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Un cœur stellaire défiant les prédictions : voici ce que dévoile la première cartographie de l'intérieur d'une étoile naine blanche réalisée par une équipe internationale menée par une jeune chercheuse de l'Institut de recherche en astrophysique et planétologie (IRAP, CNRS / UPS). Cette  avancée  va  permettre  de  mieux  comprendre  les  mécanismes  physiques impliqués dans l'évolution des étoiles et de notre Soleil. Ce résultat est publié dans la revue Nature du 8 janvier 2018.

C'est en exploitant les données du satellite Kepler de la NASA sur les pulsations de l'étoile KIC 08626021 qu'une équipe internationale d'astrophysiciens, menée par une jeune chercheuse de l'Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP) de Toulouse, a dressé la cartographie de la composition interne d'une naine blanche, successeur lointain d'une étoile semblable à notre Soleil. Les oscillations de luminosité observées à la surface de cette  étoile  ont  pu  être  déchiffrées  au  moyen  de  techniques  « astérosismologiques », analogues aux méthodes qu'emploient les géophysiciens pour étudier la structure de notre planète grâce aux ondes sismiques provoquées par les tremblements de Terre.

Les étoiles naines blanches sont les reliques des cœurs de près de 97% des étoiles de l'Univers. Ces véritables fossiles stellaires conservent précieusement en leur sein l'empreinte des processus physiques passés, tels que le brûlage nucléaire et les épisodes de mélange convectif, phénomènes toujours très incertains dans les modélisations actuelles des théories d'évolution stellaire. Obtenir une vue claire de la composition de ces étoiles permettra donc de mieux déchiffrer les phénomènes en jeu lors des phases antérieures de leur évolution.

Au cours de leur lente agonie de naine blanche, durant laquelle elles se refroidissent inexorablement, ces étoiles passent par des phases d'instabilité ou elles se mettent à vibrer. Ces profondes vibrations – ou tremblements d'étoile – sont les clés permettant de lever le voile sur l'intérieur même de ces résidus stellaires. La stratification chimique interne de la naine blanche génère une signature unique sur les modulations lumineuses émergeant de l'étoile qui, une fois déchiffrée, permet d'en cartographier la structure.

Et que dévoile-t-on du plus profond de ces étoiles ? Non seulement un cœur nettement plus grand et plus riche en oxygène que prédit, mais également le profil de distribution des principaux éléments chimiques présents. Cette découverte offre ainsi un banc d'essai d'une grande précision pour calibrer finement les processus physiques de brûlage nucléaire et de mélange convectif à l'oeuvre dans la plupart des étoiles, en particulier durant les phases d'évolution stellaire pré-naine blanche. Une connaissance précise de la composition chimique interne des naines blanches est également précieuse pour les utiliser comme « chronomètres cosmiques » destinés à la datation des populations stellaires constituant notre Galaxie.

Référencve :

Large oxygen-dominated core from the seismic cartography of a pulsating white dwarf, N. Giammichele, S. Charpinet, G. Fontaine, P. Brassard, E.M. Green, V. Van Grootel, P. Bergeron, W. Zong, & M.-A. Dupret, Nature, 8 janvier 2018

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/8187

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Grâce au Very Large Telescope de l'ESO, des astronomes ont pour la toute première fois observé des motifs granulaires à la surface d'une étoile située à l'extérieur du Système Solaire – la vieille géante rouge Gruis. Cette nouvelle image acquise par l'instrument PIONIER révèle la présence de cellules convectives à la surface de cette étoile dont le diamètre avoisine les 350 diamètres solaires. Chaque cellule couvre plus du quart du diamètre de l'étoile et s'étend sur quelque 120 millions de kilomètres. Ces nouveaux résultats paraîtront cette semaine dans la revue Nature.

La surface de la géante rouge Gruis imagée par l'instrument PIONIER sur le VLT - Crédit : ESO

Distante de quelque 530 années-lumière de la Terre et située dans la constellation de la Grue, Gruis (Pi¹ Gruis) est une géante rouge de température peu élevée. Sa masse est semblable à celle de notre Soleil, son diamètre est 350 fois plus grand, et sa brillance des milliers de fois supérieure [1]. Dans quelque 5 milliards d'années, notre Soleil gonflera au point de devenir une semblable géante rouge.

Une équipe internationale d'astronomes pilotée par Claudia Paladini (ESO) a utilisé l'instrument PIONIER installé sur le Very Large Telescope de l'ESO pour observer Gruis à un niveau de détail encore inégalé. Il est ainsi apparu que la surface de cette géante rouge était couverte d'un nombre restreint de cellules convectives, ou granules, qui s'étendent sur quelque 120 millions de kilomètres – ce qui représente le quart du diamètre stellaire [2]. Un seul de ces granules couvrirait la surface comprise entre le Soleil et l'orbite de la planète Vénus. Les surfaces – baptisées photosphères – de nombreuses géantes rouges sont obscurcies par la poussière, ce qui brouille les observations. Dans le cas de Gruis toutefois, la présence de poussière dans l'environnement stellaire n'a pas d'effet significatif sur les nouvelles observations infrarouges [3].

Lorsque l'hydrogène vint à manquer au cœur de Gruis, le premier stade de fusion nucléaire prit fin. Le volume de l'étoile diminua à mesure qu'elle perdit de l'énergie, et sa température interne augmenta progressivement jusqu'à dépasser les 100 millions de degrés. S'ensuivit l'enclenchement de la seconde étape de fusion nucléaire, qui transforme l'hélium en atomes plus lourds de carbone et d'oxygène. Puis, le noyau intensément chaud expulsa les enveloppes externes de l'étoile, ce qui se traduisit par l'augmentation de sa taille de plusieurs centaines de fois. L'étoile que nous observons à présent est une géante rouge variable. La surface d'une étoile de ce type n'avait encore jamais été imagée de façon si détaillée.

À titre comparatif, la photosphère du Soleil se compose de quelque deux millions de cellules convectives dont les diamètres avoisinent les 1500 kilomètres. L'énorme différence de taille des cellules convectives couvrant les surfaces de l'une et l'autre étoile s'explique en partie par la variabilité de leurs gravités surfaciques. La masse de Gruis équivaut à 1,5 masse solaire, mais ses dimensions sont largement supérieures, ce qui se traduit par une gravité de surface nettement moindre et la présence d'un nombre plus faible de granules de grande dimension.

Les étoiles de masse supérieure à huit masses solaires achèvent leurs existences en explosant en supernova. A l'inverse, les étoiles moins massives telle Gruis expulsent progressivement leurs enveloppes externes, donnant lieu à la formation de splendides nébuleuses planétaires. Les études antérieures de Gruis ont mis en évidence l'existence d'une enveloppe de matière à 0,9 année-lumière de l'étoile centrale, dont l'éjection remonterait à 20 000 ans. Cette période relativement courte à l'échelle de vie d'une étoile – de plusieurs milliards d'années – s'étend sur quelques dizaines de milliers d'années seulement. Ces observations offrent une nouvelle méthode de détection de cette courte phase de géante rouge.

Notes :

[1] L'appellation de Gruis s'inscrit dans le cadre de l'adoption du système de désignation de Bayer. En 1603, l'astronome allemand Johann Bayer classifia 1564 étoiles, attribuant à chacune d'elles une lettre grecque suivie du nom de leur constellation hôte. Généralement, l'attribution des lettres grecques s'effectue dans l'ordre de leur brillance apparente, la plus lumineuse d'entre elles se nommant alpha (a). L'étoile la plus brillante de la constellation de la Grue a donc été baptisée Alpha Gruis.

Gruis appartient à un système binaire d'étoiles aux couleurs contrastées, situées à proximité l'une de l'autre, son compagnon portant naturellement la désignation Gruis. L'une et l'autre étoile sont suffisamment brillantes pour pouvoir être observées au travers de jumelles. En 1830, Thomas Brisbane comprit que Gruis consistait également en un système binaire encore plus proche. Annie Jump Cannon, célèbre pour la création de la classification de Harvard, fut la première à rendre compte du spectre inhabituel de  Gruis en 1895.

[2] Les granules sont caractéristiques des courants de convection qui animent le plasma d'une étoile. A mesure que le plasma s'échauffe au cœur de l'étoile, il s'étend et chemine vers la surface, puis se refroidit en périphérie, s'assombrissant et gagnant en densité, et enfin plonge vers le centre de l'étoile. Ce phénomène se poursuit des milliards d'années durant et joue un rôle essentiel dans de nombreux processus astrophysiques tels le transport d'énergie, la pulsation, le vent stellaire et les nuages de poussière sur les naines brunes.

[3]  Gruis est l'un des membres les plus brillants de la rare classe S d'étoiles définie pour la première fois par l'astronome américain Paul W. Merrill et qui rassemble les étoiles dotées de spectres inhabituels. Gruis, R Andromedae et R Cygni sont caractéristiques de ce type d'étoiles. Leur spectre inhabituel résulte de la survenue du processus-s – un lent processus de capture de neutron – responsable de la création de la moitié des éléments plus lourds que le fer.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Large granulation cells on the surface of the giant star Gruis”, par C. Paladini et al., paru dans l‘édition du 21 décembre 2017 de la revue Nature.

L'équipe est composée de C. Paladini (Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles, Bruxelles, Belgique; ESO, Santiago, Chili), F. Baron (Université de l'État de Géorgie, Atlanta, Georgie, Etats-Unis), A. Jorissen (Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles, Bruxelles, Belgique), J.-B. Le Bouquin (Université Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Grenoble, France), B. Freytag (Université d'Uppsala, Uppsala, Suède), S. Van Eck (Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles, Bruxelles, Belgique), M. Wittkowski (ESO, Garching, Allemagne), J. Hron (Université de Vienne, Vienne, Autriche), A. Chiavassa (Laboratoire Lagrange, Université de Nice Sophia-Antipolis, CNRS, Observatoire de la Côte d'Azur, Nice, France), J.-P. Berger (Université Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Grenoble, France), C. Siopis (Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles, Bruxelles, Belgique), A. Mayer (Université de Vienne, Vienna, Autriche), G. Sadowski (Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles, Bruxelles, Belgique), K. Kravchenko (Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles, Bruxelles, Belgique), S. Shetye (Institut d'Astronomie et d'Astrophysique, Université libre de Bruxelles, Bruxelles, Belgique), F. Kerschbaum (Université de Vienne, Vienne, Autriche), J. Kluska (Université d'Exeter, Exeter, Royaume-Uni) et S. Ramstedt (Université d'Uppsala, Uppsala, Suède).

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 géant (ELT pour Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel.

Liens :  

- Article scientifique dans Nature

- Photos du VLT

- Informations complémentaires sur le VLTI

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1741/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La caméra OmegaCAM installée sur le Télescope de Sondage du VLT de l'ESO a capturé cette splendide vue de la pépinière stellaire baptisée Sharpless 29. Cette image de vastes dimensions révèle de nombreux phénomènes astronomiques tels la réflexion, l'absorption et la réémission de la lumière issue des jeunes étoiles de la nébuleuse par la poussière cosmique et les nuages de gaz.

Crédit : ESO/M. Kornmesser

La région du ciel représentée ici figure au sein du catalogue Sharpless des régions HII. Elle est constituée de nuages interstellaires de gaz ionisé, propices à la formation d'étoiles. Par ailleurs notée Sh 2-29, Sharpless 29 se situe à quelque 5500 années-lumière de la Terre dans la constellation du Sagittaire (L'Archer), non loin de la Nébuleuse de la Lagune. Elle abrite de nombreuses merveilles célestes, tel le site d'intense formation d'étoiles NGC 6559, la nébuleuse figurant au centre de l'image.

Cette nébuleuse centrale constitue l'objet le plus remarquable de Sharpless 29. Son diamètre n'excède pas les quelques années-lumière. Toutefois, l'aspect qu'elle arbore témoigne des dramatiques conséquences de la formation d'étoiles au sein d'un nuage interstellaire. Les jeunes étoiles chaudes qui figurent sur cette image sont âgées de moins de deux millions d'années. Elles émettent, sous forme de jets, un rayonnement hautement énergétique qui élève la température de la poussière et du gaz environnants, tandis que les vents stellaires érodent et sculptent leur cocon originel de manière spectaculaire. En effet, la nébuleuse arbore en son sein une vaste cavité creusée par un système d'étoiles binaire énergétique. Cette cavité est en expansion, contraignant la matière interstellaire à s'accumuler et à former un arc de couleur rouge à sa périphérie.

Lorsque la poussière et le gaz interstellaires subissent le bombardement de lumière ultraviolette émise par les jeunes étoiles chaudes, de l'énergie leur est transférée, ce qui les fait briller vivement. La lueur diffuse et rougeâtre qui baigne cette image résulte de l'émission du gaz d'hydrogène, tandis que la lumière chatoyante de couleur bleue s'explique par des processus de réflexion et de diffusion du rayonnement incident par les petites particules de poussière. Cette région est le siège de phénomènes d'émission, de réflexion, ainsi que d'absorption. En effet, des amas de poussière situés sur la ligne de visée bloquent la lumière, masquant les étoiles situées en arrière-plan, et de plus petits tourbillons de poussière génèrent de sombres structures filamentaires au sein des nuages.

L'environnement riche et diversifié de Sharpless 29 offre aux astronomes un large éventail de processus physiques à étudier. Ainsi, le déclenchement de la formation d'étoiles, l'influence des jeunes étoiles sur la poussière et le gaz, la perturbation des champs magnétiques également, peuvent être observés et examinés au sein de cette seule et même région.

Toutefois, les jeunes étoiles massives évoluent et meurent rapidement. Elles achèveront leurexistence en explosant en supernovae, enrichissant le milieu interstellaire en gaz et en poussière. Des dizaines de millions d'années plus tard, ces débris seront intégralement balayés, laissant place à un simple amas d'étoiles ouvert.

Sharpless 29 fut observé au moyen de la caméra OmegaCAM installée sur le Télescope de Sondage (VST) du VLT de l'ESO au sommet du Cerro Paranal au Chili. OmegaCAM produit des images couvrant une région du ciel de superficie 300 fois supérieure au champ de vue le plus étendu du Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA, dans la zone du spectre électromagnétique s'étendant de l'ultraviolet à l'infrarouge. Il se caractérise notamment par sa capacité à capturer la raie spectrale H-alpha d'un rouge intense, émise lorsque l'électron de l'atome d'hydrogène perd de l'énergie, un phénomène particulièrement fréquent au sein d'une nébuleuse telle Sharpless 29.

Plus d'informations :  

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 géant (ELT pour Extremely Large Telescope) de la classe des 39 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel.

Liens :  

- Photos d'OmegaCAM

- Photos du VST

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1738/?lang

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une vue du télescope spatial Hubble de l'amas globulaire M79

Ca commence à ressembler beaucoup à la saison des vacances dans cette image du télescope spatial Hubble de la NASA d'un blizzard d'étoiles, qui ressemble à une tempête de neige tourbillonnante dans un globe de neige. Les étoiles sont des résidents de l'amas globulaire Messier 79, ou M79, situé à 41.000 années-lumière de la Terre, dans la constellation du Lièvre (Lepus). L'amas est également connu sous le nom de NGC 1904.

Crédit : NASA and ESA
Acknowledgment: S. Djorgovski (Caltech) and F. Ferraro (University of Bologna)

http://hubblesite.org/news_release/news/2017-37

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Ces images ont été prises par l'instrument SPHERE installé au Very Large Telescope (VLT) de l'observatoire de Paranal de l'ESO au Chili. Ces images étonnamment détaillées révèlent quatre astéroïdes de la ceinture principale d'astéroïdes située entre Mars et Jupiter, une région qui sépare les planètes rocheuses du système solaire interne des planètes gazeuses et glacées du système solaire externe.

Les astéroïdes présentés ici sont respectivement (dans le sens des aiguilles d'une montre en partant du haut à gauche) (29) Amphitrite, (324) Bamberga, (2) Pallas et (89) Julie. Nommé d'après la déesse grecque Pallas Athena, (2) Pallas possède un diamètre d'environ 510 kilomètres et il représente environ 7% de la masse de la ceinture principale - si pesant qu'il était classifié auparavant comme une planète.

Avec un diamètre environ trois fois plus petit que celui de Pallas, (89) Julie est appelé ainsi en honneur de sainte Julie. Sa composition rocheuse a conduit à sa classification comme un astéroïde de type S. (29) Amphitrite, découvert en 1854, est également un astéroïde de type S. (324) Bamberga, bien qu'étant un des plus gros astéroïdes de type C de la ceinture principale avec un diamètre d'environ 220 kilomètres, ne fut découvert que tardivement en 1892 par Johann Palisa. Aujourd'hui, on pense que les astéroïdes de type C ne se seraient pas formés in situ mais plus vraisemblablement dans le système solaire externe au delà de Jupiter. Ces derniers auraient atterri dans la ceinture principale à la suite de la migration des planètes géantes. Il en découle que ces objets pourraient être riche en glace.

Bien que la ceinture d'astéroïdes est souvent représentée dans la science-fiction comme un endroit de violentes collions, pleine de grandes roches trop dangereuses même pour le meilleur pilote de vaisseau spatial, c'est en fait un endroit peu dense. Au total la ceinture d'astéroïdes ne contient que 4% de la masse de la Lune, dont environ la moitié est contenue dans ses quatre résidents principaux: Cérès, (4) Vesta, (2) Pallas et (10) Hygie.

Ces images collectées ne sont que le début d'une aventure qui va durer deux ans. En effet, les quarante plus gros astéroïdes de la ceinture principale vont être imagés avec SPHERE grâce à un large programme ESO piloté par Pierre Vernazza du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (CNRS, Aix-Marseille Université). Ces données permettront de contraindre la densité de ces objets (et ainsi leur structure interne) ainsi que la morphologie de leur surface. Elles permettront à terme de mieux comprendre l'origine de la diversité de la ceinture d'astéroïdes.

Pour en savoir plus :

Images de la semaine de l'ESO

Instrument SPHERE

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/7939

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2017 U3 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte par les membres de l'équipe de recherche de Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) sur les images obtenues le 28 Octobre 2017 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8-m. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreux astrométristes après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center. Des images antérieures à la découverte, obtenues par Pan-STARRS 1 les 01 et 19 Octobre 2017 et le 24 Octobre 2017 dans le cadre du Mt. Lemmon Survey, ont également été identifiées.

Les éléments orbitaux elliptiques de la comète P/2017 U3 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 21 Avril 2019 à une distance d'environ 4,4 UA du Soleil, et une période d'environ 10,9 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K17/K17V48.html (MPEC 2017-V48)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2017%20U3;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2017 U4 (PANSTARRS)

Les membres de l'équipe de recherche de Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) ont découvert une nouvelle comète sur les images obtenues le 27 Octobre 2017 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8-m. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreux astrométristes après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center.

Les éléments orbitaux paraboliques préliminaires de la comète C/2017 U4 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 03 Septembre 2018 à une distance d'environ 7,7 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K17/K17W52.html (MPEC 2017-W52)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 25 Septembre 2018 à une distance d'environ 7,7 UA du Soleil.

https://minorplanetcenter.net/mpec/K18/K18BF5.html (MPEC 2018-B155)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2017%20U4;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2011 VJ5 = 2017 W1 (Lemmon)

La comète P/2011 VJ5 (Lemmon), observée pour la dernière fois le 30 Mars 2012, a été retrouvée le 16 Novembre 2017 dans le cadre du Mt. Lemmon Survey. L'objet a également été identifié sur des images obtenues le 27 Octobre 2017 par Pan-STARRS 1.

Cette comète, découverte initialement en tant qu'astéroïde par le Mt. Lemmon Survey sur les images obtenues le 03 Novembre 2011, avait révélé sa nature cométaire lors d'observations le 01 Février 2012 dans le cadre du Catalina Sky Survey. La comète P/2011 VJ5 (Lemmon), d'une période d'environ 6,24 ans, était passée au plus près du Soleil le 08 Décembre 2011 à une distance d'environ 1,5 UA du Soleil.

Pour ce nouveau retour, les éléments orbitaux de la comète P/2011 VJ5 = 2017 W1 (Lemmon) indiquent un passage au périhélie le 22 Mars 2018 à une distance d'environ 1,5 UA du Soleil, et une période d'environ 6,28 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K17/K17W73.html (MPEC 2017-W73)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2017%20W1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2011 VJ5 = 2017 W1 (Lemmon) a reçu la dénomination définitive de 363P/Lemmon en tant que 363ème comète périodique numérotée.

C/2017 U5 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte par les membres de l'équipe de recherche de Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) sur les images obtenues le 30 Octobre 2017 avec le télescope Ritchey-Chretien de 1.8-m. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreux astrométristes après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center.

Les éléments orbitaux paraboliques de la comète C/2017 U5 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 18 Décembre 2017 à une distance d'environ 4,3 UA du Soleil, et une période d'environ 69,7 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K17/K17X06.html (MPEC 2017-X06)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2017%20U5;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

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

Les différentes familles de comètes

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie