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ALMA étudie les grains de poussière cosmique autour d'une étoile inachevée

En utilisant ALMA, le grand réseau d'antennes millimétrique et submillimétrique, des astronomes ont découvert pour la première fois à la périphérie d'un disque de poussière encerclant une naine brune, la présence de grains de poussière de la taille du millimètre comme ceux que l'on trouve dans les disques denses qui entourent les étoiles qui viennent de naître. Cette surprenante découverte défie les théories décrivant comment les planètes rocheuses de la taille de la Terre se forment et laisse supposer que les planètes telluriques doivent être bien plus communes dans l'Univers que ce nous ne pouvions l'imaginer.

Vue d'artiste du disque de gaz et de poussière autour d'une naine brune - Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/M. Kornmesser (ESO)

Les planètes rocheuses sont supposées se former lors des collisions aléatoires provoquant l'agglomération de ce qui était à l'origine des particules microscopiques dans le disque de matière entourant les étoiles. Ces minuscules grains, connus sous le non de poussière cosmique, ressemblent à de la suie très fine ou à du sable. Toutefois, dans les régions externes autour d'une naine brune – un objet semblable à une étoile, mais trop petit pour briller comme une étoile – les astronomes pensaient que les grains ne pourraient pas s'étoffer car les disques sont trop appauvris et les particules en mouvement trop rapide pour pouvoir se « coller » à l'occasion de collisions. De plus, les théories en vigueur disent que tous les grains qui parviennent à se former devraient se déplacer rapidement vers la partie centrale de la naine brune, disparaissant des parties externes du disque où l'on peut les détecter.

« Nous avons été totalement surpris de découvrir des grains de la taille du millimètre dans ce petit disque fin, » nous dit Luca Ricci du California Institute of Technology, aux Etats-Unis, qui a piloté une équipe d'astronomes basés aux Etats-Unis, en Europe et au Chili. « Des grains solides de cette taille ne devraient pas pouvoir se former dans les régions périphériques froides d'un disque autour d'une naine brune, mais il apparaît pourtant que c'est possible. Nous ne pouvons pas être certains qu'une planète rocheuse à part entière puisse se développer ici, ou si cela a déjà été le cas, mais nous en voyons ici les premières phases. Aussi, nous allons devoir réviser nos hypothèses concernant les conditions requises pour que se des corps solides croissent, » explique-t-il.

L'augmentation de la résolution d'ALMA par rapport aux télescopes antérieurs a également permis à cette équipe d'identifier de l'oxyde de carbone autour de la naine brune – c'est la première fois que du gaz moléculaire froid a été détecté dans un disque de ce type. Cette découverte, ainsi que la présence de grains de la taille du millimètre, laissent supposer que le disque est bien plus semblable à ceux que l'on trouve autour des jeunes étoiles qu'on ne le croyait jusque là.

Ricci et ses collègues ont réalisé cette découverte en utilisant le télescope ALMA, dans le désert chilien de haute altitude, alors qu'il ne disposait pas encore de la totalité de ses antennes. ALMA est un ensemble en cours de développement d'antennes paraboliques de haute précision qui fonctionnent ensemble comme un seul grand télescope pour observer l'Univers avec une sensibilité et des détails jamais obtenus auparavant. ALMA « regarde » l'Univers dans les ondes millimétriques, invisibles pour l'œil humain. L'achèvement de la construction d'ALMA est programmé en 2013, mais les astronomes ont commencé les observations avec un réseau partiel d'antennes d'ALMA en 2011.

Les astronomes ont pointé ALMA sur la jeune naine brune ISO-Oph 102, également appelée Rho-Oph 102, dans la région de formation d'étoiles Rho Ophiuchi, dans la constellation du Serpentaire (Ophiuchus). Avec une masse d'environ 60 fois celle de Jupiter mais seulement 0,06 fois celle du Soleil, la naine brune a une trop petite masse pour enclencher les réactions thermonucléaires qui font généralement briller les étoiles. Toutefois, elle émet de la chaleur due à sa lente contraction gravitationnelle et brille d'une couleur rougeâtre, bien que beaucoup moins lumineuse qu'une étoile.

ALMA collecte la lumière dans les longueurs d'onde voisines du millimètre, émise par la matière du disque réchauffée par la naine brune. Les grains situés dans le disque ne doivent pas émettre beaucoup de rayonnement à des longueurs d'onde supérieures à leur propre taille, aussi une baisse caractéristique de la luminosité peut être mesurée à de plus grandes longueurs d'onde. ALMA est un instrument idéal pour mesurer cette diminution et donc pour mesurer la taille des grains. Les astronomes ont comparé la luminosité du disque à des longueurs d'onde de 0,89 mm et 3,2 mm. La baisse de luminosité de 0,89 mm à 3,2 mm n'était pas aussi importante que ce à quoi on s'attendait, ce qui montre qu'au moins quelques grains ont une taille supérieure ou égale au millimètre.

« ALMA est un nouvel outil puissant pour percer les mystères de la formation des systèmes planétaires, » commente Leonardo Testi de l'ESO, un membre de cette équipe de recherche. « Essayer d'obtenir ce résultat avec les générations précédentes de télescopes aurait nécessité au moins un mois d'observation – une durée impossible en pratique. Mais, en utilisant seulement un quart du nombre final d'antennes d'ALMA, nous avons été capables de le faire en moins d'une heure ! » Précise-t-il.

Dans un futur proche, le télescope ALMA terminé sera suffisamment puissant pour faire des images détaillées du disque autour de Rho-Oph 102 et d'autres objets. Luca Ricci explique, « nous serons bientôt capables non seulement de détecter la présence de petites particules dans les disques, mais aussi et surtout de cartographier leur répartition dans le disque circumstellaire et d'étudier leur façon d'interagir avec le gaz que nous avons aussi détecté dans le disque. Ceci nous aidera à bien mieux comprendre comment se forment les planètes.

Plus d'informations

Cette recherche est présentée dans un article publié dans l'Astrophysical Journal Letters.

Luca Ricci et Leonardo Testi ont travaillé avec Antonella Natta de l'INAF-Osservatorio Astrofisico de Arcetri, Aleks Scholz du Dublin Institute for Advanced Studies, et Itziar de Gregorio-Monsalvo du Joint ALMA Observatory.

ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) 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 d'ALMA 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.

L'année 2012 marque le 50e anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO 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 (VST) 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 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ». 

Liens

- L'article scientifique

- Plus d'information sur ALMA à l'ESO

- L'Observatoire commun ALMA

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1248/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

De nouvelles observations par la sonde MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) appuient de façon convaincante l'hypothèse de longue date que Mercure abrite de la glace d'eau en abondance et autres matières volatiles gelées en permanence dans l'ombre de ses cratères polaires.

Trois sources indépendantes de données confirment cette conclusion : les premières mesures de l'excès d'hydrogène au pôle Nord de Mercure avec le spectromètre à neutrons de MESSENGER, les premières mesures de la réflectance des dépôts polaires de Mercure aux longueurs d'onde infrarouge avec l'instrument MLA (Mercury Laser Altimeter) et les premiers modèles détaillés des températures de la surfaces et de la subsurface des régions polaires Nord de Mercure qui utilisent la topographie réelle de la surface de Mercure mesurée par MLA. Ces conclusions sont présentées dans trois articles publiés en ligne dans Science Express.

Compte tenu de sa proximité au Soleil, Mercure semble être un endroit peu probable pour trouver de la glace. Mais l'inclinaison de l'axe de rotation de Mercure est presque de zéro -- moins de 1 degré -- aussi ce sont des poches aux pôles de la planète qui ne voient jamais la lumière du Soleil. Les scientifiques ont proposé il y a des décennies qu'il pourrait y avoir de l'eau glacée et autres composés volatils gelés piégés aux pôles de Mercure.

L'idée a reçu un coup de pouce en 1991, quand le radiotélescope d'Arecibo à Porto Rico a détecté des taches exceptionnellement brillantes au radar aux pôles de Mercure, des taches qui reflètent les ondes radio de la façon dont on pourrait s'attendre s'il y avait de l'eau glacée. Beaucoup de ces taches correspondaient à l'emplacement de grands cratères d'impact cartographiés par la sonde Mariner 10 dans les années 1970. Mais parce que Mariner a vu moins de 50 pour cent de la planète, les planétologues manquaient d'un schéma complet des pôles pour comparer avec les images.

L'arrivée de MESSENGER à Mercure l'an dernier a changé ceci. Les images de l'instrument Mercury Dual Imaging System de l'engin spatial prises en 2011 et plus tôt cette année ont confirmé que les caractéristiques brillantes par radar aux pôles Nord et Sud de Mercure sont dans les régions ombragées sur la surface de Mercure, résultats qui concordent avec l'hypothèse de glace d'eau.

