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P/2006 VW139 = (300163) 2006 VW139

De récentes observations au cours de l'étude du ciel Pan-STARRS 1 (PS1) par Henry Hsieh, Larry Denneau, et Richard Wainscoat, ont montré que l'apparent astéroïde (300163) 2006 VW139 présentait une queue et une chevelure, et, par conséquent, était une comète de la ceinture principale (Main Belt Comet, ou MBC).

Cet objet, répertorié en tant qu'astéroïde sous la dénomination de 2006 VW139, a été découvert le 15 Novembre 2006 par Spacewatch à Kitt Peak, et a également été identifié sur des images plus anciennes remontant à Septembre 2000. Son orbite est celle d'un astéroïde de la ceinture principale.

 Le nombre de MBCs connues est désormais de six :

- 133P/Elst-Pizarro [P/1996 N2, 1979 OW7, (7968) Elst-Pizarro]

- 176P/LINEAR [1999 RE70, (118401) LINEAR]

- 238P/Read [P/2005 U1]

- P/2008 R1 (Garradd)

- P/2010 R2 (La Sagra)

- P/2006 VW139 [(300163) 2006 VW139]

Deux autres objets de la ceinture d'astéroïdes, P/2010 A2 (LINEAR) et (596) Scheila, ont également montré une activité cométaire qui a été ensuite déterminée comme étant plus probablement le résultat d'impacts. Puisque leur activité n'est probablement pas une conséquence de la sublimation, et donc "cométaire", ces "astéroïdes perturbés" ne sont pas à proprement parler de véritables comètes de la ceinture principale.

Les éléments orbitaux de la comète P/2006 VW139 = (300163) 2006 VW139 indiquent un passage au périhélie le 18 Juillet 2011 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil, et une période d'environ 5,33 ans.

CBET 2920 : 20111128 : COMET P/2006 VW139 = (300163) 2006 VW139 (souscription requise)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2006%20VW139;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://www.ifa.hawaii.edu/users/hsieh/mbcs.shtml

P/2010 UH55 (Spacewatch)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 29 Octobre 2010 par Spacewatch, et répertorié comme tel sous la dénomination de 2010 UH55 par le Minor Planet Center l'année dernière, a montré une activité cométaire. Déjà à l'époque, H. Sato (Tokyo, Japon) avait noté une chevelure condensée le 17 Novembre 2010. Le rapport de Sato était resté non confirmé jusqu'à présent. Lors de nouvelles observations en Novembre 2011, l'objet a de nouveau montré un aspect cométaire. V. Gerke (Ka-Dar Observatory, TAU Station, Nizhny Arkhyz) et G. Sostero, K. Rochowicz, N. Howes et E. Guido (via Haleakala-Faulkes Telescope North) ont confirmé la nature cométaire de l'objet.

Les éléments orbitaux de la comète P/2010 UH55 (Spacewatch) indiquent un passage au périhélie le 10 Mai 2011 à une distance d'environ 2,7 UA du Soleil, et une période d'environ 16,63 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11W82.html (MPEC 2011-W82)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK10U55H

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2010%20UH55;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://remanzacco.blogspot.com/2011/11/comet-p2011-uh55-spacewatch.html

Les Grands Chasseurs de Comètes

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Claudine Rinner (Ottmarsheim, France) a rapporté sa découverte d'une comète sur les images CCD prises avec un télescope de 0,5-m à f/3 à l'Observatoire d'Oukaimeden près de Marrakech, Maroc. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, l'apparence cométaire de l'objet a été rapidement confirmée par P. Dupouy (Observatoire de Dax), J. F. Soulier (Maisoncelles), M. Tichy, J. Ticha, M. Kocer et M. Honkova (Klet Observatory-KLENOT), F. Losse (St Pardon de Conques), A. Chapman (Observatorio Cruz del Sur, San Justo), F. D. Mazzone (Rio Cuarto), H. Sato (via RAS Observatory, Mayhill), J. V. Scotti (LPL/Spacewatch II), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton), et A. C. Gilmore et P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2011 W2 (Rinner) indiquent un passage au périhélie le 10 Octobre 2011 à une distance d'environ 2,3 UA du Soleil, et une période d'environ 10,3 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11W80.html (MPEC 2011-W80)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 06 Novembre 2011 à une distance d'environ 2,3 UA du Soleil, et une période d'environ 7,41 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11Y19.html (MPEC 2011-Y19)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK11W020  

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2011%20W2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2011 V1 (Boattini)

Andrea Boattini a découvert une nouvelle comète dans les images prises le 01 Novembre 2011 dans le cadre du Mt. Lemmon Survey. Des images antérieures à la découverte, datant du 22 Octobre 2011, ont également été retrouvées. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de M. Andreev, A. Sergeev, N. Parakhin, V. Kozlov, et N. Karpov (Terskol), de T. H. Bressi (LPL/Spacewatch II), et de H. Sato (via RAS Observatory, Mayhill).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2011 V1 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 11 Mai 2011 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil, et une période d'environ 7,5 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11V13.html (MPEC 2011-V13)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK11V010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2011%20V1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 11 Mai 2011 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil, et une période d'environ 7,54 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11X25.html (MPEC 2011-X25)

P/2011 W1 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte le 26 Novembre 2011 par l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) avec le télescope Pan-STARRS 1 de 1,8 mètre d'ouverture, de l'Université d'Hawaii, situé au sommet du Haleakala sur l'île de Maui (Hawaii, USA). Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), B. J. Fulton (Byrne Observatory, Sedgwick Reserve), H. Sato (via RAS Observatory, Mayhill), R. Ligustri (via RAS Observatory, Mayhill), P. Birtwhistle (Great Shefford). Des observations antérieures à la découverte, datant du 23 Novembre 2011, réalisées par R. S. McMillan et J. V. Scotti (Steward Observatory, Kitt Peak) dans le cadre de Spacewatch ont été identifiées.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2011 W1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 01 Juin 2012 à une distance d'environ 3,2 UA du Soleil, et une période d'environ 10 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K11/K11W66.html (MPEC 2011-W66)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 22 Janvier 2012 à une distance d'environ 3,3 UA du Soleil, et une période d'environ 10 ans..

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12C24.html (MPEC 2012-C24)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK11W010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=%20%20P%2F2011%20W1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En observant des étoiles massives de la région Cygnus X de la Voie Lactée, le télescope LAT (Large Area Telescope) de l'observatoire gamma spatial Fermi a capturé l'émission gamma de jeunes rayons cosmiques. Leur localisation précise dans un "cocon" est un pas supplémentaire pour comprendre l'origine des particules les plus énergétiques de l'Univers. Les chercheurs du Laboratoire Astrophysique, Interactions, Multi-échelles AIM (CEA-Irfu/CNRS/Université Paris Diderot), de l'INFN (Padoue, Italie), et de la Collaboration Fermi LAT présentent ces travaux dans la revue Science du 25 novembre.

Contrairement à l'image suggérée par leur nom, les rayons cosmiques ne sont pas de la lumière, mais des particules qui voyagent dans la Voie Lactée  à des vitesses proches de celle de la lumière. Il s'agit essentiellement de protons et d'autres noyaux atomiques mélangés avec quelques électrons et positons. Certains arrivent dans le système solaire et bombardent l'atmosphère terrestre. Depuis leur découverte en 1912, leur origine est mystérieuse. Les astronomes pensent qu'ils sont accélérés par les ondes de choc des explosions d'étoiles (supernovae). La façon dont ces particules s'échappent de l'onde de choc, leur cheminement aléatoire dans le milieu interstellaire, puis leur dispersion loin de leur lieu de naissance restent également mal connus.

Le rayonnement gamma est caractéristique de l'interaction de ces particules de haute énergie avec la matière et la lumière de la galaxie: en le détectant, le télescope Fermi/LAT permet de suivre ces particules lors de leur voyage interstellaire et plus généralement d'accéder à ces phénomènes extrêmes de l'Univers.

"Superposées au fond diffus de la Galaxie, les observations de Fermi montrent un excès de rayons gamma dans l'environnement bouillonnant de milliers d'étoiles massives dans la région de Cygnus X, à 4 500 années-lumière de nous dans la Voie Lactée. Nous voyons des rayons cosmiques ayant des énergies de milliers de milliards d'électrons-volts [1], aussi fortes que dans les plus puissants accélérateurs de particules sur Terre. Ils viennent juste de commencer leur voyage galactique, s'éloignent de leurs sources en zigzagant et émettent des rayons gamma en traversant les nébuleuses environnantes", constate Luigi Tibaldo, physicien expérimentateur de l'Université de Padoue et de l'INFN.

Ce processus a lieu dans un environnement turbulent. L'intense lumière ultra-violette des étoiles massives ionise le gaz environnant et le chauffe jusqu'à des températures de plusieurs milliers de degrés ; des vents puissants soufflent ce gaz, formant des sortes de "bulles géantes" de gaz chaud. "Dans Cygnus X, ces bulles ont été formées par des étoiles massives âgées de seulement 5 millions d'années. Elles forment une sorte de cocon, sillonné par des ondes de choc se déplaçant en tous sens. Le gaz et le champ magnétique y sont brassés de telle manière que les rayons cosmiques, tout juste éjectés de leurs accélérateurs, y restent piégés avant de s'échapper dans des régions interstellaires plus calmes qu'ils peuvent traverser plus librement. Le cocon agit comme un sas entre les sources et le milieu extérieur" explique Isabelle Grenier, astrophysicienne à l'Université Paris Diderot et au CEA de Saclay. "Il reste à comprendre si les particules perdent ou gagnent de l'énergie dans le cocon, mais l'existence de ce cocon montre que l'histoire des rayons cosmiques est plus complexe qu'une simple marche au hasard hors de leur source" selon Luigi Tibaldo.

Soit ces particules conservent leur énergie, voire la renforcent, et alors ce que les chercheurs ont dénommé un cocon participe à l'accélération des rayons cosmiques. Soit les particules y perdent une part notable de leur énergie, et alors leur sortie du cocon sous forme de rayons cosmiques "de basse énergie" amène à considérer d'un nouvel œil le cycle de la matière dans les galaxies. En effet, les astrophysiciens considèrent ces rayons cosmiques de basse énergie comme la cause du chauffage et de l'enrichissement chimique des nuages les plus denses, là où se forment les étoiles et les planètes.

Les chercheurs misent désormais sur l'observation d'une poignée d'amas exceptionnels de la Voie lactée et des galaxies voisines, potentiellement riches en sources de rayons cosmiques, pour approfondir la genèse des rayons cosmiques et leurs premiers pas dans le milieu interstellaire et pour mieux cerner ce qui se passe dans les galaxies effervescentes du début de l'Univers.

Notes :

[1] Un électron-volt est une unité d'énergie souvent utilisée en physique des particules et en chimie. Elle est définie comme la quantité d'énergie gagnée par un électron accéléré dans un potentiel électrique d'un volt. Un millier de milliards d'électrons-volt est équivalent à 10 % de l'énergie d'un moustique en vol. Cela semble faible, mais les rayons cosmiques détectés par le satellite Fermi sont des particules individuelles et non les milliards d'atomes formant un moustique !

Références :

"A Cocoon of Freshly Accelerated Cosmic Rays Detected by Fermi in the Cygnus Superbubble"
Science 25 November 2011: Vol. 334 no. 6059 pp. 1103-1107
Consulter le site web : http://www.sciencemag.org/content/334/6059/1103.abstract

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/2355.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les galaxies montrent une distribution bimodale dans l'espace couleur-magnitude optique avec « une séquence rouge » étroite peuplée la plupart du temps par des galaxies de type précoce et « un nuage bleu » plus large contenant les galaxies qui forment des étoiles. Des chercheurs de l'Observatoire de Paris et de Harvard ont ajouté la couleur ultra-violette proche (NUV-r) et découvert une relation dans l'espace 3D couleur-couleur-magnitude fournissant une continuité « du nuage bleu » « à la séquence rouge ». Suivie de la majorité des galaxies, cette relation peut servir d'outil puissant de classification, et de nouvel estimateur de distance pour des redshifts intermédiaires, avec un ensemble minimal d'observables.

Normalement, les images prises au sol des galaxies distantes ne sont ni suffisantes pour la détermination des propriétés des galaxies, ni pour les évaluations de distance. On a besoin de données additionnelles tel que des spectres ou des images à haute résolution utilisant un télescope spatial. Il est clair cependant que les astronomes ne peuvent pas physiquement étudier des millions de galaxies à un tel niveau de détail, bien qu'il soit encore important de comprendre leurs propriétés de base. Igor Chilingarian (Observatoire de Harvard, auparavant Observatoire de Strasbourg et Observatoire de Paris) et Ivan Zolotukhin (Observatoire de Paris) ont récemment fourni une solution à ce problème.

Ils ont d'abord utilisé l'observatoire virtuel pour assembler un catalogue multi-longueur d'onde de 200 000 galaxies, avec des identifications croisées dans 3 surveys photométriques disponibles publiquement dans les domaines spectraux ultra-violet, optique, et proche-infrarouge: Galaxy Evolution Explorer (UV), Sloan Digital Sky Survey (optique), UK Infrared Telescope Deep Sky Survey (NIR). Puis, ils ont étudié de façon complète ce catalogue compilé de galaxies aux distances connues et ont découvert une nouvelle représentation qui éclaire la façon dont des propriétés essentielles de différentes galaxies sont reliées ensemble. En ajoutant la couleur UV, le diagramme couleur-magnitude optique se transforme en une représentation 3D qui révèle que les galaxies qui ont été traditionnellement groupées dans deux familles distinctes (« séquence rouge » et « nuage bleu »), suivent maintenant une relation monotone et continue. À la surprise des chercheurs, il s'est avéré qu'une grande majorité des 200 000 galaxies choisies parmi les surveys relient étroitement leurs couleurs et luminosités optiques et ultra-violettes, avec leurs propriétés intrinsèques. La raison physique de ce comportement n'est pas encore claire et devient un autre défi aux théoriciens et aux chercheurs qui étudient les galaxies par simulations numériques.

Le fait que dans l'espace 3D couleur-couleur-magnitude, les galaxies sont distribuées autour d'une surface permettra aux astronomes de classifier et de déterminer les distances de millions de galaxies uniquement par imagerie. Il devient maintenant possible de déterminer la morphologie, i.e. spirale ou elliptique, de galaxies distantes non-résolues dont seul le flux peut être mesuré. Une autre application importante est de mieux comprendre le zoo entier des espèces de galaxies: certains types de galaxie sont considérés comme rares, comme les galaxies elliptiques compactes, et sont faciles à repérer comme exception de cette relation universelle. Il pourrait y avoir d'autres applications dans l'astronomie extragalactique, comme la sélection des galaxies d'amas avec un ensemble de données minimaliste.

Référence :

A universal ultraviolet-optical colour-colour-magnitude relation of galaxies
Chilingarian I., Zolotukhin I., 2011, MNRAS, in press

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/nov11/galphot.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle image du télescope spatial Hubble montre l'amas globulaire NGC 1846, une collection sphérique de centaines de milliers d'étoiles dans la partie externe du halo du Grand Nuage de Magellan, une galaxie naine voisine de notre Voie lactée qui peut être vue depuis l'hémisphète austral. L'objet le plus fascinant, toutefois, ne semble pas appartenir à l'amas. C'est une pâle bulle verte dans la case blanche à proximité du centre en bas de la l'image. Cette soi-disant «nébuleuse planétaire» est la conséquence de la mort d'une étoile.

Crédit : NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2011/35/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Optique : DSS; Illustration : NASA/CXC/M.Weiss

Sur la gauche, une image optique du Digitized Sky Survey (DSS) montre Cygnus X-1, encadré par une boîte rouge. Cygnus X-1 est situé à proximité des grandes régions actives de formation d'étoiles dans la Voie lactée, comme on le voit dans cette image qui s'étend sur environ 700 années-lumière de diamètre. Une illustration d'artiste sur la droite représente, d'après ce que pensent les astronomes, ce qui se produit dans le système Cygnus X-1. Cygnus X-1 est un soi-disant trou noir de masse stellaire, une classe de trous noirs qui vient de l'effondrement d'une étoile massive. Le trou noir attire vers lui le matériel d'une massive étoile bleue compagne. Cette matière forme un disque (en rouge et orange) qui tourne autour du trou noir avant de tomber dedans ou être redirigé loin du trou noir sous forme de jets puissants.

Un trio de documents avec des données de télescopes par radio, en optique et en rayons X, dont l'Observatoire de rayons X Chandra, a révélé de nouveaux détails sur la naissance de ce fameux trou noir qui a pris place il y a des millions d'années. Grâce aux données de rayons X de Chandra, de Rossi X-ray Timing Explorer, et de Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics (ASCA), les scientifiques ont pu déterminer la rotation de Cygnus X-1 avec une précision sans précédent, montrant que le trou noir tourne très proche de son taux maximum. Son horizon d'événement - le point de non retour pour le matériel tombant vers un trou noir - tourne autour de plus de 800 fois par seconde.

Cygnus X-1 par l'Observatoire de rayons X Chandra

En utilisant des observations optiques de l'étoile compagnon et son mouvement autour de son compagnon invisible, l'équipe a également réalisé la détermination la plus précise à ce jour pour la masse de Cygnus X-1, de 14,8 fois la masse du Soleil. Il était probablement presque aussi massif à la naissance, à cause du manque de temps pour qu'il se développe sensiblement.

Les chercheurs ont également annoncé qu'ils ont fait l'estimation de la distance la plus précise  jusqu'ici de Cygnus X-1 en utilisant le VBLA (Very Long Baseline Array) du NRO (National Radio Observatory). La nouvelle distance est d'environ 6070 années-lumière de la Terre. Cette distance exacte a été un élément essentiel pour faire les déterminations de la masse exacte et de la rotation.

http://chandra.si.edu/photo/2011/cygx1/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les galaxies ont appris à "passer au vert" au début de l'histoire de l'Univers, recyclant sans cesse d'immenses volumes de gaz d'hydrogène et d'éléments lourds pour construire des générations successives d'étoiles s'étendant sur des milliards d'années. En d'autres termes elles sont plus économes en carburant que n'importe quelle voiture hybride sur la route. Ce recyclage continuel empêche les galaxies de se vider de leurs "réservoirs de carburant" et alonge donc leur période de formation d'étoiles à plus de 10 milliards d'années. Le piège est que ces galaxies qui font remonter le taux de formation stellaire peuvent souffler leur reste de carburant, arrêtant essentiellement plus loin l'activité de naissance d'étoiles. Mais les galaxies comme notre Voie lactée qui dosent avec parcimonie le rythme du taux de naissance d'étoiles peuvent continuer la formation de nouvelles étoiles pendant au moins un milliard d'années dans le futur.

Cette conclusion est basée sur une série d'observations du télescope spatial Hubble qui a fait jouer les capacités spéciales de son relativement nouveau Cosmic Origins Spectrograph (COS) pour détecter la masse autrement invisible dans le halo de notre Voie lactée et d'un échantillon de plus de 40 autres galaxies. Les trois études ont porté sur différents aspects du phénomène de recyclage de gaz dans les galaxies. Les résultats sont publiés dans trois articles dans le numéro du 18 Novembre du magazine Science.

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

Crédit science : NASA, ESA, N. Lehner (University of Notre Dame), T. Tripp (University of Massachusetts, Amherst), and J. Tumlinson (STScI)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2011/37/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

APEX nous offre un nouveau regard sur la formation stellaire dans la nébuleuse de la Carène.

Crédit : ESO/APEX/T. Preibisch et al. (Submillimetre); N. Smith, University of Minnesota/NOAO/AURA/NSF (Optical)

Des observations réalisées avec le télescope APEX dans les longueurs d'onde submillimétriques dévoilent les nuages froids et poussiéreux à partir desquels les étoiles se forment dans la nébuleuse de la Carène. Ce lieu de formation stellaire intense, qui héberge quelques-unes des étoiles de plus grandes masses de notre galaxie, est idéal pour étudier les interactions entre les jeunes étoiles et les nuages moléculaires qui leur ont donné naissance.

En utilisant la caméra LABOCA sur le télescope APEX (Atacama Pathfinder Experiment) installé sur le plateau de Chajnantor dans les Andes chiliennes, une équipe d'astronomes pilotée par Thomas Preibisch (Universitäts–Sternwarte München, Ludwig-Maximilians-Universität, Allemagne), en étroite collaboration avec Karl Menten et Frederic Schuller (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Allemagne), a réalisé une image en lumière submillimétrique de cette région du ciel. Dans ces longueurs d'onde, la plus grande partie de la lumière que l'on voit est le faible rayonnement de chaleur des grains de poussière cosmique. Par conséquent, l'image révèle les nuages de poussière et le gaz moléculaire – principalement de l'hydrogène - à partir desquels les nuages peuvent se former. A -250°C, les grains de poussière sont très froids et le faible rayonnement qu'ils émettent ne peut être vu que dans les longueurs d'onde submillimétriques. Ces longueurs d'onde sont significativement plus longues que celles de la lumière visible. De ce fait, la lumière submillimétrique est essentielle pour étudier comment les étoiles se forment et comment elles interagissent avec les nuages qui leur donnent naissance.

Les observations « APEX LABOCA » sont montrées ici dans les tons orangés, combinées avec une image en lumière visible prise avec le télescope Curtis Schmidt de l'Observatoire interaméricain de  Cerro Tololo. Le résultat est une spectaculaire image à grand champ qui offre une splendide vue de sites de formation stellaire de la carène. La masse totale des étoiles de la nébuleuse correspond à plus de 25 000 Soleils tandis que celle du gaz et des nuages de poussière est d'environ 140 000 Soleils.

Cependant, seule une fraction du gaz de la nébuleuse de la Carène se trouve dans des nuages suffisamment denses pour s'effondrer et former de nouvelles étoiles dans un futur immédiat (en termes astronomiques, ce qui signifie dans le prochain million d'années). Sur le plus long terme, les effets spectaculaires des étoiles massives déjà présentes dans les nuages situés à la périphérie de cette région vont accélérer le rythme de formation d'étoiles.

Les étoiles de grande masse ne vivent tout au plus que quelques millions d'années (une durée de vie très courte comparée aux dix milliards d'années du Soleil), mais elles influencent profondément leur environnement au cours de leur vie. Quand elles sont jeunes, ces étoiles émettent des radiations et des vents très forts qui façonnent les nuages qui les entourent, les comprimant peut-être suffisamment pour donner naissance à de nouvelles étoiles. A la fin de leur vie, elles sont très instables, étant sujettes à des explosions de matière stellaire jusqu'à leur mort dans une violente explosion de supernova.

Eta Carinae est un très bon exemple de ces étoiles violentes. Il s'agit de l'étoile lumineuse à l'éclat jaunâtre, juste en haut à gauche du centre de l'image. Elle est plus de 100 fois plus massive que notre Soleil. Elle fait partie des étoiles les plus lumineuses que nous connaissons. Au cours du prochain million d'années environ, Eta Carinae explosera en supernova et sera suivie par encore plus d'explosions de supernovae provenant d'autres étoiles massives de la région.

Ces explosions violentes déchirent les nuages de gaz moléculaire dans leur environnement immédiat, mais après avoir parcouru plus de dix années-lumière, les ondes de choc sont plus faibles et peuvent alors comprimer les nuages un peu plus éloignés, déclenchant ainsi la formation de nouvelles générations d'étoiles. Les supernovae peuvent aussi produire des atomes radioactifs, à la durée de vie courte, qui sont absorbés par les nuages en train de s'effondrer. Il y a des signes manifestes que des atomes radioactifs de ce type ont été incorporés au nuage qui s'est effondré pour former notre Soleil et ses planètes. De ce fait, la nébuleuse de la Carène devrait fournir des indications complémentaires sur la formation de notre Système solaire.

La nébuleuse de la Carène se situe à quelques 7500 années-lumière de la Terre dans la constellation du même nom. Elle est parmi les nébuleuses les plus brillantes du ciel à cause de son importante population d'étoiles massives. Avec ses 150 années-lumière de large environ, elle est bien plus grande que la fameuse nébuleuse d'Orion, et bien qu'elle soit bien plus éloignée de la Terre que la nébuleuse d'Orion sa taille apparente dans le ciel est de fait pratiquement identique. Elle fait donc aussi partie des plus grandes nébuleuses du ciel.

Le télescope de 12 mètres de diamètre APEX ouvre la voie à ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), un nouveau télescope révolutionnaire que l'ESO, avec ses partenaires internationaux, est en train de construire et d'exploiter sur le plateau de Chajnantor. APEX est basé sur une antenne unique prototype de celle construite pour le projet ALMA, alors qu'ALMA sera constitué d'un réseau de 54 antennes de 12 mètres de diamètre et de 12 antennes complémentaires de 7 mètres de diamètre. ALMA aura une bien plus grande résolution angulaire qu'APEX mais son champ sera beaucoup plus petit. Les deux télescopes sont complémentaires : par exemple, APEX détectera de nombreuses cibles sur une large zone du ciel qu'ALMA pourra étudier de manière beaucoup plus détaillée.

APEX est une collaboration entre l'Institut Max-Planck de radioastronomie (MPIfR), l'Onsala Space Observatory (OSO) et l'ESO. L'exploitation d'APEX est confiée à l'ESO.

ALMA est un équipement international pour l'astronomie. Il est le fruit d'un partenariat entre l'Europe, l'Amérique du Nord et l'Asie de l'Est en coopération avec la République du Chili. La construction et les opérations sont pilotées par l'ESO pour l'Europe, par le National Radio Astronomy Observatory (NRAO) pour l'Amérique du Nord et par le National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) pour l'Asie de l'Est. L'Observatoire commun ALMA (JAO pour Joint ALMA Observatory) apporte un leadership et un management unifiés pour la construction, la mise en service et l'exploitation d'ALMA.

Plus d'informations

Ces observations avec LABOCA sont présentées dans un article intitulé : « A deep wide-field sub-mm survey of the Carina Nebula complex » par Preibisch et al., A&A, 525, A92 (2011): http://adsabs.harvard.edu/abs/2011A%26A...525A..92P

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

Liens

- Plus d'informations à propos du travail de l'équipe de Thomas Preibisch sur la nébuleuse de la Carène : A panchromatic view of massive star feedback and triggered star formation in the Carina Nebula

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1145/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

De nouvelles observations indiquent que l'astéroïde Lutetia est le reste d'un fragment de matière originelle à partir de laquelle la Terre, Vénus et Mercure se sont formées. Des astronomes ont combiné des données obtenues avec la sonde Rosetta de l'ESA, le télescope NTT (New Technology Telescope) de l'ESO et des télescopes de la NASA. Ils ont découvert que les propriétés de l'astéroïde correspondent de près à celles d'une catégorie rare de météorites trouvées sur Terre que l'on suppose s'être formées dans le Système solaire interne. Lutetia a dû, à un certain moment, se déplacer vers son emplacement actuel dans la ceinture principale d'astéroïdes entre Mars et Jupiter.

Crédit : ESA 2010 MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD/INTA/UPM/DASP/IDA

Une équipe d'astronomes d'universités françaises et américaines a étudié en détail, dans une gamme très large de longueurs d'onde [1], l'astéroïde Lutetia, un spécimen peu commun, afin de déterminer sa composition. Des données de la caméra OSIRIS de la sonde Rosetta [2], du télescope NTT (New Technology Telescope) de l'ESO à l'Observatoire de La Silla au Chili, du télescope « Infrared Telescope Facility »  de la NASA à Hawaï et du télescope spatial Spitzer également de la NASA ont été combinées afin de réaliser le spectre le plus complet jamais obtenu d'un astéroïde [3].

Ce spectre de Lutetia a été comparé avec ceux de météorites trouvées sur Terre, largement étudiées en laboratoire. Seul un type de météorites – les chondrites à enstatites – se sont révélées avoir des propriétés correspondant avec celles de Lutetia sur l'ensemble du spectre.

Les chondrites à enstatites sont connues pour être des objets remontant à l'époque du Système solaire primordial. On suppose qu'elles se sont formées à proximité du Soleil encore jeune et qu'elles ont été des composants majeurs dans la formation des planètes rocheuses [4] et plus particulièrement de la Terre, Vénus et Mercure [5]. Il semble que Lutetia se soit formé non pas dans la ceinture d'astéroïdes où il se trouve actuellement, mais bien plus proche du Soleil.

« Mais comment Lutetia a-t-il pu s'échapper du Système solaire interne et rejoindre la ceinture principale d'astéroïdes ? » s'interroge Pierre Vernazza (ESO), l'auteur principal de cet article.

Les astronomes estiment que moins de 2% des corps situés dans la région où s'est formée la Terre se sont retrouvés en fin de compte dans la ceinture principale d'astéroïdes. La plupart des corps du Système solaire interne ont disparu après quelques millions d'années. Ils ont en fait été agrégés aux jeunes planètes en formation. Toutefois, quelques-uns des plus grands corps, avec un diamètre de 100 kilomètres ou plus, ont été éjectés vers des orbites plus calmes, plus loin du Soleil.

Lutetia, qui mesure environ 100 kilomètres de diamètre, a pu être éjecté du Système solaire interne primordial s'il est passé à proximité d'une des planètes rocheuses et a eu de ce fait son orbite considérablement modifiée [6]. Une rencontre avec la jeune planète Jupiter au cours de sa migration vers son orbite actuelle pourrait aussi avoir joué un rôle dans la modification considérable de l'orbite de Lutetia [7].

 « Nous pensons que Lutetia a été éjectée de cette manière. Il a fini comme un intrus dans la ceinture principale d'astéroïdes et y a été préservé pendant quatre milliards d'années », poursuit Pierre Vernazza.

Des études précédentes de sa couleur et des propriétés de sa surface ont montré que Lutetia est un membre vraiment peu commun et plutôt mystérieux de la ceinture principale d'astéroïdes. De précédentes observations ont révélé que des astéroïdes de ce type sont très rares et représentent moins de 1% de la population d'astéroïdes de la ceinture principale. Les éléments apportés par cette nouvelle étude expliquent pourquoi Lutetia est différent – c'est un vestige très rare de la matière originelle qui a formé les planètes rocheuses.

 « Lutetia semble être le plus grand, et l'un des très rares, reste de ce matériau dans la ceinture principale d'astéroïdes. Pour cette raison, les astéroïdes comme Lutetia constituent des cibles idéales pour de futures missions spatiales avec retour d'échantillons. Nous pourrons alors étudier en détail l'origine des planètes rocheuses, dont la Terre, » conclut Pierre Vernazza.

Notes

[1] Le spectre électromagnétique représente la gamme complète des longueurs d'onde couvertes par les différents rayonnements électromagnétiques. La lumière visible en est la forme qui nous est la plus familière, mais il en existe beaucoup d'autres. De nombreux rayonnements de ce type sont utilisés dans la vie quotidienne comme les ondes radio, les micro-ondes, la lumière infrarouge et ultraviolette et les rayons X.

[2] La sonde Rosetta, en chemin vers la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, a survolé Lutetia le 10 juillet 2010.

[3] La caméra OSIRIS de Rosetta a fourni des données dans l'ultraviolet, le télescope NTT de l'ESO des donné en lumière visible tandis que le télescope de la NASA « Infrared Telescope Facility » à Hawai et le télescope spatial Spitzer, également de la NASA, ont fourni des données respectivement dans le proche et le moyen infrarouge.

[4] Les chondrites à enstatites (chondrites de Type E) sont une catégorie unique de météorites qui ne représente que 2% des chutes de météorites récoltées. La minéralogie et la chimie peu communes des chondrites de type E sont cohérentes avec une formation relativement proche du Soleil. Cette hypothèse est renforcée par des mesures de rapports isotopiques (vérifiés pour l'oxygène, l'azote, le ruthénium, le chrome et le titane) : Les chondrites de type E sont le seul groupe de chondrites à avoir la même composition isotopique que le système Terre-Lune. Cela suggère fortement que la Terre s'est formée à partir de matériau du même type que les chondrites à enstatites et aussi que ces chondrites se sont formées à environ la même distance du Soleil que la Terre.

De plus, il a été récemment montré que la composition peu courante et jusque là inexplicable de Mercure pourrait s'expliquer en supposant qu'elle s'est formée à partir de chondrites à enstatites. Ceci suggère que Mercure, comme la Terre, s'est formé par accrétion importante de matière semblable aux chondrites à enstatites.

[5] Bien qu'elles se soient toutes formées à partir d'une matière similaire, la raison de la grande différence des trois planètes les plus proches du Soleil reste un mystère.

[6] Ce processus est semblable à la méthode de l'assistance gravitationnelle utilisée pour changer la direction et la vitesse des sondes spatiales en programmant leur passage à proximité d'une planète.

[7] Certains astronomes pensent que cette planète géante gazeuse a été plus proche du Soleil dans le Système solaire primordial, avant de se déplacer vers l'extérieur jusqu'à sa position actuelle. Ceci aurait provoqué des perturbations considérables sur les orbites d'autres objets du Système solaire interne, à cause de la très forte attraction gravitationnelle de Jupiter.

Plus d'informations

Cette recherche est présentée dans un article intitulé “Asteroid (21) Lutetia as a remnant of Earth's precursor planetesimals”, publié dans la revue Icarus.

L'équipe est composée de P. Vernazza (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, CNRS/Université Aix-Marseille 1, France); European Southern Observatory, Allemagne), P. Lamy (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, CNRS/Université Aix-Marseille 1, France), O. Groussin (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, CNRS/Université Aix-Marseille 1, France), T. Hiroi (Department of Geological Sciences, Brown University, USA), L. Jorda (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, CNRS/Université Aix-Marseille 1, France), P.L. King (Institute for Meteoritics, University of New Mexico, USA), M.R.M. Izawa (Department of Earth Sciences, University of Western Ontario, Canada), F. Marchis (Carl Sagan Center at the SETI Institute, USA; IMCCE, CNRS/Observatoire de Paris/Université Lille 1/UPMC, France), M. Birlan (IMCCE, CNRS/Observatoire de Paris/Université Lille 1/UPMC, France), R. Brunetto (Institut d'Astrophysique Spatiale, CNRS/Université Paris Sud 11, France).

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

Liens

- L'article scientifique: "Asteroid (21) Lutetia as a remnant of Earth's precursor planetesimals"

- Photos de La Silla

- Plus d'informations à propos de Rosetta

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1144/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La région de formation d'étoiles, 30 Doradus, est l'une des plus importantes situées à proximité de la Voie Lactée et se trouve dans la grande galaxie voisine du Nuage de Magellan. Environ 2.400 étoiles massives dans le centre de 30 Doradus, également connue comme la Nébuleuse de la Tarentule, produisent un rayonnement intense et des vents puissants qui emportent du matériel.

Le gaz de plusieurs millions de degrés détecté en rayons X (en bleu) par l'Observatoire de rayons X Chandra vient des fronts de choc - semblables à des bangs soniques - formés par ces vents stellaires et les explosions de supernovae. Ce gaz chaud sculpte des bulles gigantesques dans le gaz plus froid et la poussière qui l'entourent montrés ici en émission infrarouge par le télescope spatial Spitzer (en orange).

30 Doradus est également connue comme une région HII, créée lorsque le rayonnement des jeunes étoiles chaudes dépouille les électrons des atomes d'hydrogène neutre (HI) pour former des nuages d'hydrogène ionisé (HII). C'est la plus massive et la plus grande région HII dans le Groupe Local de galaxies, qui contient la Voie Lactée, Andromède et environ 30 autres galaxies plus petites, y compris les deux Nuages de Magellan. En raison de sa proximité et sa taille, 30 Doradus est une excellente cible pour étudier les effets des étoiles massives sur l'évolution d'une région HII.

La Nébuleuse de la Tarentule est en expansion, et les chercheurs ont récemment publié deux études qui tentent de déterminer ce qui motive cette croissance. L'étude la plus récente a conclu que l'évolution et la structure à grande échelle de 30 Doradus sont déterminées par les bulles de gaz chaud et lumineux en rayons X confiné par le gaz environnant, et que la pression du rayonnement généré par les étoiles massives ne jouent pas actuellement un rôle important dans la structure globale. Une étude publiée plus tôt en 2011 est arrivée à la conclusion opposée et a soutenu que la pression de radiation est plus importante que la pression du gaz chaud dans la conduite de l'évolution de 30 Doradus, en particulier dans les régions centrales près des étoiles massives. Une analyse plus détaillée et plus approfondie des observations de Chandra de 30 Doradus peut aider à décider entre ces différentes idées.

http://chandra.si.edu/photo/2011/30dor/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Grâce à sa vision infrarouge pour scruter 9 milliards d'années en arrière dans le temps, le télescope spatial Hubble a découvert une extraordinaire population de minuscules et jeunes galaxies qui débordent de formation d'étoiles. Les galaxies sont typiquement une centaine de fois moins massive que la Voie Lactée, et pourtant elles produisent des étoiles à un rythme si effréné que leur contenu stellaire pourrait doubler en seulement 10 millions d'années. En comparaison, la Voie Lactée mettrait mille fois plus de temps pour doubler sa population.

Les observations faisaient partie de l'étude CANDELS (Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey), une ambitieuse enquête de trois ans pour analyser les galaxies les plus lointaines dans l'Univers. CANDELS est le recensement de galaxies naines à une telle très jeune époque dans l'histoire de l'Univers.

Crédit : NASA, ESA, A. van der Wel (Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg, Germany), H. Ferguson and A. Koekemoer (STScI), and the CANDELS team

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2011/31/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La plus grande découverte astronomique du 20ème siècle peut avoir été créditée à la mauvaise personne. Mais il s'avère que ce n'était la faute de personne, exceptée celle du véritable découvreur d'origine lui-même.

Ecrivant dans le numéro du 10 Novembre de la revue Nature, l'astrophysicien Mario Livio du Space Telescope Science Institute a mis à bas une théorie du complot croissante sur qui était crédité à juste titre pour la découverte de l'Univers en expansion.

Depuis près d'un siècle, l'astronome américain Edwin P. Hubble a détenu la renommée de cette découverte importante, qui aurait remanié l'ensemble de l'astronomie du 20ème siècle. Hubble a rapporté que l'Univers est en expansion uniforme dans toutes les directions. Il a résolu le dilemme d'Einstein d'expliquer pourquoi l'Univers ne s'était pas déjà effondré sous son propre poids.

Ironiquement, Hubble n'a jamais eu un prix Nobel pour cette découverte, mais les astronomes de deux équipes qui ont indépendamment découvert des preuves d'une accélération de l'Univers ont remporté le Prix Nobel de Physique en 2011. Mais Hubble a obtenu le télescope le plus célèbre de l'histoire moderne baptisé d'après son nom.

Hubble a publié son article de référence dans lequel il a déterminé le taux d'expansion de l'Univers en 1929. Ceci était fondé sur les vitesses apparentes de récession (déduites du redshifts) des galaxies, comme précédemment mesurées par l'astronome Vesto Slipher, couplées aux distances aux mêmes galaxies, comme déterminées par Hubble.

L'analyse de Hubble a montré que plus la galaxie était lointaine, plus elle semblait être en recul. Le taux d'expansion cosmique est maintenant connu comme la constante de Hubble.

Crédit : NASA, ESA, and M. Livio (STScI)

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

Mais deux ans plus tôt, un prêtre belge et cosmologiste, Georges Lemaître, a publié des conclusions très semblables, et il a calculé un taux d'expansion similaire à ce que Hubble aurait publié deux ans plus tard.

Lemaître a fondé son analyse sur les mêmes données de redshift de Slipher, qu'il a combiné avec des estimations de distances de galaxies déduites des observations publiées de Hubble en 1926.

Mais la découverte de Lemaître est passée inaperçue parce qu'elle a été publiée en français, dans un journal scientifique belge plutôt inconnu appelé Annales de la Société Scientifique de Bruxelles.

L'histoire aurait pu s'arrêter là, sauf que les travaux de Lemaître étaient ensuite traduits et publiés dans le Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Lors de sa publication en 1931, certains des propres calculs de Lemaître de 1927, de ce qui s'appellerait plus tard la constante de Hubble, ont été omis !

Le fait que les paragraphes étaient absents de ce document traduit était connu (bien que pas largement) depuis 1984. Il y a eu des spéculations persistantes parmi les astronomes sur "qui est le coupable ?" Les rédacteurs des Monthly Notices ont-ils découpé les paragraphes ? Est-ce qu'Edwin Hubble lui-même a influencé et censuré le papier pour éliminer tout doute qu'il était le découvreur original de l'univers en expansion ?

Après avoir parcouru des centaines de pièces de correspondance de la Royal Astronomical Society, ainsi que les minutes des réunions de la RAS, et le matériel des Archives de Lemaître, Livio a découvert que Lemaître a lui-même omis des passages quand il a traduit le papier en anglais !

Dans l'une des deux lettres "d'indiscutable preuve" découvertes par Livio, Lemaître a écrit aux rédacteurs : "Je n'ai pas trouvé judicieux de réimprimer la discussion provisoire des vitesses radiales qui est clairement sans intérêt réel, et aussi la note géométrique, qui pourrait être remplacée par une petite bibliographie de documents anciens et nouveaux sur le sujet."

La question qui reste est pourquoi Lemaître a essentiellement effacé la preuve pour le crédit qui lui est dû, pour la découverte en premier (au moins provisoirement) de l'expansion de l'Univers.

Livio conclut que « la lettre de Lemaître fournit également un aperçu intéressant de la psychologie scientifique de certains des scientifiques des années 1920. Lemaître n'était pas du tout obsédé par l'établissement des priorités pour sa découverte originale. Étant donné que les résultats de Hubble avaient été déjà publiés en 1929, il n'a vu aucune raison de répéter plus ses découvertes précédentes provisoires de nouveau en 1931. »

Peut-être que dans une autre histoire d'un Univers parallèle, les gens sont émerveillés par les images de l'espace profond du télescope spatial Lemaître.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2011/36/full/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La dernière image publiée de Mars Express révèle un grand volcan éteint qui a été abîmé et déformé au fil du temps.

Selon les normes terrestres, Tholus Tharsis est un géant, dominant de 8 km le terrain environnant, avec une base qui s'étend sur 155 x 125 km. Pourtant, sur Mars, c'est juste un volcan de taille moyenne. Ce qui le distingue comme original est son état abimé.

Comme on peut le voir ici dans les images prises par la caméra stéréo haute résolution HRSC de l'ESA sur la sonde Mars Express, l'édifice volcanique a été marqué par des événements dramatiques.

Au moins deux grandes parties se sont effondrées autour de ses flancs est et ouest au cours de ses quatre milliards d'années d'histoire et ces catastrophes sont désormais visibles comme des escarpements ayant jusqu'à plusieurs kilomètres de haut.

La principale caractéristique de Tholus Tharsis est, cependant, la caldeira en son centre.

Elle a un contour presque circulaire, d'environ 32 x 34 kilomètres, et est entourée par des failles qui ont permis au plancher de la caldeira de s'abaisser par pas moins de 2.7 kilomètres.

On pense que le volcan s'est vidé de sa chambre magmatique lors d'éruptions et, comme la lave a manqué à la surface, le toit de chambre n'a plus été capable de supporter son propre poids.

Aussi, le volcan s'est effondré, formant la vaste caldeira.

Novembre est un mois chargé pour l'exploration de Mars: la Russie et la NASA lance deux missions ce mois.

Phobos–Soil de la Russie (anciennement connue sous le nom Phobos-Grunt) est conçue pour se poser sur Phobos, la plus grande des deux lunes de la planète Mars, pour collecter des échantillons et les retourner sur Terre en 2014. Elle emporte également le premier vaisseau spatial chinois vers Mars, Yinghuo-1.

Les modèles numériques d'élévation de l'instrument HRSC de Mars Express de Phobos ont été utilisés par les scientifiques russes pour évaluer les sites d'atterrissage possibles de la mission et l'ESA apporte également son aide aux télécommunications pour Phobos–Soil et Yinghuo-1.

En retour, la communauté scientifique européenne aura accès aux données obtenues par les deux vaisseaux spatiaux.

La mission de la NASA est Mars Science Laboratory, un grand rover connu sous le nom de Curiosity, avec des expériences conçues pour détecter des molécules organiques - passées ou présentes - sur la planète rouge.

On notera également la simulation de mission martienne, Mars500, qui s'est terminée vendredi lorsque la trappe a été ouverte pour la première fois depuis Juin 2010. Pendant 520 jours, l'équipage international avait travaillé dans un vaisseau spatial simulé à Moscou.

http://www.esa.int/esaSC/SEMIU8TWLUG_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'antenne du Deep Space Network de la NASA à Goldstone, en Californie a capturé de nouvelles images radar de l'astéroïde 2005 YU55 passant à proximité de la Terre.

Crédit : NASA/JPL-Caltech

L'astéroïde survolera sans risque notre planète un peu plus près que l'orbite de la Lune le 08 Novembre. La dernière fois qu'une roche de l'espace aussi grande est venue aussi près de la Terre était en 1976, bien que les astronomes n'avait pas connaissance du survol à l'époque. L'approche suivante connue d'un astéroïde de cette taille sera en 2028.

L'image a été prise le 07 Novembre à 19h45 UTC, quand l'astéroïde était à environ 1,38 millions de kilomètres de la Terre. Le suivi de l'astéroïde de la taille d'un porte-avions a commencé à Goldstone à 16h30 UTC le 04 Novembre avec l'antenne de 70 mètres de large et a duré environ deux heures, avec quatre heures supplémentaires de suivi prévues chaque jour du 06 au 10 Novembre.

Les observations par radar depuis le Arecibo Planetary Radar Facility à Porto Rico débuteront le 08 Novembre, le jour même où l'astéroïde fera son approche au plus près de la Terre à 23h28 UTC.

La trajectoire de l'astéroïde 2005 YU55 est bien comprise. Au point d'approche au plus près, il ne sera pas plus près que 324.600 km, comme mesuré à partir du centre de la Terre, soit environ 0,85 fois la distance de la Lune à la Terre. L'influence gravitationnelle de l'astéroïde n'aura aucun effet détectable sur Terre, y compris les marées et les plaques tectoniques. Bien que l'astéroïde soit sur une orbite qui l'amène régulièrement au voisinage de la Terre, Vénus et Mars, la rencontre de 2011 avec la Terre est celle qui l'amène au plus pour au moins les 200 dernières années.

http://www.nasa.gov/mission_pages/asteroids/news/yu55-20111107.html

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2005%20YU55;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Nouvelles du Ciel L'astéroïde 2005 YU55 s'approche de la Terre le 08 Novembre 2011 [05/11/2011]

Nouvelles du Ciel Le télescope radar prend une image du géocroiseur [01/05/2010]

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'astéroïde géocroiseur 2005 YU55 passera à environ 0,85 fois la distance Terre-Lune le 08 Novembre 2011. L'approche à venir de cet astéroïde de type C relativement imposant d'environ 400 mètres présente une excellente opportunité pour les observations terrestres incluant l'optique, le proche infrarouge et les données par radar. L'illustration animée ci-contre montre la géométrie de survol de la Terre et de la Lune pour les 08 et 09 Novembre lorsque l'objet atteindra un éclat visuel de magnitude 11 et devrait être facilement visible pour les observateurs dans les hémisphères nord et sud. Les approches au plus près de la Terre et de la Lune seront respectivement de 0,00217 UA (~324.900 km) et de 0,00160 UA (~239.500 km) le 08 Novembre 2011 à 23h28 UTC et le 09 Novembre à 07h13 UTC.

Trajectoire de l'astéroïde 2005 YU55 - Novembre 8-9, 2011 - Crédit : NASA/JPL/Near Earth Object Program

Découvert le 28 Décembre 2005 par Robert McMillan du Programme Spacewatch près de Tucson en Arizona, l'objet a déjà été observé par Mike Nolan, Ellen Howell et ses collègues avec le radar d'Arecibo du 19 au 21 avril 2010 et s'est révélé être un très sombre et presque sphérique objet de 400 mètres de diamètre. En raison de sa période de rotation d'environ 20 heures, des observations idéales par radar devraient comprendre des suivis de 8 heures ou plus sur plusieurs dates à Goldstone (Novembre 3-11) et lorsque l'objet entrera dans la fenêtre d'observation d'Arecibo le 08 Novembre.

En utilisant le radar de Goldstone opérant dans un relativement nouveau mode "chirp", l'opportunité par radar de Novembre 2011 pourrait entraîner une reconstruction du modèle de forme avec une résolution aussi affinée que 4 mètres. Plusieurs jours d'imagerie en haute résolution (environ 7,5 mètres) sont également prévues à Arecibo. En plus d'aider à l'interprétation des observations radars, une collaboration visuelle et des observations en proche infrarouge pourraient définir les caractéristiques de rotation de l'objet et fournir des contraintes sur la nature de la rugosité de surface de l'objet et la composition minérale.

Puisque l'astéroïde se rapprochera de la Terre de la direction vers le soleil, il sera un objet éclairé jusqu'au moment de l'approche au plus près. Le meilleur moment pour de nouvelles observations optiques et en infrarouge depuis le sol sera en fin de journée le 08 Novembre, après 21h00 UT de la zone de l'est de l'Atlantique Est et de l'ouest de l'Afrique. Quelques heures après son approche à proximité de la Terre, il deviendra généralement accessible pour les observations optiques et en proche infrarouge, mais fournira une cible difficile à cause de son mouvement rapide à travers le ciel.

Trajectoire de l'astéroïde 2005 YU55 - Novembre 9, 2011
Vue depuis le plan de l'écliptique - Crédit : NASA/JPL/Near Earth Object Program

Bien que classé comme un objet potentiellement dangereux, 2005 YU55 ne présente aucune menace de collision avec la Terre pendant au moins les 100 prochaines années. Cependant, ce sera la plus proche approche à ce jour par un objet aussi grand que nous connaissons à l'avance et un événement de ce type ne se reproduira pas avant 2028 lorsque l'astéroïde (153814) 2001 WN5 passera à moins de 0,6 distance lunaire.

http://neo.jpl.nasa.gov/news/news171.html

http://www.skyandtelescope.com/community/skyblog/observingblog/133013563.html

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2005%20YU55;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Nouvelles du Ciel Le télescope radar prend une image du géocroiseur [01/05/2010]

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une équipe internationale d'astronomes a utilisé la brève mais intense lumière émise par un sursaut gamma pour étudier la composition chimique de galaxies très lointaines. Etonnamment, les nouvelles observations, effectuées à l'aide du VLT, le très grand télescope de l'ESO, ont dévoilé deux galaxies de l'Univers primordial plus riches en éléments chimiques lourds que le Soleil. Les deux galaxies en question sont probablement en train de fusionner. Ce type d'évènement, survenu dans l'Univers primordial, conduit à la formation en grand nombre de nouvelles étoiles et peut être à l'origine de sursauts gamma.

Crédit : ESO/L. Calçada

Les sursauts gamma constituent les phénomènes explosifs les plus intenses, en terme de luminosité, de l'Univers [1]. Ils sont observés en premier lieu par des télescopes situés en orbite autour de la Terre, configurés pour détecter l'émission initiale et rapide de photons gamma. Peu après que leur position ait été déterminée, ils sont suivis au moyen de grands télescopes au sol, capables de détecter les émissions rémanentes des sursauts dans les domaines visible et infrarouge. Ces émissions peuvent durer plusieurs heures à plusieurs jours. Un sursaut de ce type, baptisé GRB 090323 [2], a tout d'abord été détecté par le télescope spatial Fermi de la NASA, dédié aux sursauts gamma. Peu après, il a été suivi par le détecteur de rayons X embarqué sur le satellite Swift de la NASA et par le système GROND installé sur le télescope MPG/ESO de 2.2 mètres au Chili (eso1049), puis il a fait l'objet d'une étude détaillée à l'aide du très grand télescope de l'ESO, le VLT, une journée à peine après qu'il eut explosé.

Les observations effectuées à l'aide du VLT montrent que la lumière intense produite par le sursaut gamma a traversé sa propre galaxie hôte ainsi qu'une autre galaxie située à proximité. Ces galaxies nous apparaissent ainsi telles qu'elles étaient il y a environ 12 milliards d'années [3]. Rarement des galaxies aussi lointaines ont été « piégées » dans l'éclat d'un sursaut gamma.

« Lorsque nous avons étudié la lumière issue de ce sursaut gamma, nous ne savions pas ce que nous allions découvrir. Ce fut pour nous une surprise de constater que le gaz froid de ces deux galaxies de l'Univers primordial était caractérisé par une composition chimique si inattendue » explique Sandra Avaglio (Max Planck Institut pour la Physique Extraterrestre, Garching, Allemagne), auteure principale de l'article décrivant ces nouveaux résultats. « Ces galaxies sont constituées d'éléments chimiques lourds en quantités beaucoup plus importantes que toute autre galaxie de l'Univers primordial. Nous ne nous attendions pas à ce que l'Univers, encore si jeune, soit si adulte, si évolué chimiquement. »

Lorsque la lumière en provenance du sursaut gamma a traversé les galaxies, le gaz présent a agi à la manière d'un filtre et absorbé une partie de la lumière issue du sursaut gamma à certaines longueurs d'onde. Sans ce sursaut gamma, ces galaxies peu lumineuses nous seraient demeurées invisibles. En analysant soigneusement les empreintes caractéristiques des différents éléments chimiques, l'équipe a été capable de déterminer la composition chimique du gaz froid constituant ces galaxies très éloignées, en particulier sa richesse en éléments lourds.

Nous nous attendions à ce que les galaxies de l'Univers primordial contiennent de plus faibles quantités d'éléments lourds que les galaxies récentes, telles que la Voie Lactée. En effet, les éléments lourds sont produits au cours de la vie et de l'extinction de générations d'étoiles qui enrichissent progressivement le gaz des galaxies [4]. Les astronomes peuvent d'ailleurs utiliser l'enrichissement chimique des galaxies pour déterminer leur âge. Mais les nouvelles observations indiquent que quelques galaxies étaient déjà très riches en éléments lourds, moins de deux milliards d'années après le Big Bang. Ce résultat était impensable, récemment encore.

Ces deux jeunes galaxies, nouvellement découvertes, doivent être caractérisées par un prodigieux taux de formation stellaire pour expliquer l'enrichissement si important et si rapide du gaz froid. Ces deux galaxies étant situées à proximité l'une de l'autre, elles doivent probablement être en train de fusionner : les nuages de gaz entrant en collision, la formation d'étoiles se trouve notablement accélérée. Ces nouveaux résultats renforcent l'hypothèse selon laquelle les sursauts gamma peuvent sans doute être associés à de rapides formations d'étoiles massives.

Une formation stellaire si énergique dans les galaxies a dû cesser très tôt dans l'histoire de l'Univers. Douze milliards d'années plus tard, c'est-à-dire aujourd'hui, les vestiges de ces galaxies doivent contenir un grand nombre de restes d'étoiles tels que des trous noirs et des naines froides. Ces vestiges constituent un ensemble de « galaxies mortes » difficiles à détecter parce qu'elles ne sont plus que les pâles reflets de leur éclatante jeunesse. Leur découverte constitue donc un véritable challenge contemporain.

« Nous avons eu beaucoup de chance d'observer le sursaut GRB 090323 dans une phase encore suffisamment lumineuse pour pouvoir l'étudier en détail à l'aide du VLT. Les sursauts gamma ne demeurent brillants que quelques instants et l'obtention de données de bonne qualité est très difficile. Nous espérons observer de nouveau ces galaxies dans le futur, quand nous disposerons d'instruments plus sensibles encore. Elles devraient constituer des cibles parfaites pour l'E-ELT », conclut Savaglio.

Notes

[1] Les sursauts gamma de plus de deux secondes sont considérés comme des  sursauts longs ; ceux d'une durée plus courte, comme des sursauts courts. Les sursauts longs, dont celui de cette étude, sont associés à des explosions, sous forme de supernova, de jeunes étoiles massives dans les galaxies à formation stellaire. Les sursauts courts ne sont pas très bien compris, mais l'on suppose qu'ils résultent de la fusion de deux objets compacts tels que des étoiles à neutrons.

[2] L'appellation fait référence à la date à laquelle le sursaut a été découvert, dans ce cas le 23 mars 2009.

[3] Les galaxies ont été observées avec un décalage vers le rouge de 3,57, ce qui signifie que nous les voyons telles qu'elles étaient 1,8 milliard d'années après le Big Bang.

[4] La matière produite par le Big Bang, il y a 13,7 milliards d'années, n'était pratiquement constituée que d'hydrogène et d'hélium. La plupart des éléments lourds tels que l'oxygène, l'azote et le carbone ont été produits plus tard par des réactions thermonucléaires à l'intérieur des étoiles puis ont enrichi le gaz galactique à la mort de ces étoiles. Aussi, on s'attend à ce que la quantité d'éléments lourds dans la plupart des galaxies augmente proportionnellement avec l'âge de l'Univers.

Plus d'informations

Cette recherche est présentée dans un article intitulé « Super-solar Metal Abundances in Two Galaxies at z ~ 3.57 revealed by the GRB 090323 Afterglow Spectrum »  publié dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

L'équipe est composée de S. Savaglio (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Garching bei München, Allemagne [MPE]), A. Rau (MPE), J. Greiner (MPE), T. Krühler (MPE; Technische Universität München, Garching, Allemagne [TUM]), S. McBreen (University College Dublin, Irelande; MPE), D. H. Hartmann (Clemson University, Clemson, USA), A. C. Updike (Clemson), R. Filgas (MPE), S. Klose (Thüringer Landessternwarte Tautenburg, Allemagne), P. Afonso (MPE), C. Clemens (MPE), A. Küpcü Yoldas (ESO, Garching, Allemagne), F. Olivares E. (MPE), V. Sudilovsky (MPE; TUM) and G. Szokoly (Eötvös University, Budapest, Hongrie).

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Liens

- L'article scientifique

- Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1143/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie