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Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert le 16 Mai 2010 dans le cadre de la mission WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) et répertorié comme tel sous la dénomination de 2010 KW7 après confirmation par Spacewatch et par le Siding Spring Survey, a révélé sa nature cométaire lors d'observations supplémentaires effectuées le 17 Novembre 2010 par J. V. Scotti (LPL/Spacewatch I).

Les éléments orbitaux de la comète C/2010 KW7 (WISE) indiquent un passage au périhélie le 11 Octobre 2010 à une distance d'environ 2,5 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10W20.html (MPEC 2010-W20)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2010%20KW7;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://scully.cfa.harvard.edu/~cgi/ReturnPrepEph?d=c&o=CK10K07W

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

Plutôt que de tourner en cercles autour du centre de la Voie lactée, l'ensemble des étoiles de notre Galaxie adopte des trajectoires différentes, s'éloignant du centre galactique. C'est ce que viennent de montrer Arnaud Siebert et Benoit Famaey, astronomes à l'Observatoire astronomique de Strasbourg (CNRS/Université de Strasbourg) et leurs collègues étrangers. Pourquoi ce comportement étrange ? Ce serait la barre centrale et les bras spiraux de notre Galaxie qui auraient perturbé l'ensemble des étoiles et les auraient fait sortir de leurs trajectoires circulaires normales pour leur faire prendre ces chemins de traverse.

La majorité des galaxies, dont notre Voie lactée, ont une forme de spirale. Les étoiles s'y distribuent dans un disque fin en rotation autour du centre galactique, avec des zones réparties en plusieurs bras spiraux ou en zones elliptiques comme la barre centrale. En raison de la gravité, les bras spiraux se propagent dans le disque sous la forme d'ondes de densité. On pensait depuis plus de vingt ans que ces ondes de densité devaient bien avoir un impact sur les vitesses stellaires au sein de la Voie lactée mais que leur influence était tout à fait négligeable en comparaison du mouvement circulaire global des étoiles dans le disque de la Galaxie. C'est ce que vient d'infirmer de façon spectaculaire une équipe internationale comprenant plusieurs chercheurs de l'Observatoire astronomique de Strasbourg : le mouvement d'ensemble des étoiles vers l'extérieur de la Galaxie atteint dans notre voisinage une vitesse moyenne de l'ordre de 10 kilomètres par seconde, bien plus élevée que ce que l'on pensait jusqu'alors.

Pour arriver à ce résultat, l'équipe a analysé systématiquement les vitesses de plus de deux cent mille étoiles situées dans un rayon de plus de six mille années lumière autour du Soleil. Grâce aux données du grand relevé stellaire RAVE (RAdial Velocity Experiment) [1] obtenues depuis 2003 avec le télescope Schmidt de l'Australian Astronomical Observartory, ils ont pu mesurer pour la toute première fois les vitesses radiales de ces centaines de milliers d'étoiles et déterminer si elles se rapprochent ou s'éloignent de nous.

Les chercheurs ont pu ainsi déterminer que la vitesse moyenne des étoiles vers l'extérieur de la Galaxie augmentait avec la distance au Soleil dans la direction du centre galactique, et atteignait 10 kilomètres par seconde à 6 mille années-lumière de nous (soit 19 mille années-lumière du centre galactique). Un résultat tout à fait inattendu et d'autant plus surprenant qu'il semble affecter préférentiellement les étoiles vieilles, âgées de plusieurs milliards d'années. Or l'on pensait jusqu'alors que les bras spiraux influençaient plutôt la dynamique des étoiles jeunes (âgées de « seulement » quelques dizaines de millions d'années). Mais l'étude théorique de l'effet combiné des bras spiraux et de la barre centrale, dans le plan et hors du plan de la Galaxie, pourrait peut-être permettre d'expliquer les curieuses distorsions des mouvements stellaires observées par les astronomes de l'équipe RAVE. Affaire à suivre...

Note :

[1] Le programme National de Cosmologie et Galaxies de l'Institut National des Sciences de l'Univers du CNRS participe au financement du programme RAVE.

Pour en savoir plus :

Sur le relevé RAVE

Référence :

"Detection of a radial velocity gradient in the extended local disc with RAVE". Arnaud Siebert, Benoit Famaey, Ivan Minchev, George Seabroke, James Binney, Benedict Burnett, Ken Freeman, et al., à paraître dans Monthly Notices of the Royal Astronomy Society.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/les-etoiles-et-notre-galaxie/ca-ne-tourne-pas-rond-dans-la-voie-lactee

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En découvrant la première étoile double dans laquelle une étoile variable de type céphéide et une autre étoile passent alternativement l'une devant l'autre, une équipe internationale d'astronomes a résolu un mystère vieux de plusieurs décennies. L'alignement rare des orbites des deux étoiles dans ce système d'étoile double a permis une mesure de la masse de la céphéide avec une précision inégalée. Jusqu'à présent, les astronomes avaient deux théories incompatibles pour l'estimation de la masse des céphéides. Le nouveau résultat montre que le calcul provenant de la théorie des pulsations stellaires a visé juste, alors que celui provenant de la théorie de l'évolution stellaire se révèle en contradiction avec ces nouvelles observations.

Ces nouveaux résultats d'une équipe dirigée par Grzegorz Pietrzynski (Universidad de Concepción, au Chili, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Pologne) paraitront dans l'édition du 25 novembre 2010 de la revue Nature.

Représentation d'artiste de la double étoile remarquable OGLE-LMC-CEP0227

Crédit : ESO/L. Calçada

Grzegorz Pietrzynski présente ce résultat remarquable: «En utilisant l'instrument HARPS sur le télescope de 3,6 mètres à l'Observatoire La Silla de l'ESO au Chili, ainsi que d'autres télescopes, nous avons mesuré la masse d'une céphéide avec une précision beaucoup plus grande que toutes les estimations antérieures. Ce nouveau résultat nous permet de voir immédiatement laquelle des deux théories concurrentes utilisées pour estimer la masse des céphéides est correcte. »

Les étoiles variables de type céphéide classique, généralement appelées simplement céphéides, sont des étoiles instables qui sont plus grandes et beaucoup plus lumineuses que le Soleil [1]. Elles se dilatent et se contractent de façon périodique, avec un cycle complet qui dure entre quelques jours et plusieurs mois. La durée nécessaire pour que la brillance de l'étoile augmente puis décline est plus longue pour les étoiles les plus lumineuses et plus courte pour les étoiles à plus faible luminosité. Grâce à cette relation remarquablement précise, l'étude des céphéides est l'un des moyens les plus efficaces pour mesurer les distances des galaxies proches et de là, définir l'échelle des distances de tout l'Univers [2].

Malheureusement, malgré leur importance, on ne comprend pas tout des céphéides. Les calculs de leur masse, dérivés de la théorie des étoiles pulsantes, donnent des valeurs de 20 à 30% inférieures aux calculs provenant de la théorie de l'évolution stellaire. Cet écart embarrassant est connu depuis les années 1960.

Pour résoudre ce mystère, les astronomes avaient besoin de trouver une étoile double contenant une céphéide et dont l'orbite pouvait être vue par la tranche depuis la Terre. Dans ces cas, connus sous le nom de binaires à éclipses, la luminosité des deux étoiles faiblit lorsqu'une des deux composantes passe devant l'autre et à nouveau quand elle passe derrière l'autre. En observant de telles paires, les astronomes peuvent déterminer les masses des étoiles avec une grande précision [3]. Malheureusement, ni les céphéides, ni les binaires à éclipses ne sont assez fréquentes, de sorte que la chance de trouver une telle paire inhabituelle semble très faible. Aucune n'est connue dans la Voie Lactée.

Wolfgang Gieren, un autre membre de l'équipe, reprend le récit: «Très récemment, nous avons effectivement trouvé le système d'étoiles doubles que nous espérions parmi les étoiles du Grand Nuage de Magellan. Il contient une étoile variable de type céphéide avec des pulsations tous les 3,8 jours. L'autre étoile est légèrement plus grande et plus froide et ces deux étoiles parcourent leur orbite l'une autour de l'autre en 310 jours. La vraie nature binaire de l'objet a été immédiatement confirmée quand nous l'avons observé avec le spectrographe HARPS à La Silla. »

Les observateurs ont soigneusement mesuré les variations de luminosité de cet objet rare, connu sous le nom de OGLE-LMC-CEP0227 [4], au cours de l'orbite de ces deux étoiles et pendant qu'elles passaient l'une devant l'autre. Ils ont également utilisé HARPS et d'autres spectrographes pour mesurer les mouvements de rapprochement et d'éloignement des étoiles par rapport à la Terre. Ils ont mesuré à la fois le mouvement orbital de deux étoiles et le mouvement de va-et-vient de la surface de la céphéide lorsqu'elle se dilate et se contracte.

Ces données très complètes et détaillées ont permis aux observateurs de déterminer le mouvement orbital, les tailles et les masses des deux étoiles avec une précision très élevée - dépassant de loin ce qui avait été fait avant pour une céphéide. La masse de la céphéide est maintenant connue avec environ 1% d'erreur et sa valeur s'accorde exactement avec les valeurs calculées par la théorie des pulsations stellaires. Toutefois, il a été démontré que la plus grande masse estimée par la théorie de l'évolution stellaire était largement erronée.

L'estimation largement améliorée de la masse est seulement un des résultats de ce travail et l'équipe espère trouver d'autres exemples de ces paires d'étoiles remarquablement utiles afin d'étendre l'application de cette méthode. En utilisant des systèmes binaires similaires, ils pensent être en mesure de déduire un jour la distance par rapport à la Terre du Grand Nuage de Magellan avec une erreur de 1%, ce qui amènerait une amélioration très importante de l'échelle des distances cosmiques.

Notes

[1] Les premières variables de type céphéide ont été repérées au 18ème siècle et les variations des plus brillantes d'entre elles peuvent être observées à l'œil nu. Elles tirent leur nom de l'étoile Delta Cephei dans la constellation de Céphée (le roi d'Ethiopie dans la mythologie grecque), dont les variations ont été vues pour la première fois par John Goodricke en Angleterre en 1784. Notons aussi que Goodricke a également été le premier à expliquer les variations de lumière d'un autre type d'étoiles variables, les binaires à éclipses. Dans ce cas, deux étoiles sont en orbite l'une autour de l'autre, chacune passant devant l'autre pendant une partie de leurs orbites, faisant ainsi baisser la luminosité totale de la paire. L'objet très rare étudié par cette équipe est à la fois une céphéide et une binaire à éclipse. Les céphéides classiques sont des étoiles massives, qui se distinguent des étoiles pulsantes similaires de faible masse en ne partageant pas la même histoire évolutive.

[2] La relation période luminosité pour les céphéides, découverte par Henrietta Leavitt en 1908, a été utilisée par Edwin Hubble pour faire les premières estimations de distance pour ce que nous savons maintenant être des galaxies. Plus récemment, les céphéides ont été observées avec le télescope spatial Hubble et le VLT de l'ESO à Paranal pour faire des estimations très précises de distance pour de nombreuses galaxies proches.

[3] En particulier, les astronomes peuvent déterminer les masses des étoiles avec une grande précision s'il se trouve que les deux étoiles ont des luminosités similaires et donc que les raies spectrales appartenant à chacune d'elles peuvent être observées dans le spectre commun des deux étoiles observées ensemble, comme c'est le cas pour cet objet.

[4] Le nom de OGLE-LMC-CEP0227 provient du fait que la variabilité de l'étoile a été découverte pour la première fois lors des recherches OGLE de microlentille gravitationnelle. Plus de détails sur OGLE sont disponibles à: http://ogle.astrouw.edu.pl/.

Plus d'informations

Cette recherche est présentée dans un article du journal Nature du 25 novembre 2010.

L'équipe est composée de G. Pietrzynski (Universidad de Concepción, Chili, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Pologne), I. B. Thompson (Carnegie Observatories, USA), W. Gieren (Universidad de Concepción, Chili), D. Graczyk (Universidad de Concepción, Chili), G. Bono (INAF-Osservatorio Astronomico di Roma, Universita' di Roma, Italie), A. Udalski (Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Pologne), I. Soszynski (Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Pologne), D. Minniti (Pontificia Universidad Católica de Chile, Chili) et B. Pilecki (Universidad de Concepción, Chili, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Pologne).

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

Liens

L'article scientifique dans Nature

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1046/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Notre environnement cosmique proche - le Groupe local de galaxies - a-t-il vécu un épisode de collision particulièrement violente il y a 6 milliards d'années ? C'est ce qu'indiquent les simulations numériques effectuées par six chercheurs de l'Observatoire de Paris, du CNRS, et des Observatoires astronomiques nationaux de l'Académie des sciences de Chine NAOC [1]. Cette fusion de deux galaxies serait à l'origine de la formation de la spirale géante d'Andromède et des deux Nuages de Magellan, qui s'approchent de notre Voie lactée. Les résultats seront publiés les 20 novembre et 10 décembre 2010 dans deux articles d'Astrophysical Journal.

Le Groupe local, composé d'une quarantaine de galaxies qui nous entourent, est dominé par deux grandes spirales : Andromède (Messier 31) et notre propre Galaxie, la Voie lactée. Si l'origine de cette dernière reste encore mystérieuse, la plupart des astronomes s'accordent à penser qu'Andromède, elle, s'est formée par collision de deux galaxies de plus petites masses. Mais quand et comment s'est produit cet évènement majeur ? Quelles en sont les conséquences ? L'équipe emmenée par l'astronome François Hammer de l'Observatoire de Paris [2] et qui inclut des chercheurs des Observatoires astronomiques nationaux de l'Académie des sciences de Chine NAOC [3] a modélisé, pour la première fois, l'évolution et la structure de la galaxie d'Andromède. Les chercheurs ont ainsi pu reproduire l'ensemble des propriétés exceptionnelles de l'astre : un grand disque mince dans lequel s'inscrit un anneau géant de gaz, un bulbe central massif, un gigantesque disque épais, un courant géant d'étoiles vieilles et de nombreux autres courants d'étoiles dans son halo périphérique. Ils en déduisent qu'Andromède serait le résultat d'une fusion entre une galaxie un peu plus massive que la Voie lactée et une autre environ trois fois plus modeste. Les âges apparents des étoiles dans les différentes composantes datent précisément l'événement : les deux galaxies se sont rencontrées pour la première fois il y a moins de 9 milliards d'années, pour finalement s'unir il y a 5,5 milliards d'années.

Naissance d'Andromède

Une telle collision serait la plus importante survenue dans l'histoire du Groupe local. D'autant que la galaxie d'Andromède et ses satellites contiennent la majeure partie de la matière baryonique ordinaire, étoiles et gaz visibles, de ce groupe. La collision a dû être très violente, pour générer la rotation (moment angulaire) nécessaire à la reformation du disque de la galaxie produite, après le choc. Les simulations prédisent qu'une masse d'environ un tiers de celle de la Voie lactée, sous forme de gaz et d'étoiles, a été expulsée durant l'interaction formant ce que l'on appelle les « queues de marée » générées par la force de gravité. Une grande partie de cette matière s'est, ensuite, dispersée au sein d'un super plan orienté le long du disque de la galaxie d'Andromède. Ce dernier est vu de profil, pratiquement de côté, avec une inclinaison de 77° par rapport au fond du ciel. Le super plan englobe ainsi notre Galaxie.

Nuages de Magellan

Dans un second volet de l'étude, les astronomes se sont ainsi interrogés sur une des conséquences possibles de la perturbation pour notre Galaxie et son environnement. L'origine des Nuages de Magellan, au voisinage de la Voie lactée, restait jusque-là assez mystérieuse. Une solution attrayante apparaît : les Nuages sont nés dans une des queues de marée créées lors de la collision à l'origine de la galaxie d'Andromède. Ils ont été éjectés en direction de notre Galaxie. Au vu de leurs vitesses particulières, ils « tombent » actuellement vers nous à une allure considérable : un million de kilomètres/heure (350 km/s) ! Une autre propriété intriguante de ces Nuages semble s'expliquer : ils sont riches en gaz, comme les queues de marée, et de forme irrégulière. Les astronomes de l'Observatoire de Paris et NAOC ont utilisé les vitesses mesurées de ces objets pour en déduire leur position il y a plusieurs milliards d'années, et remonter le fil du temps.

S'ils se confirment, les résultats sur les mœurs jadis tourmentées des galaxies du Groupe local pourraient avoir des conséquences importantes en cosmologie. D'une part, ils supportent l'hypothèse que les galaxies spirales se sont formées par fusions successives. D'autre part, ils confortent la prédiction qu'une partie non négligeable des galaxies naines se sont formées à partir des queues de marée.

Cette recherche a reçu le soutien du Laboratoire international associé « Origines » (CNRS, Observatoire de Paris, Université Pierre et Marie Curie, Université Paris Diderot, NAOC).

Film présentant la simulation de la collision des deux galaxies

Notes :

[1] Font partie de cette équipe : François Hammer, Jianling Wang, Mathieu Puech, Hector Flores et Sylvain Fouquet GEPI (Observatoire de Paris, CNRS, Université Paris Diderot) ; Yanbin Yang.

[2] Laboratoire « Galaxies, étoiles, physique, instrumentation » GEPI (Observatoire de Paris / CNRS / Université Paris Diderot)

[3] NAOC National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences

Référence

"Does M31 results from an ancient major merger?", F. Hammer, Y. B. Yang, J.L. Wang, M. Puech, H. Flores & S. Fouquet, à paraître le 20 novembre 2010 dans Astrophysical Journal

"Could the Magellanic Clouds be tidal dwarves expelled from a past-merger event occurring in Andromeda?", Y. B. Yang & F. Hammer à paraître le 10 décembre 2010 dans Astrophysical Journal Letters.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/extragalactique-et-univers/il-y-a-6-milliards-d-annees-crash-majeur-dans-le-groupe-local-de-

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Brian Marsden (1937 août 5-2010 18 novembre)

Un grand Monsieur du monde de l'Astronomie vient de nous quitter.

Brian Marsden a longtemps été directeur du CBAT (Central Bureau of Astronomical Telegrams) de l'Union Astronomique Internationale (jusqu'en 2000) et du Minor Planet Center (jusqu'en 2006), positions qui ont effectivement faites de lui et sa petite équipe le centre d'information à travers le monde pour les découvertes astronomiques.

La notice éditoriale publiée sous forme de Minor Planet Electronic Circular (MPEC 2010-W10), actualisée et postée par Gareth Williams, directeur adjoint du MPC (et gendre de Marsden), rend hommage à ce grand homme.

Crédit : CFA / Harold Dorwin

Brian Marsden Geoffrey est né le 5 août 1937 à Cambridge, Angleterre. Son père, Thomas, était professeur de mathématiques d'un lycée local. C'est sa mère, Eileen (née West), cependant, qui l'initia à l'étude de l'astronomie, quand il est rentré le jeudi lors de sa première semaine à l'école primaire en 1942 et l'a trouvée siégeant dans le jardin regardant une éclipse de Soleil. Utilisant des verres fumés à la bougie maintenant déconseillé, ils se sont assis pour regarder l'évolution de la morsure du Soleil. Ce qui a le plus impressionné l'astronome en herbe, cependant, n'était pas que l'éclipse pouvait être vue, mais le fait qu'elle avait été prévue à l'avance, et c'était l'idée que l'on pouvait faire des prédictions avec succès des événements dans le ciel qui l'a finalement conduit à sa carrière.

Lorsque, à l'âge de 11 ans, il entra à l'école Perse à Cambridge, il développait des méthodes primitives pour le calcul des positions des planètes. Il réalisa bientôt que les astronomes précédents étaient venus avec des procédures plus précises pour ce faire au cours des siècles, et durant les deux années suivantes ce qui a conduit à son introduction à la bibliothèque des Observatoires de l'Université de Cambridge et son étude de la façon dont les éclipses, par exemple, pourraient être précisément calculée. Avec un couple d'autres étudiants, il forme une Société d'Astronomie scolaire, dont il a servi comme secrétaire. À l'âge de 16 ans, il a rejoint et a commencé à fréquenter régulièrement les réunions mensuelles de Londres de la British Astronomical Association. Il s'est rapidement impliquée avec la Section Informatique de l'Association, qui était connue en particulier pour faire des prédictions astronomiques autres que celles qui avaient été régulièrement préparées par des astronomes professionnels pour publication dans les almanachs du monde entier. Sous le regard attentif du directeur et directeur adjoint de la Section Informatique, ceci le conduit à préparer et à publier des prévisions des occasions où l'une des lunes de Jupiter pourrait être vue passer directement devant l'autre. Il a également calculé les effets gravitationnels des planètes sur les dates et les positions dans le ciel des retours de certaines comètes périodiques. Il a effectué ces calculs en utilisant les tables de logarithmes. Après tout, c'était bien avant que les calculatrices de poche soient inventées, et la construction de grands calculateurs électroniques était encore alors à ses tous débuts. Il a toujours maintenu que le fait de tels calculs par des moyens primitifs a augmenté de façon significative la compréhension des scientifiques impliqués. Au cours de sa dernière année de lycée, il est également devenu un membre junior de la Royal Astronomical Society.

Il était étudiant au New College, Université d'Oxford. Dans sa première année il a persuadé la British Astronomical Association de lui prêter une machine à calculer mécanique, lui permettant ainsi d'augmenter sa productivité informatique. Au moment où il a obtenu son diplôme de premier cycle, en mathématiques, il avait déjà développé un peu d'une réputation internationale pour le calcul des orbites des comètes, y compris des nouvelles découvertes. Il a passé une partie de ses deux premières vacances d'été de premier cycle travaillant au British Nautical Almanac Office. Il a également répondu à une question de Dorothy L. Sayers impliquant l'ancien poète romain Lucain. Révolté par ce qu'elle considère comme excessivement injuste la critique de Lucan par AE Housman et Robert Graves, elle a obtenu son aide au cours de la dernière année de sa vie pour confirmer son avis que la compréhension de l'astronomie et de la géographie de Lucan était raisonnablement valide. Une abondante correspondance du Dr Sayers dans le cadre de cette étude est incluse dans le dernier volume de ses lettres recueillies.

Après Oxford, il accepta une invitation pour traverser l'étang et travailler à l'Observatoire de l'Université de Yale. Il avait initialement prévu de passer tout juste un an là réalisant des recherches sur la mécanique orbitale, mais à son arrivée en 1959, il était également inscrit comme étudiant diplômé de Yale. Avec la disponibilité de l'ordinateur IBM 650 de l'université dans le bâtiment de l'observatoire, il l'avait bientôt programmé pour calculer les orbites des comètes. Se rappelant son intérêt plus tôt pour les lunes de Jupiter, il a complété les exigences pour son diplôme de doctorat avec une thèse portant sur "The Motions of the Galilean Satellites of Jupiter".

Sur l'invitation du directeur Fred Whipple, il a rejoint le personnel du Smithsonian Astrophysical Observatory à Cambridge (Massachusetts) en 1965. Le Dr. Whipple était probablement mieux connu pour l'élaboration du modèle de la "boule de neige sale" pour le noyau d'une comète une décennie et demi plus tôt. A cette époque il n'y avait plutôt que peu de preuves que le mouvement d'une comète était affecté par les forces au-delà de celles de la gravitation (limité en raison de la nécessité de calculer l'orbite à la main), et le modèle de Whipple voulait que ces forces étaient dues à la réaction de la comète à la vaporisation de la neige ou de la glace cométaire par le rayonnement solaire. Le Dr. Marsden a donc développé un moyen d'intégrer ces forces directement dans les équations qui régissent le mouvement d'une comète. L'application d'un programme informatique qui comprenait ces effets non-gravitationnels de plusieurs comètes a rapidement donné des résultats qui ont été bien compatible avec l'idée originale du Dr. Whipple. Poursuivre l'amélioration des termes non-gravitationnels, en grande partie réalisée en collaboration avec Zdenek Sekanina, un astronome tchèque et ami du Dr. Marsden que lui et le Dr. Whipple ont réussi à amener aux États-Unis en tant que réfugié après l'invasion soviétique de Prague en 1968, a entraîné une amélioration de la richesse des calculs d'orbites cométaires au moment où le Dr Sekanina a déménagé en Californie en 1980. Il est à noter que la procédure initiée et développée par le Dr Marsden est encore largement utilisée pour calculer les effets non-gravitationnels des comètes, avec en outre relativement peu de modifications par d'autres astronomes.

La participation du Smithsonian Astrophysical Observatory avec les comètes a donné une stimulation, peu de temps avant l'arrivée du Dr Marsden ici, par le transfert ici de Copenhague de l'office du Bureau Central des Télégrammes Astronomiques, une organisation nommée bizarrement qui était mis en place par l'Union Astronomique Internationale Union peu de temps après sa fondation en 1920. Le CBAT est responsable de la diffusion de l'information à travers le monde sur les découvertes de comètes, novae, supernovae et autres objets d'intérêt astronomiques passagers en général. C'est le CBAT qui effectivement nomme les comètes (en général d'après leurs découvreurs), et il a également été un dépôt pour les observations de comètes pour lesquels les calculs d'orbite doivent être ajustés. Le Dr. Marsden a succédé au Dr Owen Gingerich comme directeur du CBAT en 1968. Il a été rejoint par Daniel Green en tant qu'assistant étudiant une décennie plus tard, et le Dr Green a pris le poste de directeur du CBAT en 2000. Jusqu'au début des années 1980 le Bureau a vraiment reçu et diffusé les informations de découverte par télégramme (avec diffusion aussi de circulaire carte postale), bien que les annonces par e-mail commencaient alors naturellement à prendre le relais. La dernière fois que le CBAT a reçu un télégramme était lorsque Thomas Bopp a envoyé un mot de sa découverte d'une comète en 1995. Puisque le mot de cette découverte avait déjà été reçu d'Alan Hale quelques heures plus tôt par e-mail, l'objet était très près d'être nommé juste comète Hale, plutôt que la célèbre comète Hale-Bopp qui a magnifiquement orné les cieux du monde pendant plusieurs semaines deux ans plus tard.

La prédiction de comète dont il était le plus fier est le retour de la comète Swift-Tuttle, qui est la comète associée aux météores des Perséides chaque année en août. Elle avait été découverte en 1862, et la sagesse conventionnelle était qu'elle reviendrait autour de 1981. Il a suivi cette ligne pour une grande partie d'un document qu'il a publié sur le sujet en 1973. Il avait une forte suspicion, cependant, que la comète de 1862 était identique à celle observée en 1737, et cette hypothèse lui a permis de prédire que Swift-Tuttle ne reviendra pas avant fin-1992. Cette prédiction s'est avérée juste, et cette comète a la plus longue période orbitale de toutes les comètes dont les retours ont été prédit avec succès.

Bien que le CBAT fasse aussi traditionnellement des annonces de découvertes d'astéroïdes qui viennent près de la Terre, l'organisation officielle pour s'occuper des découvertes d'astéroïdes (plus de 99% sont situés dans une ceinture entre Mars et Jupiter) est le Minor Planet Center. Également exploité par l'Union Astronomique Internationale, le MPC était situé jusqu'en 1978 à l'Observatoire de Cincinnati. En cette année, le directeur, le Dr Paul Herget, a pris sa retraite, et il était nécessaire que le Centre trouve une nouvelle maison. En conséquence, l'IAU a demandé au Dr. Marsden de prendre également en charge la direction du MPC. Grâce au transfert du directeur adjoint Conrad Bardwell avec les dossiers du MPC de Cincinnati, cette tâche a été rendue plus aisée. Bien que le CBAT et le MPC ont toujours maintenu leurs entités distinctes, il y avait beaucoup de points communs entre eux. Le Dr. Marsden a donc été en mesure d'introduire une certaine efficacité dans leurs opérations combinées. Lors de la retraite de Mr. Bardwell à la fin de 1989, Gareth Williams s'est joint au personnel du MPC et est devenu plus tard directeur adjoint.

Les progrès dans la communication électronique dans les années 1990 a également permis des améliorations dans le fonctionnement du MPC. Peut-être la plus importante d'entre elles est la mise au point, en 1996, de l'Internet "Near-Earth Object Confirmation Page". Celle-ci attire l'attention sur des objets candidats qui approchent de la Terre dans le besoin de suivi d'observations dès qu'ils ont été rapportés au MPC, à la suite de la dérivation par le Dr Marsden d'une méthode particulièrement ingénieuse pour l'estimation de l'incertitude de la prédiction en calculant automatiquement une série d'orbites qui ne représentent que la première et la dernière observations. En 1998, il a développé une certaine notoriété en suggérant qu'un objet appelé 1997 XF11 pourraient entrer en collision avec la Terre. Il a fait cela comme un effort désespéré pour encourager l'acquisition de nouvelles observations, y compris la recherche de données possibles à partir de plusieurs années auparavant. La reconnaissance de certaines observations de 1990 a clairement indiqué qu'il ne pourrait y avoir aucune collision avec 1997 XF11 lors d'un futur prévisible. Sans ces observations de 1990, toutefois, l'orbite de l'objet serait devenue très incertaine suite à une approche modérée auprès de la Terre en 2028; en effet, le Dr. Marsden a correctement démontré qu'il y avait la possibilité d'un impact avec la Terre en 2040 et plusieurs années voisines. Il a ainsi pu finalement convaincre ses principaux critiques d'effectuer régulièrement des calculs d'incertitude similaire pour tous les objets à proximité de la Terre lorsqu'ils ont été annoncés. Encore une fois, comme plus des données s'accumulent, il est presque certain de se produire que tous les impacts possibles avec de modérément grands objets (c.-à-d, ceux d'au moins plusieurs centaines de pieds de diamètre) au cours du siècle suivant, par exemple, vont disparaître. Alors que la production de ces calculs est directement due à ses encouragements, c'était avec un certain amusement qu'il a vu des cas où d'autres données ont forcé ses anciens détracteurs à retirer d'un air penaud leurs précédentes déclarations effrayantes au sujet d'un objet potentiellement dangereux.

Le Dr. Marsden était particulièrement fasciné par l'apparition d'un groupe de comètes qui passaient près de Soleil. Connue en tant que membres du groupe de Kreutz, d'après un astronome allemand qui les a étudiés au dix-neuvième siècle, la découverte de trois autres de ces comètes rasantes au milieu du vingtième siècle l'a conduit à entreprendre un examen détaillé de la façon dont les comètes individuelles peuvent avoir évoluées les unes des autres. Il a publié cet examen en 1967, suivi d'une autre étude en 1989 impliquant une plus récente brillante comète de Kreutz, ainsi que plusieurs objets beaucoup plus faible qui avaient été détectés à partir des coronographes observant le Soleil dans l'espace. À partir de 1996, ceux-ci étaient trouvés par les coronographes de SOHO à des taux variant de quelques dizaines à plus de cent par an. Malheureusement, la faiblesse des comètes et le manque de précision avec laquelle elles peuvent être mesurées, il est difficile d'établir leurs orbites de manière aussi satisfaisante que M. Marsden aurait voulu. Plus important, cependant, il était capable de reconnaître que les données de SOHO contenaient également un autre groupe de comètes avec des orbites similaires, ces comètes maintenant connues en tant que membres du "groupe de Marsden". Contrairement aux comètes individuellse de Kreutz, qui ont des périodes orbitales de plusieurs siècles, il semble que les comètes de Marsden ont des périodes orbitales de cinq ou six ans seulement, le conduisant à essayer de reconnaître le même objet à différents passages auprès du Soleil et donc de prédire de futurs retours. Deux autres groupes bien peuplés ont également été détectés dans les données de SOHO.

Une autre série de découvertes astronomiques qui l'ont grandement intéressées était ce qu'il a toujours appelé les «objets transneptuniens», bien que beaucoup de ses collègues insistaient en les appelant "les objets de la Ceinture de Kuiper". Lorsque celui que ces mêmes collègues ont considéré comme le premier de ceux-ci a été découvert en 1992, le Dr Marsden a immédiatement remarqué que cela était faux, car Pluton, découvert en 1930 et il est vrai un peu plus grand en taille, devait être le premier. Plus précisément, il a été le premier à suggérer, à juste titre, que les trois autres objets transneptuniens découverts en 1993 étaient exactement comme Pluton dans le sens où ils décrivaient une orbite autour du Soleil à deux reprises tandis que Neptune décrit une orbite trois fois. Cette reconnaissance particulière le place fermement sur la quête de "rétrograder" Pluton. La réussite a nécessité la découverte d'objets transneptuniens plus comparable à Pluton en taille, ce qui est finalement arrivé en 2005 avec la découverte de l'objet qui allait être connu sous le nom d'Eris. Lors de sa réunion triennale en 2006 à Prague, l'IAU a voté pour désigner ces objets, ainsi que deux objets transneptuniens supplémentaires maintenant connus sous le nom de Makemake et de Haumea, ainsi que le plus gros astéroïde, Cérès, membres d'une nouvelle classe de "planète naine".

C'était également à la réunion de l'IAU à Prague que le Dr Marsden a démissionné en tant que directeur du MPC, et il était très amusé à l'idée que lui et Pluton avait été retiré le jour même. Bien qu'il soit resté travailler au MPC (et aussi au CBAT) à titre honoraire, la direction a été transmise à M.Timothy Spahr, qu'il avait pris au MPC en 2000.

Le Dr. Marsden a servi en tant que directeur associé du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (la combinaison du Smithsonian Astrophysical Observatory et du Harvard College Observatory) pendant 15,75 ans depuis le début de 1987 (la plus longue durée pour l'un des directeurs associés du Centre). Il a été président de la Division of Dynamical Astronomy de l'American Astronomical Society courant 1976-1978 et président des commissions de l'IAU, qui ont supervisé le fonctionnement du Minor Planet Center (1976-1979) et du Central Bureau for Astronomical Telegrams (2000-2003). Il a continué à servir par la suite sur les deux comités de nomenclatures du système solaire de l'IAU, est le secrétaire perpétuelle de celui qui décide des noms des astéroïdes. Il a également continué à publier un "Catalogue des orbites cométaires", le premier de ceux-ci ayant paru en 1972 et ses successeurs à peu près à deux ans d'intervalle. Bien que connu du monde entier comme un théoricien et dynamicien, il partage le crédit de la découverte (avec Nilolai Charnykh) de l'astéroïde 37556 Svyaztie.

Parmi les diverses récompenses qu'il a reçues des États-Unis, du Royaume-Uni et d'une poignée d'autres pays européens, celles qu'il avait particulièrement appréciées étaient le Dirk Brouwer Award de 1995 (du nom de son mentor à Yale) de la AAS Division on Dynamical Astronomy et le Van Biesbroeck Award de 1989 (du nom d'un vieil ami et observateurs de comètes et d'étoiles doubles), alors présenté par l'Université de l'Arizona, maintenant par l'AAS, pour service à l'astronomie.

Le Dr. Marsden a épousé Nancy Lou Zissell, de Trumbull, Connecticut, en 1964 le 26 Décembre,  et a engendré Cynthia (qui est marié à Gareth Williams, encore directeur associé du MPC ), d'Arlington, Massachusetts, et Jonathan, de San Mateo, en Californie. Il y a trois petits-enfants californiens, Nikhilas, Nathaniel et Neena. Une soeur, Sylvia Custerson, continue à résider à Cambridge, en Angleterre.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10W10.html (MPEC 2010-W10)

http://www.skyandtelescope.com/news/109107254.html

http://www.cfa.harvard.edu/news/2010/pr201025.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le cannibalisme galactique met une exoplanète d'origine extragalactique à portée des astronomes

Une exoplanète en orbite autour d'une étoile entrée dans notre Voie Lactée, originaire d'une autre galaxie, a été détectée par une équipe européenne d'astronomes utilisant le télescope MPG / ESO de 2,2 mètres à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili. Cette planète, semblable à Jupiter, est particulièrement inhabituelle, car elle est en orbite autour d'une étoile en fin de vie qui pourrait être sur le point de l'engloutir. Elle fournit ainsi des indices fascinants sur le sort de notre propre système planétaire dans un avenir lointain.

Crédit : ESO/L. Calçada

Au cours des 15 dernières années, les astronomes ont détecté près de 500 planètes en orbite autour d'étoiles dans notre voisinage cosmique, mais aucune détection en dehors de notre Voie Lactée n'a été confirmée [1]. Toutefois, maintenant, une planète d'une masse au moins 1,25 fois celle de Jupiter [2] a été découverte autour d'une étoile d'origine extragalactique, même si l'étoile se trouve actuellement dans notre propre galaxie. Elle fait partie de ce que l'on appelle le courant d'Helmi,  un groupe d'étoiles qui appartenait initialement à une galaxie naine dévorée par notre galaxie, la Voie lactée, au cours d'un acte de cannibalisme galactique, il y a six à neuf milliards d'années. Les résultats sont publiés aujourd'hui dans Science Express.

« Cette découverte est très enthousiasmante », dit Rainer Klement de l'Institut Max-Planck pour l'Astronomie (MPIA), responsable de la sélection des étoiles cibles de cette étude. « Pour la première fois, les astronomes ont détecté un système planétaire dans un courant stellaire d'origine extragalactique. Etant donné les grandes distances en jeu, il n'y a encore jamais eu de détection confirmée de planète dans d'autres galaxies. Mais cette fusion cosmique a amené une planète extragalactique à notre portée. »

L'étoile est connue sous le nom HIP 13044 et se trouve à environ 2000 années-lumière de la Terre dans la constellation australe du Fourneau. Les astronomes ont détecté la planète, appelée HIP 13044 b, en recherchant les faibles oscillations de l'étoile, révélatrices de l'attraction gravitationnelle d'un compagnon en orbite. Pour effectuer ces observations précises, l'équipe a utilisé le spectrographe haute résolution FEROS [3], sur le télescope  MPG/ESO de 2,2 mètres [4] à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili.

En plus de sa prétention à la célébrité, HIP 13044 b est également l'une des rares exoplanètes connues à avoir survécu à la période au cours de laquelle son étoile hôte s'est énormément dilatée après avoir épuisé la réserve de combustible que constitue l'hydrogène contenu dans son cœur – ce qui correspond à la phase de « géante rouge » de l'évolution stellaire. L'étoile s'est maintenant contractée à nouveau et brûle de l'hélium dans son cœur. Jusqu'à présent, ces étoiles appelées étoiles de la branche horizontale sont restées des territoires inexplorés pour les chasseurs de planètes.

« Cette découverte s'inscrit dans le cadre d'une étude dans laquelle nous recherchons systématiquement des exoplanètes en orbite autour d'étoiles proches de leur fin de vie », explique Johny Setiawan qui a dirigé ces recherches au sein du MPIA. « Cette découverte est particulièrement fascinante si l'on considère l'avenir lointain de notre propre système planétaire, car le Soleil est également appelé à devenir une géante rouge dans environ cinq milliards d'années. »

HIP 13044 b est proche de son étoile hôte. Au point le plus proche durant son orbite elliptique, la planète est à une distance inférieure à un diamètre stellaire de la surface de l'étoile (ou 0,055 fois la distance Terre-Soleil). Elle parcourt son orbite en seulement 16,2 jours. Setiawan et ses collègues émettent l'hypothèse que l'orbite de la planète pourrait avoir été beaucoup plus importante auparavant, mais qu'elle s'est déplacée vers l'intérieur pendant la phase de géante rouge.

Toute planète en orbite plus proche de l'étoile n'aurait sans doute pas été aussi chanceuse. « La rotation de l'étoile est relativement rapide pour une étoile de la branche horizontale », précise Setiawan. « Une explication est que HIP 13044 ait avalé ses planètes en orbite intérieure au cours de la phase de géante rouge, ce qui la ferait tourner plus rapidement. »

Bien qu'à ce jour HIP 13044 b ait échappé au sort des planètes en orbite intérieure, l'étoile va se dilater à nouveau lors de la prochaine étape de son évolution. HIP 13044 b est peut-être donc sur le point d'être engloutie par l'étoile, ce qui signifie qu'elle serait finalement condamnée. Cela pourrait également présager la disparition de nos planètes en orbite extérieure - telles que Jupiter - lorsque le Soleil se rapprochera de la fin de sa vie.

L'étude de cette étoile suscite aussi des questions intéressantes sur la façon dont les planètes géantes se forment, car elle semble contenir très peu d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium - moins que n'importe quelle autre étoile connue pour abriter des planètes. « Pour le modèle communément accepté de formation des planètes, c'est un casse-tête d'expliquer comment une telle étoile, qui ne contient quasiment pas d'éléments lourds, aurait pu former une planète. Les planètes autour d'étoiles comme celle-ci doivent probablement se former d'une manière différente », ajoute Setiawan.

Notes

[1] Il y a eu quelques timides déclarations de détection d'exoplanètes extragalactiques par des observations de "microlentille gravitationnelle", phénomène dans lequel le passage de la planète devant une étoile encore plus éloignée génère un "flash" très léger, mais toutefois détectable. Cependant, cette méthode repose sur un événement particulier - l'alignement fortuit entre une source lointaine de lumière, le système planétaire et les observateurs sur la Terre - et aucune détection de ce type de planète extragalactique n'a été confirmée.

[2] En utilisant la méthode des vitesses radiales, les astronomes ne peuvent estimer que la masse minimale d'une planète, étant donné que l'estimation de masse dépend aussi de l'angle d'inclinaison du plan orbital par rapport à la ligne de visée, angle qui lui est inconnu. D'un point de vue statistique, cette masse minimale est cependant souvent proche de la masse réelle de la planète.

[3] FEROS signifie Spectrographe à Fibres à Gamme Optique Etendue (Fibre-fed Extended Range Optical Spectrograph).

[4] Le télescope de 2,2 mètres est en service à La Silla depuis le début de 1984 et est un prêt à durée indéterminée à l'ESO de l'Institut Max-Planck (Société Max Planck ou MPG en allemand). Le temps de télescope est partagé entre le MPG et les programmes d'observation de l 'ESO, tandis que le fonctionnement et l'entretien du télescope sont de la responsabilité de l'ESO.

Plus d'informations

Ces travaux de recherche ont été présentés dans l'article, “A Giant Planet Around a Metal-poor Star of Extragalactic Origin”, by J. Setiawan et al., à paraitre dans Science Express le 18 novembre 2010.

L'équipe scientifique comprend J. Setiawan, R. J. Klement, T. Henning, H.-W. Rix, et B. Rochau (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Germany), J. Rodmann (European Space Agency, Noordwijk, the Netherlands) et T. Schulze-Hartung (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, Germany).

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

Liens

Photos du télescope MPG/ESO de 2.2 mètres

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1045/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les galaxies elliptiques étaient autrefois pensées être de vieillissantes citées d'étoiles dont l'âge d'or de fabrication d'étoiles était il y a des milliards d'années. Mais de nouvelles observations avec le télescope spatial Hubble contribuent à montrer que les galaxies elliptiques ont toujours gardé une certaine vigueur de jeunesse, grâce aux rencontres avec de plus petites galaxies.

Les images du noyau de NGC 4150, prises en lumière de proche ultraviolet avec l'oeil vif de l'instrument WFC3 (Wide Field Camera 3), révèlent des bandes de poussières et de gaz et des amas de jeunes étoiles bleues qui sont significativement de moins d'un milliard d'années. L'expérience montre que la naissance d'étoile a été déclenchée par une fusion avec une galaxie naine. La nouvelle étude contribue à renforcer l'idée que la plupart des galaxies elliptiques ont de jeunes étoiles, insufflant une nouvelle vie à de vieilles galaxies. Dans l'image à grande échelle, les brins sombres de poussières au centre fournissent la preuve timide d'une fusion récente de galaxies. L'image en encart montre une vue agrandie de l'activité chaotique à l'intérieur du noyau de la galaxie. Les secteurs bleus indiquent une rafale de naissance récente d'étoiles. L'endroit de reproduction stellaire est d'environ 1.300 années-lumière de large. Les étoiles dans ce secteur ont moins d'un milliard d'années.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/38

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette image composée montre deux vues d'une étoile gonflée mourante, ou nébuleuse planétaire, connue sous le nom de NGC 1514. La vue sur la gauche est d'un télescope basé au sol en lumière visible; la vue sur la droite montre l'objet dans la lumière infrarouge, comme vu par WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) de la NASA.

L'objet est en réalité une paire d'étoiles -- une étoile est un géante mourant un peu plus lourde et plus chaude que notre Soleil et l'autre était une encore plus grande étoile qui s'est maintenant contractée en un corps dense appelé une naine blanche. Comme l'étoile géante prend de l'âge, elle perd certaines de ses couches extérieures de matériel pour former une grande bulle autour des deux étoiles. On pense que les jets de matière de la naine blanche se sont heurtés à ce mur de bulle. Les secteurs où les jets frappent les murs de la cavité apparaissent comme des anneaux oranges dans l'image de WISE. C'est parce que la poussière dans les anneaux est chauffée et rougeoie avec la lumière infrarouge que WISE la détecte.

Le nuage vert vu dans la vue de WISE est une coquille intérieure de matériel précédemment déversé. Dans l'image visible, on voit cette enveloppe dans la lumière brillante bleue. On peut aussi voir une enveloppe extérieure dans l'image visible dans des nuances plus translucides de bleu. Cette enveloppe extérieure est trop faible pour être vue par WISE.

NGC 1514 est située à 815 années-lumière, dans la constellation du Taureau (Taurus).

Dans l'image de WISE, la lumière infrarouge avec une longueur d'onde de 3,4 microns est bleue; la lumière en 4,6 microns est cyan; la lumière en 12 microns est verte; et la lumière en 22 microns est rouge.

L'image en lumière visible est du DSS (Digitized Sky Survey), basé au Space Telescope Science Institute à Baltimore, Md.

http://wise.ssl.berkeley.edu/gallery_NGC1514.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astropnomes utilisant l'Observatoire de rayons X Chandra ont découvert la preuve du plus jeune trou noir connu dans notre voisinage cosmique - de seulement 30 ans -, fournissant une occasion unique d'observer un trou noir se développer au cours de son enfance. L'objet pourrait aider les scientifiques à mieux comprendre comment les étoiles géantes explosent pour laisser un trou noir ou une étoile à neutrons, ainsi que leur nombre dans notre galaxie et dans les autres.

L'objet est un reste de SN 1979C, une supernova dans la galaxie M100, laquelle se trouve à 50 millions d'années-lumière de la Terre. Les données de Chandra, ainsi que celles de Swift de la NASA, de XMM-Newton de l'ESA (European Space Agency) et l'observatoire allemand ROSAT ont révélé une source lumineuse de rayons X qui est restée constante pendant 12 ans d'observation, de 1995 à 2007. Ceci suggère que l'objet est un trou noir alimenté soit par le matériel tombant dedans de la supernova, ou bien d'un compagnon binaire.

"Si notre interprétation est correcte, ceci est l'exemple le plus proche où la naissance d'un trou noir a été observée", souligne Daniel Patnaude, du Centre d'Astrophysique Harvard-Smithsonian à Cambridge (Massachusetts), qui a mené l'étude.

Les scientifiques pensent que SN 1979C -- découverte initialement par un astronome amateur en 1979 -- s'est formée quand une étoile environ 20 fois plus massive que le Soleil s'est effondrée. Beaucoup de nouveaux trous noirs dans l'Univers lointain ont été précédemment détectés sous forme d'éclats de rayons gamma (GRBs). Toutefois, SN 1979C est différente parce qu'elle est beaucoup plus proche et appartient à une classe de supernovae qui sont peu susceptibles d'être associées à un GRB. La théorie prévoit que, en fait, la plupart des trous noirs dans l'Univers devraient se former quand le noyau d'une étoile s'effondre et un GRB n'est pas produit. Elle s'est formée d'un type particulier de supernova qui n'aboutirait pas à un éclat de rayons gamma (GRB), par lequel beaucoup de nouveaux trous noirs dans l'Univers lointain ont été détectés. Les théories récentes suggèrent que la plupart des trous noirs n'émettent pas de GRBs, quoiqu'on n'ait pas vu d'exemple jusqu'à présent.

"Ceci peut être la première fois que la façon courante de faire un trou noir a été observée" commente le co-auteur Abraham Loeb, aussi du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. "Cependant, il est très difficile de détecter ce type de naissance de trou noir parce que des décennies d'observations de rayons X sont nécessaires pour faire le cas". La plupart des trous noirs dans l'Univers devraient se former quand le noyau d'une étoile s'effondre et un sursaut de rayons gamma n'est pas produit."

L'idée d'un trou noir avec un âge observé de seulement environ 30 ans est compatible à un certain travail théorique récent. En 2005, une théorie a été présentée que la brillante lumière optique de cette supernova était alimentée par un jet à partir d'un trou noir qui ne pouvait pas pénétrer l'enveloppe d'hydrogène de l'étoile pour former un GRB. Les résultats vus dans les observations de SN 1979C correspondent très bien à cette théorie.

Bien que l'évidence indique un trou noir récemment formé dans SN 1979C, une autre possibilité intéressante est qu'une jeune étoile à neutrons tournant rapidement avec un vent puissant de particules de haute énergie pourrait être responsable de l'émission de rayons X. Ceci ferait de l'objet dans SN 1979C le plus jeune et le plus lumineux exemple d'une telle "nebuleuse de vent de pulsar" et la plus jeune étoile à neutrons connue. Le Pulsar du Crabe, l'exemple le plus connu d'une brillante nébuleuse de vent de pulsar, est âgée d'environ 950 ans.

"C'est très gratifiant de voir comment l'engagement de certains des télescopes les plus avancés dans l'espace, comme Chandra, peut aider à compléter l'histoire," note Jon Morse, chef de la Division d'Astrophysique à la Direction de Mission de Science de la NASA.

Ces résultats paraîtront dans New Astronomy Journal dans un papier par Patnaude, Loeb, et Christine Jones du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

http://chandra.harvard.edu/press/10_releases/press_111510.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Grâce aux données du satellite CoRoT [1] (Convection, Rotations et Transits planétaires) du CNES, une équipe internationale menée par des chercheurs du Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astronomie (Observatoire de Paris, CNRS, Université Pierre et Marie Curie, Université Paris-Diderot) démontre que les étoiles géantes rouges, ce que deviendra le Soleil en fin de vie, partagent toutes une forte homologie de structure interne. Cela les distingue des étoiles naines, dont les diversités de structure sont bien plus importantes.

C'est par l'analyse des oscillations piégées dans les étoiles que CoRoT sonde leur intérieur. Vu le grand nombre d'étoiles étudiées, jusqu'à présent les premiers travaux portent essentiellement sur des paramètres décrivant les propriétés globales des spectres d'oscillations. Parmi eux, une fréquence, appelée grande séparation [2], est de prime importance : elle apparaît dans le spectre d'oscillation comme intervalle régulier entre les fréquences propres de même degré. Comme seules 4 familles de degrés (de 0 à 3) sont accessibles à la mesure, un spectre d'oscillation serait, grâce aux observations de CoRoT ininterrompues sur une longue durée, relativement simple à interpréter, si des modes d'oscillations plus complexes, appelés modes mixtes, ne venaient compliquer l'agencement régulier (Figure 1). La plupart des spectres observés, de moindre qualité que celui présenté, apparaissent en pratique difficilement compréhensibles.

L'examen de la grande séparation a montré dans un premier temps que le millier de géantes rouges montrant des oscillations ressemblant à celles mesurées sur le Soleil présentent des spectres d'oscillation très semblables. Les dissemblances des spectres semblant fortuites, uniquement dues au caractère aléatoire de l'excitation des ondes, une technique a été imaginée pour les corriger et retrouver une information moins bruitée. Après correction, il est alors prouvé que, à un facteur d'échelle près, toutes les étoiles géantes oscillent sur le même motif (Figure 2). Ceci met fortement en évidence l'homologie de structure des géantes, contrairement aux étoiles naines.

Ce résultat est riche d'une très heureuse conséquence. Avec l'identification de ce motif universel - car toutes les étoiles géantes rouges qui présentent un spectre d'oscillation suivent ce motif - l'identification des spectres d'oscillation devient évidente. La mesure des fréquences propres d'oscillation et l'identification des degrés angulaires et ordres radiaux permet alors d'exploiter les spectres en détail. Les très petits écarts de fréquences entre le motif universel mis en évidence et un spectre réel,  qui distinguent chaque étoile, peuvent être interprétés en physique stellaire pour  reconstruire la structure interne des géantes rouges (structure du coeur radiatif, base de l'enveloppe convective, région de seconde ionisation de l'hélium...).

Note :

[1] Lancé le 27 décembre 2006, CoRoT a été développé et est exploité par l'Agence spatiale française (CNES) en lien avec ses partenaires nationaux (Observatoire de Paris et CNRS-INSU) et internationaux (Autriche, Allemagne, Belgique, Brésil, Espagne et l'Agence spatiale européenne). CoRoT est équipé d'un télescope de 27 centimètres de diamètre, associé à une caméra composée de 4 détecteurs CCD (charge-coupled device), sensible aux très petites variations d'intensité lumineuse des étoiles.

[2] La grande séparation varie comme la racine carrée de la masse volumique de l'étoile. Les géantes rouges étant en moyenne 1 000 fois moins denses que le Soleil, leur grande séparation est une trentaine de fois plus petite que celle du Soleil. Les valeurs mesurées par CoRoT varient, selon le rayon stellaire (que l'on peut déduire des mesures sismiques), de 0,6 à 10 millionième de Hertz (périodes entre 1 et 15 jours). Plus le rayon stellaire est grand, moins l'étoile est dense, et plus graves sont les fréquences d'oscillation.

Pour en savoir plus: 

Sur le site de l'Observatoire de Paris  

Référence :

« The universal red-giant oscillation pattern ; an automated determination with CoRoT data ». B. Mosser, K. Belkacem, M.J. Goupil, E. Michel, Y. Elsworth, C. Barban, T. Kallinger, S. Hekker, J. DeRidder, R. Samadi, F. Baudin, F.J.G. Pinheiro, M. Auvergne, A. Baglin, C. Catala. Accepté dans Astronomy and Astrophysics Letters

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/les-etoiles-et-notre-galaxie/un-motif-universel-pour-les-geantes-rouges

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astronomes employant le télescope spatial Hubble ont été stimulé par une loupe cosmique pour construire une des plus nettes cartes de la matière noire dans l'Univers. Ils ont utilisé l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble pour dresser une carte de la matière invisible dans l'amas massif de galaxies Abell 1689, localisé à 2,2 milliards d'années-lumière. L'amas contient environ 1.000 galaxies et des milliards d'étoiles. La matière noire est une forme invisible de matière qui explique la majeure partie de la masse de l'Univers. Hubble ne peut pas voir la matière noire directement. Les astronomes déduisent son emplacement en analysant l'effet de lentille gravitationnelle, où la lumière des galaxies derrière Abell 1689 est déformée par la matière au sein de l'amas.

Les chercheurs ont utilisé les positions observées de 135 images lenticulaires de 42 galaxies d'arrière-plan pour calculer la position et la quantité de matière noire dans l'amas. Ils ont superposé une carte de ces concentrations déduites de matière noire, teintée en bleu, à une image de Hubble de l'amas. Les nouvelles observations de matière noire peuvent apporter de nouvelles vues dans le rôle de l'énergie noire dans les premières années de formation de l'Univers.

Crédit : NASA, ESA, and D. Coe (NASA JPL/Caltech and STScI)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2010/37/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astronomes de l'Observatoire Européen Austral ont réalisé une nouvelle image spectaculaire de la fameuse galaxie appelée « Atoms-For Peace » (NGC 7252). Ce carambolage galactique, formé par la collision de deux galaxies, offre aux astronomes une excellente opportunité d'étudier comment les fusions affectent l'évolution de l'Univers.

Crédit : ESO

Atoms-For-Peace (des atomes pour la paix) est le curieux nom donné à une paire de galaxies en interaction et en train de fusionner qui se situe à 220 millions d'années-lumière de la Terre, dans la constellation du Verseau. Elle est aussi connue sous les noms de NGC 7252 et Arp 226 et elle est juste assez brillante pour pouvoir être vue par les astronomes amateurs comme une petite tache floue très vague. Cette image très profonde a été réalisée avec la caméra grand champ WFI (Wide Field Imager) de l'ESO, installée sur le télescope MGP/ESO de 2,2 mètres à l'Observatoire La Silla de l'ESO, au Chili.

Une collision de galaxies est un des plus importants processus ayant un impact sur la manière dont notre Univers évolue. Etudier ces collisions permet d'obtenir des informations essentielles sur les ancêtres galactiques. Par chance, de telles collisions sont des événements qui se déroulent très lentement et qui durent des centaines de millions d'années, donnant ainsi beaucoup de temps aux astronomes pour les observer.

Cette image d'Atoms-For-Peace représente un « instantané » de cette collision, avec le chaos à plein régime, sur toile de fond de galaxies lointaines. Les résultats de cet échange complexe d'interactions gravitationnelles sont visibles dans les formes des queues faites de courants d'étoiles, de gaz et de poussière. L'image montre également les incroyables coquilles qui se sont formées quand le gaz et les étoiles ont été éjectés des galaxies en collision et qui se sont développées autour de leur cœur commun. Tandis qu'une grande quantité de matière était éjectée dans l'espace, d'autres régions étaient compressées, déclenchant des poussées de formation d'étoiles. Le résultat a été la formation de centaines de très jeunes amas d'étoiles, âgés d'environ 50 à 500 millions d'années et qui sont supposés être les ancêtres des amas globulaires.

Atoms-For Peace représente peut-être bien ce qui pourrait arriver à notre propre galaxie. En effet, les astronomes prédisent que d'ici trois ou quatre milliards d'années, la Voie Lactée et la galaxie d'Andromède devraient entrer en collision, de manière très semblable à ce qui est arrivé avec Atoms-For-Peace. Mais pas de panique : la distance entre les étoiles d'une galaxie est très grande, aussi il est peu probable que notre Soleil termine sa vie dans une collision frontale avec une autre étoile au cours de la fusion.

Le curieux surnom de cet objet a une histoire intéressante. En décembre 1953, le Président Eisenhower prononça un discours que l'on a intitulé "Des atomes pour la paix" – Atoms-For-Peace en anglais. Le thème de ce discours était la promotion de la puissance nucléaire à des fins pacifiques – un sujet particulièrement brûlant à cette époque. Ce discours et la conférence au cours de laquelle il fut donné ont fait des vagues dans la communauté scientifique et au-delà, à tel point que NGC 7252 a été appelée la galaxie Atoms-For-Peace. Pour plusieurs raisons ce nom est bizarrement bien approprié : la forme curieuse que l'on voit est le fruit de deux galaxies qui ont fusionné pour donner quelque chose de nouveau et de grandiose, un peu comme ce qui se produit dans la fusion nucléaire. De plus, ces boucles géantes rappellent le schéma classique des électrons en orbite autour d'un noyau atomique.

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1044/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La détection de carbonates (calcaire) à la surface de Mars a constitué et constitue un objectif majeur afin de comprendre l'évolution de l'environnement Martien : confirmer la présence d'eau liquide passée (car ils ne se forment facilement qu'en présence d'eau liquide), éventuellement à grande échelle, et également obtenir des informations sur une potentielle forme de vie qui aurait pu apparaître à la surface (car sur Terre, ces minéraux sont la plupart du temps associés à une activité biologique).

A ce jour aucun large dépôt de carbonates n'a été détecté. En fait, leur détection est spécifique à certaines zones et dans de faibles proportions. L'absence de tels dépôts, alors que les conditions passées de la surface de Mars semblent avoir été favorables à leur production, pourrait être attribuée à l'environnement particulièrement agressif de la surface de Mars. La présence d'un rayonnement UV intense a été proposée pour expliquer leur photodécomposition et donc leur absence. Cependant, des résultats contradictoires obtenus à partir d'expériences de laboratoire simulant le rayonnement UV à la surface de Mars n'ont pas résolus l'évolution des carbonates dans un tel environnement.

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

Le Laboratoire inter-universitaire des systèmes atmosphériques (CNRS, Université Paris Est Créteil Val de Marne, Université Paris Diderot) et le Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observations spatiales (CNRS, Université Pierre et Marie Curie, Université Saint Quentin en Yvelines), deux laboratoires de l'Institut Pierre Simon Laplace, ont donc initié de nouvelles expériences d'exposition de carbonates (biominéraux et minéraux abiotiques) au rayonnement UV simulé en laboratoire mais également en orbite basse terrestre. Cette exposition en orbite basse fut effectuée dans le cadre de l'expérience UVolution à bord d'un module BIOPAN de l'Agence Spatiale Européenne (ESA), fixé à l'extérieur d'une capsule automatique Russe Foton, durant 12 jours en Septembre 2007. Les résultats obtenus en laboratoire et en orbite basse terrestre ont montré que tous les échantillons de carbonates sont stables au rayonnement UV. Par conséquent la présence d'un rayonnement UV intense à la surface de Mars ne peut expliquer l'absence de larges dépôts. De plus, la stabilité de ces minéraux nous incite à étudier avec attention les signatures biologiques qu'ils pourraient renfermer dans le cadre de la recherche de signatures de vie martiennes. (Ces expériences ont bénéficié du support du CNES et de l'ESA).

Référence : 

"UVolution, a photochemistry experiment in low earth orbit: Investigation of the photostability of carbonates exposed to martian-like UV radiation conditions". Stalport, F., Guan, Y. Y., Noblet, A., Coll, P., Szopa, C., Macari, F., Person, A., Raulin, F., Chaput, D., and Cottin, H., 2010. Planet. Space Sci. 58, 1617-1624.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/le-systeme-solaire/les-carbonates-sont-ils-stables-a-la-surface-de-mars

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Vingt nouvelles comètes découvertes ou observées sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C2 et C3) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2010-V72, MPEC 2010-V73, MPEC 2010-V76 et MPEC 2010-V77.

La comète C/2010 L11 appartient au groupe de Meyer. Les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2010 H12 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 K9 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

C/2010 K10 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 K11 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 K12 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10V72.html (MPEC 2010-V72)

C/2010 L6 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 L7 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

C/2010 L8 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

C/2010 L9 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 L10 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 L11 (SOHO) détectée par Rainer Kracht

C/2010 L12 (SOHO) détectée par Bo Zhou

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10V73.html (MPEC 2010-V73)

C/2010 L13 (SOHO) détectée par Masanori Uchina

C/2010 L14 (SOHO) détectée par Rob Matson

C/2010 L15 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 L16 (SOHO) détectée par Zhijian Xu

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10V76.html (MPEC 2010-V76)

C/2010 L17 (SOHO) détectée par Rob Matson

C/2010 L18 (SOHO) détectée par Rob Matson

C/2010 L19 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

C/2010 M2 (SOHO) détectée par Michal Kusiak

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10V77.html (MPEC 2010-V77)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle comète a été découverte le 31 Octobre 2010 par Andrea Boattini, 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 W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), P. Miller, P. Roche, A. Tripp, S. Foglia (Haleakala-Faulkes Telescope North), V. Gerke (Ka-Dar Observatory, TAU Station, Nizhny Arkhyz), E. S. Romas (Kislovodsk Mtn. Astronomical Stn., Pulkovo Obs), J. E. McGaha (Sabino Canyon Observatory, Tucson), L. Elenin (ISON-NM Observatory, Mayhill), E. Guido, N. Howes, G. Sostero (Siding Spring-Faulkes Telescope South), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton), D. D. Balam (National Research Council of Canada), R. Haver, A. Caradossi (Frasso Sabino), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), H. Sato (RAS Observatory, Mayhill).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 U3 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 17 Octobre 2016 à une distance d'environ 11,4 UA du Soleil, classant cette comète parmi celle connue à ce jour passant au périhélie à la distance la plus lointaine.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10V55.html (MPEC 2010-V55)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 26 Février 2019 à une distance moins éloignée que supposée initialement, à environ 8,4 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13U73.html (MPEC 2013-U73)

http://scully.cfa.harvard.edu/~cgi/ReturnPrepEph?d=c&o=CK10U030

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2010%20U3;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une couche de dioxyde de soufre (SO₂) a été découverte dans la haute atmosphère de Vénus par une équipe internationale [1], à laquelle participe Jean-Loup Bertaux, directeur de recherche CNRS [2], et ses collègues du Laboratoire atmosphères, milieux, observations spatiales (CNRS/UPMC/UVSQ) [3]. Les chercheurs ont obtenu ce résultat grâce aux mesures effectuées avec la sonde Venus Express de l'ESA. Ils proposent un nouveau mécanisme pour rendre compte de ce résultat inattendu. Le SO₂ les intéresse particulièrement, car ce gaz pourrait servir à refroidir la Terre, selon un processus de géo-engineering proposé par Paul Crutzen, prix Nobel de chimie.

Vénus est entièrement recouverte d'une épaisse couche de nuages, entre 50 à 70 kilomètres d'altitude, puis d'une brume plus fine qui s'étend jusqu'à 100 kilomètres d'altitude environ. Ces nuages et cette brume sont formés de gouttelettes d'acide sulfurique concentré.

Grâce à la sonde Venus Express de l'ESA, en orbite autour de Vénus depuis 2006, et à l'instrument SPICAV embarqué à son bord, les chercheurs ont découvert la présence de dioxyde de soufre gazeux à haute altitude, entre 90 et 110 kilomètres d'altitude [4].

Cette découverte a été confirmée par une équipe américaine, qui a détecté du dioxyde de soufre dans l'atmosphère de Vénus par une autre méthode (en utilisant le rayonnement micro-ondes depuis un observatoire terrestre), mais sans pouvoir préciser son altitude.

Les chercheurs pensent que le dioxyde de soufre est issu de la brume d'acide sulfurique présente dans la haute atmosphère de Vénus. Du côté jour de Vénus, la température augmente avec l'altitude au-dessus de 90 kilomètres, ce qui conduit à l'évaporation de l'acide sulfurique. Puis il se décompose sous l'effet du rayonnement solaire, pour produire du dioxyde de soufre.

Sur Terre, on trouve également du dioxyde de soufre, issu principalement des éruptions volcaniques. Projeté parfois jusqu'à 20 kilomètres d'altitude, il se transforme en acide sulfurique [5], provoquant la formation de petites gouttelettes. Ces gouttelettes renvoient vers l'espace une partie du rayonnement solaire, avec comme résultat une baisse de la température au sol. En s'inspirant de ce processus, Paul Crutzen, chimiste et météorologue, prix Nobel de chimie en 1995, a suggéré il y a quelques années qu'on pourrait injecter artificiellement des quantités massives de dioxyde de soufre à 20 kilomètres d'altitude, pour refroidir le sol et contrebalancer l'effet de serre grandissant.

Bien que nous ne soyons pas prêts techniquement et éthiquement à déployer ce type d'action, dite de géo-engineering, on sera peut-être obligés de le faire d'ici 20 à 30 ans, si le réchauffement devient insupportable. Dans cette perspective, il s'avère nécessaire d'étudier les conséquences qu'aurait une telle injection et d'envisager toutes les chaînes de réaction possibles. La connaissance des réactions qui se produisent dans l'atmosphère de Vénus nous y aidera.

Note :

[1] Comprennant des chercheurs du California Institute of Technology, de l'Université du Michigan, de l'Academia Sinica et de la National Central University de taïwan.

[2] Responsable scientifique de l'instrument SPICAV, embarqué à bord de Venus Express, avec lequel la découverte a été faite.

[3] Ce laboratoire fait partie de l'Institut Pierre Simon Laplace.

[4] L'instrument SPICAV est un spectromètre qui fonctionne dans l'ultra-violet et qui analyse les gaz présents entre le Soleil (au moment du coucher de soleil) et la sonde Venus Express. Le dioxyde de soufre possède une signature spectrale, aux alentours de 220 nanomètres, qui permet de détecter sa présence.

[5] Le dioxyde de soufre (SO₂) s'oxyde pour donner du trioxyde de soufre (SO₃), qui en absorbant une molécule d'eau (H₂O) donne de l'acide sulfurique (H₂SO₄), comme on peut le voir sur le schéma.

Référence :

"Photolysis of sulphuric acid as the source of sulphur oxides in the mesosphere of Venus". Xi Zhang, Mao-Chang Liang, Franck Montmessin, Jean-Loup Bertaux, Christopher Parkinson and Yuk L. Yung, Nature Geoscience, paru en ligne le 1er novembre 2010.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/le-systeme-solaire/du-dioxyde-de-soufre-dans-la-haute-atmosphere-de-venus-une-cle-pour-lutte

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La sonde spatiale Deep Impact de la NASA a survolé la comète Hartley 2 le 4 novembre 2010. La sonde est passée à environ 700 km de la comète, à une vitesse de 12,3 km/s et a fourni des images spectaculaires de ce petit objet de moins de 2 km. Deux chercheurs français, Olivier Groussin du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM : CNRS-INSU, Université de Provence, OAMP) et Frédéric Merlin du Laboratoire d'Études Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique (LESIA : Observatoire de Paris, CNRS-INSU, Universités Paris 6 et Paris 7), sont fortement impliqués dans cette mission de la NASA.

Les comètes sont des objets de quelques kilomètres, constituées principalement de poussières (matériaux réfractaires) et de glaces (matériaux volatils), majoritairement de la glace d'eau. Lorsqu'une comète se rapproche du Soleil, sa glace fond et entraîne avec elle la poussière, laissant derrière une trainée plus ou moins importante, la fameuse queue de la comète, caractéristique et emblématique de ces astres. Les comètes ont probablement peu évolué depuis leur formation car elles ont été conservées loin du Soleil, dans un environnement très froid, soit dans la ceinture de Kuiper au-delà de Neptune, soit dans le nuage d'Oort à plusieurs milliers d'unités astronomiques (1 unité astronomique vaut 150 millions de kilomètres). Les comètes sont donc parmi les objets les plus primitifs du système solaire et constituent pour les Astronomes une importante source d'informations pour décrypter les origines du système solaire.

Aussi, afin d'obtenir toujours plus d'informations sur ces mystérieux objets, la mission Deep Impact [1] de la NASA, après avoir survolé la comète Tempel 1 en juillet 2005, a été prolongée pour se diriger vers la comète Hartley 2. Le voyage vers cette nouvelle cible s'est aussi associé à un changement de nom et la mission Deep Impact est devenue la mission EPOXI (même si la sonde spatiale s'appelle toujours Deep Impact).

La comète Hartley 2 a été découverte le 28 novembre 1984 à l'Observatoire de Siding Spring en Australie par Malcom Hartley, qui lui a donné son nom. La comète Hartley 2 est une comète périodique, qui revient près du Soleil tous les 6 ans. Son orbite est elliptique, avec un périhélie (le périhélie est la distance la plus proche du Soleil) de 1 unité astronomique, proche de l'orbite de la Terre et un aphélie (l'aphélie est la distance la plus éloignée du Soleil) de 5,9 unités astronomiques, proche de l'orbite de Jupiter. Le noyau de la comète Hartley 2 est de petite taille, moins de 2 km, et très actif (dégazage important par rapport à sa taille), ce qui contraste avec les comètes visitées par des sondes spatiales dans le passé, qui étaient plus grosses (taille de 5 à 10 km) et moins actives. La comète Hartley 2 provient très probablement de la ceinture de Kuiper, au-delà de Neptune, dont elle a pu être éjectée il y a quelques dizaines à centaines de milliers d'années.

Les premiers résultats du survol

Les premières images du noyau de la comète Hartley 2 obtenues par la sonde Deep Impact sont spectaculaires ! Elles montrent un noyau allongé, en forme « d'os », d'environ 2 kilomètres de long sur seulement 700 mètres de large pour la partie centrale la plus étroite. D'après Olivier Groussin, astronome au Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, « deux types de surface très différents sont clairement visibles : aux extrémités, une surface rugueuse, recouverte de nombreux blocs dont les plus gros font plusieurs dizaines de mètres ; au milieu, une surface beaucoup plus lisse, sans relief apparent ». Comprendre comment ces deux types de terrains se sont formés et coexistent aujourd'hui apportera des indices précieux sur l'histoire de cette comète. Sur l'extrémité de droite sur l'image 1, une activité intense se dégage, avec de nombreux jets de gaz et de poussière. De cette façon, la comète perd plusieurs centaines de kilogrammes de matière par seconde et s'use ainsi à chaque passage près du Soleil. Sur l'autre extrémité, des jets de matière sont aussi visibles, bien qu'en apparence moins importants (images 1 et 2). Ces nombreux jets illustrent l'activité importante de la comète. Des molécules d'eau (H₂O) et de dioxyde de carbone (CO₂) ont déjà été identifiées dans les jets. Ces molécules sont présentes dans de nombreuses comètes. Les analyses à venir nous montreront si des espèces chimiques plus rares sont aussi présentes.

Note :

[1] La sonde spatiale Deep Impact de la mission EPOXI, d'une masse de 650 kg, a trois instruments scientifiques : deux caméras visibles à haute et moyenne résolution spatiale et un spectromètre infrarouge observant de 1 à 5 micron. La mission EPOXI est une mission américaine à laquelle sont associés deux chercheurs français, Olivier Groussin du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM), et Frédéric Merlin du Laboratoire d'Études Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique (LESIA). La mission est sous la responsabilité de Mike A'Hearn, de l'Université du Maryland (Etats-Unis).

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a3631,survol-comete-hartley-2-par-sonde-spatiale-deep-impact.html

Source : OAMP http://www.oamp.fr/actualites/cometeHartley2.pdf

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La comète Hartley 2 est en orbite autour du Soleil avec une période de 6,5 ans. Cette année, elle est passée au plus près du Soleil le 28 octobre à 1,059 UA (Unité Astronomique = distance Terre-Soleil = 150 millions de km) et était le 20 octobre à seulement 0,121 UA de la Terre! Une équipe internationale, avec des astronomes de l'Observatoire de Paris, en a profité pour observer la raie fondamentale de l'eau à 557 GHz avec le satellite Odin. La comète produit de 180 à 300 kg d'eau par seconde, une production qui varie avec le temps, sans doute en phase avec la rotation du noyau de la comète.

Le satellite Odin

Odin est un petit satellite construit par la Suède (maître d'oeuvre), en collaboration avec le Canada, la Finlande et la France, et qui a été lancé en février 2001. À vocation astronomique et aéronomique, il permet l'observation de plusieurs raies radio de molécules inaccessibles du sol, dont la raie fondamentale à 556,9 GHz (soit une longueur d'onde de 0,54 mm) de la molécule d'eau.

Odin est donc particulièrement bien adapté pour l'étude de l'eau, principal constituant des glaces cométaires, d'où elle est relâchée sous forme de vapeur suite au chauffage par le Soleil. Depuis son lancement, Odin a observé environ 15 comètes. Maintenant fermé aux observations astronomiques, le satellite Odin se concentre sur les études aéronomiques, sauf lorsque des occasions particulières comme le passage de la comète Hartley 2 se présentent.

La comète 103P/Hartley 2

103P/Hartley est une comète de la famille de Jupiter, qui orbite autour du Soleil dans un plan proche de l'écliptique avec une période de 6,5 ans. Son retour cette année est exceptionnel. Elle est passée au périhélie le 28 octobre à 1,059 UA du Soleil (158 millions de km), et le 20 octobre elle est passée à seulement 0,121 UA de la terre (18 millions de km). Elle est la cible de la mission EPOXI de la NASA, qui l'a survolée le 4 novembre.
À cette occasion, cette comète est l'objet d'une campagne internationale d'observation particulièrement assidue, qui mobilise la plupart des grands instrument astronomique, y compris le télescope spatial Herschel. Le satellite Odin se devait d'y participer.

Les observations de la comète Hartley 2 par Odin

Le satellite Odin a observé la comète Hartley 2 pratiquement continuellement du 29,4 au 31,7 octobre. La raie de l'eau a été facilement détectée. Une carte (Fig. 1) en montre la distribution spatiale.
Ces observations permettent d'obtenir la production d'eau : de 180 à 30 kg par seconde.
Cette production d'eau varie rapidement avec le temps (Fig. 2). Ce qui correspond aux variations obtenues avec d'autres moyens d'observations. Elle peut être liée à la rotation du noyau de la comète. (Des périodes de rotation d'environ 17h ont été observées.)

Référence

International Astronomical Union electronic telegram No. 2524.

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/nov10/comet.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale d'astronomes, comprenant plusieurs chercheurs français, vient de mesurer l'éloignement exact de cinq galaxies très lointaines, grâce à l'observatoire spatial Herschel de l'ESA et à des observations au sol, impliquant notamment l'interféromètre de l'Institut de radioastronomie millimétrique [1]. Les chercheurs ont ainsi démontré que la lumière de ces galaxies avait dû voyager pendant environ dix milliards d'années avant de nous atteindre. Pour parvenir à ces résultats, ils ont tout d'abord mis au point une nouvelle méthode qui utilise, pour la première fois dans le domaine submillimétrique [2], un phénomène appelé « lentille gravitationnelle », sorte de loupe cosmique que détecte Herschel. Difficiles à observer jusqu'à aujourd'hui, ces galaxies lointaines en cours d'évolution rapide constituent l'une des clés pour mieux comprendre l'histoire des galaxies dans notre Univers. Ces résultats sont publiés dans la revue Science du 5 novembre 2010.

Albert Einstein avait prédit le phénomène de « lentille gravitationnelle » : lorsque la lumière passe à proximité d'un objet très massif, telle une galaxie, sa trajectoire est courbée. Si une galaxie se situe entre nous et la galaxie très lointaine que l'on observe, dans un alignement parfait, la lumière provenant de l'objet le plus distant sera alors amplifiée. Ce phénomène de lentille gravitationnelle est l'équivalent d'une loupe cosmique et permet d'observer des galaxies très éloignées, émettant leur lumière quand l'Univers n'avait que 10 à 20 % de son âge.

La collaboration internationale conduite par Mattia Negrello (The Open University, GB) et impliquant 89 autres astronomes, parmi lesquels 7 travaillant dans des laboratoires français [3] soutenus par le CNES, a utilisé les caméras panoramiques SPIRE et PACS qui équipent Herschel, dont l'instrumentation a été mise au point notamment dans les laboratoires du CEA et du CNRS. Pour la première fois, les chercheurs ont pu observer de grandes surfaces du ciel dans le domaine des longueurs d'onde submillimétriques, ce qui a permis de détecter d'éventuelles lentilles gravitationnelles.

« Découvrir des lentilles gravitationnelles permet d'observer des galaxies extrêmement lointaines qui sont difficilement visibles sans ce phénomène d'amplification lumineuse », précise Denis Burgarella, un des co-auteurs français, astronome au Laboratoire d'astrophysique de Marseille.  « Ces galaxies sont souvent le siège de brutales et très importantes formations d'étoiles, qu'il est important d'observer pour connaître les différents stades d'évolution des galaxies à travers l'histoire de l'Univers ».

Chacune des images du projet « Herschel-ATLAS » [4] contient des dizaines de milliers de galaxies. La plupart sont si éloignées que leur lumière a mis des milliards d'années pour nous atteindre. A partir des premiers résultats de ce relevé panoramique (1/30^ème de la surface totale qui sera couverte en fin de projet), l'équipe internationale H-ATLAS s'est focalisée sur cinq objets exceptionnellement brillants qui sont des lentilles gravitationnelles. En scrutant la position de chacun d'eux avec de grands télescopes optiques au sol, les astronomes y ont trouvé des galaxies d'un type qui, normalement, ne devrait pas être brillant aux longueurs d'onde observées par Herschel. Il était donc très probable que ces galaxies, modérément éloignées et vues en lumière visible, soient en fait les lentilles gravitationnelles amplifiant la lumière provenant de galaxies beaucoup plus lointaines révélées par Herschel dans le rayonnement submillimétrique. Ensuite, les astronomes ont utilisé les meilleurs télescopes au sol et ont pu détecter les galaxies de premier plan mais surtout prouver qu'il y avait bien dans chaque axe de visée deux galaxies parfaitement alignées, à des distances différentes. La distance de chacune de ces galaxies a été mesurée grâce au décalage spectral vers le domaine millimétrique [5] d'une raie émise par la molécule de monoxyde de carbone, marqueur de ces galaxies. « L'interféromètre de l'IRAM a joué un rôle important dans ces mesures, démontrant que la lumière de ces objets a dû voyager pendant environ dix milliards d'années avant de nous parvenir », souligne Pierre Cox, directeur de l'IRAM et co-auteur. Sa grande sensibilité, son pouvoir de résolution angulaire, ainsi que les récents développements instrumentaux devraient permettre de mesurer avec précision la distance à ces objets lointains, de sonder les propriétés de la matière dense (en observant l'émission des poussières et du gaz moléculaire) dans laquelle les étoiles se forment et d'étudier la morphologie ainsi que la dynamique de ces galaxies aux confins de l'Univers.

« Quand les résultats de Herschel auront été complètement exploités grâce à ces loupes, les astronomes pourront étudier les galaxies de l'Univers jeune, avec le même luxe de détails qu'ils le font jusqu'ici pour les galaxies proches » prédit Alain Omont, co-auteur qui travaille à l'Institut d'astrophysique de Paris. Ces lentilles de Herschel vont être des objets clés pour le très grand interféromètre millimétrique ALMA en construction au Chili. L'étude des galaxies d'avant-plan, qui constituent les lentilles, est également très prometteuse, car ce sont leurs halos de matière noire qui dominent l'effet de lentille. « La statistique des résultats accumulés sur des centaines de halos va apporter de nouvelles contraintes sur la nature encore mystérieuse de la matière noire » souligne Mattia Negrello.

Note :

[1] L'IRAM a été fondé par le CNRS en France et la Max-Planck-Gesellschaft en Allemagne, rejoints par l'Instituto Geográfico Nacional en Espagne. Il est constitué d'un radiotélescope de 30 m de diamètre au Pico Veleta en Espagne et d'un interféromètre de 6 antennes de 15 m de diamètre sur le Plateau de Bure en France.

[2] de 60 à 500 microns de longueur d'onde.

[3] Institut d'astrophysique de Paris, (CNRS/UPMC) ; Institut d'astrophysique spatiale (CNRS/Université Paris-Sud 11) ; Institut de radioastronomie millimétrique (CNRS/MPG/IGN) ; Laboratoire d'astrophysique de Marseille (CNRS/Université de Provence) ; Laboratoire « Astrophysique, instrumentation et modélisation » (CEA-Irfu/ CNRS/ Université Paris Diderot).

[4] Herschel ATLAS (Astrophysical Terahertz Large Area Survey) est le plus grand programme-clé sur le temps d'observation du satellite dit « Temps ouvert » . Il lui a été attribué 600 heures de temps d'observation de Herschel pour observer 550 degrés carrés du ciel dans 5 bandes (110, 170, 250, 350, et 500 micromètres). On attend la détection d'environ 250 000 galaxies, réparties à peu près également entre l'Univers assez proche et l'Univers jeune très lointain. Il est piloté par S. Eales (Cardiff University) et L. Dunne (Nottingham University).

[5] Ce phénomène est analogue au décalage vers le rouge ou redshift dans le visible.

Pour en savoir plus: 

– Site Herschel France : http://www.herschel.fr
– Site Herschel ESA : http://www.esa.int/SPECIALS/Herschel/index.html6

Référence : 

"The Detection of a Population of Submillimeter-Bright, Strongly-Lensed Galaxies". Mattia Negrello, R. Hopwood, G. De Zotti, A. Cooray, A. Verma, J. Bock, D. T. Frayer, M. A. Gurwell, A. Omont, R. Neri, H. Dannerbauer, L. L. Leeuw, E. Barton, J. Cooke, S. Kim, E. da Cunha, G. Rodighiero, P. Cox, D. G. Bonfield, M. J. Jarvis, S. Serjeant, R. J. Ivison, S. Dye, I. Aretxaga, D. H. Hughes, E. Ibar, F. Bertoldi, I. Valtchanov, S. Eales, L. Dunne, S. P. Driver, R. Auld, S. Buttiglione, A. Cava, C. A. Grady, D. L. Clements, A. Dariush, J. Fritz, D. Hill, J. B. Hornbeck, L. Kelvin, G. Lagache, M. Lopez-Caniego, J. Gonzalez-Nuevo, S. Maddox, E. Pascale, M. Pohlen, E. E. Rigby, A. Robotham, C. Simpson, D. J. B. Smith, P. Temi, M. A. Thompson, B. E. Woodgate, D. G. York, J. E. Aguirre, A. Beelen, A. Blain, A. J. Baker, M. Birkinshaw, R. Blundell, C. M. Bradford, D. Burgarella, L. Danese, J. S. Dunlop, S. Fleuren, J. Glenn, A. I. Harris, J. Kamenetzky, R. E. Lupu, R. J. Maddalena, B. F. Madore, P. R. Maloney, H. Matsuhara, M. J. Michalowski, E. J. Murphy, B. J. Naylor, H. Nguyen, C. Popescu, S. Rawlings, D. Rigopoulou, D. Scott, K. S. Scott, M. Seibert, I. Smail, R. J. Tuffs, J. D. Vieira, P. P. van der Werf, J. Zmuidzinas. Science. 5 novembre 2010.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/extragalactique-et-univers/cinq-galaxies-lointaines-detectees-grace-a-herschel

http://www2.cnrs.fr/presse/communique/2019.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

E. Romas, A. Novichonok et D. Chestnov (Kislovodsk Mtn. Astronomical Stn., Pulkovo Obs) ont retrouvé la comète P/2004 F3 sur les images CCD obtenues le 02 Novembre 2010 avec le télescope Maksutov-Cassegrain de 0.5-m f/8.3.

La comète P/2004 F3 NEAT, qui avait été observée pour la dernière fois fin Janvier 2008, avait été découverte le 28 Mars 2004 dans le cadre du programme NEAT avec le télescope de 1.2-m à Haleakala. Des observations antérieures à la découverte, datant du 15 Mars pour LINEAR et du 21 Mars pour Spacewatch, ont également été retrouvées.

Les observations avaient montré qu'il s'agissait d'une comète périodique ayant une période de 8,1 ans avec un passage au périhélie début Janvier 2995, et qu'elle était passée à 0,37 UA de Jupiter en Juillet 2001. Kazuo Kinoshita a calculé que ce passage avait réduit la distance au périhélie de 3,84 à 2,86 UA. La comète s'approchera de nouveau auprès de Jupiter en Juillet 2024, avec pour conséquence une augmentation de la distance au périhélie, passant de 2,86 UA à 3,48 UA. Les retours de 2005, 2013 et 2021 sont les plus proches passages des 200 dernières années.

Les éléments orbitaux de la comète P/2004 F3 = 2010 V2 (NEAT) indiquent un passage au périhélie le 28 Janvier 2013 à une distance d'environ 2,8 UA du Soleil, et une période de 8,08 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10V47.html (MPEC 2010-V47)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2004 F3 = 2010 V2 (NEAT) a reçu la dénomination définitive de 246P/NEAT en tant que 246ème comète périodique numérotée.

http://scully.cfa.harvard.edu/~cgi/ReturnPrepEph?d=c&o=0246P

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2010%20V2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle comète a été découverte visuellement par les astronomes amateurs japonais Kaoru Ikeya (Mori-machi, Shuchi-gun, Shizuoka-ken; télescope de 25-cm à 39x) les 02 et 03 Novembre 2010, et indépendamment par Shigeki Murakami (Toukamachi, Niigata-ken; télescope de 46-cm à 78x;) le 03 Novembre. La comète était de magnitude 8.5 lors de la découverte par Ikeya, et de 8 le jour suivant. Il semble qu'elle soit devenue rapidement brillante, d'après l'observation visuelle de Juan Jose Gonzalez (Alto del Castro - Aralla, alt. 1720 m., Leon, N. Spain) le 04 Novembre qui l'a estimée à la magnitude de 7.6 aux jumellles 10x50B. Ceci pourrait indiquer que la comète s'approche du périhélie, ou qu'elle connaisse un sursaut d'activité. La comète située à une élongation solaire de 32 degrés, dans la constellation de la Vierge à quelques degrés de Saturne, se déplace en direction du sud. (IAUC 9175, souscription requise)

Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nouvelle comète a été confirmée par les observations du 04 Novembre de T. Kryachko, B. Satovski et V. Solovyev (Engelhardt Observatory, Zelenchukskaya Station), H. Mikuz et J. Skvarc (Crni Vrh), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), J. M. Aymami (Observatorio Carmelita, Tiana), J. M. Bosch (Santa Maria de Montmagastrell), J. Gonzalez (Observatorio Cielo Profundo, Oviedo), E. Guido, G. Sostero, H. Sato, T. Yusa (RAS Observatory, Mayhill).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2010 V1 (Ikeya-Murakami) indiquent un passage au périhélie le 18 Octobre 2010 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K10/K10V46.html (MPEC 2010-V46)

Les observations supplémentaires confirment les soupçons que la comète Ikeya-Murakami est une comète à courte période. Les éléments orbitaux de la comète P/2010 V1 (Ikeya-Murakami) indiquent un passage au périhélie le 13 Octobre 2010 à une distance d'environ 1,5 UA du Soleil, et une période d'environ 5,39 ans.

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

http://scully.cfa.harvard.edu/~cgi/ReturnPrepEph?d=c&o=CK10V010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2010%20V1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

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Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le vaisseau spatial Deep Impact est passé à 700 kilomètres de la comète Hartley 2 ce Jeudi 04 Novembre 2010 dans le cadre de la mission EPOXI. Ces cinq images sont les premiers clichés retournés par la sonde après sa rencontre avec la comète à plus de 20 millions de kilomètres de la Terre.

Les cinq images ont été capturées avec la caméra de moyenne résolution de Deep Impact entre 13h58 UTC et 14h01 UTC.

Crédit image : NASA/JPL-Caltech/UMD

Crédit image : NASA/JPL-Caltech/UMD

Crédit image : NASA/JPL-Caltech/UMD

Crédit image : NASA/JPL-Caltech/UMD

Crédit image : NASA/JPL-Caltech/UMD

http://www.spaceflightnow.com/news/n1011/04epoxigallery1/

http://epoxi.umd.edu

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Exactement une semaine avant que le monde obtienne un nouveau regard de la comète Hartley 2 par l'intermédiaire de la mission EPOXI de la NASA, les observations de la comète par le radar planétaire d'Arecibo à Porto Rico ont offert aux scientifiques une avant-première excitante.

Douze images radar du noyau de la comète Harltey 2 ont été obtenues par le radar planétaire

de l'Observatoire d'Arecibo du 25 au 27 Octobre 2010. Crédit image : NAIC-Arecibo/Harmon-Nolan

"Elle ressemble un peu à un croisement entre une quille de bowling et un cornichon," commente le chef de projet d'EPOXI Tim Larson du JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA à Pasadena, Californie. "Seulement elle est 14 mille fois plus grande et fonce à travers l'espace à 37 kilomètres par seconde." Une nouvelle image est en ligne à l'adresse http://www.naic.edu/~pradar/103P.

Les scientifiques employant l'énorme parabole de radar d'Arecibo ont commencé les observations de Hartley 2 le 24 octobre, juste quatre jours après que la comète fasse son approche au plus près de la Terre depuis sa découverte en 1986. (Le 20 octobre, la comète est venue à 17,7 millions de kilomètres de la Terre). Les observations sont programmées pour continuer jusqu'au vendredi 29 Octobre.

Lors du survol du 04 Novembre, les appareils-photo à bord du vaisseau spatial de la mission EPOXI se trouveront à moins de 700 kilomètres de la comète.

"Observer la comète Hartley 2 depuis la Terre avec le radar était comme imager un concombre de 15 centimètres en rotation à 1.345 kilomètres de distance," note Jon Giorgini, un scientifique au JPL et membre de l'équipe d'Arecibo qui a imagé la comète. "Même sans avoir toutes les données, nous pouvons toujours faire quelques affirmations de base sur Hartley 2. Son noyau est fortement ovale et d'environ 2.2 kilomètres de long, et il tourne sur lui-même environ une fois toutes les 18 heures. En plus nous connaisons maintenant la taille, la vitesse et la direction des particules s'échappant de la comète, et nous avons immédiatement fait suivre toute cette information à l'équipe d'EPOXI."

Ce que signifie au juste un cornichon céleste pour la mission EPOXI reste à voir. Les ingénieurs et les scientifiques de la mission discutent les nouveaux résultats et - quoi que ce soit - ce qu'ils signifient pour la rencontre cométaire à venir.

Avec Giorgini, les observations de la comète Hartley 2 ont été menées par John Harmon de l'Observatoire d'Arecibo, avec la participation de Mike Nolan et E.S. Howell.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-358

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