Maintenant, les nouvelles données de MESSENGER indiquent fortement que l'eau glacée est le principal constituant des dépôts polaires nord de Mercure, que la glace est exposée à la surface dans le plus froid de ces dépôts, mais que la glace est enterrée sous un matériau exceptionnellement sombre dans la plupart des dépôts, les zones où les températures sont un peu trop chaude pour que la glace stationne à la surface même.

MESSENGER utilise la spectroscopie neutronique pour mesurer les concentrations moyennes d'hydrogène au sein de régions brillantes par radar de Mercure. Les concentrations de glace d'eau découlent des mesures de l'hydrogène. "Les données de neutrons indiquent que les dépôts polaires brillants par radar de Mercure contiennent, en moyenne, une couche riche en hydrogène de plusieurs dizaines de centimètres d'épaisseur sous une couche superficielle de 10 à 20 centimètres d'épaisseur qui est moins riche en hydrogène," écrit David Lawrence, un scientifique participant de MESSENGER basé au Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory et principal auteur de l'un des documents. "La couche enfouie a une teneur en hydrogène conforme à de glace d'eau presque pure."

Les données du Mercury Laser Altimeter (MLA) -- qui a tiré plus de 10 millions d'impulsions vers Mercure pour dresser des cartes détaillées de la topographie de la planète -- corroborent les résultats par radar et les mesures du spectromètre à neutrons de la région polaire de Mercure, écrit Gregory Neumann de la NASA Goddard Flight Center. Dans un second article, Neumann et ses collègues rapportent que les premières mesures du MLA des régions polaires nord occultées révèlent des dépôts irréguliers sombres et lumineux à la longueur d'onde du proche infrarouge près du pôle Nord de Mercure.

"Ces anomalies de réflectance sont concentrées sur les pentes exposées vers les pôles et sont spatialement colocalisées avec des zones de haute rétrodiffusion radar supposées être le résultat de la glace d'eau près de la surface," écrit Neumann. "La corrélation de réflectance observée avec des températures modélisées indique que les régions optiquement lumineuses concordent avec la glace d'eau en surface."

Le MLA a également enregistré des taches sombres avec une réflectance réduite, en accord avec la théorie selon laquelle la glace dans ces secteurs est couverte par une couche d'isolation thermique. Neumann suggère que des impacts de comètes ou d'astéroïdes riches en volatils pourraient avoir fourni là la fois les dépôts sombres et lumineux, une constatation corroborée dans un troisième document, dirigée par David Paige de l'Université de Californie, Los Angeles.

Paige et ses collègues ont fourni les premiers modèles détaillés des températures de la surfaces et de la subsurface des régions polaires Nord de Mercure qui utilisent la topographie réelle de la surface de Mercure mesurée par le MLA. Les mesures "montrent que la distribution spatiale des régions de haute rétrodiffusion radar correspond bien à la distribution prévue de glace d'eau thermiquement stable", écrit-il.

Selon Paige, la matière sombre est probablement un mélange de composés organiques complexes livrés à Mercure par les impacts de comètes et d'astéroïdes riches en volatils, les mêmes objets qui ont probablement livré de l'eau sur la planète la plus proche du Soleil. Les matières organiques peuvent avoir été obscurcies davantage par l'exposition au rayonnement dur à la surface de Mercure, même dans les zones ombragées de manière permanente.

Ce matériau isolant noir est une nouvelle entorse à l'histoire, dit Sean Solomon du Lamont-Doherty Earth Observatory de la Columbia University, chercheur principal de la mission MESSENGER. "Depuis plus de 20 ans le jury a délibéré sur la question de savoir si la planète la plus proche du Soleil accueille de la glace d'eau en abondance dans les régions polaires définitivement occultées. MESSENGER a fourni maintenant un verdict unanime affirmatif."

"Mais les nouvelles observations ont également soulevé de questions nouvelles," ajoute Salomon. "Est-ce que les matériaux sombres dans les dépôts polaires se composent principalement de composés organiques ? Quel genre de réactions chimiques a subi ce matériel ? Y a-t-il des régions sur ou au sein de Mercure qui pourraient avoir à la fois de l'eau liquide et des composés organiques ? Seulement avec la poursuite de l'exploration de Mercure pouvons-nous espérer faire des progrès sur ces nouvelles questions."

Références :

- Thermal Stability of Volatiles on Mercury

- Evidence for Volatiles on Mercury's Poles

- Neutron Spectrometer Reveals Water Ice on Mercury

http://messenger.jhuapl.edu/news_room/details.php?id=233

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En utilisant l'observatoire spatial Herschel de l'ESA [1], les astronomes ont décelé la présence d'un disque de débris autour de la naine rouge GJ581. Cette étoile, située à 20 années-lumière, est déjà bien connue pour son système planétaire de quatre Super-Terres. L'image de ce disque de poussière trahit la présence d'une ceinture de comètes qui ne peut pas être observée directement. Ce résultat sera prochainement publié dans la revue Astronomy & Astrophysics.

Elle doit toutefois ressembler à notre ceinture de Kuiper, située au delà de l'orbite de Neptune et formée des restes fossilisés de la formation des planètes. Le bombardement intense de l'intérieur du système solaire par ces comètes de glace au début de son histoire a été un moyen d'apporter de l'eau à la Terre pour former les océans, comme l'observatoire spatial Herschel l'a encore montré récemment [2]. La découverte du disque autour de l'étoile GJ581, âgée de plus de deux milliards d'années, a une importance particulière  pour ce système. Deux de ses planètes sont situées dans la zone dite « habitable » et qui signifie que la température dans cette région est telle que l'eau présente est dans son état liquide.  Ce disque est donc potentiellement un réservoir d'eau qui a pu alimenter au cours d'une longue période des océans sur ces planètes par analogie avec l'histoire du système solaire.

C'est la première fois que les astronomes décèlent avec certitude un disque de débris autour d'une naine rouge d'âge mûr qu'ils recherchaient pourtant particulièrement. En effet,"les étoiles de ce type sont les plus nombreuses dans la Galaxie, mais aussi les moins lumineuses, compliquant cette quête", explique Jean-François Lestrade chercheur CNRS au LERMA [3] et premier auteur de cette publication issue d'un travail au sein d'une équipe internationale. Le tour de force a été rendu possible grâce à la sensibilité inégalée de l'Observatoire spatial Herschel aux longueurs d'onde infrarouge.

En analysant les images du disque, les astronomes ont pu déterminer que le bord intérieur de la ceinture devait être situé à environ 25 fois la distance Terre-Soleil [4]. Cette mesure donne l'échelle du système planétaire entier qui pourrait entourer l'étoile GJ581 et qui n' est représenté pour l'instant que par quatre planètes  sur des orbites plus petites que celle de Mercure autour du Soleil. Les astronomes ont de bonnes raisons de spéculer que d'autres planètes plus distantes doivent exister pour exciter dynamiquement le disque et expliquer la grande quantité de poussière contenue dans celui-ci, ce qui a rendu sa détection possible.

Enfin, on sait depuis peu que les disques de débris poussiéreux observables autour des étoiles semblables au Soleil sont généralement associés à des Super-Terres plutôt qu'a des planètes géantes comme Jupiter, conférant sans doute une plus grande stabilité à ces systèmes. Les astronomes constatent que le système autour de GJ581 est en accord avec ce résultat apportant la première indication que le mécanisme contrôlant la masse des disques autour des étoiles de type solaire pourrait aussi être à l'œuvre pour les nombreuses naines rouges de la Galaxie.

Notes

[1] Le télescope spatial Herschel doit son nom au physicien William Herschel qui découvrit l'infrarouge en 1800. Herschel est ainsi devenu le nom du plus grand télescope spatial pour l'astronomie dans l'infrarouge et le submillimétrique : http://www.herschel.fr/fr/herschel/index.php
[2] Plus d'informations sur cette actualité (anglais) : http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=49386
[3] Laboratoire d'Étude du Rayonnement et de la Matière en Astrophysique (CNRS/Observatoire de Paris/Université Cergy-Pontoise/UPMC-Université Pierre et Marie Curie/ENS Paris).
[4] La distance Terre-Soleil est environ égale à 150 000 000 de km soit à peu près une Unité Astronomique.

Références :

A DEBRIS Disk Around The Planet Hosting M-star GJ581 Spatially Resolved with Herschel, J.-F. Lestrade, B. C. Matthews, B. Sibthorpe, G. M. Kennedy, M. C. Wyatt, G. Bryden, J. S. Greaves, E. Thilliez, Amaya Moro-Martin, M. Booth, W. R. F. Dent, G. Duchene, P. M. Harvey, J. Horner, P. Kalas, J. J. Kavelaars, N. M. Phillips, D. R. Rodriguez, K. Y. L. Su, D. J. Wilner, Astronomy & Astrophysics, novembre 2012.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/node/4072

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

De nouvelles observations de l'ESO révèlent le jet de quasar le plus puissant jamais découvert

Des astronomes utilisant le Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO ont découvert un quasar émettant un flux d'énergie considérable, au moins cinq fois supérieur au flux du quasar le plus puissant observé jusqu'à présent. Les quasars constituent des centres galactiques extrêmement brillants alimentés par des trous noirs supermassifs. De nombreux jets propulsent d'énormes quantités de matière à l'intérieur de leurs galaxies hôtes, et ces flux de matière jouent un rôle prépondérant dans l'évolution des galaxies. Toutefois, jusqu'à présent, les jets des quasars observés n'étaient pas aussi puissants que le prévoyaient les théoriciens.

Vue d'artiste de l'énorme jet issu du quasar SDSS J1106+1939 - Crédit : ESO/L. Calçada

Les quasars constituent les centres extrêmement lumineux de galaxies distantes qui sont alimentés par d'énormes trous noirs. Cette nouvelle étude très détaillée a porté sur l'un de ces objets énergétiques – connu sous l'appellation SDSS J1106+1939 - en utilisant l'instrument X-shooter installé sur le Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO à l'Observatoire de Paranal au Chili [1]. Bien que les trous noirs soient connus pour absorber la matière, la plupart des quasars accélère également la matière environnante et l'éjecte à grande vitesse.

« Nous avons découvert le jet de quasar le plus énergétique connu à ce jour. La vitesse à laquelle l'énergie est emportée par cette énorme masse de matière éjectée à grande vitesse de SDSS J1106+1939 est au moins équivalente à deux millions de millions de fois la puissance du Soleil. C'est également 100 fois supérieur environ à la puissance d'éjection totale de la Voie Lactée – c'est un vrai monstre d'éjection », explique le responsable d'équipe, Nahum Arav (Virigina Tech, USA). « C'est la première fois que le jet mesuré d'un quasar atteint ce niveau de hautes énergies prévu par la théorie. »

De nombreuses simulations théoriques suggèrent que l'impact de ces jets sur les galaxies environnantes pourrait résoudre certaines énigmes de la cosmologie moderne, parmi lesquelles : comment la masse d'une galaxie est-elle liée à la masse de son trou noir central ? Pourquoi existe-t-il si peu de grandes galaxies dans l'univers ? Toutefois, la question de savoir si oui ou non les quasars ont été capables de produire des jets suffisamment puissants pour expliquer ces phénomènes est demeurée sans réponse jusqu'à présent [2].

Le jet nouvellement découvert se situe à environ mille années-lumière du trou noir supermassif qui occupe le centre du quasar SDSS J1106+1939. Ce jet est au moins cinq fois plus puissant que celui issu du quasar détenteur du précédent record [3]. L'analyse de l'équipe montre qu'une masse approximativement égale à 400 fois la masse du Soleil s'échappe du quasar chaque année, se déplaçant à une vitesse de 8000 kilomètres par seconde.

« Nous n'aurions pu faire cette découverte si nous n'avions disposé des données de grande qualité fournies par le spectrographe X-shooter du VLT » souligne Benoît Borguet (Virginia Tech, USA), auteur principal de l'article. « Pour la première fois, nous avons pu explorer dans le détail la région située autour du quasar ».

L'équipe a également observé un autre quasar que SDSS J1106+1939 et trouvé que l'un et l'autre sont caractérisés par d'intenses jets. Il s'agit là d'exemples typiques d'une catégorie répandue de quasars, bien que peu étudiée auparavant [4]. Ces résultats devraient donc être largement appliqués aux quasars lumineux qui parsèment l'Univers. Borguet et ses collègues explorent à présent une douzaine de quasars similaires afin de confirmer la validité de ces résultats.

« J'ai cherché quelque chose de semblable pendant une dizaine d'années », nous dit Nahum Arav, « il est donc d'autant plus palpitant de trouver enfin l'un de ces monstrueux jets prédits par la théorie ! »

Notes

[1] L'équipe a observé SDSS J1106+1939 et J1512+1119 en avril 2011 et mars 2012 en utilisant le spectrographe X-shooter installé sur le Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO. En décomposant la lumière en ses différentes couleurs et en étudiant en détail le spectre résultant, les astronomes ont pu déduire la vitesse et d'autres propriétés de la matière située à proximité du quasar.

[2] Le puissant jet observé dans SDSS J1106+1939 transporte suffisamment d'énergie cinétique pour jouer un rôle essentiel dans les processus de "feedback" des galaxies actives, qui requièrent typiquement un apport d'énergie mécanique correspondant à environ 5% de la luminosité du quasar. La vitesse à laquelle l'énergie cinétique est transférée par le jet correspond à sa luminosité cinétique.

[3] SDSS J1106+1939 est caractérisé par un jet dont la luminosité cinétique est d'au moins 1046 ergs s-1. La distance séparant les jets du quasar central (300 – 8000 années-lumière) était supérieure à la valeur attendue, ce qui suggère que nous observons les jets à grande distance de la région dans laquelle nous pensons qu'ils ont été pour la première fois accélérés (0,03 – 0,4 année-lumière).

[4] Une catégorie de quasars à large bande d'absorption (appelés BAL).

Plus d'informations

Cette recherche a été présentée dans un article intitulé « Major contributor to AGN feedback: VLT X-shooter observations of SIV BAL QSO outflows », publié dans The Astrophysical Journal.

L'équipe est composée de B. C. J. Borguet (Virginia Tech, USA), N. Arav (Virginia Tech, USA), D. Edmonds (Virginia Tech, USA), C. Chamberlain (Virginia Tech, USA), C. Benn (Isaac Newton Group of Telescopes, Espagne).

L'année 2012 marque le 50e anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO 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 (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ». 

Liens

- L'article scientifique

- Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1247/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Ce monde glacial lointain révèle ses secrets pour la première fois

Des astronomes ont utilisé trois télescopes des observatoires de l'ESO au Chili pour observer la planète naine Makémaké alors qu'elle passait devant une étoile lointaine et occultait sa lumière. Les nouvelles observations ont permis de vérifier pour la première fois si Makémaké était entourée d'une atmosphère. En effet, ce monde glacial, dont l'orbite se situe aux frontières du Système Solaire, était supposé avoir une atmosphère comme Pluton (eso0908), mais il est maintenant prouvé que ce n'est pas le cas. Les scientifiques ont également mesuré pour la première fois la densité de Makémaké. Les nouveaux résultats seront publiés dans l'édition du 22 novembre de la revue Nature.

Vue d'artiste de la surface de la planète naine Makémaké - Crédit : ESO/L. Calçada/Nick Risinger (skysurvey.org)

La taille de la planète naine Makémaké [1] est environ équivalente aux deux tiers de celle de Pluton. Son voyage autour du Soleil se trouve sur une trajectoire située au-delà de celle de Pluton, mais néanmoins plus proche du Soleil que celle d'Eris, la planète naine connue la plus massive du Système Solaire (eso1142). Les observations précédentes de la glaciale Makémaké l'ont fait apparaître comme semblable à ses compagnons de la famille des planètes naines, conduisant les astronomes à supposer que son atmosphère, si elle existait, serait semblable à celle de Pluton. Toutefois, la nouvelle étude révèle maintenant que, comme Eris, Makémaké n'est pas entourée par une atmosphère significative.

L'équipe, pilotée par José Luis Ortiz (Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC, Espagne), a combiné de multiples observations en utilisant trois télescopes des observatoires de La Silla et de Paranal de l'ESO au Chili – Le VLT (Very Large Telescope), le NTT (New Technology Telescope) et TRAPPIST (TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope) – et des données provenant de petits télescopes en Amérique du Sud [2] pour regarder Makémaké lorsqu'elle passait devant une étoile lointaine [3].

« Lorsque Makémaké passe devant l'étoile et occulte sa lumière, l'étoile disparaît et réapparait très de manière très abrupte, au lieu de s'estomper et de se « rallumer » progressivement. Cela signifie que la petite planète naine n'a pas d'atmosphère significative, » explique José Luis Ortiz. « Il avait été supposé que Makémaké avait de fortes probabilités d'avoir développé une atmosphère. Le fait qu'il n'y en ait finalement aucune trace montre simplement que nous avons encore beaucoup de choses à apprendre sur ces corps mystérieux. Obtenir pour la première fois des informations sur les propriétés de Makémaké est donc un grand pas en avant dans notre étude du club très fermé des planètes naines glacées. »

Makémaké est très difficile à étudier, car elle n'a pas de lunes [4] et est très éloignée de la Terre, aussi, le peu de connaissance que nous avons sur ce corps n'est qu'approximatif. Les nouvelles observations de cette équipe apportent donc beaucoup plus de précisions à notre vision de Makémaké – déterminant sa taille plus précisément, mettant des contraintes sur une possible atmosphère et estimant la densité de la planète naine pour la première fois. Ces observations ont également permis aux astronomes de mesurer le taux de lumière solaire réfléchie par la surface de Makémaké – son albédo [5]. L'albédo de Makémaké, à environ 0,77, est comparable à celui de la neige sale, plus haut que celui de Pluton, mais plus bas que celui d'Eris.

Il a été possible d'observer Makémaké de manière aussi détaillée uniquement car elle passait devant une étoile – un événement connu sous le nom d'occultation stellaire. Ces rares opportunités permettent aux astronomes d'enrichir considérablement leur connaissance des atmosphères parfois ténues et délicates entourant ces membres lointains, mais importants, du Système Solaire et fournissent des informations très précises sur leurs autres propriétés.

Les occultations sont particulièrement rares dans le cas de Makémaké car elle évolue dans une zone du ciel où il y a relativement peu d'étoiles. Prédire avec précision et détecter ces événements rares est extrêmement difficile et une observation réussie par une équipe coordonnée, répartie sur différents sites sud-américains, constitue une grande réussite.

« Pluton, Eris et Makémaké font partie des exemples les plus gros des nombreux corps glacés en orbite à grande distance autour du Soleil, » précise José Luis Ortiz. « Nos nouvelles observations ont considérablement enrichi notre connaissance de l'un des plus gros, Makémaké – nous utiliserons ces connaissances quand nous explorerons prochainement les curieux objets de cette région de l'espace. »

Notes

[1] Makémaké était initialement appelée 2005 FY9. Elle a été découverte quelques jours après Pâques en mars 2005, et a de ce fait été surnommée de manière informelle en anglais Easterbunny – Lapin de Pâques. En juillet 2008, elle a reçu le nom officiel de Makémaké. Makémaké est le créateur de l'humanité et le dieu de la fertilité dans les mythes des aborigènes de l'Ile de Pâques.

Makémaké est l'une des cinq planètes naines reconnues par l'Union Astronomique Internationale. Les autres sont Cérès, Pluton, Haumea et Eris. Des informations complémentaires sur les planètes naines et les planètes sont disponibles sur les pages web de l'Union Astronomique Internationale.

http://www.iau.org/public/pluto/

[2] Un des autres télescopes utilisés pour cette campagne d'observation est le télescope de 0,84 mètre installé par la Católica del Norte University of Chile. Ce télescope se situe sur le Cerro Armazones, le futur site du télescope géant européen, l'E-ELT (European Extremely Large Telescope).

[3] Makémaké est passée devant l'étoile peu lumineuse NOMAD 1181-0235723 (où NOMAD fait référence à Naval Observatory Merged Astronomic Dataset), le 23 avril 2011. L'équipe a observé cet événement en utilisant sept télescopes différents répartis à travers le Brésil et le Chili. L'événement ne dure seulement qu'une minute environ, aussi les astronomes ont bénéficié d'une caméra à grande vitesse spécialisée appelée ULTRACAM (eso0520) et d'une caméra infrarouge à grande vitesse appelée ISAAC pour photographier cet événement.

[4] Dans le cas des objets qui on une lune ou plus en orbite, le mouvement des lunes peut être utilisé pour déduire la masse de l'objet. Ce n'était pas possible dans le cas de Makémaké.

[5] Le calcul de l'albédo géométrique de la planète naine donne un résultat de 0,77 ± 0,03. Un albédo plus grand que celui de Pluton, mais plus petit que celui d'Eris. Un albédo de 1 représente un corps réfléchissant parfaitement la lumière et un albédo de 0, une surface noire qui ne réfléchit aucune lumière. Les observations, conjointement avec des résultats précédents, indiquent que la densité de Makémaké est de 1,7± 0,3 gramme par centimètre cube, ce qui a permis à l'équipe de déduire une forme et une apparence de sphère aplatie – une sphère légèrement écrasée à chaque pôle – avec des axes de 1430 ± 9 kilomètres et de 1502 ± 45 kilomètres. Makémaké ne révèle pas d'atmosphère globale semblable à celle de Pluton à plus de un millième de celle-ci. Toutefois, elle peut avoir une atmosphère qui couvre seulement une partie de la surface. Une atmosphère localisée, possible en théorie, n'est pas exclue par les observations. 

Plus d'informations

Cette recherche a été présentée dans un article intitulé « Albedo and atmospheric constraints of dwarf planet Makemake from a stellar occultation» qui sera publié dans l'édition du 22 novembre 2012 de la revue Nature.

L'équipe est composée J. L. Ortiz (Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC, Espagne), B. Sicardy (Observatoire de Paris; CNRS; Université Pierre et Marie Curie; Institut Universitaire de France), F. Braga-Ribas (Observatoire de Paris, CNRS, France; Observatório Nacional/MCTI, Brésil), A. Alvarez-Candal (European Southern Observatory, Chili; Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC, Espagne), E. Lellouch (Observatoire de Paris, CNRS, France), et al.

Pour la liste complète des auteurs et de leurs affiliations merci de vous référer à l'article de Nature.

L'année 2012 marque le 50e anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO 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 (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens

- L'article scientifique dans Nature

- Photos du VLT

- Photos de la Silla

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1246/

http://www.grandpublic.obspm.fr/La-planete-naine-Makemake-manque-d

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les astronomes ont découvert un "pont" de gaz chaud qui connecte les amas de galaxies Abell 399 et Abell 401. Au moins une partie de ce gaz pourrait venir du milieu chaud intergalactique - une toile évanescente de filaments gazeux qui parcourt l'univers.

Notre compréhension actuelle de la cosmologie suggère que l'Univers est dominé par la matière noire et l'énergie noire. La matière "ordinaire" restante - ou matière baryonique - dont sont composées les étoiles et les planètes, ne correspond qu'à une toute petite fraction de l'énergie totale de notre univers, moins de cinq pour-cent. La matière baryonique peut, en principe, être détectée à travers le rayonnement qu'elle émet. Mais il y a un problème : la quantité de matière baryonique déduite des observations astronomiques de l'univers lointain ou proche ne correspond pas à ces cinq pour-cent. Les astronomes n'ont identifié qu'environ la moitié de la matière baryonique présente dans l'univers local.

Le milieu inter-galactique chaud

L'un des candidats favoris pour abriter ces "baryons manquants" est le milieu inter-galactique chaud appelé WHIM pour Warm-Hot Intermediate Medium. Ce WHIM est la composante baryonique de la toile cosmique, un réseau filamentaire de matières noire et baryonique qui s'étendrait dans tout l'Univers. Les simulations numériques de formation des grandes structures cosmiques prédisent que les galaxies et amas de galaxies sont incrustés dans cette toile et que le WHIM pourrait contenir la majorité de la matière baryonique dans l'univers local. Ce réseau de gaz ténu dont la température va de 100 000 à des dizaines de millions de degrés est particulièrement difficile à détecter en raison de sa densité extrêmement faible.

Au cours de la dernière décennie, les astronomes ont collecté des éléments en faveur de l'hypothèse WHIM, principalement par des observations dans le domaine des rayons X et en spectroscopie optique/ultra-violette. Une récente étude basée sur des données du satellite Planck de l'ESA a apporté un nouvel élément dans ce débat en ouvrant une fenêtre spectrale pour l'étude des baryons manquants avec des observations dans les domaines micro-ondes et submillimétrique.

Le rayonnement fossile et le WHIM

"Etant donné que le WHIM est essentiellement organisé en filaments longs et diffus, on s'attend à en trouver aussi à proximité des amas de galaxies, qui sont les plus grandes structures gravitationnellement liées de l'univers " explique José M. Diego, un scientifique de la collaboration Planck à Santander en Espagne. "Planck peut détecter les amas de galaxies à travers tout le ciel car le gaz chaud qu'ils contiennent laisse une empreinte caractéristique sur le rayonnement fossile connu sous le nom d'effet Sunyaev-Zel'dovich" ajoute José M. Diego. "Selon le même principe, Planck est sensible au gaz du WHIM".

Les astronomes de la collaboration Planck ont exploité l'effet Sunyaev-Zel'dovich (SZ) pour chercher des amas de galaxies. Les premiers résultats de cette quête ont été présentés en 2011 avec la publication d'un catalogue de 200 amas environ. Une analyse minutieuse de ces données précieuses est en cours pour étudier les propriétés de ces amas, mais aussi de leur environnement.

"Détecter le WHIM par effet Sunyaev-Zel'dovich est extrêmement délicat en raison de sa faible densité" commente Juan Macías Pérez, un scientifique de la collaboration Planck du laboratoire de physique subatomique et de cosmologie de Grenoble. "La meilleure chance de le détecter est de regarder les régions entre paires d'amas de galaxies proches qui sont en interaction : comme ils s'attirent l'un vers l'autre, le gaz inter-amas devient plus dense et plus chaud, et donc plus facile à détecter" ajoute-t-il.

Une première détection

Avec cet objectif, les chercheurs de la collaboration Planck ont inspecté le catalogue d'amas issu des données prises au cours des deux premières cartographies complètes du ciel. "Nous avons regardé les paires d'amas suffisamment proches pour qu'un possible filament entre eux soit détectable, mais suffisamment séparés sur le ciel pour que Planck les détecte individuellement" explique Juan Macías Pérez. Les astronomes ont identifié une liste de candidats avec un faible décalage vers le rouge, donc peu distants, qui satisfaisaient ces critères. Une analyse approfondie a révélé la présence d'un "pont" de gaz chaud reliant deux des amas de cette liste : Abell 399 et Abell 401.

Le rôle des rayons X

Le gaz chaud peut aussi être détecté directement par son émission thermique dans le domaine des rayons X. Une étude précédente de Abell 399 et Abell 401, basée sur les données en X de l'observatoire spatial XMM-Newton de l'ESA, indiquait une présence de gaz chaud non seulement à l'intérieur mais également entre les amas mais le signal n'était pas suffisant pour conclure à une véritable détection. Les résultats basés sur les données du satellite Planck sont bien plus probants et confirment que les deux structures sont bien reliées par un pont de matière; cette détection est également la première de gaz inter-amas obtenue par effet Sunyaev-Zel'dovich.

"En combinant les données Planck avec les archives des observations X du satellite allemand ROSAT, on peut estimer la température du gaz de ce pont à 80 millions de degrés environ" note Torsten Ensslin, un scientifique de la collaboration Planck de Garching bei München en Allemagne. Cette valeur est du même ordre de grandeur que la température du gaz de ces deux amas. Ce pourrait être du WHIM, mais néanmoins l'origine du gaz inter-amas est, à ce jour, encore incertaine.

Comprendre la nature de ce filament

"La question de savoir si ce gaz vient du WHIM ou si ce gaz appartenait auparavant à ces amas est toujours débattue; les simulations numériques suggèrent que ce pourrait être un mélange des deux" explique Torsten Ensslin. "Des analyses plus poussées des données complètes de Planck pourraient aider à clarifier la situation en révélant d'autres cas" ajoute-t-il.

Les astronomes ont déjà identifié un autre candidat prometteur : le système composite Abell 3391-Abell 3395, qui est fortement structuré et pourrait en fait fait de trois ou quatre amas. Ce système comprend ce qui semble être un pont de matière reliant les différentes composantes. En raison de la nature complexe de cet objet, une investigation plus poussée est nécessaire pour confirmer cette seconde détection.

"Cette découverte illustre la capacité de Planck à étudier les amas de galaxies jusque dans leur périphérie et même au-delà, nous permettant ainsi d'étudier la connexion entre le gaz inter-amas et le gaz qui se trouve dans la toile cosmique" conclut Jan Tauber, responsable du projet Planck pour l'ESA.

Source : http://public.planck.fr/filaments-gaz-chaud

http://www.esa.int/esaCP/SEMRT791M9H_index_0.html

http://sci.esa.int/jump.cfm?oid=51103

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

En combinant la puissance du télescope spatial Hubble, du télescope spatial Spitzer, et l'un des naturels "zooms" de la nature dans l'espace, les astronomes ont établi un nouveau record de distance en trouvant la galaxie la plus éloignée jamais vue dans l'Univers. Le minuscule blob, qui n'est qu'une infime fraction de la taille de notre galaxie, la Voie Lactée, offre un nouvel aperçu dans une époque où l'Univers était de 3 pour cent de son âge actuel de 13,7 milliards d'années. La galaxie nouvellement découverte, nommée MACS0647-JD, est observée 420 millions d'années après le Big Bang. Sa lumière a voyagé 13,3 milliards d'années pour atteindre la Terre.

Il s'agit de la dernière découverte d'un vaste programme qui utilise des zooms naturels pour révéler les galaxies lointaines dans l'Univers naissant. Le CLASH (Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble) utilise des amas massifs de galaxies comme télescopes cosmiques pour amplifier les lointaines galaxies derrière eux, un effet appelé effet de lentille gravitationnelle.

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

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2012/36/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astrophysiciens du projet SDSS-III (Sloan Digital Sky Survey), composé en grande partie de chercheurs français, ont effectué la première mesure du taux de l'expansion de l'Univers jeune, âgé de seulement trois milliards d'années, alors que la gravité freinait encore son expansion, avant sa phase actuelle d'expansion accélérée par l'Energie Noire. Ils ont utilisé pour cela une nouvelle technique permettant de dresser une carte en trois dimensions de l'Univers lointain. Ce résultat est en ligne sur arXiv.org.

Hubble et Lemaître ont mis en évidence l'expansion de l'Univers dans les années 1920 en procédant à deux types de mesures pour un même ensemble de galaxies : la distance entre ces galaxies et nous, ainsi que la vitesse de ces galaxies (en utilisant l'effet Doppler sur les raies de leurs spectres).

Leurs observations sont à l'origine du modèle "standard" actuel de la cosmologie. Au début de l'histoire de l'Univers, cette expansion s'est ralentie continûment, sous l'effet de la gravitation de matière et de la radiation. Mais depuis cinq milliards d'années, ce comportement s'est inversé : l'expansion s'est mise à accélérer, sous l'effet d'une mystérieuse force répulsive produite par "l'énergie sombre". Des expériences en cosmologie ont permis d'observer cette période d'accélération récente, mais jusqu'ici pas la décélération primitive de l'Univers. Réussir à mesurer cette décélération exige de remonter aux premiers milliards d'années de son histoire, de remonter loin dans le temps, donc d'observer loin dans l'espace. Pour cela, des galaxies ne suffisent plus : à des distances aussi élevées, leur luminosité devient trop faible.

Pour contourner le problème, les astrophysiciens du Sloan Digital Sky Survey (SDSS-III) [1], composé notamment de chercheurs français, se sont donc intéressés aux quasars, des astres lointains et extrêmement brillants. Lorsqu'on mesure le spectre d'un quasar, on voit non seulement sa lumière mais aussi l'absorption résiduelle du gaz intergalactique entre le quasar et nous. Les astrophysiciens ont pu ainsi étudier la distribution du gaz intergalactique et y détecter des nuages d'hydrogène, pour reproduire sur eux une expérience similaire à celle d'Hubble et Lemaître sur les galaxies.

Pour appliquer efficacement cette technique de mesure innovante de SDSS-III, dite de la « forêt Lyman-alpha », encore fallait-il pouvoir disposer d'un très grand nombre de quasars, et dresser ainsi une carte de l'univers lointain et en trois dimensions. C'est le groupe français de SDSS, en partie financé par l'ANR, qui s'est principalement spécialisé dans la recherche, l'étude et la sélection des quasars à observer. Le premier catalogue de la collaboration a été publié mi-octobre et contient 89 000 quasars.

L'étude a porté ensuite sur 50 000 de ces quasars. Elle résulte principalement du travail de chercheurs du laboratoire Astroparticule et Cosmologie (CNRS/Université Paris Diderot/CEA/Observatoire de Paris), de l'Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers (Irfu, CEA Saclay) et de l'Institut d'Astrophysique de Paris (CNRS/UPMC), en collaboration avec le reste du groupe SDSS-France (le LAM [2], le CPPM [3] et l'Institut Utinam [4]) et l'ensemble de l'équipe SDSS-III [5].

Au delà de ce résultat important, SDSS-III va continuer à améliorer notre connaissance de l'énergie noire : à la fin du relevé, en 2014, il aura mesuré plus d'un million et demi de galaxies, et plus de 160 000 quasars. Il aura aussi permis de  démontrer que la technique de mesure de la « forêt Lyman-alpha » n'est plus un pari risqué, mais une méthode standard pour explorer l'Univers lointain.

Note(s):

[1] Consulter le site web

[2] Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (CNRS/Aix-Marseille Université)

[3] Centre de physique des particules de Marseille (CNRS/Aix-Marseille Université)

[4] Observatoire des Sciences de l'Univers THETA/Institut UTINAM (CNRS/Université de Franche-Comté)

[5] The Sloan Digital Sky Survey quasar catalog: ninth data release, Pâris et al., A&A, 2012.

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/node/4039

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2012 V1 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte le 03 Novembre 2012 par les membres de l'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System). Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature comètaire de l'objet a été confirmée par T. H. Bressi (LPL/Spacewatch II), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), P. Roche (via Haleakala-Faulkes Telescope North), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), P. Birtwhistle (Great Shefford), S. Foglia et G. Galli (GiaGa Observatory), M. Micheli et G. T. Elliott (Mauna Kea).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2012 V1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 21 Juillet 2013 à une distance d'environ 2 UA du Soleil. 

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12V40.html (MPEC 2012-V40)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 21 Juillet 2013 à une distance d'environ 2 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12W54.html (MPEC 2012-W54)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2012%20V1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

 C/2012 V2 (LINEAR)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde a été découvert le 05 Novembre 2012 par le télescope de surveillance LINEAR. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par H. Bressi (LPL/Spacewatch II), M. Mills (Doc Greiner Research Obs., Rancho Hildalgo), Y. Ikari (Moriyama), S. Urakawa et K. Nishiyama (Bisei Spaceguard Center--BATTeRS), P. Dupouy et J. B. de Vanssay (Observatoire de Dax), E. Pettarin (Farra d'Isonzo), P. Camilleri (Sierra Stars Observatory, Markleeville), W. H. Ryan et E. V. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), P. Wiggins (Wiggins Observatory, Tooele), R. Ligustri (via iTelescope Observatory, Mayhill), R. Ligustri (CAST Observatory, Talmassons), M. Brusa et L. Sempio (Montevenere Observatory, Monzuno), L. Donato, E. Guido, G. Sostero et M. Travagini (Remanzacco), E. Cozzi (New Millennium Observatory, Mozzate), F. Tozzi (A. Volta Observatory, Lanzo d'Intelvi), M. Jaeger, E. Prosperi, S. Prosperi et W. Vollmann (Stixendorf), G. Masi et F. Nocentini (Ceccano), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), T. Lister (McDonald Observatory), E. Bryssinck (via iTelescope Observatory, Mayhill).

Des observations antérieures à la découverte, effectuées en date du 30 Octobre 2012 par l'équipe du MASTER-II Observatory (Blagoveshchensk, Russie), ont été identifiées.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2012 V2 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 18 Août 2013 à une distance d'environ 1,4 UA du Soleil. 

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12V58.html (MPEC 2012-V58)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 16 Août 2013 à une distance d'environ 1,4 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12W54.html (MPEC 2012-W54)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK12V020

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2012%20V2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2004 F1 = 2012 V3 (NEAT)

La comète P/2004 F1 (NEAT), observée pour la dernière fois le 21 Avril 2004, a été retrouvée les 12 et 13 Novembre 2012 par Eric J. Christensen dans le cadre du Mt. Lemmon Survey avec le télescope de 1,5-m équipé en CCD.

La comète P/2004 F1 (NEAT), découverte initialement le 18 Mars 2004 par le programme de surveillance NEAT, figurait aussi sur des images prises par LINEAR les 16 Février et 14 Mars 2004, et avait également été observée par le Catalina Sky Survey le 18 Mars. Des observations antérieures à la découverte, obtenues par LINEAR et datant du 01 Décembre 2003, avaient été retrouvées par la suite.

Les élements orbitaux de la comète P/2004 F1 = 2012 V3 (NEAT) indiquent un passage au périhélie le 27 Février 2013 à une distance d'environ 2,4 UA du Soleil, et une période d'environ 9,37 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12V79.html (MPEC 2012-V79)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK04F010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2012%20V3;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2004 F1 = 2012 V3 (NEAT) a reçu la dénomination définitive de 272P/NEAT en tant que 272ème comète périodique numérotée.

Lost - Les Disparues... ou les comètes périodiques non revues

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

Les « mondes orphelins » pourraient aider à expliquer comment les planètes et les étoiles se forment.

En observant avec le Très Grand Télescope de l'ESO, le VLT, et le télescope Canada-France-Hawaï, le CFHT, des astronomes ont identifié un corps qui est très probablement une planète sans étoile, errant dans l'espace. Il s'agit du cas le plus intéressant de planète errante et, de plus, il s'agit de l'objet de ce type le plus proche du système solaire, éloigné d'environ 100 années-lumière. Sa proximité relative et l'absence d'étoile brillante dans ses environs ont permis à l'équipe d'étudier son atmosphère de manière très détaillée. Cet objet a également permis aux astronomes d'avoir « un premier regard » sur les exoplanètes qu'il sera possible de photographier autour d'étoiles autres que notre Soleil avec les futurs instruments.

Vue d'artiste de la planète errante CFBDSIR J214947.2-040308.9

Crédit : ESO/L. Calçada/P. Delorme/Nick Risinger (skysurvey.org)/R. Saito/VVV Consortium

Les planètes errantes sont des objets de masse planétaire vagabondant dans l'espace sans aucun lien avec une étoile. Des exemples possibles d'objets de ce type ont été découverts précédemment [1], mais sans pouvoir connaître leur âge, il n'était pas possible de savoir s'il s'agissait de planètes ou de naines brunes – des étoiles ratées qui n'ont pas assez de masse pour déclencher les réactions qui font briller les étoiles.

Mais les astronomes viennent de découvrir un objet nommé CFBDSIR2149 [2], qui semble faire partie d'un courant de jeunes étoiles proches connu sous le nom de groupe stellaire en mouvement AB Doradus. Les chercheurs ont trouvé cet objet en observant avec le Télescope Canada France Hawaï (CFHT) et ont eu recours à la puissance du VLT de l'ESO pour étudier ses propriétés [3].

Le groupe stellaire en mouvement AB Doradus est le groupe de ce type le plus proche du Système Solaire. Ses étoiles se déplacent en même temps dans l'espace et l'on suppose qu'elles se sont formées à la même période. Si l'objet est associé à ce groupe en mouvement – et par conséquent il s'agit d'un petit objet – il est possible de déduire bien plus d'informations sur lui, dont sa température, sa masse ainsi que la composition de son atmosphère [4]. Il subsiste toutefois une petite probabilité pour que cette association avec ce groupe en mouvement soit due au hasard.

Le lien entre ce nouvel objet et le groupe en mouvement est l'élément clé qui permet aux astronomes de trouver l'âge de cet objet [5]. Il s'agit du premier objet de masse planétaire isolé jamais identifié au sein d'un groupe stellaire en mouvement et son association avec ce groupe en fait la planète errante potentielle la plus intéressante identifiée jusqu'à présent.

« Chercher à voir des planètes autour de leur étoile, c'est comme vouloir étudier une luciole située à un centimètre d'un puissant phare de voiture relativement éloigné, » explique Philippe Delorme (Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble, CNRS/Université Joseph Fourier, France), premier auteur de cette nouvelle étude. « Cet objet errant se trouvant à une relative proximité de la Terre nous offre l'opportunité d'étudier « la luciole » de manière détaillée, affranchi de la lumière aveuglante de la voiture. »

Les objets errant librement comme CFBDSIR2149 sont supposés se former soit comme une planète normale qui aurait ensuite été éjectée de son système, soit comme des objets isolés tels que les plus petites étoiles ou les naines brunes. Dans les deux cas, ces objets attisent la curiosité – en tant que planète sans étoile ou en tant qu'objets les plus minuscules possible dans une gamme allant des étoiles les plus massives aux plus petites naines brunes.

« Ces objets sont importants car ils peuvent nous aider à mieux comprendre comment des planètes peuvent être éjectées de leur système planétaire, ou comment des objets très légers peuvent résulter du processus de formation stellaire, » précise Philippe Delorme. « Si ce petit objet est une planète qui a été éjectée de son système natif, il évoque de manière évidente l'image de ces mondes orphelins, dérivant dans le vide intersidéral. »

Ces mondes pourraient être courants – peut-être aussi nombreux que les étoiles normales [6]. Si CFBSIR2149 n'est pas associé au groupe en mouvement AB Doradus, il est plus difficile d'être sûr de sa nature et de ses propriétés et il pourrait plutôt être caractérisé en tant que petite naine brune. Les deux scénarios représentent d'importantes questions sur la manière de se former et d'évoluer des planètes et des étoiles.

« Des travaux futurs pourraient confirmer que CFBSIR2149 est une planète errante, » conclut Philippe Delorme. « Cet objet pourrait être utilisé comme point de référence pour comprendre la physique des toutes les exoplanètes similaires qui seront découvertes par les futurs systèmes spéciaux d'imagerie à haut contraste tel que l'instrument SPHERE qui sera installé sur le VLT. »

Notes

[1] De nombreux objets pouvant potentiellement être des planètes de ce type ont été découverts auparavant (avec des articles et des communiqués de presse, par exemple dans le magazine Science, la revue Nature ou encore dans la revue de la Royal Astronomical Society). Ces objets ont commencé à être connus dans les années 1990, quand les astronomes ont découvert que la limite à laquelle une naine brune entre dans la gamme des objets de masse planétaire est difficile à déterminer. Des études plus récentes ont suggéré qu'il devait y avoir une quantité énorme de ces petits corps dans notre galaxie, une population comptant pratiquement deux fois plus d'objets que les étoiles de la séquence principale.

[2] Cet objet a été identifié dans le cadre d'une extension du programme d'observation du CFHT intitulé « Canada-France Brown Dwarfs Survey (CFBDS) », un projet ciblant les naines brunes froides. Il est aussi répertorié en tant que CFBDSIR J214947.2-040308.9.

[3] L'équipe a observé CFBSIR2149 avec la caméra WIRCam sur le CFHT à Hawaï et avec la caméra SOFI sur le télescope NTT (New Technology Telescope ) de l'ESO au Chili. Les images prises à différents moments permettent de mesurer le mouvement propre de l'objet dans le ciel et de le comparer à celui des membres du groupe AB Doradus. L'étude détaillée de l'atmosphère de l'objet a été réalisée avec le spectrographe X-shooter sur le VLT de l'ESO à l'Observatoire de Paranal.

[4] L'association avec le groupe en mouvement AB Doradus permettrait d'estimer la masse de la planète à approximativement 4 à 7 fois la masse de Jupiter, avec une température effective d'environ 430 degrés Celsius. L'âge de la planète serait le même que celui du groupe en mouvement – soit 50 à 120 millions d'années.

[5] L'analyse statistique du mouvement propre de l'étoile, réalisée par l'équipe – ses changements angulaires de position dans le ciel chaque année - montre que la probabilité que cet objet soit associé au groupe en mouvement AB Doradus est de 87% et que la probabilité qu'il soit suffisamment jeune pour avoir une masse planétaire est de plus de 95 %, ce qui en fait bien plus probablement une planète solitaire qu'une petite étoile ratée. Des planètes errantes potentielles plus distantes ont été trouvées auparavant dans de très jeunes amas d'étoiles, mais n'ont pas pu être étudiées en détail.

[6] La présence de ces objets errants peut également être révélée lorsqu'ils passent devant une étoile. La lumière de l'étoile d'arrière-plan voyageant dans notre direction est tordue et déformée par la gravité de l'objet, rendant l'étoile soudainement et brièvement plus brillante – un processus connu sous le nom de microlentille gravitationnelle. Les programmes d'observation de microlentille dans la Voie Lactée, tel que OGLE, pourraient avoir détecté des planètes errantes de cette manière (par exemple voir l'article publié dans Nature en 2011 intitulé Microlensing Experiment). 

Plus d'informations

Cette recherche est présentée dans un article intitulé "CFBDSIR2149-0403: a 4-7 Jupiter-mass free-floating planet in the young moving group AB Doradus?" publié dans Astronomy & Astrophysics le 14 novembre 2012.

L'équipe est composée de P. Delorme (Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble, CNRS/Université Joseph Fourier, France [IPAG]), J. Gagné (Université de Montréal, Canada), L. Malo (Université de Montréal, Canada), C. Reylé (Université de Franche-Comté, France), E. Artigau (Université de Montréal, Canada), L. Albert (Université de Montréal, Canada), T. Forveille (Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble, CNRS/Université Joseph Fourier, France [IPAG]), X. Delfosse (Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble, CNRS/Université Joseph Fourier, France [IPAG]), F. Allard (Université Claude Bernard Lyon 1, France), D. Homeier (Université Claude Bernard Lyon 1, France).

L'année 2012 marque le 50e anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO 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 (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ». 

Le Télescope Canada-France-Hawaï (CFHT) est exploité par le National Research Council of Canada, l'Institut National des Sciences de l'Univers du Centre National de la Recherche Scientifique de la France et l'Université d'Hawaï. 

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Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1245/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une paire d'étoiles âgées sculpte la forme spectaculaire d'une nébuleuse planétaire

Des astronomes utilisant le Très Grand Télescope de l'ESO (VLT) ont découvert une paire d'étoiles en orbite l'une autour de l'autre au centre de l'un des plus remarquables exemples de nébuleuse planétaire. Cette nouvelle observation confirme une théorie longuement débattue sur l'origine de l'aspect spectaculaire et symétrique de la matière éjectée dans l'espace. Les résultats sont publiés dans l'édition du 9 novembre 2012 de la revue Science.

La nébuleuse planétaire Fleming 1 observée avec le Très Grand Télescope de l'ESO - Crédit : ESO/H. Boffin

Les nébuleuses planétaires [1] sont des enveloppes lumineuses de gaz autour de naines blanches - des étoiles semblables au Soleil au crépuscule de leur vie. Fleming I est un très bel exemple de nébuleuse constituée de surprenants jets symétriques [2] qui dessinent des motifs incurvés et noueux. Elle se situe dans la constellation de l'hémisphère austral du Centaure et a été découverte il y a tout juste un siècle par Williamina Fleming [3], une ancienne femme de chambre ayant été recrutée par le Harvard College Observatory après avoir montré des aptitudes en astronomie.

Les astronomes se sont longtemps demandé comment ces jets symétriques pouvaient se former, sans toutefois parvenir au moindre consensus. Une équipe de recherche menée par Henri Boffin (ESO, Chili) a combiné de nouvelles observations de Fleming I effectuées à l'aide du Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO et des simulations numériques existantes afin d'expliquer en détail et pour la toute première fois l'origine de ces formes étranges.

L'équipe a utilisé le VLT de l'ESO afin d'étudier la lumière en provenance de l'étoile centrale. Elle a découvert que Fleming I abrite non pas une mais deux naines blanches en son centre, en orbite l'une autour de l'autre en 1,2 jour. Des étoiles binaires ont déjà été découvertes au cœur de nébuleuses planétaires. Des systèmes constitués de deux naines blanches en orbite l'une autour de l'autre sont toutefois très rares [4].

« L'origine des formes somptueuses et complexes de Fleming I et d'autres objets similaires a fait l'objet de controverses durant des décennies », nous dit Henri Boffin. « Les astronomes avaient bel et bien envisagé l'existence d'un système binaire, mais dont les constituants auraient été très distants l'un de l'autre, caractérisés par une période orbitale de dizaines d'années voire plus. La combinaison de nos modèles et de nos observations nous a permis d'étudier ce système particulier dans les moindres détails et de découvrir la très grande proximité de la paire d'étoiles au cœur de la nébuleuse – des centaines de fois plus proches l'une de l'autre qu'on ne l'avait imaginé. »

Lorsqu'une étoile d'une masse allant jusqu'à huit masses solaires atteint la fin de sa vie, elle expulse ses enveloppes externes et commence à perdre de la masse. Cela permet au chaud noyau interne de l'étoile de rayonner intensément, et au cocon de gaz s'échappant vers l'extérieur de briller, formant ainsi une nébuleuse planétaire.

Tandis que les étoiles sont de forme sphérique, la plupart de ces nébuleuses planétaires sont de formes étonnamment complexes, constituées de nœuds, de filaments et d'intenses jets de matière formant des motifs complexes. Certaines des nébuleuses les plus spectaculaires – parmi lesquelles Fleming I – affichent des structures parfaitement symétriques [5]. Dans le cas de cette nébuleuse planétaire, cela signifie que la matière s'échappe de chacun des pôles de la région centrale dans un flux en de forme S. Cette nouvelle étude révèle que les caractéristiques de Fleming I résultent de la forte interaction entre une paire d'étoiles – l'étonnant chant du cygne d'un couple d'étoiles.

« Il s'agit là du cas le plus abouti d'un système binaire central pour lequel les simulations ont correctement prévu le dessin de la nébuleuse environnante – et de manière véritablement spectaculaire » nous explique le co-auteur de l'étude, Brent Miszalski, du SAAO et du SALT (Afrique du Sud).

L'existence d'une paire d'étoiles au cœur de cette nébuleuse est indispensable pour expliquer la structure que nous observons. A mesure que les étoiles ont vieilli, elles se sont dilatées, l'une s'est comportée en vampire stellaire, absorbant la matière de l'autre. La matière a été aspirée par le vampire, l'encerclant et formant ce que l'on appelle un disque d'accrétion [6]. Parce que les deux étoiles étaient en orbite l'une autour de l'autre, elles ont l'une et l'autre interagi avec ce disque et l'ont transformé en une véritable toupie oscillante en rotation – un mouvement baptisé précession. Ce mouvement affecte le comportement de toute matière qui s'est échappée des pôles du système, y compris celle des jets de matière expulsée. Cette étude confirme que les disques d'accrétion animés d'un mouvement de précession à l'intérieur de systèmes binaires sont responsables des aspects étonnamment symétriques des nébuleuses planétaires telles que Fleming I.

Les images profondes du VLT ont également permis de découvrir l'existence d'un anneau constitué de nœuds de matière au sein de la nébuleuse interne. Un tel anneau de matière se rencontre également dans d'autres familles de systèmes binaires et semble constituer la signature révélatrice de la présence d'un couple stellaire.

« Nos résultats soulignent l'importance de l'interaction entre paires d'étoiles dans la formation, et peut-être même l'origine, des nébuleuses planétaires » conclut Boffin.

Notes :

[1] Les nébuleuses planétaires n'ont rien à voir avec les planètes. Elles ont été nommées ainsi au cours du XVIIIe siècle parce que ces objets ressemblaient aux disques des planètes distantes observées à l'aide de petits télescopes.

[2] Les jets sont des expulsions très rapides de gaz depuis les régions internes des nébuleuses planétaires. Ils sont souvent collimatés – la matière est éjectée en flux parallèles, ce qui signifie qu'ils se propagent très lentement dans l'espace.

[3] Fleming I tient son nom de l'astronome écossaise Williamina Fleming, qui la découvrit en 1910. Travaillant tout d'abord comme femme de ménage auprès du directeur du Harvard College Observatory dans les années 1880, Fleming a ensuite été recrutée pour traiter les données astronomiques de l'observatoire en tant que Harvard Computer, un groupe de femmes qualifiées qui effectuaient des calculs mathématiques et des tâches bureautiques. Pendant son séjour, elle a découvert – et a été créditée pour cela – de nombreux objets astronomiques parmi lesquels 59 nébuleuses de gaz, plus de 310 étoiles variables et 10 novae. Cet objet porte également d'autres appellations, comme PN G290.5+07.9, ESO 170-6 et Hen 2-66.

[4] L'équipe a étudié les étoiles à l'aide de l'instrument FORS qui équipe le Très Grand Télescope de l'Observatoire de Paranal de l'ESO au Chili. Elle a pris des images de l'objet et séparé la lumière dans ses différentes couleurs afin de déterminer les mouvements, la température ainsi que la composition chimique de l'objet central. Les étoiles primaire et secondaire se sont avérées être de masses équivalentes respectivement à environ 0,5-0,86 et 0,7-1,0 masse solaire. L'équipe a été en mesure d'écarter la possibilité que l'une des étoiles du système binaire soit semblable à notre Soleil en analysant la lumière en provenance des deux étoiles et en étudiant la brillance du système. La luminosité de ce système ne varie que très peu au cours de sa rotation. Une étoile normale aurait été chauffée par la naine blanche très chaude, et parce qu'elle aurait toujours présenté la même face à sa compagne (comme la Lune le fait avec la Terre), elle serait caractérisée par une face « chaude et brillante » et autre face « froide et sombre », causant ainsi une variation périodique de luminosité de l'ensemble. Il est donc plus que probable que l'objet central soit une paire de naines blanches – une découverte rare et exotique à la fois.

[5] Dans ce cas précis, chaque partie de la nébuleuse dispose d'une exacte contrepartie située à une distance équivalente de l'étoile, mais dans une direction opposée – le type de symétrie que l'on retrouve dans les cartes des personnages de la cour dans un paquet de cartes à jouer classique.

[6] Un tel disque se forme lorsque le flux de matière s'échappant d'une étoile dépasse une certaine limite appelée lobe de Roche. A l'intérieur de ce lobe, toute la matière est liée à l'étoile hôte par la gravitation et ne peut s'en échapper. Lorsque le lobe est plein et la limite dépassée, de la matière s'échappe de l'étoile et est transférée à un corps situé à proximité, la seconde étoile d'un système binaire par exemple, formant ainsi un disque d'accrétion. 

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Cette recherche a été présentée dans un article intitulé « An Interacting Binary System Powers Precessing Outflows of an Evolved Star » par H. M. J. Boffin et al., publié dans la revue Science du 9 novembre 2012.

L'équipe est compose de H. M. J. Boffin (European Southern Observatory, Chili), B. Miszalski (South African Astronomical Observatory; Southern African Large Telescope Foundation, Afrique du Sud), T. Rauch (Institute for Astronomy and Astrophysics, University of Tübingen, Allemagne), D. Jones (European Southern Observatory, Chili), R. L. M. Corradi (Instituto de Astrofísica de Canarias; Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna, Espagne), R. Napiwotzki (University of Hertfordshire, Royaume-Uni), A. C. Day-Jones (Universidad de Chili, Chile), et J. Köppen (Observatoire de Strasbourg, France).

L'année 2012 marque le 50e anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO 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 (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ». 

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Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1244/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Il est difficile de ne pas penser à un œuf lorsqu'on regarde la lune de Saturne Méthone, qu'on voit ici lors d'un survol de Cassini de la petite lune. La surface relativement lisse ajoute à l'effet créé par la forme oblongue.

Crédit : NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute

Les petites lunes comme Méthone ne sont généralement pas de forme sphérique comme les lunes plus grandes. Leurs petites tailles signifient qu'elles n'ont pas une gravité suffisante pour prendre une forme ronde. Les scientifiques pensent que les formes allongées de ces lunes peuvent-être un indice sur la façon dont elles se sont formées.

Le terrain éclairé vu ici est sur le côté en tête de Méthone (3 kilomètres de diamètre). Le nord sur Méthone est en haut. L'image a été prise en lumière visible avec la caméra à angle étroit de la sonde Cassini, le 20 mai 2012.

Le point de vue a été obtenu à une distance d'environ 4.000 kilomètres de Méthone et à un angle Soleil-Méthone-vaisseau spatial, ou phase, de 63 degrés. L'échelle de l'image originale est de 27 mètres par pixel. L'image a été agrandie par un facteur de 2.

http://saturn.jpl.nasa.gov/photos/imagedetails/index.cfm?imageId=4662

A la découverte des petits satellites de SATURNE

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les systèmes solaires avec des planètes porteuses de vie peuvent êtres rares si elles sont tributaires de ceintures d'astéroïdes de juste la bonne masse, selon une étude réalisée par Rebecca Martin, boursière Sagan de la NASA de l'Université du Colorado à Boulder, et Mario Livio du Space Telescope Science Institute à Baltimore, Maryland.

Ils suggèrent que la taille et l'emplacement d'une ceinture d'astéroïdes, façonnée par l'évolution du disque protoplanétaire du Soleil et par l'influence gravitationnelle d'un géante à proximité comme la planète Jupiter, peuvent déterminer si la vie complexe évoluera sur une planète comme la Terre. Les résultats apparaissent aujourd'hui dans les Monthly Notices de la Royal Astronomical Society: Letters (publié par Oxford University Press).

Illustration Credit: NASA, ESA, and A. Feild (STScI)

Science Credit: NASA, ESA, R. Martin and M. Livio (STScI)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2012/44/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le 06 Juin, la caméra stéréo haute résolution sur Mars Express de l'ESA a revisité le bassin Argyre tel que présenté dans notre communiqué d'Octobre, mais cette fois, visant Montes Nereidum, à environ 380 km au nord du cratère Hooke. 

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

Le superbe terrain accidenté de Nereidum Montes marque le point extrême nord de Argyre, l'un des plus grands bassins d'impact sur Mars.

Nereidum Montes s'étend sur près de 1.150 km et a été nommé par le célèbre astronome grec Eugène Antoniadi Michel (1870-1944).

Sur la base de ses observations détaillées de Mars, Antoniadi a conclu que les «canaux» de Mars rapportés par Percival Lowell étaient, en fait, juste une illusion d'optique.

Les images capturées par Mars Express montrent une partie de la région, affichant plusieurs caractéristiques fluviales, glaciaires et déterminées par le vent.

De vastes réseaux de drainage dendritiques, vus vers le nord (en bas à droite) des premières et topographiques images, ont été formées lorsque l'eau liquide s'est vidée dans des régions plus profondes au sein de la région.

Sur Terre, les canaux semblables à des arbres de ce genre sont formés généralement par les eaux de ruissellement après des précipitations importantes, ou lorsque la neige ou la glace fond. Des processus similaires sont considérés comme ayant eu lieu sur Mars dans un passé lointain, quand les scientifiques savent maintenant qu'il y a eu de l'eau sur la surface de la Planète Rouge.

Plusieurs des cratères dans la région, particulièrement dans les parties orientales (partie inférieure) de la première image, montrent que le cratère concentrique se remplit, un processus martien distinctif marqué par des anneaux de fluctuations de surface dans un bord de cratère.

Les rapports entre le diamètre et la profondeur des cratères remplis suggèrent qu'il existe peut-être encore de la glace d'eau, éventuellement sous la forme d'anciens glaciers, présente en dessous de la sèche couverture de débris de surface.

Les scientifiques ont estimé que la profondeur de l'eau glacée dans ces cratères varie de quelques dizaines à plusieurs centaines de mètres.

Le plus grand cratère du côté sud-ouest (la moitié en haut à gauche) des premières et topographique images semble avoir révélé une formation comme un glacier vers les plus basses parties de la région (montrée en bleu dans l'image topographique).

Une surface lisse à l'est de la fonctionnalité glaciaire semble être la plus jeune dans l'image, comme en témoigne l'absence quasi totale de cratères.

Une autre indication de l'eau souterraine est visible dans la couverture d'éjecta fluidisée entourant le cratère à l'extrémité nord (côté droit) des premières et topographiques images.

Ces structures d'éjectas peuvent se développer quand une comète ou un astéroïde frappe une surface saturée d'eau ou de glace d'eau.

Enfin, dans toutes les images et souvent près des côtés abrités des monticules et de canyons, on voit que de vastes champs de dunes de sable ondulantes se sont formés.

Des études approfondies des régions comme Montes Nereidum jouent un rôle essentiel dans la révélation du passé géologique de notre voisine terrestre, ainsi que d'aider à trouver de belles régions à visiter pour les futurs explorateurs robotiques et humains.

http://www.esa.int/esaSC/SEMO3S52Q8H_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie