Nouvelles du Ciel de Juin 2018

 

 

 

Les Titres

 

Comètes C/2018 EN4 (NEOWISE), P/2005 R1 = 2018 L3 (NEAT) [18/06/2018]

Première prédiction des propriétés du fond stochastique d'ondes gravitationnelles d'origine astrophysique [16/06/2018]

ALMA détecte un ensemble de trois planètes en orbite autour d'une étoile jeune [13/06/2018]

Comètes C/2018 K1 (Weiland), P/2018 L1 (PANSTARRS), C/2018 L2 (ATLAS) [09/06/2018]

Le Soleil serait-il plus gros que prévu par les modèles ? [08/06/2018]

ALMA et le VLT détectent un excès d'étoiles massives dans les galaxies à sursauts d'étoiles, proches et lointaines [04/06/2018]

Surpopulation stellaire [30/05/2018]

 

 

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- 24e édition

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Le Ciel à l'oeil nu est l'ouvrage de référence des observateurs du ciel. Il vous guide en ville et en pleine nature pour pratiquer le plus simplement du monde l'une des plus vieilles activités humaines : l'observation du ciel étoilé, des planètes et de la Lune.

 

Cette seizième édition est truffée de conseils, de rappels mythologiques sur les constellations, d'informations encyclopédiques sur les planètes et les étoiles et d'idées pour observer ou photographier facilement les plus beaux rendez-vous entre les planètes, le Soleil et la Lune visibles de janvier à décembre 2018.

 

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Le Ciel à l'śil nu est richement illustré par des dizaines de photographies astronomiques inédites et par des cartes très réalistes pour découvrir aisément les étoiles des quatre saisons. 

Si ce livre vous incite à lever les yeux plus souvent vers la voûte céleste, à contempler plus régulièrement la Lune et les planètes, les constellations et leurs étoiles, il aura atteint son but.

 

Guillaume Cannat observe et fait observer le ciel depuis plus de 40 ans. Il est l'auteur de dizaines d'ouvrages sur l'astronomie et il tient le blog Autour du Ciel sur lemonde.fr. L'Union astronomique internationale a nommé une petite planète 22512 Cannat en reconnaissance de son travail de vulgarisation.

 

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18 Juin 2018

Comètes C/2018 EN4 (NEOWISE), P/2005 R1 = 2018 L3 (NEAT)

 

Nouvelles du Ciel

 

C/2018 EN4 (NEOWISE)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde a été découvert sur les images infrarouges prises le 09 Mars 2018 par le satellite WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) dans le cadre de son programme NEOWISE. L'objet répertorié comme tel sous la dénomination de 2018 EN4, classé à l'origine en tant qu'astéroïde de type Centaure, avec un passage au périhélie début Juin 2018 et circulant sur une orbite fortement inclinée avec une période d'environ 80 ans, a montré une activité cométaire à l'approche de son passage au périhélie. Hidetaka Sato (via iTelescope Obs. Mayhill) a signalé une chevelure ronde de 10" et une queue en éventail de 20" sur les images CCD obtenues le 14 Mai. Sato a également rapporté des caractéristiques cométaire sur les images prises (via iTelescope Obs. Auberry) le 13 Mai, montrant une chevelure de 10", et sur les images (via iTelescope Obs. Mayhill) du 15 Mai, montrant une chevelure de 15" et une queue de 15". D'autres observateurs ont également confirmé par la suite la nature cométaire de l'objet.

 

Les éléments orbitaux elliptiques de la comète C/2018 EN4 (NEOWISE) indiquent un passage au périhélie le 07 Juin 2018 à une distance d'environ 1,4 UA du Soleil, et une période d'environ 79 ans pour cette comète de type Halley classique (20 ans < P < 200 ans).

https://minorplanetcenter.net/mpec/K18/K18L53.html (MPEC 2018-L53)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2018%20EN4;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

 


P/2005 R1 = 2018 L3 (NEAT)

La comète P/2005 R1 (NEAT), découverte sur les images prises par NEAT le 02 Septembre 2005, a été retrouvée. Erwin Schwab a signalé une faible queue s'étendant d'environ 10" sur les images obtenues les 13 et 14 Juin 2018 avec le télescope 1.0-m f/4.4 de l'ESA Optical Ground Station, Tenerife.

 

Observée pour la dernière fois le 28 Janvier 2006, la comète P/2005 R1 (NEAT) était passée au périhélie le 08 Octobre 2005 à une distance d'environ 2 UA.

 

Pour ce nouveau retour, les éléments orbitaux de la comète P/2005 R1 = 2018 L3 (NEAT) indiquent un passage au périhélie le 14 Septembre 2018 à une distance d'environ 2,0 UA du Soleil, et une période d'environ 13 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

https://minorplanetcenter.net/mpec/K18/K18L76.html (MPEC 2018-L76)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2018%20L3;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

 


16 Juin 2018

Première prédiction des propriétés du fond stochastique d'ondes gravitationnelles d'origine astrophysique

 

Crédits : C. Pitrou, JP. Uzan

 

La détection des ondes gravitationnelles par les interféromètres LIGO et Virgo a ouvert  une nouvelle fenêtre observationnelle en astrophysique. Une équipe de chercheurs de l'Institut d'Astrophysique de Paris (CNRS/Sorbonne Université), de l'université d'Oxford et de l'Institut Max-Planck pour la physique gravitationnelle a établi les propriétés des anisotropies du fond stochastique d'ondes gravitationnelles généré par  toutes les sources astrophysiques non résolues. Elle présente dans la revue Physical Review Letters, la première prédiction du spectre angulaire de cette nouvelle observable astrophysique. Ce travail ouvre un nouveau champ d'étude au croisement de la relativité générale, de l'astrophysique et de la cosmologie.

 

La détection directe des ondes gravitationnelles par LIGO et Virgo ouvre une nouvelle voie observationnelle en astrophysique. L'étude des quelques systèmes binaires de  trous noirs et d'étoiles à neutrons observés lors de leur coalescence apporte déjà de nombreuses informations sur ces systèmes. 

 

Chaque galaxie possède de nombreuses sources d'ondes gravitationnelles : systèmes binaires de trous noirs et d'étoiles à neutrons, trous noirs supermassifs, supernovae etc. La grande majorité de ces systèmes ont une puissance trop faible pour être individuellement  détectée.  Ces sources non-résolues  contribuent  collectivement  à  la production d'un fond stochastique d'ondes gravitationnelles, similaire au fond diffus infrarouge produit par toutes les sources optiques non-résolues. 

 

Les propriétés de ce fond stochastique dépendent autant de la cosmologie (qui décrit l'évolution des grandes structures de l'univers) de l'histoire de formation des galaxies et de l'astrophysique. En effet, le taux cosmique de formation d'étoiles et le scénario d'évolution stellaire déterminent le taux de formation de trous noirs et d'étoiles à neutrons ainsi que l'abondance et l'évolution des systèmes binaires, cela en fonction du temps. En développant un modèle semi-analytique, les chercheurs ont pu modéliser les différentes populations sources d'ondes gravitationnelles. Pour chacune d'entre elles, la relativité générale permet de décrire le rayonnement gravitationnel. Ainsi, ils ont pu calculer la luminosité en onde gravitationnelle des galaxies en fonction des caractéristiques de ces dernières (masse, fraction d'éléments chimiques complexes, âge). La cosmologie leur a ensuite permis de décrire la distribution des galaxies. Celle-­-ci dépend à la fois des conditions initiales sur les inhomogénéités de la distribution de matière générée dans l'univers primordial pendant la phase d'inflation et de leur évolution. En couplant leur modèle astrophysique à un modèle cosmologique, les chercheurs ont prédit les propriétés statistiques de ce fond d'ondes gravitationnelles, et en premier lieu son spectre de puissance angulaire dans différentes bandes de fréquence. Ils prédisent qu'à la fréquence de 100 Hz, les fluctuations du signal sont de l'ordre de 30% par rapport à sa valeur moyenne. Ils ont aussi établi une expression analytique de ce spectre aux grandes échelles angulaires. Ces informations sont capitales pour pouvoir détecter ce signal. Ce travail est l'aboutissement d'un programme de recherche développé à l'Institut d'Astrophysique de Paris où toute l'équipe travaillait jusqu'à la fin 2017.

 

Cette approche nécessite de coupler relativité générale, évolution stellaire, évolution des galaxies et cosmologie. Le signal prédit dépend de nombreux paramètres astrophysiques encore mal connus (distribution des systèmes binaires, fraction de trous noirs dans des systèmes binaires, évolution des galaxies, etc.). Cette étude laisse ainsi entrevoir une possibilité pour mesurer des paramètres inaccessibles autrement. Ce résultat ouvre de nombreuses perspectives en astrophysique, en particulier pour contraindre le taux de formation de systèmes binaires et de leur coalescence ou la répartition spatiale des trous noirs.

 

Les chercheurs ont aussi démontré que ce signal d'ondes gravitationnelles était corrélé à d'autres observables cosmologiques comme la distribution des galaxies et le effets de lentilles gravitationnelles faibles. Ces corrélations permettent de comparer entre elles la distribution de la matière visible (galaxies), de la matière noire (effets de lentilles gravitationnelles) et des trous noirs offrant une information inaccessible en astronomie optique.

 

L'amplitude de la densité moyenne du fond astrophysique stochastique d'ondes gravitationnelles a été contrainte par l'expérience LIGO et les expériences de chronométrage de pulsar, qui étudient aujourd'hui la possibilité de détecter les anisotropies aux grandes échelles angulaires. Le résultat publié est la première prédiction théorique sur laquelle peuvent s'appuyer ces développements.a nouvelle définition du rayon solaire adoptée par l'UAI en 2015 confrontée aux observations directes

 

Spectre de puissance angulaire des fluctuations du fond stochastique d'ondes gravitationnelles. Crédits : C. Pitrou, JP. Uzan

 

Pour en savoir plus: 

G. Cusin, I., C. Pitrou, et J.-P. Uzan, Anisotropy of the astrophysical gravitational wave background I: analytic expression of the angular power spectrum and correlation with cosmological observations, Phys. Rev. D 96, 103019 (2017)

 

I. Dvorkin, J.-P. Uzan, E. Vangioni, et J. Silk, A synthetic model of the gravitational wave background from evolving binary compact objects, Phys. Rev D 94, 103011 (2016)

 

Référence : 

G. Cusin, I. Dvorkin, C. Pitrou, et J.-P. Uzan, First prediction of angulat power spectrum of the astrophysical gravitational wave background, Phys. Rev. Lett (2018)

 

Source : Actualité du CNRS/INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/9353

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

Plus besoin de matière sombre pour expliquer la dynamique des galaxies naines : Des astronomes de l'Observatoire de Paris – PSL et du CNRS au département Galaxies, étoiles, physique et instrumentation - GEPI (Observatoire de Paris - PSL / CNRS) font voler en éclat la preuve de l'existence de matière sombre dans des galaxies naines situées au voisinage de la Voie lactée. Ils démontrent que l'agitation désordonnée des étoiles de ces galaxies est causée par l'attraction gravitationnelle de la Voie lactée, s'affranchissant ainsi de la présence de matière sombre, selon un scénario dynamique original. Ces travaux paraissent dans la revue Astrophysical journal, en date du 14 juin 2018.

Télécharger le communiqué de presse

Références : "Galactic Forces Rule the Dynamics of Milky Way Dwarf Galaxies", Francois Hammer, Yanbin Yang, Frederic Arenou, Carine Babusiaux, Jianling Wang, Mathieu Puech, Hector Flores. The Astrophysical Journal, 14 juin 2018. Consulter le site web

 


13 Juin 2018

ALMA détecte un ensemble de trois planètes en orbite autour d'une étoile jeune

 

Crédit : ESO, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); Pinte et al.

 

Une nouvelle méthode de détection des planètes les plus jeunes de notre galaxie

 

Deux équipes distinctes d'astronomes ont utilisé ALMA pour dénicher des indices probants de l'existence de trois jeunes planètes autour de l'étoile HD 163296. L'utilisation d'une toute nouvelle méthode de détection planétaire leur a permis d'identifier trois perturbations au sein du disque de gaz qui encercle la jeune étoile : ces perturbations constituent la preuve formelle de la présence de planètes nouvellement nées. Il s'agit là des toute premières planètes détectées au moyen d'ALMA.

 

ALMA découvre un ensemble de trois jeunes planètes - Crédit : ESO, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); Pinte et al.

 

Le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA) a changé notre compréhension des disques protoplanétaires – ces usines à planètes constituées de gaz et de poussière qui encerclent les étoiles jeunes. Les anneaux et sillons qui parsèment ces disques plaident en faveur de l'existence de protoplanètes [1]. Toutefois, d'autres phénomènes pourraient être à l'origine de ces structures.

 

Mais l'utilisation d'une nouvelle méthode de détection de planètes, basée sur l'identification d'une dynamique inhabituelle du gaz qui emplit le disque protoplanétaire entourant une étoile jeune, a permis à deux équipes d'astronomes d'obtenir confirmation de l'origine planétaire de plusieurs structures [2].

 

La mesure du flot de gaz à l'intérieur d'un disque protoplanétaire révèle, avec un degré de certitude nettement plus élevé, la présence de planètes en orbite autour d'une jeune étoile”, déclare Christophe Pinte de l'Université Monash en Australie et de l'Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble (Université de Grenoble-Alpes / CNRS) en France, auteur principal de l'un des deux articles. “Cette technique ouvre une nouvelle piste pour comprendre les processus de formation des systèmes planétaires.”

 

Afin d'aboutir à leurs découvertes respectives, chaque équipe a analysé les observations d'ALMA de HD 163296, une jeune étoile située à quelque 330 années lumière de la Terre dans la constellation du Sagittaire (L'Archer) [3]. Cette étoile est dotée d'une masse environ deux fois supérieure à celle du Soleil. Elle n'est toutefois âgée que de quatre millions d'années – ce qui représente un millième de l'âge du Soleil.

 

Nous avons examiné le mouvement du gaz à petite échelle au sein du disque protoplanétaire de l'étoile. Cette approche entièrement nouvelle, combinée aux images hautes résolution d'ALMA, pourrait permettre de détecter quelques-unes des planètes les plus jeunes de notre galaxie” précise Richard Teague, astronome à l'Université du Michigan et auteur principal du second article.

 

Plutôt que de se focaliser sur la poussière qui emplit le disque et que les observations d'ALMA permettent de cartographier avec précision, les astronomes ont étudié le gaz de monoxyde de carbone (CO) disséminé sur l'ensemble du disque. Les molécules de CO émettent une raie millimétrique très particulière qu'ALMA est capable d'observer en détail. De subtiles variations de longueur d'onde de cette lumière générées par l'effet Doppler révèlent les mouvements du gaz au sein du disque.

 

L'équipe pilotée par Richard Teague a identifié la présence de deux planètes à respectivement 12 milliards et 21 milliards de kilomètres de l'étoile. L'autre équipe, pilotée par Christophe Pinte, a localisé une troisième planète distante de 39 milliards de kilomètres de l'étoile centrale [4].

 

Les deux équipes ont utilisé des versions voisines de la même méthode, à la recherche d'anomalies dans le flot de gaz – comme l'attestent les variations de longueur d'onde de la raie en émission du CO, preuves que le gaz interagit avec un objet massif [5].

 

La technique utilisée par Richard Teague reposait sur la détection de variations de l'ordre de quelques pour cent dans le flot de gaz. Elle a mis en évidence les conséquences de l'existence de plusieurs planètes sur les mouvements du gaz à proximité directe de l'étoile. La technique utilisée par Christophe Pinte permettait de mesurer le flot de gaz de façon plus directe. Elle est davantage adaptée à l'étude de la partie externe du disque.  Elle a permis aux auteurs de localiser la troisième planète avec une précision plus élevée, mais se limite à la détection de déviations supérieures, de l'ordre de 10%, dans le flot de gaz.

 

Dans l'un et l'autre cas, les chercheurs ont identifié les zones de discontinuité dans le flot de gaz – similaires aux tourbillons qui se forment autour des rochers dans un torrent. En analysant ce mouvement avec soin, ils ont été en mesure d'estimer l'influence de corps planétaires de masses semblables à celles de Jupiter.

 

Cette nouvelle technique permet aux astronomes d'estimer les masses protoplanétaires avec une précision plus élevée. En outre, elle est moins susceptible de produire des faux positifs. “Nous plaçons désormais ALMA au premier rang de la détection planétaire” précise Ted Bergin de l'Université du Michigan.

 

L'une et l'autre équipe vont continuer d'améliorer cette méthode et l'appliquer à d'autres disques, espérant mieux comprendre la formation des atmosphères planétaires et déterminer les éléments chimiques participant à la naissance d'une planète.

 

Notes :

 

[1] Des milliers d'exoplanètes ont été découvertes ces deux dernières décennies. Toutefois, la détection de protoplanètes demeure un véritable challenge scientifique. A ce jour, aucune détection n'avait encore trouvé confirmation. Les techniques actuellement utilisées pour découvrir des exoplanètes au sein de systèmes planétaires entièrement formés – telles la mesure de l'oscillation d'une étoile ou la diminution de lumière stellaire générée par le passage d'une planète en transit – ne se prêtent pas à la détection de protoplanètes.

 

[2] Le mouvement du gaz autour d'une étoile en l'absence de planètes suit un schéma très simple et prévisible à la fois (rotation képlérienne), qu'il est quasiment impossible d'altérer, de manière cohérente et localement. De sorte que seule la présence d'un objet relativement massif est susceptible de générer de telles perturbations.

 

[3] Les surprenantes images de HD 163296 et d'autres systèmes similaires acquises par ALMA ont révélé d'étonnantes structures composées d'anneaux concentriques et de sillons vides au sein des disques protoplanétaires. Ces sillons peuvent attester de l'éjection de la poussière et du gaz par les protoplanètes le long de leurs orbites, ainsi que de leur intégration au sein de leurs propres atmosphères. Une étude antérieure du disque de cette étoile révèle que les espaces vides de poussière et de gaz se chevauchent, suggérant qu'au moins deux planètes s'y sont formées.

 

Toutefois, les observations initiales n'ont fourni que des preuves circonstancielles et n'ont pu être utilisées pour estimer les masses des planètes.

 

[4] Cela correspond à respectivement 80, 140 et 260 fois la distance séparant la Terre du Soleil.

 

[5] Cette technique s'apparente à celle ayant conduit à la découverte de la planète Neptune au cours du XIXème siècle. Dans ce cas, des anomalies repérées dans le mouvement de la planète Uranus ont été attribuées à l'effet gravitationnel d'un corps inconnu, qui fut découvert visuellement en 1846 et s'avéra constituer la huitième planète du Système Solaire.

 

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet de deux articles à paraître au sein de la même édition de la revue Astrophysical Journal Letters. Le premier s'intitule “Kinematic evidence for an embedded protoplanet in a circumstellar disc”, par C. Pinte et al., le second “A Kinematic Detection of Two Unseen Jupiter Mass Embedded Protoplanets”, par R. Teague et al.

 

L'équipe de Christophe Pinte est composée de C. Pinte (Université Monash, Clayton, Victoria, Australie; Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Grenoble, France), D. J. Price (Université Monash, Clayton, Victoria, Australie), F. Ménard (Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Grenoble, France), G. Duchêne (Université de Californie, Berkeley, Californie, Etats-Unis; Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG, Grenoble, France), W.R.F. Dent (Observatoire conjoint ALMA, Santiago, Chili), T. Hill (Observatoire conjoint ALMA, Santiago, Chili), I. de Gregorio-Monsalvo (Observatoire conjoint ALMA, Santiago, Chili), A. Hales (Observatoire conjoint ALMA, Santiago, Chili; Observatoire National de RadioAstronomie, Charlottesville, Virginie, Etats-Unis) et D. Mentiplay (Université Monash, Clayton, Victoria, Australie).

 

L'équipe de Richard Teague est composée de Richard D. Teague (Université du Michigan, Ann Arbor, Michigan, Etats-Unis), Jaehan Bae (Département du Magnétisme Terrestre, Institut Carnegie dédié à la Science, Washington, DC, Etats-Unis), Edwin A. Bergin (Université du Michigan, Ann Arbor, Michigan, Etats-Unis), Tilman Birnstiel (Observatoire de l'Université, Université Ludwig-Maximilien de Munich, Munich, Allemagne) et Daniel Foreman- Mackey (Centre de Simulation Astrophysique, Institut Flatiron, New York, Etats-Unis).

 

Le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA), une installation astronomique internationale, est le fruit d'un partenariat entre l'ESO, la U.S. National Science Foundation (NSF) et le National Institutes of Natural Sciences (NINS) du Japon en coopération avec le Chili. ALMA est financé par l'Observatoire Européen Austral (ESO) pour le compte de ces Etats membres, la NSF en coopération avec le National Research Council du Canada (NRC), le National Science Council of Tawain (NSC) et le NINS en coopération avec l'Academia Sinica (AS) in Taiwan et le Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI).

 

La construction et la gestion d'ALMA sont supervisées par l'ESO pour le compte de ses Etats membres, par le National Radio Astronomy Observatory (NRAO), dirigé par Associated Universities, Inc (AUI) en 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'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 Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, la Pologne, 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'śil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

  

Liens :  

- Publication de Christophe Pinte et al. dans Astrophysical Journal Letters

- Publication de Richard Teague et al. dans Astrophysical Journal Letters

- Photos d'ALMA

 

Source : ESO https://www.eso.org/public/france/news/eso1818/?lang

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


09 Juin 2018

Comètes C/2018 K1 (Weiland), P/2018 L1 (PANSTARRS), C/2018 L2 (ATLAS)

 

Nouvelles du Ciel

 

C/2018 K1 (Weiland)

Henry Weiland, de l'équipe du projet ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System), Mauna Loa, a initialement rapporté la présence d'une possible comète sur les images CCD obtenues le 25 Mai 2018 avec le télescope Schmidt de 0.5-m f/2.0. 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 le 06 Novembre 2017 et le 24 Mai 2018, ont été identifiées.

 

Les éléments orbitaux elliptiques de la comète C/2018 K1 (Weiland) indiquent un passage au périhélie le 06 Avril 2018 à une distance d'environ 1,8 UA du Soleil, et une période d'environ 163 ans pour cette comète de type Halley (20 ans < P < 200 ans).

https://minorplanetcenter.net/mpec/K18/K18KB7.html (MPEC 2018-K117)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2018%20K1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

 


P/2018 L1 (PANSTARRS)

R. Weryk, de l'équipe de recherche de Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System), a signalé une possible comète sur les images obtenues le 03 Juin 2018 avec le télescope Pan-STARRS 1, l'objet montrant une possible queue au sud-est. Plusieurs observateurs ont confirmé la nature cométaire de l'objet, 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 le 18 Mai 2018 dans le cadre du Mt. Lemmon Survey, ont été identifiées.

 

Les éléments orbitaux elliptiques de la comète P/2018 L1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 12 Novembre 2018 à une distance d'environ 1,8 UA du Soleil, et une période d'environ 6,9 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

https://minorplanetcenter.net/mpec/K18/K18L36.html (MPEC 2018-L36)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2018%20L1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

 


C/2018 L2 (ATLAS)

Henry Weiland, de l'équipe du projet ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System), Mauna Loa, a rapporté qu'un objet figurant sur les images obtenues le 08 Juin 2018 avec le télescope Schmidt de 0.5-m f/2.0 semblait être une comète. 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 le 04 Juin 2018 par L. S. Amaral (Observatorio Campo dos Amarais) et mesurées par P. R. Holvorcem, ont été identifiées.

 

Les éléments orbitaux paraboliques préliminaires de la comète C/2018 L2 (ATLAS) indiquent un passage au périhélie le 02 Décembre 2018 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil.

https://minorplanetcenter.net/mpec/K18/K18L37.html (MPEC 2018-L37)

https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2018%20L2;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

 


08 Juin 2018

Le Soleil serait-il plus gros que prévu par les modèles ?

 

Crédits : CNES

 

La nouvelle définition du rayon solaire adoptée par l'UAI en 2015 confrontée aux observations directes

 

En 2015, l'Union Astronomique Internationale (UAI) a adopté une nouvelle valeur nominale du rayon solaire fixée à 695 700 km et qui doit être utilisée lorsque l'on exprime la taille d'un objet observé en unité de rayon solaire [1]. La précédente valeur adoptée par l'UAI, 696 000 km [2], correspondait au rayon photosphérique qui peut être mesuré directement par le point d'inflexion dans la courbe donnant la diminution de l'intensité lumineuse au bord du disque solaire mesurée dans le continuum. La nouvelle valeur nominale choisie revient à changer la définition du rayon solaire en considérant que la « surface » du Soleil est le lieu où la température atteint la température effective du rayonnement solaire. La détermination de ce niveau dépend de la modélisation et n'est donc pas mesurable directement. Il correspond cependant au « rayon sismique » qui peut être évalué indirectement par l'héliosismologie. Les calculs de transfert radiatif sur lesquels sont basés la résolution de l'UAI prédisent un rayon photosphérique supérieur de 333±8 km au rayon nominal [3]. En utilisant les mesures dans le continuum photosphérique de l'instrument SODISM de la mission spatiale PICARD et les mesures au sol de SODISM II, une équipe de chercheurs du LATMOS et de l'OCA montre que les mesures directes les plus précises du rayon solaire photosphérique sont supérieures aux prédictions déduites du transfert radiatif et de la valeur nominale actuelle.

 

Figure 1 : Instrument PICARD/SODISM à bord du satellite PICARD.

Crédits : CNES.

 

Détermination absolue du rayon solaire

 

En 2012, l'instrument SODISM à bord du satellite PICARD a observé le passage de Vénus. Cet événement astronomique a permis une détermination précise du rayon photosphérique à 535.7, à 607.1 et à 782.2 nm. Depuis le sol, sur le site de Calern de l'Observatoire de la Côte d'Azur, des observations systématiques sont menées depuis 2011 en utilisant le modèle de qualification de l’instrument SODISM, appelé SODISM II. Ce télescope de type Ritchey-Chrétien opère dans les mêmes longueurs d'onde que SODISM mais aussi dans le proche infra-rouge à 1025 nm où les effets de la turbulence atmosphérique sont moindres. Un moniteur de turbulence diurne a par ailleurs été développé pour compléter l'interprétation des images au sol de SODISM II [4]. L'analyse statistique d'environ 5000 images par an et par longueur d'onde acquises au sol a permis d'atteindre des niveaux de précision comparables à ceux obtenus dans l'espace sur une période plus courte. Ces analyses montrent que l'ensemble des mesures dans le continuum sont compatibles, indépendamment de la longueur d'onde utilisée, avec la valeur estimée à 607.1 nm soit 696 156 ±145 km.

 

Ce résultat reste marginalement compatible à un écart-type avec la valeur nominale adoptée par l'UAI si l'on prend en compte la différence entre rayon sismique et rayon photosphérique prédite par la modélisation et le transfert radiatif. Elle tend cependant à montrer une différence avec le rayon sismique systématiquement supérieure à celle prédite, ce qui pourra motiver de nouvelles modélisations plus réalistes de la photosphère par exemple avec des codes magnéto-hydrodynamique 3D.

 

Figure 2 : Instruments de la mission PICARD SOL – Calern. Crédits : LATMOS et OCA

 

Perspectives

 

La comparaison entre les séries de mesures acquises au sol depuis 7 ans et celles obtenues dans l'espace sur une courte période (2010-2013) montre que l'analyse statistique des données sol permet d'atteindre une précision équivalente à celle obtenue hors atmosphère. Cela justifie la poursuite sur le plus long terme de la surveillance solaire au sol d'un point de vue astrométrique pour étudier notamment les variations relatives des rayons photosphériques et sismiques au cours du cycle d’activité magnétique et sur le plus long terme.

 

L'équipe du LATMOS et de l'OCA qui mène ce programme s'associe à l'Observatoire de Meudon pour développer en parallèle un suivi temps-réel de l'activité magnétique observée dans la chromosphère avec un moniteur H-alpha. Ce programme nommé METEOSPACE [5] viendra compléter le programme de surveillance solaire entamé dès 1974 par Francis Laclare sur le plateau de Calern pour ce qui concerne l'astrométrie et depuis plus de cent ans à Meudon avec notamment les images du spectro-héliographe pour ce qui concerne l'imagerie H-alpha de la chromosphère.

 

Ces programmes sont soutenus par le Programme National Soleil-Terre (PNST) du CNRS-INSU.

 

Note(s): 

[1] Prša, A., Harmanec, P., Torres, G., et al. 2016, AJ, 152, 41

[2] http://www.iau.org/static/resolutions/IAU1976_French.pdf

[3] Haberreiter, M., Schmutz, W., & Kosovichev, A. G. 2008, ApJ, 675, L53

[4] Ikhlef, R., Corbard, T., Morand, F., et al. 2016, MNRAS, 458, 517

[5] Corbard, T., Malherbe, J. M.et al., 2016, Journées de la SF2A 2016., Lyon, France, p. 293

 

Référence : 

Solar radius determined from PICARD/SODISM observations and extremely weak wavelength dependence in the visible and the near-infrared, M. Meftah, T. Corbard, A. Hauchecorne, F. Morand, R. Ikhlef, B. Chauvineau, C. Renaud, A. Sarkissian, L. Damé, Astronomy and Astrophysics (in press), 2018, DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/201732159

 

Source : Actualité du CNRS/INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/9341

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

Un petit astéroïde frappe la Terre : Samedi 02 Juin, un petit astéroïde a frappé la Terre, explosant dans l'atmosphère au-dessus du Botswana vers 16h51 UTC avant de probablement atteindre le sol. Découvert dans la matinée, à 08h14 UTC, par Richard A. Kowalski dans le cadre du Mt. Lemmon Survey, la détection de l'objet a été confirmée par J. A. Johnson (Steward Observatory, Mt. Lemmon Station) et par l'équipe du projet ATLAS (Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System) après la publication sur la page NEOCP (NEO Confirmation Page) du Minor Planet Center sous la référence ZLAF9B2.

 

Peter Brown (University of Western Ontario) a signalé qu'une forte détection en infrason d'un bolide a été enregistrée à la station I47 en Afrique du Sud à 17h30 UTC, correspondant à un événement entre 16h45 et 17h00 UT au-dessus du Botswana, avec un rendement de 0,3-0,5 kT, correspondant à un astéroïde d'un diamètre d'environ 2 mètres : https://twitter.com/pgbrown/status/1003099923233976320?s=21

 

Plusieurs rapports ont été envoyés à l'American Meteor Society (https://www.amsmeteors.org/members/imo_view/event/2018/1924) ou à l'IMO (http://fireballs.imo.net/imo_view/event/2018/1924).

 

La page de l'IMO (International Meteor Organization), réalisée par , fait le point sur l'événement et montre plusieurs vidéos de l'astéroïde impacteur.

 

La découverte de cet impacteur, qui a reçu la désignation de 2018 LA [MPEC 2018-L04], intervient 20 ans après la création de la liste de diffusion MPML (Minor Planet Mailing List) en Juillet 1998 par Richard Kowalski [MPEC 1998-P24], et 10 ans après la découverte de la première collision terrestre par un astéroïde, 2008 TC3, également par Richard Kowalski [http://pgj.pagesperso-orange.fr/2008_TC3.htm] !

 

http://www.space-news.be/2018/mai-jun/050618a.html

https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=7148

 


04 Juin 2018

ALMA et le VLT détectent un excès d'étoiles massives dans les galaxies à sursauts d'étoiles, proches et lointaines

 

Crédit : ESO/M. Kornmesser

 

Grâce à ALMA et au VLT, des astronomes ont découvert que les galaxies à sursauts d'étoiles de l'Univers jeune ainsi qu'une zone de formation d'étoiles au sein d'une galaxie proche contenaient une proportion d'étoiles massives nettement supérieure à celle caractérisant les galaxies plus calmes. Ces résultats questionnent les modèles actuels d'évolution des galaxies et modifient notre compréhension de l'histoire de la formation des étoiles ainsi que de la création des éléments chimiques.

 

Vue d'artiste d'une galaxie à sursauts d'étoiles poussiéreuse - Crédit : ESO/M. Kornmesser

 

Afin de sonder l'Univers lointain et de déterminer la proportion d'étoiles massives contenues au sein de quatre galaxies à formation d'étoiles riches en gaz [1], une équipe de scientifiques pilotée par Zhi-Yu-Zhang, astronome à l'Université d'Edimbourg, a utilisé le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA). Ces galaxies ont été observées alors que l'Univers était beaucoup plus jeune. Il est donc peu probable que ces jeunes galaxies aient déjà connu de nombreux épisodes de formation stellaire, susceptibles de fausser les résultats obtenus.

 

Zhang et son équipe ont élaboré une nouvelle technique – semblable à la datation au carbone 14 – pour mesurer les abondances des différents types de monoxyde de carbone au sein de quatre galaxies lointaines à formation d'étoiles, emplies de poussière [2]. Ils ont notamment déterminé le rapport de deux types de monoxyde de carbone contenant des isotopes différents [3].

 

“Les isotopes de carbone et d'oxygène sont d'origines distinctes” précise Zhang. En effet, “les étoiles massives créent davantage d'18O, tandis que les étoiles de faible masse ou de masse intermédiaire produisent davantage de 13C“. L'adoption de cette nouvelle technique a permis à l'équipe de sonder la poussière galactique et d'évaluer, pour la toute première fois, la masse des étoiles contenues dans ces galaxies.

 

La masse d'une étoile est le facteur déterminant son évolution future. Les étoiles massives brillent intensément et s'éteignent rapidement, tandis que les étoiles de faible masse tel le Soleil émettent un rayonnement plus modeste des milliards d'années durant. Connaissant les proportions d'étoiles de masses différentes qui naissent dans les galaxies, les astronomes peuvent affiner leur compréhension de la formation et de l'évolution des galaxies au fil de l'histoire de l'Univers. S'ensuit l'acquisition de données relatives aux éléments chimiques entrant dans la composition de nouvelles étoiles ainsi que de leurs cortèges de planètes et, finalement, le nombre de trous noirs susceptibles de fusionner et donc de former les trous noirs supermassifs qui occupent les centres de nombreuses galaxies.

 

Donatella Romano, astronome à l'INAF – Astrophysics and Space Observatory de Bologne et co-auteur de la découverte, explique les résultats obtenus : “Le rapport 18O / 13C caractérisant les galaxies à formation d'étoiles de l'Univers jeune est dix fois supérieur à celui caractérisant les galaxies semblables à la Voie Lactée. Cela implique que les galaxies à sursauts d'étoiles contiennent une proportion nettement plus élevée d'étoiles massives.

 

La découverte d'ALMA est cohérente avec une autre découverte, relative à l'Univers local. Une équipe emmenée par Fabian Schneider de l'Université d'Oxford au Royaume-Uni a effectué, au moyen du Very Large Telescope de l'ESO, des relevés spectroscopiques de 800 étoiles de la région de formation stellaire 30 Doradus dans le Grand Nuage de Magellan afin de cartographier la distribution des âges et des masses stellaires [4].

 

Schneider explique les résultats obtenus : “Nous avons détecté des étoiles dont la masse excède les 30 masses solaires dans des proportions supérieures de 30% à la norme. Les étoiles dont la masse excède les 60 masses solaires étaient quant à elles supérieures en nombre de 70% à la proportion attendue. Nos résultats questionnent l'existence supposée du seuil de 150 masses solaires qu'une étoile nouvellement formée ne pourrait dépasser. Ils suggèrent même que ce seuil pourrait être porté à 300 masses solaires !

 

Rob Ivison, co-auteur du nouvel article, conclut ainsi : “Nos découvertes invitent à questionner notre compréhension de l'histoire cosmique. Les astronomes qui conçoivent les modèles d'Univers doivent désormais reconsidérer leur outil de travail, et lui apporter les modifications nécessaires.”

 

Notes :

 

[1] Les galaxies à sursauts d'étoiles sont des galaxies traversant une phase d'intense formation stellaire. Le rythme auquel elles créent de nouvelles étoiles peut être plus de 100 fois supérieur au taux de formation stellaire caractéristique de notre galaxie, la Voie Lactée. Les étoiles massives de ces galaxies émettent un rayonnement ionisant, des vents stellaires, et achèvent leurs existences en explosions de supernovae, ce qui influence de manière significative l'évolution dynamique et chimique  du milieu environnant. L'étude de la distribution en masse des étoiles dans ces galaxies permet de mieux comprendre leur propre évolution, et plus généralement, l'évolution de l'Univers.

 

[2] La méthode de datation au carbone 14 est utilisée pour déterminer l'âge d'un objet composé de matière organique. En mesurant la quantité de 14C, un isotope radioactif dont l'abondance décroît continuellement, il est possible de déterminer la date de fin de vie d'un animal ou d'une plante. Les isotopes utilisés dans le cadre de l'étude d'ALMA, 13C et 18O, sont stables et leurs abondances augmentent tout au long de la durée de vie d'une galaxie, leur synthèse résultant des réactions de fusion nucléaire se produisant à l'intérieur des étoiles.

 

[3] Ces différentes formes de la molécule sont appelées isotopologues. Elles diffèrent entre elles au travers de leur nombre de neutrons. Les molécules de monoxyde de carbone utilisées dans le cadre de cette étude constituent un exemple de ces espèces moléculaires : le noyau d'un isotope stable de carbone peut renfermer 12 ou 13 nucléons ; le noyau d'un isotope stable d'oxygène peut contenir 16, 17 ou 18 nucléons.

 

[4] Schneider et al. ont effectué des observations spectroscopiques d'étoiles individuelles au sein de 30 Doradus, une région de formation d'étoiles située dans le Grand Nuage de Magellan tout proche, au moyen du spectrographe FLAMES ( Fibre Large Array Multi Element Spectrograph) installé sur le Very Large Telescope (VLT). Cette étude fut l'une des premières à produire des résultats suffisamment détaillés pour montrer que l'Univers est capable de produire des zones de formation d'étoiles caractérisées par des distributions de masses différentes de celle de la Voie Lactée.

 

Plus d'informations :  

Les résultats obtenus avec ALMA sont publiés dans un article intitulé “Stellar populations dominated by massive stars in dusty starburst galaxies across cosmic time” de la revue Nature du 4 juin 2018. Les résultats obtenus avec le VLT sont publiés dans un article intitulé “An excess of massive stars in the local 30 Doradus starburst”, qui a été publié dans Science le 5 janvier 2018.

 

L'équipe d'ALMA est composée de Z. Zhang (Institut d'Astronomie, Université d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-Uni; Observatoire Européen Austral, Garching bei München, Allemagne), D. Romano (INAF, Observatoire Astronomique de Bologne, Bologne, Italie), R. J. Ivison (Observatoire Européen Austral, Garching bei München, Allemagne; Institut d'Astronomie, Université d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-Uni), P .P. Papadopoulos (Centre de Recherche en Astronomie, Académie d'Athènes, Athènes, Grèce; Département de Physique, Université Aristote de Thessalonique, Thessalonique, Grèce) et F. Matteucci (INAF, Observatoire Astronomique de Trieste, Trieste, Italie; INFN, SectionTrieste, Trieste, Italie)

 

L'équipe du VLT est composée de F. R. N. Schneider (Département de Physique, Université d'Oxford, Royaume-Uni), H. Sana (Institut d'Astrophysique, KU Leuven, Belgique), C. J. Evans (Centre d'Astronomie et de Technologie du Royaume-Uni, Observatoire Royal d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-Uni), J. M. Bestenlehner (Institut Max-Planck dédié à l'Astronomie, Heidelberg, Allemagne; Département de Physique et d'Astronomie, Université de Sheffield, Royaume-Uni), N. Castro (Département d'Astronomie, Université du Michigan, Etats-Unis), L. Fossati (Académie Autrichienne des Sciences, Institut de Recherche Spatiale, Graz, Autriche), G. Gräfener (Institut Argelander d'Astronomie de l'Université de Bonn, Allemagne), N. Langer (Institut Argelander d'Astronomie de l'Université de Bonn, Allemagne), O. H. Ramírez-Agudelo (Centre d'Astronomie et de Technologie du Royaume-Uni, Observatoire Royal d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-Uni), C. Sabín-Sanjulián (Département de Physique et d'Astronomíe, Université de La Serena, Chili), S. Simón-Díaz (Institut d'Astrophysique des Canaries, Tenerife, Espagne; Département d'Astrophysique, Université de La Laguna, Tenerife, Espagne),  F. Tramper (Centre Européen d'Astronomie Spatiale, Madrid, Espagne), P. A. Crowther (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Sheffield, Royaume-Uni), A. de Koter (Institut Astronomique Anton Pannekoek, Université d'Amsterdam, Pays-Bas; Institut d'Astrophysique, KU Leuven, Belgique), S. E. de Mink (Institut Astronomique Anton Pannekoek, Université d'Amsterdam, Pays-Bas), P. L. Dufton (Centre de Recherche en Astrophysique, Ecole de Mathematique et de Physique, Université de la Reine à Belfast, Irlande du Nord, Royaume-Uni), M. Garcia (Centre d'Astrobiologíe, CSIC-INTA, Madrid, Espagne), M. Gieles (Département de Physique, Faculté d'Ingénierie et des Sciences Physiques, Université de Surrey, Royaume-Uni), V. Hénault-Brunet (Conseil National de la Recherche, Centre d'Astronomie et d'Astrophysique, Canada; Département d'Astrophysique/Institut de Mathématiques, Astrophysique et Physique des Particles, Université de Radboud, Pays-Bas), A. Herrero (Département de Physique et d'Astronomíe, Université de La Serena, Chili), R. G. Izzard (Département de Physique, Faculté d'Ingénierie et des Sciences Physiques, Université du Surrey, Royaume-Uni; Institut d'Astronomie, Les Observatoires, Cambridge, Royaume-Uni), V. Kalari (Département d'Astronomíe, Université du Chili, Santiago, Chili), D. J. Lennon (Centre Européen d'Astronomie Spatiale, Madrid, Espagne), J. Maíz Apellániz (Centre d'Astrobiologíe, CSIC–INTA, Centre Européen d'Astronomie Spatiale, Villanueva de la Cañada, Espagne), N. Markova (Institut d'Astronomie de l'Observatoire Astronomique National, Academie des Sciences Bulgare, Smolyan, Bulgare), F. Najarro (Centre d'Astrobiologíe, CSIC-INTA, Madrid, Espagne), Ph. Podsiadlowski (Département de Physique, Université d'Oxford, Royaume-Uni; Institut Argelander d'Astronomie de l'Université de Bonn, Allemagne), J. Puls (Université Ludwig-Maximilians de Munich, Allemagne), W. D. Taylor (Centre d'Astronomie et de Technologie du Royaume-Uni, Observatoire Royal d'Edimbourg, Edimbourg, Royaume-Uni), J. Th. van Loon (Laboratoires Lennard-Jones, Université de Keele, Staffordshire, Royaume-Uni), J. S. Vink (Observatoire Armagh, Ireland du Nord, Royaume-Uni) et C. Norman (Université Johns Hopkins, Baltimore, Etats-Unis;  Institut des Sciences du Télescope Spatial, Baltimore, Etats-Unis).

 

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 Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, la Pologne, 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'śil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

  

Liens :  

- Publication scientifique de Zhang et al.

- Publication scientifique de Schneider et al.

- Photos d'ALMA

- Photos du VLT

 

Source : ESO https://www.eso.org/public/france/news/eso1817/?lang

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


30 Mai 2018

Surpopulation stellaire

 

Crédit : ESO

 

A quelque 160 000 années lumière de la Terre brille la Nébuleuse de la Tarentule, la structure la plus spectaculaire du Grand Nuage de Magellan, une galaxie satellite de notre Voie Lactée. Le Télescope de Sondage du VLT installé à l'Observatoire de Paranal de l'ESO a observé cette région ainsi que son riche environnement en détail. Il est ainsi apparu que ce paysage céleste était constellé d'amas stellaires, de nuages de gaz brillant ainsi que de restes épars d'explosions de supernovae. Il s'agit là de l'image la mieux résolue à ce jour.

 

Le riche environnement de la Nébuleuse de la Tarentule dans le Grand Nuage de Magellan - Crédit : ESO

 

Grâce au Télescope de Sondage du VLT (VST) installé à l'Observatoire de Paranal de l'ESO au Chili, les astronomes ont capturé cette nouvelle image détaillée de la Nébuleuse de la Tarentule ainsi que de son environnement proche, peuplé de multiples nébuleuses et autres amas stellaires. La Tarentule, également baptisée 30 Doradus, constitue la région de formation stellaire la plus brillante et la plus active du Groupe Local de galaxies.

 

La Nébuleuse de la Tarentule occupe la partie supérieure de cette image. Elle s'étend sur plus de 1000 années lumière et se situe dans la constellation de la Daurade, à l'extrême sud du ciel. Cette magnifique nébuleuse fait partie du Grand Nuage de Magellan, une galaxie naine dont le diamètre avoisine les 14 000 années lumière. Le Grand Nuage de Magellan est la troisième galaxie la plus proche de la Voie Lactée, après la Galaxie Naine Sphéroïdale du Sagittaire et la Galaxie Naine du Grand Chien.

 

Au cśur de la Nébuleuse de la Tarentule figure un jeune amas d'étoiles géantes baptisé NGC 2070,  une zone de formation stellaire dont le noyau dense, R136, renferme certaines des étoiles les plus massives et les plus lumineuses connues à ce jour. La brillante lueur de la Nébuleuse de la Tarentule fut pour la première fois notée par l'astronome français Nicolas-Louis de Lacaille en 1751.

 

La Nébuleuse de la Tarentule abrite un autre amas d'étoiles, beaucoup plus âgé, baptisé Hodge 301. En son sein, plus de 40 étoiles auraient explosé en supernovae, dispersant du gaz dans la région toute entière. La superbulle SNR N157B qui entoure l'amas ouvert NGC 2060 constitue l'un de ces restes de supernovae. Cet amas fut découvert par l'astronome britannique John Herschel en 1836, au moyen d'un télescope réflecteur de 18,6 pouces implanté au Cap de Bonne Espérance en Afrique du Sud. En périphérie de la Nébuleuse de la Tarentule, dans l'angle inférieur droit de l'image, figure la célèbre supernova SN 1987A [1].

 

A gauche de la Nébuleuse de la Tarentule figure un amas ouvert brillant baptisé NGC 2100, caractérisé par une densité élevée d'étoiles bleues et brillantes entourées d'étoiles de couleur rouge. Cet amas fut détecté par l'astronome écossais James Dunlop en 1826, alors en poste en Australie, au moyen de son propre télescope réflecteur de 9 pouces (23 centimètres) de diamètre.

 

Au centre de l'image figurent l'amas ouvert et la nébuleuse en émission NGC 2074, une autre région de formation stellaire massive découverte par John Herschel. Un zoom sur cette région laisse apparaître une structure sombre et poussiéreuse arborant les traits d'un hippocampe – l' “hippocampe du Grand Nuage de Magellan”. Il s'agit d'une gigantesque structure en forme de pilier qui s'étend sur quelque 20 années lumière – soit quatre fois la distance séparant le Soleil de l'étoile la plus proche, alpha du Centaure. Cette structure est condamnée à disparaître au cours du prochain million d'années. A mesure que de nouvelles étoiles se formeront au sein de l'amas, les rayonnements ainsi que les vents qu'elles émettent disperseront en effet petit à petit les piliers de poussière.

 

L'acquisition de cette image résulte de l'utilisation de la caméra OmegaCAM de 256 mégapixels qui équipe le VST. L'image est la superposition de clichés acquis par OmegaCAM au travers de quatre filtres colorés différents, dont l'un spécifiquement dédié à la détection de la lueur rouge de l'hydrogène ionisé [2].

 

Notes :

 

[1] SN 1987A fut la toute première supernova observée au moyen de télescopes modernes et la supernova la plus brillante depuis l'étoile de Képler datée de 1604. L'intensité lumineuse de SN 1987A équivalait encore à la somme des luminosités de 100 millions de soleils plusieurs mois après sa découverte, le 23 février 1987.

 

[2] La raie d'émission H-alpha est une raie spectrale de couleur rouge qui résulte de la perte d'énergie de l'électron de l'atome d'hydrogène. Cette perte d'énergie survient lorsque le gaz d'hydrogène s'ionise sous l'effet de l'intense rayonnement ultraviolet émis par les jeunes étoiles proches. S'ensuit la recombinaison des électrons et des protons en atomes. La capacité d'OmegaCAM à détecter cette raie permet aux astronomes de caractériser la physique des nuages moléculaires géants au sein desquels se forment de nouvelles étoiles ainsi que leur cortège de planètes.

 

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 Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, la Pologne, 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'śil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

  

Liens :  

- Photos du Télescope de Sondage du VLT

 

Source : ESO https://www.eso.org/public/france/news/eso1816/?lang

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

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