Nouvelles du Ciel de Septembre 2016

 

 

 

Les Titres

 

Mission accomplie: Rosetta termine son voyage par une descente magistrale vers sa comète [30/09/2016]

ALMA détecte un cocon stellaire à la chimie inhabituelle [29/09/2016]

Hubble de la NASA aperçoit de possibles panaches d’eau en éruption de la lune Europe de Jupiter [26/09/2016]

Feux d'artifice estivaux sur la comète de Rosetta [23/09/2016]

Des grains arrondis observés sur Mars… depuis l'espace ! [23/09/2016]

On a retrouvé Philae ! L'équipe CONSERT de l'Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble (CNRS/Université Grenoble Alpes) au cœur de cette aventure [23/09/2016]

ALMA explore le champ ultra profond de Hubble [22/09/2016]

Hubble trouve une planète orbitant une paire d'étoiles [22/09/2016]

ALMA perce les secrets d'un Globule spatial géant [21/09/2016]

Les glaciers de Pluton décryptés [21/09/2016]

Hubble prend un gros-plan de la comète se désintégrant [15/09/2016]

Un trou noir affamé renvoie une galaxie brillante dans l'ombre [15/09/2016]

Le satellite Gaia livre la position d'un milliard d'étoiles [14/09/2016]

Zoomer sur la peau du chasseur de la constellation d'Orion [14/09/2016]

Comètes C/2016 Q4 (Kowalski), P/2007 T6 = 2016 R1 (Catalina), C/2016 P4 (PANSTARRS), C/2016 R2 (PANSTARRS) [10/09/2016]

Les astronomes découvrent une précieuse relique fossile de la toute jeune Voie Lactée [07/09/2016]

On a trouvé Philae! [05/09/2016]

 

 

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Le Ciel à l'œil 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. 

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30 Septembre 2016

Mission accomplie: Rosetta termine son voyage par une descente magistrale vers sa comète

 

Crédit : ESA / Rosetta / MPS for OSIRIS Team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / IDA

 

Rosetta, mission historique de l'ESA, s'est achevée comme prévu par un impact contrôlé de la sonde à la surface de la comète qu'elle accompagnait depuis plus de deux ans.

 

Le site d'atterrissage sur la comète - Crédit : ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

 

Le centre de contrôle de l'ESA, à Darmstadt (Allemagne), a déclaré la mission officiellement terminée à 11 h 19 temps universel (13 h 19 heure de Paris), après avoir constaté la perte du signal de Rosetta, au moment de l'impact.

 

Hier soir, à 20 h 50 temps universel (22 h 50 heure de Paris), Rosetta avait amorcé une trajectoire de collision avec la comète, depuis une altitude d'environ 19 km, exécutant ainsi sa dernière manœuvre. La destination ciblée était située sur le plus petit lobe de la comète 67P/Tchourioumov-Guerassimenko, à proximité d'une zone d'hébergement de fosses actives, dans la région de Ma'at.

 

La comète à une distance de 8,9 km - caméra à angle étroit -Crédit : ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

 

Au cours de sa descente, Rosetta a eu l'occasion d'étudier les gaz, les poussières et le plasma à proximité directe de la surface de la comète, et de prendre des clichés à très haute résolution.

 

Les fosses sont particulièrement intéressantes, car elles jouent un rôle important dans l'activité cométaire et fournissent de précieux indices sur la composition de l'intérieur de la comète.

 

Les informations collectées lors de la descente vers cette région fascinante ont été envoyées sur Terre avant l'impact. Il n'est désormais plus possible de communiquer avec la sonde.

 

« Rosetta vient d'accomplir une nouvelle prouesse qui entrera dans l'histoire », se réjouit Jan Wörner, Directeur général de l'ESA. « Aujourd'hui, nous célébrons le succès d'une mission qui a marqué un tournant majeur pour l'exploration spatiale, qui a surpassé nos rêves les plus ambitieux, et qui s'inscrit dans la glorieuse lignée des grandes “premières” de l'ESA dans le domaine de l'exploration cométaire. »

 

« Grâce à un effort international colossal, qui s'est étalé sur des dizaines d'années, nous avons réussi notre mission, qui consistait à envoyer dans l'espace un laboratoire scientifique de pointe afin d'étudier de près l'évolution d'une comète dans le temps, ce qu'aucune autre mission cométaire n'avait tenté auparavant », commente Alvaro Giménez, Directeur de la Science à l'ESA.

 

« La phase de conception de Rosetta avait commencé avant même que Giotto, première sonde de l'ESA envoyée dans l'espace lointain, ait pris le premier cliché d'un noyau cométaire (celui de la comète de Halley), en 1986.

 

« Des carrières entières ont été consacrées à Rosetta, et les données recueillies occuperont des générations de scientifiques pendant encore des dizaines d'années. »

 

Les sites d'atterrissage dans leur contexte - Copyright CIVA: ESA/Rosetta/Philae/CIVA; NAVCAM: ESA/Rosetta/NAVCAM – CC BY-SA IGO 3.0; OSIRIS: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA; ROLIS: ESA/Rosetta/Philae/ROLIS/DLR

 

« Cette mission n'a pas seulement été un triomphe aux plans scientifique et technique : Rosetta et son atterrisseur Philae ont également enflammé l'imagination du monde entier, et fasciné un public bien plus vaste que la communauté scientifique. C'était grisant de sentir que tant de gens étaient embarqués avec nous dans cette aventure », ajoute Mark McCaughrean, conseiller scientifique à l'ESA.

 

Depuis son lancement en 2004, Rosetta en est maintenant à sa sixième orbite autour du Soleil. Elle a parcouru près de 8 milliards de kilomètres, survolé trois fois la Terre et une fois la planète Mars, et rencontré sur sa route deux astéroïdes.

 

Après 31 mois d'hibernation dans l'espace lointain, la sonde s'est réveillée en janvier 2014, pour atteindre sa destination en août 2014.

 

Rosetta a été le premier véhicule spatial à se mettre en orbite autour d'une comète et le premier à y envoyer un atterrisseur, Philae, en novembre 2014. Mais sa mission ne s'est pas arrêtée là : elle a ensuite continué à surveiller l'évolution de la comète à mesure qu'elle s'approchait du soleil, puis qu'elle s'en éloignait.

 

« Rosetta a fonctionné pendant 786 jours dans l'environnement hostile de la comète, a exécuté plusieurs survols épiques très près de sa surface, a survécu à des éruptions inattendues, et est sortie indemne de deux passages en mode de sécurité », raconte Sylvain Lodiot, responsable de la conduite des opérations.

 

« Pour nous, les dernières opérations ont été les plus difficiles, mais après une telle aventure, quelle plus belle fin pour Rosetta que d'aller rejoindre son atterrisseur à la surface de la comète ? »

 

Si ce scénario final a été choisi, c'est parce que la trajectoire de la comète l'entraînera de nouveau au-delà de l'orbite de Jupiter, plus loin du Soleil que toutes les régions que Rosetta a traversées jusqu'à présent. Dans ces conditions, les panneaux solaires produiraient trop peu d'énergie pour faire fonctionner la sonde.

 

La trajectoire finale de Rosetta - Access the video

 

En outre, l'équipe responsable des opérations savait que d'ici peu, le Soleil serait beaucoup plus proche de la ligne de visée entre la Terre et Rosetta, et que pendant un mois cette situation compliquerait considérablement les communications avec la sonde.

 

« Nous avons décidé d'exécuter cet ultime plongeon vers la surface de la comète afin d'optimiser le retour scientifique de Rosetta », explique Patrick Martin, responsable de la mission.

 

« C'est une fin douce-amère, mais en fin de compte la mécanique du Système solaire était tout simplement contre nous : le destin de Rosetta a été scellé il y a bien longtemps. Mais tout ce qu'elle a accompli passera à la postérité et sera utilisé par la prochaine génération de scientifiques et d'ingénieurs dans le monde entier. »

 

Si le volet opérationnel de la mission s'est achevé aujourd'hui, les analyses scientifiques se poursuivront pendant encore de nombreuses années.

 

Rosetta a déjà permis de faire plus d'une découverte surprenante, à commencer par la forme curieuse de la comète, révélée lorsque la sonde s'en est approchée en juillet et août 2014. Les scientifiques pensent à présent que les deux lobes se sont formés séparément, avant de se rejoindre à l'occasion d'une collision à basse vitesse survenue dans les tout premiers temps du Système solaire.

 

L'observation de la comète sur le long terme a mis en évidence l'influence déterminante de sa forme sur ses saisons, sur les déplacements de poussière à sa surface, et sur les variations mesurées dans la densité et la composition de son « atmosphère », appelée coma.

 

La mission a également permis d'obtenir des résultats inattendus concernant les gaz s'échappant du noyau de la comète, dans lesquels des molécules d'oxygène et d'azote ont été décelées, ainsi que de l'eau ayant une « saveur » différente de celle des océans terrestres.

 

 

L'impact de Rosetta - Copyright ESA/ATG medialab

 

Pris dans leur ensemble, ces résultats laissent penser que la comète est née dans une région très froide de la nébuleuse protoplanètaire, pendant la formation du Système solaire, il y a plus de 4,5 milliards d'années.

 

Il semble que les comètes telles que Tchourioumov-Guerassimenko n'aient pas apporté sur Terre autant d'eau que ce que l'on imaginait jusqu'à présent. Mais qu'en est-il des autres ingrédients jugés nécessaires à l'apparition de la vie ?

 

Rosetta n'a pas déçu les scientifiques sur ce point : elle a en effet mis en évidence la présence de glycine, un acide aminé généralement présent dans les protéines, et de phosphore, composant essentiel de l'ADN et des membranes cellulaires. De nombreux composés organiques ont également été détectés par Rosetta depuis son orbite et par Philae in situ, à la surface.

 

Éruptions cométaires - Copyright OSIRIS: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA; NavCam: ESA/Rosetta/NavCam – CC BY-SA IGO 3.0

 

Globalement, les résultats de la mission Rosetta invitent à se représenter les comètes comme des traces immémoriales de la formation du Système solaire, plutôt que comme des fragments issus de collisions entre des corps plus volumineux. L'étude des comètes nous offre donc un aperçu inédit de ce à quoi pouvaient ressembler, il y a 4,6 milliards d'années, les éléments qui ont donné naissance aux planètes.

 

« Tout comme la pierre de Rosette, qui a donné son nom à notre mission, a marqué un tournant dans notre compréhension des hiéroglyphes et de l'histoire antique, le vaste trésor que constituent les données envoyées par Rosetta révolutionne notre vision du processus de formation des comètes et du Système solaire », s'enthousiasme Matt Taylor, responsable scientifique de la mission.

 

« Évidemment, il reste encore beaucoup de mystères à élucider. La comète n'a pas encore livré tous ses secrets, et les archives extraordinaires dont nous disposons à présent nous réservent sans aucun doute bien des surprises. Ce n'est qu'un début, vous n'avez pas tout vu ! »

 

Source : ESA http://www.esa.int/fre/ESA_in_your_country/France/Mission_accomplie_Rosetta_termine_son_voyage_par_une_descente_magistrale_vers_sa_comete

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


29 Septembre 2016

ALMA détecte un cocon stellaire à la chimie inhabituelle

 

Cette image a été constituée à partir des sources suivantes : ESO/M. Kornmesser; NASA, ESA, et S. Beckwith (STScI) et l'équipe de l'HUDF;

NASA/ESA et l'équipe en charge des archives d'Hubble (AURA/STScI)/HEI.

 

Le premier de ce type à être découvert en dehors de la Voie Lactée

 

Grâce à ALMA, une équipe d'astronomes japonais a découvert, autour d'une étoile récemment formée, un ensemble de molécules complexes de température et de densité élevées. Un tel cocon moléculaire n'avait encore jamais été détecté en dehors de la Voie Lactée. Sa composition moléculaire diffère notablement de celle d'objets similaires découverts au sein de notre propre galaxie - ce qui laisse à penser que la chimie de l'Univers pourrait être bien plus diversifiée qu'envisagé.

 

Vue d'artiste du noyau moléculaire chaud découvert au sein du grand Nuage de Magellan

Cette image a été constituée à partir des sources suivantes : ESO/M. Kornmesser; NASA, ESA, et S. Beckwith (STScI) et l'équipe de l'HUDF;

NASA/ESA et l'équipe en charge des archives d'Hubble (AURA/STScI)/HEI.

Crédit: FRIS/Tohoku University

 

Une équipe de chercheurs japonais a utilisé toute la puissance du Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA) pour observer une étoile massive référencée ST11 [1] au sein d'une galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan (LMC). ALMA a détecté un rayonnement en provenance de divers gaz moléculaires. En d'autres termes, l'équipe a découvert, autour de la toute jeune étoile ST11, une région composée d'un gaz moléculaire particulièrement chaud et dense. Ce type d'objet, baptisé noyau moléculaire chaud [2], n'avait encore jamais été détecté en dehors de la Voie Lactée.

 

Takashi Shimonishi, astronome à l'Université de Tohoku au Japon et auteur principal de cette étude, s'enthousiasme : “Il s'agit là de la toute première détection d'un noyau moléculaire chaud extragalactique, ce qui atteste du formidable potentiel de cette nouvelle génération de télescopes pour étudier les phénomènes astrochimiques au-delà de la Voie Lactée”.

 

Les observations d'ALMA ont montré que ce noyau nouvellement découvert au sein du LMC arbore une composition chimique nettement distincte de celle des objets de même type découverts dans la Voie Lactée. Parmi les signatures chimiques les plus importantes détectées au sein du noyau du LMC figurent celles de molécules connues tels le dioxyde de soufre, le monoxyde d'azote et le formaldéhyde – aux côtés de la poussière, omniprésente. Le noyau moléculaire chaud nouvellement découvert renferme par ailleurs divers composés organiques, tel le méthanol (la molécule d'alcool la plus simple) en quantités étonnamment faibles. Au contraire, les noyaux détectés au sein de la Voie Lactée renferment une grande variété de molécules organiques complexes, au premier rang desquels figurent le méthanol et l'éthanol.

 

Takashi Shimonishi explique : “Les observations suggèrent que la matière à partir de laquelle se forment étoiles et planètes présente des compositions moléculaires bien plus diversifiées qu'envisagé.”

 

Le LMC est caractérisé par une faible abondance en éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium [3]. Les membres de l'équipe suggèrent que cet environnement galactique fort différent n'est pas sans conséquence sur la chimie moléculaire qui s'est installée autour de la jeune étoile ST11. Ainsi s'expliqueraient les différences de compositions chimiques observées.

 

A ce jour, nous ne pouvons affirmer que les grandes molécules complexes détectées au sein de la Voie Lactée composent les noyaux moléculaires chauds d'autres galaxies. Parce que certaines d'entre elles sont impliquées dans la chimie prébiotique de l'espace, les molécules organiques complexes présentent un intérêt tout particulier. L'étude de cet objet nouvellement découvert chez l'une de nos voisines galactiques les plus proches pourrait aider les astronomes à aborder cette question, qui en appelle une autre : quel impact la diversité chimique des galaxies a-t-elle sur le développement de la vie extragalactique ?

 

Note :

[1] ST11 est également cataloguée sous la référence 2MASS J05264658-6848469. Cette jeune étoile massive constitue un Jeune Objet Stellaire. Bien qu'elle nous apparaisse aujourd'hui sous l'aspect d'une unique étoile, il se pourrait qu'elle se révèle être en réalité un amas d'étoiles proches ou un système d'étoiles multiples. Elle fit l'objet d'observations de la part de l'équipe scientifique et leurs résultats les a amenés à conclure que ST11 est entourée d'un noyau moléculaire chaud.

 

[2] Par définition, les noyaux moléculaires chauds sont (relativement) petits – leur diamètre est inférieur à 0,5 année-lumière, caractérisés par une densité supérieure à cent milliards de molécules par mètre cube – ce qui est nettement inférieur à la densité de l'atmosphère terrestre, mais élevé pour un milieu interstellaire, une température élevée – au moins supérieure à -173 degrés Celsius, soit 80 degrés Celsius de plus qu'un nuage moléculaire standard de semblable densité. Ces noyaux chauds se forment au tout début de la phase évolutive des étoiles massives et jouent un rôle essentiel dans la création d'espèces chimiques complexes au sein de l'Univers.

 

[3] Les réactions de fusion nucléaire qui se mettent en place lorsqu'une étoile a cessé de fusionner l'hydrogène en hélium, donnent lieu à des éléments plus lourds. Ces éléments lourds sont disséminés dans l'espace lorsqu'en fin de vie, les étoiles massives explosent en supernovae. Ainsi donc, à mesure que notre Univers a vieilli, l'abondance en éléments lourds s'est accrue. Cette faible abondance en éléments lourds qu'arbore le LMC offre un aperçu des processus chimiques caractéristiques de l'Univers plus jeune.

 

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé The Detection of a Hot Molecular Core in the Large Magellanic Cloud with ALMA, paru le 9 août 2016 au sein de l'Astrophysical Journal.

 

L'équipe est composée de Takashi Shimonishi (Institut de Recherche en Sciences Interdisciplinaires & Institut Astronomique, Université de Tohoku, Japon), Takashi Onaka (Département d'Astronomie, Université de Tokyo, Japon), Akiko Kawamura (Observatoire Astronomique National du Japan, Japon) et Yuri Aikawa (Centre des Sciences du Calcul, Université de Tsukuba, Japon).

 

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 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

- Photos d'ALMA

 

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1634/?lang

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


26 Septembre 2016

Hubble de la NASA aperçoit de possibles panaches d’eau en éruption de la lune Europe de Jupiter

 

Crédit : NASA, ESA, and W. Sparks (STScI)

 

De nouvelles découvertes du télescope spatial Hubble de la NASA montrent des panaches d'eau suspects en éruption de la lune glacée Europe de Jupiter. Ces observations renforcent les travaux antérieurs d'Hubble suggérant que Europe évacue de la vapeur d'eau. Une équipe d'astronomes, dirigée par William Sparks du Space Telescope Science Institute à Baltimore, Maryland, a observé ces projections semblables à des doigts lors de la visualisation du limbre d'Europe lorsque la lune est passée devant Jupiter. L'équipe a été inspirée d'utiliser cette méthode d'observation par les études d'atmosphères des planètes en orbite autour d'autres étoiles.

 

Les panaches sont estimés s'élever à environ 200 kilomètres avant, sans doute, de retomber en pluie sur la surface de Europe. C'est excitant parce que Europe est un lieu plausible pour que la vie se soit développée au-delà de la Terre. Si les panaches sont originaires d'un océan sous la surface, ils pourraient agir comme un ascenseur pour apporter la vie en haute mer au-dessus de la surface d'Europe, où elle pourrait être échantillonnée par un vaisseau spatial en visite. Cela offre un moyen pratique pour accéder à la chimie de cet océan sans percer à travers des kilomètres de glace. Pour voir un résumé vidéo de courte durée sur les panaches d'Europe, visitez le lien YouTube à https://youtu.be/4QJS9LcB66g.

 

Crédit : NASA, ESA, and W. Sparks (STScI)

 

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/33/

 

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

 Rosetta se prépare au choc fatal sur la comète Tchouri : Le 30 septembre prochain, la sonde Rosetta s'écrasera lentement et délibérément sur la comète autour de laquelle elle orbite depuis deux ans. Or elle n'a pas été conçue pour cela. L'issue sera fatale. Mais avant cette dernière manœuvre, les scientifiques ont prévu d'effectuer des relevés inédits à l'approche de "Tchouri".

 


23 Septembre 2016

Feux d'artifice estivaux sur la comète de Rosetta

 

Copyright OSIRIS: ESA / Rosetta / MPS for OSIRIS Team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / IDA;

NavCam: ESA / Rosetta / NavCam – CC BY-SA IGO 3.0

 

Les caméras de Rosetta ont photographié 34 éruptions sur une période de trois mois encadrant le passage de la comète 67P/Churyumov–Gerasimenko au plus près du Soleil, le 13 août 2015.

 

Éruptions cométaires

Copyright OSIRIS: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA;

NavCam: ESA/Rosetta/NavCam – CC BY-SA IGO 3.0

 

Ces éruptions diffèrent des jets de gaz et des éjections de matière couramment observés sur le noyau de la comète, et qui se produisent à intervalles réguliers, au rythme du lever et du coucher du Soleil sur la comète.

 

Les éruptions sont plus lumineuses, et les scientifiques estiment qu'elles durent moins de 30 minutes, pendant lesquelles entre 60 et 260 tonnes de matériaux sont éjectés de la comète.

 

Ces éruptions se produisaient au moment du périhélie environ toutes les 30 heures, soit environ toutes les 2,4 rotations de la comète sur elle-même, et peuvent être réparties en trois catégories : celles présentant un jet fin et étroit, d'autres un jet plus diffus, et une combinaison des deux types précédents.

 

Guide de l'activité cométaire

Copyright OSIRIS: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA;

NavCam: ESA/Rosetta/NavCam – CC BY-SA IGO 3.0

 

Une des questions clés sur lesquelles s'est penché Jean-Baptiste Vincent, auteur principal de la publication scientifique qui paraît aujourd'hui dans Monthly Notices of the Astronomical Society, c'est l'élément déclencheur de ces éruptions.

 

L'équipe a découvert qu'une moitié des éruptions se sont produites au petit matin, quand le Soleil commence à réchauffer la surface plongée dans l'obscurité depuis plusieurs heures ; le changement rapide de température créerait des fractures qui libéreraient des matériaux volatiles qui se vaporiseraient de manière explosive.

 

Les autres éruptions se sont produites autour de midi, après plusieurs heures d'ensoleillement. Celles-ci s'expliqueraient par le fait que la chaleur accumulée atteindrait des poches de matériaux volatiles enfouis sur la surface, causant là encore un réchauffement soudain et une explosion.

 

Points d'origine des éruptions estivales

Copyrigh OSIRIS: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

 

L'équipe avance également une autre cause pour expliquer ces éruptions.

 

« Nous avons observé que la majorité des explosions semble se produire au niveau de limites régionales sur la comète, dans des zones qui présentent des changements de texture ou de topographie, comme des falaises abruptes, des puits ou des alcôves, » ajoute Jean-Baptiste.

 

Au moins une des éruptions étudiées s'est produite dans l'obscurité, et semble liée à l'effondrement d'une falaise. Une falaise érodée peut en effet s'effondrer à tout instant, de jour comme de nuit, et révéler des quantités substantielles de matériaux pouvant créer une explosion, même quand la zone n'est pas exposée à la lumière du Soleil.

 

Effondrement d'une falaise et activité cométaire - Copyright Based on J.-B. Vincent et al (2015)

 

Source : ESA http://www.esa.int/fre/ESA_in_your_country/France/Feux_d_artifice_estivaux_sur_la_comete_de_Rosetta

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


23 Septembre 2016

Des grains arrondis observés sur Mars… depuis l'espace !

 

©J. Fernando, F. Schmidt, S. Douté

 

Comme l'annonce la revue Planetary and Space Science dans le numéro de Septembre 2016, des signes d'un écoulement d'eau persistant dans un passé lointain de la planète Mars ont été découverts grâce à la microtexture de la surface. L'étude, menée par Jennifer Fernando [1] du laboratoire Géosciences Paris Sud (CNRS/Université Paris-Sud) et du Lunar and Planetary Laboratory (University of Arizona), Frédéric Schmidt du laboratoire Géosciences Paris Sud (CNRS/Université ParisSud) et Sylvain Douté de l'Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble (CNRS/Université Grenoble Alpes) est basée sur une approche innovante qui permet de caractériser la forme des grains des matériaux en surface depuis l'orbite de Mars. Cette méthode permet de détecter la forme des grains (de taille inférieure à quelques centimètres) depuis l'espace alors que l'imagerie spatiale ne permet que de distinguer des détails de quelques mètres. La détection de grains arrondis à différents endroits martiens, où l'eau liquide semble avoir joué un rôle important, semble suggérer une érosion aqueuse durant un laps de temps suffisant pour avoir émoussé les grains.

 

Différents témoins attestent la présence d'eau liquide dans le passé de Mars, comme les réseaux ramifiés de rivières ou les minéraux hydratés. Aujourd'hui, se pose la question de la présence d'eau liquide qui pourrait se manifester soit de manière sporadique et en faible quantité, soit de manière pérenne et abondante.

 

Sur Terre, un des signes géomorphologiques d'un écoulement d'eau persistant est la présence de grains arrondis, polis par le déplacement au fond des rivières. En effet, les sédiments de montagne, proches de la zone d'érosion majeure ont des formes angulaires complexes tandis que les sédiments charriés sur de longues distances, déposés proches des estuaires, sont plus fins mais aussi plus arrondis. Dans les déserts, le vent peut également arrondir les grains de sable par érosion au cours de leur transport. Ainsi la forme des grains peut constituer un bon traceur de l'intensité des processus géologiques.

 

Sur Mars, les robots géologues peuvent étudier avec précision la morphologie des grains in situ grâce à l'acquisition d'images en haute résolution. Le rover Curiosity a pu, par exemple, mettre en évidence la présence de galets arrondis attestant un dépôt dans un environnement fluvial avec une érosion aqueuse importante. Ce type de données, bien qu'indispensable pour la caractérisation de l'histoire géologique de la région, reste cependant limité aux sites explorés par les robots martiens au sol.

Pour contourner cette limitation, une équipe de chercheurs a proposé une méthode innovante permettant de caractériser la texture des grains (e.g., forme, rugosité) grâce à l'analyse quantitative de mesures de télédétection spatiale depuis l'orbite, permettant ainsi d'explorer un plus grand nombre de sites martiens. Ces mesures, acquises par l'instrument CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars) à bord de la sonde américaine Mars Reconnaissance Orbiter, permettent d'étudier l'intensité de la lumière réfléchie par la surface dans différentes directions. D'après des mesures de laboratoire antérieures, effectuées sur des échantillons analogues, il est possible de connaitre les propriétés des grains : les grains ayant une forme angulaire et complexe, vont réfléchir plus la lumière du côté éclairé alors que les grains ayant une forme plus arrondie vont réfléchir plus la lumière du côté opposé. Ainsi grâce à cette approche, des informations sur la forme des grains peuvent être obtenues à distance (voir figure 1), sans fouler le sol à étudier !

L'étude montre que certains sites martiens (comme le cratère Holden, le cratère Eberswalde ou encore les plateaux de Mawrth Vallis) dont les indices géomorphologiques (deltas, vallées fluviales) et spectroscopiques (minéraux hydratés) suggèrent une activité aqueuse passée, semblent être composés majoritairement de grains arrondis (voir figure 1) pouvant attester une érosion aqueuse durant un laps de temps suffisant pour avoir poli les grains. Ce résultat suggèrerait donc la présence passée de l'eau liquide à la surface de Mars de manière abondante et pérenne.

Les auteurs ont également étudié d'autres sites martiens ayant des contextes géologiques variés (e.g., volcanique, éolien, évaporitique) et les résultats ont révélé une grande diversité de formes des grains de la surface de Mars (voir figure 1). Au cours de son histoire géologique, Mars aurait expérimenté divers processus, enregistrés dans des roches qui seraient encore préservées à sa surface.

 

Figure 1. Diversité de la texture des grains à la surface de Mars. Sites martiens explorés dans cette étude et résultats sur les comportements de diffusion de la lumière par les matériaux de surface et lien avec la texture de grains (e.g., forme, rugosité, structure interne) issu de mesures de laboratoire d'études antérieures. ©J. Fernando, F. Schmidt, S. Douté

  

C'est la première fois que l'on détecte à distance une telle diversité de texture de grain, et notamment des surfaces composées de grains arrondis, sur un corps planétaire autre que la Terre, grâce à la télédétection spatiale. L'estimation de la texture des matériaux de surface par cette méthode permettra, à l'avenir, d'aider à la sélection de prochains sites d'exploration pertinents pour l'étude de l'habitabilité dans le Système Solaire.

 

Note : 

[1] Jennifer Fernando était au laboratoire Géosciences Paris-Sud au moment de ces travaux.

 

Référence :

Fernando, J., Schmidt, F. & Douté, S. 1er septembre 2016, "Martian surface microtexture from orbital CRISM multi-angular observations: A new perspective for the characterization of the geological processes", Planetary and Space Science, Elsevier BV, 128, 30-51, 1er septembre 2016.

 

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/6005

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


23 Septembre 2016

On a retrouvé Philae ! L'équipe CONSERT de l'Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble (CNRS/Université Grenoble Alpes) au cœur de cette aventure

 

© ESA / Rosetta / Philae / CONSERT Shape model: CG-SPC-SHAP7-v1.6-CHEOPS - ESA / Rosetta / MPS for OSIRIS Team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / IDA

 

Le 2 septembre dernier, la caméra OSIRIS à bord de Rosetta a pris des images de l'atterrisseur Philae sur la surface de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko. Il se trouve dans une anfractuosité, au cœur de la zone prédite par le radar CONSERT (Comet Nucleus Sounding Experiment by Radiowave Transmission).

Cela met fin à une recherche commencée au lendemain du 12 novembre 2014. En effet, moins de 12 heures après l'atterrissage mouvementé de Philae, l'équipe européenne CONSERT avait pu fournir une première estimation de la position de l'atterrisseur à partir des mesures acquises dans la nuit. En collaboration avec les centres d'opération de Rosetta, (European Space Operations Centre, ESOC/ESA et European Space Astronomy Centre, ESAC/ESA) et de Philae (Science Operation and Navigation Centre, SONC/CNES et Lander Control Centre, LCC/DLR), cette localisation a été rapidement revisitée en utilisant une meilleure connaissance de la trajectoire réelle de Rosetta (cercle violet sur la figure - Kofman, 2015 [1]).

Dans les jours qui ont suivi l'atterrissage, grâce à des mesures supplémentaires effectuées à la demande de l'ESA, CONSERT a été utilisé comme un GPS pour trianguler la position de Philae sur la comète 67P. L'analyse complète des mesures et des trajectoires de la sonde a permis d'aboutir à une estimation finale de la position de Philae dans une zone de 22 x 106 m (en jaune sur la figure – Herique et al., 2015 [2]).
Cette localisation a piloté depuis novembre 2014 les campagnes de recherche optique de Philae : il n'était pas possible de couvrir l'ensemble de la comète avec une résolution suffisante, c'est donc autour de cette zone que les équipes de l'instrument OSIRIS (Max-Planck Institute for Solar System Research, MPS et le Laboratoire d'astrophysique de Marseille, LAM) et celles de l'ESA ont concentré leurs efforts. Apres l'identification de nombreux candidats possibles, c'est finalement le 2 septembre 2016, lorsque la sonde a été assez proche pour offrir des images haute résolution, que Philae a été imagé avec suffisamment de détails pour être identifié sans ambiguïté.

 

Localisation de Philae par les données CONSERT. Point rouge : position de Philae. Cercle violet : première estimation en utilisant la propagation à travers la comète. Ellipse verte : estimation en utilisant les mesures en visibilité. Zone jaune : estimation finale utilisant l'ensemble des données ©ESA/Rosetta/Philae/CONSERT Shape model: CG-SPC-SHAP7-v1.6-CHEOPS - ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

  

CONSERT est un radar sondeur bistatique qui mesure le délai de propagation d'ondes radio à travers la comète entre Philae et l'orbiteur Rosetta. Dans le mode normal, les mesures acquises pour différentes positions de Rosetta par rapport à la comète 67P permettent d'estimer la vitesse de propagation et l'atténuation du signal dans le noyau cométaire, et d'obtenir des informations sur sa structure interne. La détermination de la position et de l'orientation précises de l'atterrisseur et la connaissance de la topographie avoisinante permettront de modéliser le comportement de l'antenne CONSERT sur Philae et ainsi de pouvoir interpréter les variations rapides de puissance observées sur le signal CONSERT.  Les mesures effectuées après l'atterrissage ont déjà permis d'estimer conjointement la position de Philae, la permittivité diélectrique moyenne de l'intérieur du plus petit lobe cométaire,  et d'en extraire des informations sur la structure (Kofman et al., 2015 et Ciarletti et al., 2015 [3]) et la composition de ce lobe.

 

Image de PHILAE sur la comète prise par OSIRIS. ©ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA; Contexte (en haut à droite) : ESA/Rosetta/NavCam

 

CONSERT a été développé et opéré par l'Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Genoble, IPAG, le Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observations Spatiales, LATMOS et le Max-Planck Institute for Solar System Research, MPS sous financement du Centre national d'Etudes Spatiales, du German Aerospace Center, DLR, du CNRS-INSU et de l'Université Grenoble Alpes.

 

Références :

[1] W Kofman, A Herique, Barbin, Barriot, Ciarletti, Clifford, Edenhoffer, Elachi, Eyraud, Goutail, Heggy, Jorda, Lasue, Levasseur-Regourd, Nielsen, Pasquero, Preusker, Puget Plettemeier, Rogez, Sierks, Statz, Svedhem, Williams, Zine, Van Zyl, Internal properties of the nucleus of Comet 67P/ Churyumov- Gerasimenko as measured by the CONSERT instrument. Science, 30 juillet 2015, vol 349 issue 6247.

[2] A Herique, Y Rogez, P Pasquero, S Zine, P Puget, W Kofman, PHILAE localization from CONSERT / ROSETTA measurement, Planetary and Space Science, novembre 2015, vol 117, p.475-484.

[3] V. Ciarletti, A.C. Levasseur-Regourd, J. Lasue, C. Statz, D. Plettemeier, A. Hérique, Y. Rogez, and W. Kofman, A possible near-surface gradient in local properties of 67P/Churyumov-Gerasimenko nucleus revealed by CONSERT measurements, Astronomy and Astrophysics, novembre  2015, vol 583.

 

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/6006

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

 Les scientifiques de la NASA trouve un nuage « impossible » sur Titan : L'aspect déroutant d'un nuage de glace apparemment hors de l'air ténu a incité les scientifiques de la NASA à suggérer qu'un processus différent de celui précédemment pensé -- peut-être semblable à celui vu sur les pôles de la Terre -- pourrait former des nuages sur la lune Titan de Saturne.

 


22 Septembre 2016

ALMA explore le champ ultra profond de Hubble

 

Crédit : ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / NASA / ESA / J. Dunlop et al. and S. Beckwith (STScI) and the HUDF Team.

 

Observations de l'Univers jeune les plus profondes jamais réalisées dans le domaine millimétrique

 

Une équipe internationale d'astronomes a utilisé le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA) pour explorer l'un des recoins de l'Univers révélé par le Champ Ultra Profond d'Hubble (HUDF). Ces nouvelles observations d'ALMA sont sensiblement plus profondes et mieux résolues que les sondages antérieurs effectués dans le domaine millimétrique. Elles mettent clairement en évidence l'existence d'une étroite relation entre le taux de formation stellaire dans les galaxies jeunes et leur masse stellaire totale. Elles révèlent par ailleurs l'abondance ainsi que la distribution spatiale du gaz à partir duquel naissent les étoiles, offrant ainsi un nouvel aperçu de cet “Age d'Or” de la formation galactique daté de quelque 10 milliards d'années.

 

ALMA sonde le Champ Ultra Profond d’Hubble - Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/NASA/ESA/J. Dunlop et al. and S. Beckwith (STScI) and the HUDF Team.

 

Les nouveaux résultats d'observation d'ALMA feront l'objet d'une série d'articles à paraître au sein de l'Astrophysical Journal et des Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Ils seront par ailleurs dévoilés lors du colloque “Les Cinq Ans d'ALMA”, organisé cette semaine à Palm Springs, Californie, Etats-Unis.

 

En 2004 furent publiées les images du Champ Ultra Profond d'Hubble, pionnières des observations de champ profond avec le Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA. Ces images spectaculaires, plus profondes que jamais, révélèrent l'existence d'un grand nombre de galaxies datant de moins d'un milliard d'années après le Big Bang. Depuis lors, cette région du ciel a fait l'objet de multiples observations au moyen d'Hubble et de divers autres instruments, ce qui a permis de dresser la cartographie la plus profonde à ce jour de l'Univers.

 

Les astronomes viennent de sonder, au moyen d'ALMA, cette fenêtre en apparence banale mais abondamment étudiée, sur l'Univers lointain. Ils ont pour la première fois acquis des clichés tant profonds que finement résolus dans le domaine millimétrique [1], sur lesquels apparaissent la faible lueur des nuages de gaz ainsi que l'émission en provenance de la poussière chaude au sein des galaxies de l'Univers jeune.

 

A ce jour, ALMA a observé l'HUDF durant près de 50 heures. Il s'agit du plus long temps d'observation jamais consacré à une même région du ciel.

 

Une équipe menée par Jim Dunlop (Université d'Edimbourg, Royaume-Uni) a utilisé ALMA pour capturer la première image profonde et homogène d'une région aussi étendue que l'HUDF. Ces données lui ont permis d'assimiler à des galaxies des objets par ailleurs observés au moyen d'Hubble et d'autres télescopes.

 

Cette étude a clairement montré, pour la première fois, que la masse stellaire d'une galaxie constitue le meilleur indicateur du taux de formation stellaire dans l'Univers lointain, à grand redshift. Leurs observations ont permis de détecter la plupart des galaxies de masse élevée [2] – rien d'autre ou presque.

 

Jim Dunlop, l'auteur principal de l'article dédié à l'imagerie profonde, résume son caractère essentiel : “Ce résultat constitue une véritable avancée. Pour la première fois, nous sommes en mesure d'établir une véritable connexion entre l'image de l'Univers profond acquise par Hubble dans les domaines visible et ultraviolet, et divers clichés de l'Univers pris par ALMA dans les domaines de l'infrarouge lointain et millimétrique.”

 

La seconde équipe, emmenée par Manuel Aravena du Cercle d'Astronomie de l'Université Diego Portales, Santiago, Chili, et Fabian Walter de l'Institut Max Planck dédié à l'Astronomie, Heidelberg, Allemagne, a sondé les profondeurs d'une région céleste équivalant au quart de la superficie totale de l'HUDF [3].

 

”Nous avons supervisé la première recherche à l'aveugle et en trois dimensions de gaz froid dans l'Univers jeune”, précise Chris Carilli, astronome à l'Observatoire National de Radioastronomie (NRAO) de Socorro, Nouveau Mexique, Etats-Unis, et membre de l'équipe. “Nous avons ainsi mis en évidence l'existence d'une population de galaxies qui n'apparaît pas clairement sur les autres sondages profonds du ciel.” [4]

 

Certaines des nouvelles observations d'ALMA étaient spécifiquement dédiées à la recherche de galaxies riches en monoxyde de carbone – caractérisées donc par des taux de formation stellaire élevés. Ces réservoirs de gaz moléculaire, à l'origine de la formation d'étoiles au sein des galaxies, sont particulièrement difficiles à détecter au moyen d'Hubble. ALMA en revanche est capable de révéler cette “face cachée” de la formation et des processus d'évolution galactiques.

 

“Les nouveaux résultats d'ALMA révèlent une augmentation rapide du contenu en gaz des galaxies à mesure que l'on remonte dans le temps”, précise Manual Aravena (Cercle d'Astronomie de l'Université Diego Portales, Santiago, Chili), principal auteur de deux des articles. “Cette augmentation du contenu en gaz constitue vraisemblablement la raison principale de la hausse remarquable des taux de formation stellaire durant l'âge d'or de la formation galactique, daté de 10 milliards d'années”.

 

Les résultats présentés ce jour augurent d'une série d'observations à venir, dédiées au sondage de l'Univers lointain avec ALMA. A titre d'exemple, une campagne d'observation de l'HUDF d'une durée de 150 heures renseignera sur les grandes étapes de la formation stellaire au sein de l'Univers.

 

“En complétant notre connaissance actuelle de l'abondance et de la distribution spatiale de ce matériau manquant à l'origine de la formation stellaire, le Vaste Programme d'ALMA affinera notre vision des galaxies au sein de l'emblématique Champ Ultra Profond d'Hubble”, conclut Fabian Walter.

 

Note :

[1] Les astronomes ont choisi l'étendue de la zone de l'HUDF à étudier, une région de l'espace située dans la constellation peu brillante du Fourneau, de sorte que les télescopes au sol de l'hémisphère sud, tel ALMA, puissent sonder cette région, et nous renseigner sur l'Univers très lointain.

 

Sonder l'Univers profond, mais invisible à l'œil nu, constituait l'un des premiers objectifs scientifiques d'ALMA.

 

[2] Dans ce contexte, l'expression “masse élevée” désigne des galaxies dont les masses stellaires sont supérieures à 20 milliards de masses solaires. A titre de comparaison, la Voie Lactée est une galaxie étendue dont la masse avoisine les 100 milliards de masses solaires.

 

[3] Cette région du ciel est approximativement sept cents fois plus petite que la surface du disque de la pleine Lune vu depuis la Terre. Le nombre élevé de galaxies contenues dans une si petite fraction de ciel constitue l'un des aspects les plus étonnants de l'HUDF.

 

[4] La capacité d'ALMA à observer une portion du spectre électromagnétique si différente de celle captée par Hubble permet aux astronomes d'étudier une autre classe d'objets astronomiques, tels les nuages massifs de formation stellaire ou les objets émettant un rayonnement plus intense dans le domaine millimétrique que dans le domaine visible.

 

Cette recherche a été qualifiée d'aveugle parce qu'elle n'était focalisée sur aucun objet particulier.

 

Les nouvelles observations de l'HUDF menées avec ALMA ont donné lieu à deux types de données distincts mais complémentaires : des observations en continu ont mis en évidence l'émission par les poussières ainsi que la formation stellaire, et un sondage dans une raie d'émission spectrale a révélé la distribution spatiale du gaz moléculaire froid à l'origine de la formation stellaire. Le second sondage présente un intérêt tout particulier : il montre les effets de l'expansion de l'Univers sur le décalage spectral de la lumière en provenance des objets lointains. Un redshift plus élevé caractérise les objets les plus lointains et les plus précoces. S'ensuit la constitution, par les astronomes, de cartes en trois dimensions du gaz alimentant la formation d'étoiles, qui retracent son évolution au fil du temps cosmique.

 

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche à fait l'objet d'articles intitulés :

1 - “A deep ALMA image of the Hubble Ultra Deep Field”, par J. Dunlop et al., à paraître au sein de la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

2 - “The ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: Search for the [CII] Line and Dust Emission in 6 < z < 8 Galaxies”, par M. Aravena et al., à paraître au sein de la revue Astrophysical Journal.

3 - “The ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: Molecular Gas Reservoirs in High-Redshift Galaxies”, par R. Decarli et al., à paraître au sein de la revue Astrophysical Journal.

4 - “The ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: CO Luminosity Functions and the Evolution of the Cosmic Density of Molecular Gas”, par R. Decarli et al., à paraître au sein de la revue Astrophysical Journal.

5 - “The ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: Continuum Number Counts, Resolved 1.2-mm Extragalactic Background, and Properties of the Faintest Dusty Star Forming Galaxies”, par M. Aravena et al., à paraître au sein de la revue Astrophysical Journal.

6 - “The ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: Survey Description”, par F. Walter et al., à paraître au sein de la revue Astrophysical Journal.

7 - “The ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: the Infrared excess of UV-selected z= 2-10 Galaxies as a Function of UV-continuum Slope and Stellar Mass”, par R. Bouwens et al., à paraître au sein de la revue Astrophysical Journal.

8 - “The ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: Implication for spectral line intensity mapping at millimeter wavelengths and CMB spectral distortions”, par C. L. Carilli et al. à paraître au sein de la revue Astrophysical Journal.

 

Les équipes sont composées de :

M. Aravena (Núcleo de Astronomía, Universidad Diego Portales, Santiago, Chili), R. Decarli (Max-Planck Institut für Astronomie, Heidelberg, Allemagne), F. Walter (Max-Planck Institut für Astronomie, Heidelberg, Allemagne; Astronomy Department, California Institute of Technology, Etats-Unis; NRAO), Pete V. Domenici (Array Science Center, Etats-Unis), R. Bouwens (Leiden Observatory, Leiden, Pays-Bas; UCO/Lick Observatory, Santa Cruz, Etats-Unis), P.A. Oesch (Astronomy Department, Yale University, New Haven, Etats-Unis), C.L. Carilli (Leiden Observatory, Leiden, Pays-Bas; Astrophysics Group, Cavendish Laboratory, Cambridge, Royaume-Uni), F.E. Bauer (Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Chili; Millennium Institute of Astrophysics, Chili; Space Science Institute, Boulder, Etats-Unis), E. Da Cunha (Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University, Canberra, Australie; Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology, Hawthorn, Australie), E. Daddi (Laboratoire AIM, CEA/DSM-CNRS-Université Paris Diderot, Orme des Merisiers, France), J. Gónzalez-López (Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Chili), R.J. Ivison (European Southern Observatory, Garching bei München, Allemagne; Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Edinburgh, Royaume-Uni), D.A. Riechers (Cornell University, 220 Space Sciences Building, Ithaca, Etats-Unis), I. Smail (Institute for Computational Cosmology, Durham University, Durham, Royaume-Uni), A.M. Swinbank (Institute for Computational Cosmology, Durham University, Durham, Royaume-Uni), A. Weiss (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Allemagne), T. Anguita (Departamento de Ciencias Físicas, Universidad Andrés Bello, Santiago, Chili; Millennium Institute of Astrophysics, Chili), R. Bacon (Université Lyon 1, Saint Genis Laval, France), E. Bell (Department of Astronomy, University of Michigan, Etats-Unis), F. Bertoldi (Argelander Institute for Astronomy, University of Bonn, Bonn, Allemagne), P. Cortes (Joint ALMA Observatory - ESO, Santiago, Chilii; NRAO, Pete V. Domenici Array Science Center, Etats-Unis), P. Cox (Joint ALMA Observatory - ESO, Santiago, Chili), J. Hodge (Leiden Observatory, Leiden, Pays-Bas), E. Ibar (Instituto de Física y Astronomía, Universidad de Valparaíso, Valparaiso, Chili), H. Inami (Université Lyon 1, Saint Genis Laval, France), L. Infante (Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Chili), A. Karim (Argelander Institute for Astronomy, University of Bonn, Bonn, Allemagne), B. Magnelli (Argelander Institute for Astronomy, University of Bonn, Bonn, Allemagne), K. Ota (Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge, Cambridge, Royaume-Uni; Cavendish Laboratory, University of Cambridge, Royaume-Uni), G. Popping (European Southern Observatory, Garching bei München, Allemagne), P. van der Werf (Leiden Observatory, Leiden, Pays-Bas), J. Wagg (SKA Organization, Cheshire, Royaume-Uni), Y. Fudamoto (European Southern Observatory, Garching bei München, Allemagne; Universität-Sternwarte München, München, Allemagne), D. Elbaz (Laboratoire AIM, CEA/DSM-CNRS-Universite Paris Diderot, France), S. Chapman (Dalhousie University, Halifax, Nova Scotia, Canada), L.Colina (ASTRO-UAM, UAM, Unidad Asociada CSIC, Espagne), H.W. Rix (Max-Planck Institut für Astronomie, Heidelberg, Allemagne), Mark Sargent (Astronomy Centre, University of Sussex, Brighton, Royaume-Uni), Arjen van der Wel (Max-Planck Institut für Astronomie, Heidelberg, Allemagne)

 

K. Sheth (NASA Headquarters, Washington DC, Etats-Unis), Roberto Neri (IRAM, Saint-Martin d'Hères, France), O. Le Fèvre (Aix Marseille Université, Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, Marseille, France), M. Dickinson (Steward Observatory, University of Arizona, Etats-Unis), R. Assef (Núcleo de Astronomía, Universidad Diego Portales, Santiago, Chili), I. Labbé (Leiden Observatory, Leiden University, Pays-Bas), S. Wilkins (Astronomy Centre, University of Sussex, Brighton, Royaume-Uni), J.S. Dunlop (University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, Royaume-Uni), R.J. McLure (University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, Royaume-Uni), A.D. Biggs (ESO, Garching, Allemagne), J.E. Geach (University of Hertfordshire, Hatfield, Royaume-Uni), M.J. Michalowski (University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, Royaume-Uni), W. Rujopakarn (Chulalongkorn University, Bangkok, Thailande), E. van Kampen (ESO, Garching, Allemagne), A. Kirkpatrick (University of Massachusetts, Amherst, Massachusetts, Etats-Unis), A. Pope (University of Massachusetts, Amherst, Massachusetts, Etats-Unis), D. Scott (University of British Columbia, Vancouver, British Columbia, Canada), T.A. Targett (Sonoma State University, Rohnert Park, California, Etats-Unis), I. Aretxaga (Instituto Nacional de Astrofísica, Optica y Electronica, Mexique), J.E. Austermann (NIST Quantum Devices Group, Boulder, Colorado, Etas-Unis), P.N. Best (University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, Royaume-Uni), V.A. Bruce (University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, Royaume-Uni), E.L. Chapin (Herzberg Astronomy and Astrophysics, National Research Council Canada, Victoria, Canada), S. Charlot (Sorbonne Universités, UPMC-CNRS, UMR7095, Institut d'Astrophysique de Paris, Paris, France), M. Cirasuolo (ESO, Garching, Allemagne), K.E.K. Coppin (University of Hertfordshire, College Lane, Hatfield, Royaume-Uni), R.S. Ellis (ESO, Garching, Allemagne), S.L. Finkelstein (The University of Texas at Austin, Austin, Texas, Etats-Unis), C.C. Hayward (California Institute of Technology, Pasadena, California, Etats-Unis), D.H. Hughes (Instituto Nacional de Astrofísica, Optica y Electronica, Mexique), S. Khochfar (University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, Royaume-Uni), M.P. Koprowski (University of Hertfordshire, College Lane, Hatfield, Royaume-Uni), D. Narayanan (Haverford College, Haverford, Pennsylvania, Etats-Unis), C. Papovich (Texas A & M University, College Station, Texas, Etats-Unis), J.A. Peacock (University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, Royaume-Uni), B. Robertson (University of California, Santa Cruz, Santa Cruz, California, Etats-Unis), T. Vernstrom (Dunlap Institute for Astronomy and Astrophysics, University of Toronto, Toronto, Ontario, Canada), G.W. Wilson (University of Massachusetts, Amherst, Massachusetts, Etats-Unis) and M. Yun (University of Massachusetts, Amherst, Massachusetts, 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 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 1

- L'article scientifique 2

- L'article scientifique 3

- L'article scientifique 4

- L'article scientifique 5

- L'article scientifique 6

- L'article scientifique 7

- L'article scientifique 8

- Photos d'ALMA

 

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1633/?lang

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


22 Septembre 2016

Hubble trouve une planète orbitant une paire d'étoiles

 

Artist's Concept Credit: NASA, ESA, and G. Bacon (STScI)

 

Deux est un groupe, mais trois ne peuvent toujours pas être une foule, au moins dans l'espace. Lorsque les astronomes ont trouvé une planète extrasolaire orbitant autour d'une étoile voisine, une analyse détaillée des données a dévoilé un troisième corps. Mais les astronomes ne pouvaient pas identifier définitivement si l'objet était une autre planète ou une autre étoile dans le système.

 

Aujourd'hui, neuf ans plus tard, les astronomes ont utilisé des images ultra nettes du télescope spatial Hubble pour déterminer que le système se compose d'une planète de la masse de Saturne encerclant deux étoiles faibles dans une orbite serrée l'une autour de l'autre. Le système, appelé OGLE-2007-BLG-349, réside à 8.000 années-lumière. Les astronomes ont clarifié la signature des trois objets à l'aide d'une technique d'observation appelée microlentille gravitationnelle. Cela se produit lorsque la gravité d’une étoile de premier plan courbe et amplifie la lumière d'une étoile d'arrière-plan qui s'aligne momentanément avec elle. Le caractère particulier de l'amplification de lumière peut révéler des indices sur la nature de l'étoile de premier plan et des planètes associées.

 

Science Credit: NASA, ESA, and D. Bennett (GSFC)

Artist's Concept Credit: NASA, ESA, and G. Bacon (STScI)

 

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/32/

 

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


21 Septembre 2016

ALMA perce les secrets d'un Globule spatial géant

 

Crédit : J.Geach/D.Narayanan/R.Crain

 

L'utilisation combinée d'ALMA, du Très Grand Télescope de l'ESO et de divers autres instruments, a permis à une équipe internationale de découvrir la véritable nature d'un singulier objet de l'Univers lointain baptisé Globule Lyman-alpha. L'extrême brillance de ces vastes nuages de gaz demeura longtemps incompréhensible aux astronomes – jusqu'à ce qu'ALMA détecte la présence de deux galaxies au cœur même de l'un de ces objets, dont le rythme effréné de formation d'étoiles illumine l'environnement proche. Ces galaxies étendues occupent le centre d'un essaim galactique susceptible de se constituer, à l'avenir, en un vaste amas de galaxies. Les deux sources détectées par ALMA donneront prochainement lieu à une seule et unique galaxie elliptique géante.

 

Simulation numérique d'un Globule Lyman-alpha Cette image offre un instantané d'une simulation cosmologique d'un Globule Lyman-alpha semblable à LAB-1.

Cette simulation retrace l'évolution du gaz et de la matière noire prédite par l'un des derniers modèle - Crédit : J.Geach/D.Narayanan/R.Crain

 

Les Globules Lyman-alpha (LABs) sont de gigantesques nuages de gaz d'hydrogène qui peuvent s'étendre sur des centaines de milliers d'années-lumière et qui se situent à de très grandes distances cosmiques. Les LABs tirent leur appellation de ce rayonnement caractéristique qu'ils émettent dans l'ultraviolet, la raie Lyman-alpha [1]. Des années après leur découverte, les processus à l'origine de ces LABs demeuraient énigmatiques. De nouvelles observations effectuées par ALMA viennent enfin de percer ce mystère.

 

L'un des Globules Lyman-alpha les plus étendus connus à ce jour, celui ayant fait l'objet d'un plus grand nombre d'études également, a été baptisé SSA22-Lyman-alpha blob 1, ou LAB-1. Niché au cœur d'un vaste amas de galaxies aux premiers stades de sa formation, il fut le tout premier objet de ce type à être découvert – c'était en l'an 2000. Il se situe à si grande distance de la Terre que sa lumière a mis quelque 11,5 milliards d'années à nous parvenir.

 

Une équipe d'astronomes pilotée par Jim Geach du Centre de Recherche Astrophysique de l'Université de Hertfordshire au Royaume-Uni, a utilisé le Vaste Réseau (Sub-)Millimétrique de l'Atacama (ALMA), connu pour sa capacité inégalée à observer la lumière en provenance des nuages de poussière froids des lointaines galaxies, pour sonder les profondeurs de LAB-1. Ce qui leur a permis de repérer et de résoudre diverses sources d'émission submillimétrique [2].

 

Puis ils ont combiné les images d'ALMA avec des données d'observation de l'instrument MUSE (Explorateur Spectroscopique Multi-Unités) installé sur le Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO. La cartographie de l'émission Lyman-alpha déduite des données de MUSE a permis de localiser les sources ALMA au cœur même du Globule Lyman-alpha, soit à l'endroit précis où naissent les étoiles, à un rythme quelque 100 fois supérieur à celui qui caractérise la Voie Lactée.

 

Une imagerie plus profonde acquise par le Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA et la méthode de spectroscopie employée à l'Observatoire W.M. Keck [3] ont par ailleurs révélé la présence, dans l'environnement immédiat des sources ALMA, de nombreuses galaxies compagnons faiblement lumineuses susceptibles de bombarder les sources ALMA centrales, et donc d'accentuer leur rythme de formation stellaire.

 

L'équipe a ensuite utilisé un outil sophistiqué de simulation de la formation galactique, et démontré que l'émission Lyman-alpha du vaste nuage lumineux pouvait résulter de la dissémination du gaz d'hydrogène environnant par le rayonnement ultraviolet généré par la formation d'étoiles au sein des sources ALMA. Ce qui donnerait lieu au Globule Lyman-alpha observé.

 

Jim Geach, l'auteur principal de cette nouvelle étude, précise : “Imaginez un lampadaire par nuit de brouillard – la lueur diffuse que vous apercevez résulte de la dispersion des minuscules gouttelettes d'eau par la lumière. Substituez au lampadaire une galaxie dotée d'un taux élevé de formation stellaire et au brouillard un vaste nuage de gaz intergalactique. Vous obtenez un semblable résultat : les galaxies illuminent leur proche environnement.”

 

Comprendre les processus de formation et d'évolution des galaxies constitue un immense défi. Parce qu'ils sont vraisemblablement des sites de formation des galaxies les plus massives de l'Univers, les Globules Lyman-alpha suscitent un vif intérêt auprès des astronomes. L'émission Lyman-alpha étendue renseigne notamment sur les processus à l'œuvre au sein des nuages de gaz primordiaux qui encerclent les jeunes galaxies – une région particulièrement difficile à étudier, qu'il s'avère pourtant essentiel de mieux cerner.

 

Jim Geach conclut ainsi : “Obtenir, grâce à ces globules, un rare aperçu des processus à l'œuvre dans le proche environnement de ces jeunes galaxies en pleine croissance est particulièrement excitant. Longtemps, l'origine de l'émission Lyman-alpha étendue est demeurée controversée. Mais la combinaison de nouvelles observations et de simulations de pointe nous a certainement permis de résoudre un mystère vieux de 15 ans : le Globule Lyman-alpha 1 constitue le site de formation d'une galaxie elliptique massive qui, un jour, occupera le centre d'un amas géant. Nous voyons là un instantané de l'assemblage de cette galaxie voici 11,5 milliards d'années.”

 

Note :

[1] Les électrons de charge négative qui orbitent autour du noyau de charge positive d'un atome occupent des niveaux d'énergie quantifiés. En d'autres termes, ils ne peuvent exister que dans certains états d'énergie spécifiques, qu'ils quittent ou auxquels ils accèdent en libérant ou en absorbant des quantités d'énergie bien précises. La raie Lyman-alpha est émise lorsque les électrons des atomes d'hydrogène passent du second état de plus basse énergie à l'état fondamental. Cette énergie est libérée sous la forme d'un rayonnement de longueur d'onde donnée, dans la zone ultraviolette du spectre électromagnétique, que les télescopes spatiaux ou terrestres dans le cas des objets « redshiftés », peuvent détecter. Dans le cas de LAB-1, dont le « redshift » (décalage du spectre vers le rouge) z est proche de 3, la raie Lyman-alpha nous apparaît dans le domaine visible.

 

[2] La résolution est la capacité de différencier des objets distincts. A basse résolution, plusieurs sources brillantes et distantes arborent l'aspect d'un unique point lumineux – les sources ne peuvent être distinguées les unes des autres qu'à faible distance. La résolution élevée d'ALMA a permis de substituer au globule initial trois sources distinctes.

 

[3] Le spectrographe imageur (STIS) du Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA et le spectromètre multi-objet infrarouge (MOSFIRE) qui équipe le télescope Keck 1 à Hawaï ont été utilisés dans le cadre de cette étude.

 

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “ALMA observations of Lyman-a Blob 1: Halo sub-structure illuminated from within” par J. Geach et al., à paraître au sein de la revue Astrophysical Journal.

 

L'équipe est composée de J. E. Geach (Centre de Recherche Astrophysique, Université de Hertfordshire, Hatfield, Royaume-Uni), D. Narayanan (Département de Physique et d'Astronomie, Collège d'Haverford, Haverford PA, Etats-Unis; Département d'Astronomie, Université de Floride, Gainesville FL, Etats-Unis), Y. Matsuda (Observatoire Astronomique National du Japon, Mitaka, Tokyo, Japon; Université des Etudes Avancées, Mitaka, Tokyo, Japon), M. Hayes (Université de Stockholm, Département d'Astronomie et Centre de Physique des Particules Cosmiques Oskar Klein, Stockholm, Suède), Ll. Mas-Ribas (Institut d'Astrophysique Théorique, Université d'Oslo, Oslo, Norvège), M. Dijkstra (Institut d'Astrophysique Théorique, Université d'Oslo, Oslo, Norvège), C. C. Steidel (Institut de Technologie de Californie, Pasadena CA, Etats-Unis), S. C. Chapman (Département de Physique et de Science Atmosphérique, Université Dalhousie, Halifax, Canada), R. Feldmann (Département d'Astronomie, Université de Californie, Berkeley CA, Etats-Unis), A. Avison (Centre Régional d'ALMA au Royaume-Uni; Centre d'Astrophysique Jodrell Bank, Ecole de Physique et d'Astronomie, Université de Manchester, Manchester, Royaume-Uni), O. Agertz (Département de Physique, Université du Surrey, Guildford, Royaume-Uni), Y. Ao (Observatoire Astronomique National du Japon, Mitaka, Tokyo, Japon), M. Birkinshaw (Laboratoire de Physique H.H. Wills, Université de Bristol, Bristol, Royaume-Uni), M. N. Bremer (Laboratoire de Physique H.H. Wills, Université de Bristol, Bristol, Royaume-Uni), D. L. Clements (Groupe d'Astrophysique, Collège Impérial de Londres, Laboratoire Blackett, Londres, Royaume-Uni), H. Dannerbauer (Institut d'Astrophysique des Canaries, La Laguna, Tenerife, Espagne; Université de La Laguna, Astrophysique, La Laguna, Tenerife, Espagne), D. Farrah (Département de Physique, Virginia Tech, Blacksburg VA, Etats-Unis), C. M. Harrison (Centre d'Astronomie Extragalactique, Département de Physique, Université de Durham, Durham, Royaume-Uni), M. Kubo (Observatoire Astronomique National du Japon, Mitaka, Tokyo, Japon), M. J. Michalowski (Institut d'Astronomie, Université d'Edimbourg, Observatoire Royal, Edimbourg, Royaume-Uni), D. Scott (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Colombie Britannique, Vancouver, Canada), M. Spaans (Institut Astronomique Kapteyn, Université de Gröningen, Gröningen, Pays-Bas), J. Simpson (Institut d'Astronomie, Université d'Edimbourg, Observatoire Royal, Edimbourg, Royaume-Uni), A. M. Swinbank (Centre d'Astronomie Extragalactique, Département de Physique, Université de Durham, Durham, Royaume-Uni), Y. Taniguchi (Université Libre du Japon, Chiba, Japon), E. van Kampen (ESO, Garching, Allemagne), P. Van Der Werf (Observatoire de Leiden, Université de Leiden, Leiden, Pays-Bas), A. Verma (Centre d'Astrophysique d'Oxford, Département de Physique, Université d'Oxford, Oxford, Royaume-Uni) et T. Yamada (Institut Astronomique, Université de Tohoku, Miyagi, Japon).

 

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 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 :  

- Article de Recherche

- Photos d'ALMA

- Photos du VLT

 

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1632/?lang

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


21 Septembre 2016

Les glaciers de Pluton décryptés

 

© NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.

 

Quelle est l'origine du colossal glacier d'azote en forme de cœur découvert en 2015 par la sonde New Horizons sur Pluton ? Deux chercheurs du Laboratoire de météorologie dynamique (CNRS/École polytechnique/UPMC/ENS Paris) [1] ont montré que l'insolation sur Pluton et la nature de son atmosphère favorisent la condensation d'azote près de l'équateur, dans les régions de basse altitude, entrainant une accumulation de glace au fond de Sputnik Planum, un vaste bassin topographique. Grâce à leurs simulations numériques, ils ont également percé le mystère de la distribution particulière des autres types de glaces observées sur Pluton, et de l'abondance de leurs constituants dans l'atmosphère. Leurs résultats sont publiés dans Nature le 19 septembre 2016.

 

Pluton est un paradis pour les glaciologues. Parmi les types de glaces qui la recouvrent, celle d'azote est la plus volatile : elle forme en se sublimant [2] (à -235 °C) une fine atmosphère, en équilibre avec le réservoir de glace en surface. Une des observations les plus inattendues de New Horizons en juillet 2015 a montré que ce réservoir d'azote solide est extrêmement massif, et essentiellement contenu dans « Sputnik Planum », un bassin topographique situé entre les tropiques de Pluton. Du givre de méthane apparaît par ailleurs partout dans l'hémisphère nord [3], sauf à l'équateur, tandis que la glace de monoxyde de carbone a été détectée, en faible quantité, seulement dans Sputnik Planum.
 
Jusqu'à présent, la répartition de ces différentes glaces sur Pluton restait inexpliquée. Pour mieux comprendre les processus physiques à l'œuvre sur Pluton, les chercheurs ont développé un modèle thermique de la surface de la planète naine capable de simuler les cycles de l'azote, du méthane et du monoxyde de carbone sur des milliers d'années. Ils ont ensuite comparé ce modèle aux observations fournies par la sonde New Horizons. Leur modèle montre que c'est l'équilibre solide-gaz de l'azote qui permet de le piéger sous forme de glace dans Sputnik Planum. Au fond de ce bassin, la pression de l'atmosphère - et donc de l'azote gazeux - est plus forte, et la température est plus élevée qu'à l'extérieur, ce qui permet à l'azote de s'y condenser en glace [4]. Les simulations montrent que la glace d'azote s'accumule inévitablement dans le bassin, formant ainsi un réservoir d'azote permanent tel qu'observé par New Horizons.

Les simulations numériques décrivent également le cycle du méthane et du monoxyde de carbone. Du fait de sa volatilité proche de celle de l'azote, la glace de monoxyde de carbone est entièrement séquestrée avec l'azote dans le bassin, conformément aux détections de New Horizons. Quant à la glace de méthane, sa plus faible volatilité aux températures régnant sur Pluton lui permet de son côté d'exister ailleurs que dans le glacier de Sputnik Planum. Le modèle montre en effet que du givre de méthane pur couvre de façon saisonnière les deux hémisphères, en accord avec les données de New Horizons.

Ce scénario montre qu'il n'y a pas besoin de connexion avec un réservoir d'azote interne pour expliquer la formation du glacier de Sputnik Planum, comme le suggéraient de précédentes études. Ce sont des principes physiques bien connus qui sont à l'origine de ce cocktail de glace sur Pluton et de sa spectaculaire activité, une des plus étonnantes du système solaire. Les chercheurs prédisent également que la pression atmosphérique est actuellement à son maximum saisonnier [5] et qu'elle va diminuer dans les prochaines décennies, tandis que les givres saisonniers tendront à disparaître [6].

 

© NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.

La calotte de glace de « Sputnik Planum », en fausse couleur, est entourée de montagnes. Ces dernières sont apparemment sculptées par l'incessante activité des glaciers d'azote. Les zones sombres sont couvertes de matières organiques issues de la photochimie du méthane exposée au rayonnement ultraviolet du Soleil.

  

© Laboratoire de météorologie dynamique (CNRS/École polytechnique/UPMC/ENS Paris) / NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.

Pluton observée par New Horizons en juillet 2015 (à gauche), comparée au résultat du modèle à cette date (à droite).

 

© Laboratoire météorologie dynamique (CNRS/École polytechnique/UPMC/ENS Paris); NASA/JPL/MSSS; NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute.

Pluton comme Mars. Si le mécanisme de condensation de l'atmosphère dans des régions de basse altitude n'a pas d'équivalent sur Terre, il était déjà connu sur Mars (à gauche), où l'atmosphère de CO2 peut se condenser à la surface comme l'azote sur Pluton (à droite en fausse couleur, avec le grand glacier d'azote au fond du bassin Sputnik Planum au centre de l'image). Durant l'hiver et le printemps martiens, la glace carbonique recouvre préférentiellement le fond du cratère Hellas (en bas de la photo de Mars), qui, comme Sputnik Planum, se situe plusieurs milliers de mètres en dessous du niveau des régions avoisinantes qui restent libres de glace.

Télécharger le communiqué de presse 

 

Note(s): 

[1] Ces travaux sont soutenus par le CNES.
[2] La sublimation est le passage de l'état solide à l'état gazeux.
[3] L'hémisphère sud n'a pu être observé par New Horizons car il était plongé dans la nuit.
[4] Ce mécanisme simple est aussi observé sur Mars (voir dernière figure).
[5] L'année sur Pluton dure 248 années terrestres.
[6] Le glacier est à peine modifié par le cycle saisonnier.

 

Pour en savoir plus: 

- Observed glacier and volatile distribution on Pluto from atmosphere–topography processes.
Tanguy Bertrand et François Forget. Nature, le 19 septembre 2016. DOI : 10.1038/nature19337.
Consulter le site web

 

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www2.cnrs.fr/presse/communique/4699.htm

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

 Cassini commence l'épique année finale à Saturne : Après plus de 12 années d'études de Saturne, de ses anneaux et des lunes, la sonde Cassini de la NASA est entrée dans la dernière année de son voyage épique. La conclusion de l'odyssée scientifique historique est prévue pour Septembre 2017, mais pas avant que le vaisseau spatial complète un but ultime en deux parties audacieuse.

 


15 Septembre 2016

Hubble prend un gros-plan de la comète se désintégrant

 

Crédit : NASA, ESA, and D. Jewitt (UCLA)

 

La comète 332P/Ikeya-Murakami a survécu pendant 4,5 milliards d'années dans la glaciale ceinture de Kuiper, un vaste réservoir de corps glacés à la périphérie de notre Système solaire. Les objets sont les restes de la construction de notre Système solaire. Mais au cours des derniers millions d'années, la malchanceuse comète a été envoyée gravitationnellement à l'intérieur du Système solaire par les planètes externes. La comète, surnommée 332P, a trouvé une nouvelle maison, s'installant dans une orbite juste au-delà de Mars. Mais la nouvelle maison, plus proche du Soleil, a condamné la comète. La lumière du Soleil réchauffe la surface de la comète 332P, entraînant des geysers de gaz et de poussières à entrer en éruption. Les jets agissent comme des moteurs de fusée, accélérant la rotation de la comète. La vitesse de rotation plus rapide a détaché des morceaux de matière, qui dérivent au large de la surface et dans l'espace.

 

Le télescope spatial Hubble a capturé le dernier nuage de débris éjectés par la comète 332P. Les images, prises pendant trois jours en Janvier 2016, représentent l'une des observations les plus nettes, les plus détaillées d'une comète se brisant. Hubble révèle environ 25 morceaux de la taille d'un bâtiment de la comète flottant dans l'espace à environ la vitesse de marche d'un adulte. Le matériel continuera à se détacher de la comète 332P. Les astronomes estiment que la comète, qui a survécu pendant 4,5 milliards d'années, aura disparu dans 150 ans.

 

Crédit : NASA, ESA, and D. Jewitt (UCLA)

 

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2016/35/

 

https://arxiv.org/pdf/1609.04452

 

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


15 Septembre 2016

Un trou noir affamé renvoie une galaxie brillante dans l'ombre

 

Crédit : ESO/CARS survey

 

Aidée du Très Grand Télescope de l'ESO, du Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA et de l'Observatoire Chandra X-Ray de la NASA, une équipe internationale d'astronomes est parvenue à résoudre le mystère de l'exceptionnel changement de comportement d'un trou noir supermassif au cœur d'une galaxie lointaine. Il semble que le trou noir ait connu des temps difficiles et ne dispose plus de suffisamment de carburant pour illuminer son proche environnement.

 

La galaxie active Markarian 1018  - Crédit : ESO/CARS survey

 

De nombreuses galaxies sont dotées d'un noyau extrêmement brillant alimenté par un trou noir supermassif. Ces noyaux transforment les “galaxies actives” en certains des objets les plus brillants de l'Univers. Leur brillance extrême s'expliquerait par la chute de matière chaude à l'intérieur du trou noir, un phénomène baptisé accrétion. Cet intense rayonnement varie grandement d'une galaxie active à l'autre, de sorte que les propriétés de la lumière qu'elles émettent constituent la base de la classification de ces galaxies en différents types [1].

 

Diverses observations ont révélé que certaines de ces galaxies changeaient de façon spectaculaire au cours d'une décennie à peine – un clin d'œil à l'échelle de temps astronomique. La galaxie active Markarian 1018, objet de cette nouvelle étude, a ainsi opéré rien moins que deux transformations, la seconde lui ayant permis de recouvrer son aspect initial en l'espace de cinq ans. Ce cycle complet, par ailleurs observé chez quelques autres galaxies, a pour la première fois fait l'objet d'une étude détaillée.

 

La découverte de la nature changeante de Markarian 1018 a été permise par le Sondage de Référence des AGN Proches (CARS), un projet alliant l'ESO à diverses autres organisations dont l'objectif consiste à recueillir des informations sur 40 galaxies proches dotées de noyaux actifs. Des observations de routine de Markarian 1018 effectuées grâce à l'instrument MUSE (Multi-Unit Spectroscopic Explorer) installé sur le Très Grand Télescope de l'ESO ont révélé l'étrange variation de brillance de la galaxie.

 

“Nous avons été stupéfaits d'observer le changement si rare et spectaculaire de Markarian 1018” explique Rebecca McElroy, auteur principal de l'article, doctorante à l'Université de Sydney et membre du Centre d'Excellence en Astrophysique ARC (CAASTRO).

 

La chance d'observer cette galaxie au tout début de sa phase de décroissance de luminosité nous a offert l'incroyable opportunité d'en comprendre la cause, ajoute Bernd Husemann, chef du projet CARS et auteur principal de l'un des deux articles relatifs à cette découverte : “Nous avons eu la chance de détecter cet événement 3-4 jours seulement après que le déclin ait débuté, ce qui nous a permis de mettre en place le suivi d'observations nécessaire pour étudier, dans le détail, le phénomène d'accrétion au sein des galaxies actives. Un phénomène qui ne peut être étudié autrement.”

 

L'équipe de chercheurs profita de cette occasion, faisant de l'identification du processus à l'origine de la variation si brutale de luminosité de Markarian 1018 leur priorité première. De nombreux événements astrophysiques auraient pu en être la cause, mais l'équipe a pu éliminer l'ingestion d'une simple étoile par le trou noir [2] et jeté le doute sur la possibilitéde l'obscurcissement généré par un gaz environnant [3]. La première série d'observations ne permit pas d'identifier le processus véritablement responsable de la chute de luminosité de Markarian 1018.

 

Mais l'équipe a pu se procurer des données complémentaires, suite à l'allocation de temps d'observation auprès du Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA et de l'Observatoire Chandra X-Ray de la NASA. L'acquisition de ces nouvelles données par cette série d'instruments leur a permis de résoudre le mystère – privé de matériau d'accrétion, le trou noir s'obscurcissait lentement.

 

“Il est possible que cette privation de nourriture résulte d'une perturbation dans l'afflux de carburant”  explique Rebecca McElroy. “A moins qu'elle ne soit due à des interactions avec un second trou noir supermassif”. Markarian 1018 étant le produit de la fusion majeure de deux galaxies dotées chacune d'un trou noir supermassif central, l'hypothèse d'un tel système binaire est envisageable en effet.

 

Les processus à l'œuvre au sein des galaxies actives, tel celui conduisant au changement d'apparence de Markarian 1018, continuent à faire l'objet d'études poussées. “L'équipe a dû travailler rapidement pour déterminer l'origine de l'assombrissement de Markarian 1018”, précise Bernd Husemann. “Diverses campagnes de suivi au moyen des télescopes de l'ESO et de divers autres instruments sont en cours. Elles nous permettront d'explorer plus en détails le monde fascinant des trous noirs affamés et des galaxies actives changeantes.”

 

Note :

[1] Les galaxies actives les plus brillantes sont des quasars : la luminosité de leur cœur surpasse celle du reste de la galaxie. Les galaxies de Seyfert constituent une autre classe, moins brillante. A l'origine, une méthode basée sur la luminosité et le spectre en émission – soit l'intensité du rayonnement émis à différentes longueurs d'onde – permettait d'effectuer la distinction entre deux types de galaxies de Seyfert, les unes de Type 1, les autres de Type 2. Depuis lors, des classifications supplémentaires de Type 1.9 ont été introduites.

 

[2] Un effet de marée de ce type se produit lorsqu'une étoile, située à trop grand proximité d'un trou noir supermassif, se trouve étirée par le champ de gravitation extrême. S'ensuit une augmentation conséquente de la luminosité de la région centrale, puis son lent déclin au fil des années. Les variations de luminosité observées à la surface de Markarian 1018 n'étaient pas compatibles avec la survenue d'un tel événement.

 

[3] L'obscurcissement généré par un gaz peut affecter la mesure de luminosité d'une galaxie active ainsi que son spectre – par voie de conséquence, sa classification. En effet, le gaz situé sur la ligne de visée se comporte comme du brouillard situé à l'avant des phares d'une voiture.

 

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet de deux articles intitulés “Mrk 1018 returns to the shadows after 30 years as a Seyfert 1”, et “What is causing Mrk 1018's return to the shadows after 30 years?”, à paraître au sein des Lettres de la même revue : Astronomy & Astrophysics.

 

L'équipe se compose de B. Husemann (ESO, Garching, Allemagne), T. Urrutia (Institut Leibniz dédié à l'Astrophysique, Potsdam, Allemagne), G. R. Tremblay (Centre d'Astronomie et d'Astrophysique de Yale, New Haven, Etats-Unis), M. Krumpe (Institut Leibniz dédié à l'Astrophysique, Potsdam, Allemagne), J. Dexter (Institut Max Planck dédié à la Physique Extraterrestre, Garching, Allemagne), V. N. Bennert (Département de Physique, Université d'Etat Polytechnique de California, Etats-Unis), G. Busch (Institut de Physique, Université de Cologne, Allemagne), F. Combes (LERMA, Observatoire de Paris, France), S. M. Croom (Institut d'Astronomie de Sydney, Sydney, Australie & Centre d'Excellence en Astrophysique ARC), T. A. Davis (Ecole de Physique & d'Astronomie, Université de Cardiff, Royaume-Uni), A. Eckart (Institut de Physique de l'Université de Cologne, Allemagne ; Institut Max Planck dédié à la Radioastronomie, Bonn, Allemagne), R. E. McElroy (Institut d'Astronomie de Sydney, Sydney, Australie & Centre d'Excellence en Astrophysique ARC), M. Pérez-Torres (Institut d'Astrophysique d'Andalousie, Grenade, Espagne), M. Powell (Centre d'Astronomie et d'Astrophysique de Yale, New Haven, Etats-Unis) et J. Scharwächter (Observatoire Gemini, Centre Opérationnel Nord, Hawaii, 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 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 :  

- Article de Recherche n°1

- Article de Recherche n°2

- Photos du VLT

- Sondage CARS

 

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1631/?lang

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

 La détection de rayons X apporte un éclairage nouveau sur Pluton : Les scientifiques à l'aide Chandra x-ray Observatory de la NASA ont fait les premières détections de rayons X de Pluton. Ces observations donnent un nouvel aperçu de l'environnement spatial qui entoure l'objet le plus grand et le plus connu dans les régions ultrapériphériques du Système solaire.

 


14 Septembre 2016

Le satellite Gaia livre la position d'un milliard d'étoiles

 

©ESA/Gaia/DPAC. Image generated by: Andre´ Moitinho & Ma´rcia Barros (CENTRA - University of Lisbon) on behalf of DPAC.

 

Avec un milliard d'étoiles cartographiées en mille jours, la recherche européenne n'a décidément pas peur des tâches herculéennes. Ce travail a été réalisé par 450 chercheurs, issus de 25 pays européens, dont une centaine de français, principalement du CNRS, de l'Observatoire de Paris et de l'Observatoire de la Côte d'Azur [1] avec une participation majeure du CNES. Grâce au satellite Gaia, lancé le 19 décembre 2013, les scientifiques ont catalogué les positions de 1,15 milliard d'étoiles, avec en plus la vitesse et la distance par rapport au Soleil pour 2 millions d'entre elles. L'ESA [2] et le consortium européen DPAC [3] rendent publics le 14 septembre les premiers résultats de cette mission. Cette annonce représente la cartographie du ciel la plus précise et détaillée jamais réalisée.

Le satellite Gaia tourne sur lui-même et autour de la Terre tout en scrutant l'espace avec ses deux télescopes. Équipé de 106 capteurs qui forment l'équivalent d'un appareil photo d'une résolution d'un milliard de pixels, il observe ainsi quotidiennement 50 millions d'étoiles, avec dix mesures à chaque passage, ce qui représente une masse de 500 millions d'éléments par jour. Cette quantité énorme de données a permis la publication d'un catalogue des positions dans le ciel de 1,15 milliard d'étoiles. La précision va de 0,5 à 15 millièmes de seconde de degré, sachant qu'un millième de seconde de degré correspond à l'angle sous lequel on verrait une pièce de 1 euro placée à 4 000 km.

 

Carte du ciel a` haute re´solution spatiale basée sur les observations du satellite astrome´trique Gaia de l'Agence spatiale europe´enne. Les niveaux de gris traduisent le nombre de sources de´tecte´es par unite´ de surface. Les zones les plus claires correspondent typiquement a` 500,000 sources par degre´ carre´ (a` peu pre`s la dimension de l'objet Omega Cen vers le milieu de la carte). La trace de la Galaxie est bien visible et les zones sombres avec peu de de´tections, permettent de de´tailler, avec une excellente re´solution, les nuages de gaz et de poussie`res qui absorbent la lumie`re des e´toiles. Les marques strie´es et les grandes structures plus ou moins ovales re´sultent du balayage du ciel par Gaia sur une dure´e de 14 mois et disparaitront dans les versions suivantes. ©ESA/Gaia/DPAC. Image generated by: Andre´ Moitinho & Ma´rcia Barros (CENTRA - University of Lisbon) on behalf of DPAC.

  

Pourvu de 200 millions d'étoiles de plus qu'initialement prévu, ce catalogue va permettre aux chercheurs d'établir de précieuses statistiques sur les différents types d'astres, qui seraient inexploitables sans un inventaire aussi vaste. On y retrouve ainsi des données pour 250.000 quasars et 3 000 étoiles variables [4] de type Céphéides et RR Lyrae. La mission Gaia a livré les courbes de lumière de ces dernières, c'est-à-dire l'évolution de leur luminosité, afin de mieux comprendre les phénomènes physiques qui régissent les étoiles variables.

Les positions de 2 millions de ces étoiles ont également été combinées aux mesures effectuées 23 ans auparavant par la mission Hipparcos de l'ESA. La différence a permis de calculer la vitesse et la distance de ces astres par rapport au système solaire. La récolte des informations utilisées dans ce catalogue s'est arrêtée en septembre 2015 mais, comme Gaia continue toujours d'amasser des données, les chercheurs comptent comparer de la même manière les futures positions des étoiles à celles présentées ici. Ils devraient ainsi obtenir, vers fin 2017, la vitesse et la distance de ce milliard d'étoiles.

Les organismes français jouent un rôle de premier plan dans cette mission et sont représentés par une centaine de chercheurs, ingénieurs et techniciens au sein du consortium. Ils participent aux nombreuses missions indispensables au succès de la mission : organisation des observations au sol nécessaires pour le traitement des données, fourniture des éphémérides du système solaire, observation quotidienne du satellite Gaia lui-même par des moyens optiques (afin de connaître sa position et sa vitesse avec une précision extrême), validation des traitements des données, etc.

 

Les petits points blancs disséminés un peu partout sur la carte correspondent à des sources connues, des galaxies, des amas globulaires et des amas galactiques dont le nom le plus commun est indiqué au-dessus ou à côté de la source. Les deux galaxies très étendues dans l'hémisphère sud sont les Nuages de Magellan. Dans un petit point comme M5 au milieu de la carte, Gaia a détecté plusieurs milliers d'étoiles. © ESA/Gaia/DPAC. Image generated by: André Moitinho & Márcia Barros (CENTRA - University of Lisbon) and François Mignard (OCA-CNRS) on behalf of DPAC.

 

Les laboratoires concernés sont :

 

- Le laboratoire Galaxies, étoiles, physique et instrumentation (CNRS/Observatoire de Paris/Université Paris Diderot)

- Le laboratoire Systèmes de référence temps-espace (CNRS/Observatoire de Paris/UPMC)

- Le Laboratoire d'études du rayonnement et de la matière en astrophysique et atmosphères (CNRS/Observatoire de Paris/ENS Paris/UPMC/Université de Cergy-Pontoise)

- L'Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides (CNRS/Observatoire de Paris/UPMC/Université de Lille)

- Le laboratoire Lagrange (CNRS/Observatoire de la Côte d'Azur/Université de Nice Sophia Antipolis)

- Le Laboratoire d'astrophysique de Bordeaux (CNRS/Université de Bordeaux)

- L'Observatoire astronomique de Strasbourg (CNRS/Université de Strasbourg)

- Le laboratoire Univers, transport, interfaces, nanostructures, atmosphère et environnement, molécules (CNRS/Université de Franche-Comté)

- Laboratoire univers et particules de Montpellier (CNRS/Université Montpellier)

 

Les ressources en ligne du Centre de données astronomiques de Strasbourg (CNRS/Université de Strasbourg) ont également joué un rôle important dans la validation des résultats et sont nécessaires à leur analyse scientifique.

Le CNES est un acteur essentiel auprès des équipes françaises grâce à la mise place d'un centre de traitement des données du DPAC à Toulouse (qui assure approximativement 40 % du traitement de données). Le DPAC a été agréé dès 2006 pour traiter les données du satellite Gaia et six centres de calcul spécialisés, comme celui de Toulouse, ont été retenus dans ce but.

 

Note(s): 

[1] Voir liste complète en fin de texte.
[2] European space agency, l'agence spatiale européenne.
[3] Data processing and analysis consortium, le consortium de traitement et d'analyse de données.
[4] En astronomie, une étoile variable est une étoile dont la luminosité varie au cours de périodes plus ou moins longues. Il en existe plusieurs types nommés selon la constellation dont elles sont issues (ici la constellation de Céphée ou de la Lyre).

 

Pour en savoir plus: 

- Plus d'informations sur GAIA

- Consulter le site de l'ESA dédié à GAIA

 

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5991

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


14 Septembre 2016

Zoomer sur la peau du chasseur de la constellation d'Orion

 

Crédits : ESO/ALMA/Goicoechea.

 

En combinant les informations issues de l'interféromètre ALMA et du radiotélescope de 30m de l'IRAM, une équipe internationale d'astronomes, dirigée par Javier Goicoechea a obtenu l'image la plus détaillée à ce jour de la barre d'Orion, qui délimite la frontière entre matière diffuse et matière dense dans la région de formation d'étoiles massives la plus proche de la Terre. Cette image offre des informations inédites pour l'étude de la morphologie et de l'activité de cette région fascinante du ciel.

 

La grande nébuleuse d'Orion, localisée à l'extrémité de l'épée de la constallation d'Orion, fait partie des objets les plus photographiés par les astronomes amateurs. La grande variété de couleurs des images obtenues traduisent l'interaction avec la matière interstellaire de l'intense rayonnement dans le domaine ultraviolet (UV) produit par les étoiles massives rassemblées dans l'amas dit du Trapèze. De part, leur proximité et leur concentration, ces étoiles massives attirent aussi l'attention des astronomes professionnels. Situé à une distance de 1350 années-lumières de la Terre, l'amas du Trapèze est en effet la région de formation d'étoiles massives la plus proche. Les astrophysiciens étudient cette région pour percer les secrets de la formation de ces étoiles lumineuses, qui produisent un rayonnement 200 000 fois plus intense que celui du soleil.

 

La grande nébuleuse d'Orion observée avec le télescope VLT de l'ESO/VLT et les détails de la barre d'Orion révélés par la combinaison ALMA+IRAM-30m. Crédits : ESO/ALMA/Goicoechea.

  

Javier Goicoechea nous explique : "Jusqu'à présent, nous avions une vision statique des phénomènes qui influencent la matière dans cette région de transition à cause de la faible résolution angulaire de la précédente génération de radiotélescopes. Avec ALMA, le changement est radical. Nous obtenons une image de très grande sensibilité et avec une précision de 1 seconde d'arc, l'angle sous lequel le système solaire serait vu, s'il était placé à la même distance que Orion.”

 

Cependant, le défaut de l'interférométrie, la technique utilisée par ALMA pour atteindre la résolution, est une réduction de la sensibilité pour les structures présentant un faible contraste avec le fond. Pour corriger ce biais qui affecte l'image en supprimant des informations importantes, l'équipe a obtenue des observations avec le grand radiotélescope de 30m de diamètre de l'IRAM et les a combinées de manière optimale avec celles résultant de l'interféromètre ALMA. Jérôme Pety indique : "de manière imagée, la combinaison nous donne une image de la peau du chasseur de la constellation d'Orion, alors que les données d'ALMA seules ne nous auraient révélé que les pores de la peau !”

 

Le bord du nuage moléculaire d'Oion illuminé par les étoiles de l'amas du Trapèze : En partant de la droite, la première image est obtenue avec le télescope de 30m seul, la deuxième avec ALMA uniquement et la troisième est issue de la combinaison des deux jeux de données. Il y a un nombre environ 100 fois plus élevé de pixels dans l'image ALMA comparée à l'image 30m. Par comparaison une télévision HD offre un nombre 4 fois plus grand de pixels qu'une télévision standard. Crédits : IRAM/ALMA/Pety.

 

Javier Goicoechea continue : "La combinaison des deux jeux de données révèle que le bord du nuage moléculaire est composée de filaments très fins et de petit globules, organisés en structures plus ou moins périodiques. L'explication de cette structure n'est pas intuitive. Dans une vision statique, on s'attend en effet à ce le rayonnement UV intense émis par les étoiles du Trapèze détruise les molécules et ionise les atomes. Dans une vision dynamique, le surplus d'énergie apporté par le rayonnement UV produit un choc qui comprime le bord du nuage moléculaire et conduit à la formation de filaments et globules dans le gaz qui reste moléculaire. Jérôme Pety conclut avec enthousiasme: "Cette couche de matière comprimée devrait contribuer à protéger le nuage moléculaire de l'effet destructeur du rayonnement UV. Derrière ce mur, la température du gaz décroït rapidement, le nuage peut évoluer tranquillement et former une nouvelle génération d'étoiles.”

 

Ces images présentent la surface du vaste nuage moléculaire situé derrière la grande nébuleuse d'Orion à 1400 années lumière de la Terre. L'image à gauche présente une vision générale de la région, obtenue avec l'instument HAWK-I installé sur le Very Large Telescope. La zone plus petite observée avec l'interféromètre Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) est identifiée par un rectangle blanc. Le paneau de droite présente l'image ALMA et l'impressionnante structure révélée pour la première fois. Crédits : ESO.

 

Pour en savoir plus: 

Lire la publication de Nature

Consulter l'article de l'IRAM

 

Source(s): 

Javier R. Goicoechea, Jérôme Pety, Sara Cuadrado, José Cernicharo, Edwige Chapillon, Asunción Fuente, Maryvonne Gerin, Christine Joblin, Nuria Marcelino & Paolo Pilleri. Compression and ablation of the photo-irradiated molecular cloud the Orion Bar. Nature, 537, 207-209, 8 septembre 2016.

 

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5988

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

 Les astronomes observent une étoile renaître en un éclair : Une équipe internationale d'astronomes utilisant Hubble a pu étudier l'évolution stellaire en temps réel. Sur une période de 30 ans une augmentation spectaculaire de la température de l'étoile SAO 244567 a été observée. Maintenant l'étoile se refroidit à nouveau, après qu'elle soit renée dans une phase plus précoce de l'évolution stellaire.

 

 Aucune preuve de neutrinos stériles dans les amas de galaxies : Depuis les deux dernières années, il y a eu un débat houleux entre astronomes : certains auteurs affirment avoir vu une émission non identifiée dans les spectres d'amas de galaxies qui pourrait être liée à ce que l'on appelle des neutrinos stériles, une des particules candidates pour la matière noire, tandis que d'autres amas de galaxies ne disposent pas d'une telle ligne, mais elle ne peut pas être exclue non plus.

 


 

 Mars Rover voit de spectaculaires formations rocheuses en couches : Les couches géologiques passées de la planète Mars se révèlent dans les moindres détails dans les nouvelles images en couleurs retournées par le rover Curiosity de Mars de la NASA, qui étudie actuellement la région de « Murray Buttes » en bas de Mount Sharp. Les nouvelles images rivalisent indiscutablement avec les photos prises dans les parcs nationaux américains.

 

 Rosetta capture des poussières organiques : L'instrument analyseur de poussières COSIMA (COmetary Secondary Ion Mass Analyser) de Rosetta a fait la première détection sans ambiguïté de matière organique solide dans les particules de poussière éjectées par la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, sous forme de molécules carbonées complexes.

 

 Descente de Rosetta vers la région de puits actifs : S'appuyant sur des observations scientifiques uniques jusqu'à la fin, la mission palpitante de Rosetta se terminera par une descente le 30 Septembre vers une région de puits actifs sur "la tête" de la comète.

 

 Y avait-il un océan sur Mars? : Un réseau d'énormes fractures couvre Utopia Planitia - un bassin d'impact enfouis mesurant 2000 kilomètres dans les basses terres du Nord martien, qui était la destination du lander Viking 2 des États-Unis en 1976. Ces structures de surface, qui font penser à des polygones, suggérent qu'il y avait autrefois un océan ici.

  

Les dunes de Titan et d'autres caractéristiques émergent dans de nouvelles images : De nouvelles scènes d'un paysage étranger glacial sont mis en lumière dans les images radar récentes de la plus grande lune de Saturne, Titan, de la sonde Cassini de la NASA.

 

 Activité géologique de Cérès, de la glace révélée dans de nouvelles recherches : Une montagne solitaire de 5 kilomètres de haut sur Cérès est probablement d'origine volcanique, et la planète naine pourrait avoir une faible atmosphère temporaire. Ce ne sont que deux des nombreuses nouvelles idées sur Cérès de la mission Dawn de la NASA publiées cette semaine dans six articles dans la revue Science.

 


10 Septembre 2016

Comètes C/2016 Q4 (Kowalski), P/2007 T6 = 2016 R1 (Catalina), C/2016 P4 (PANSTARRS), C/2016 R2 (PANSTARRS)

 

Nouvelles du Ciel

 

C/2016 Q4 (Kowalski)

Richard A. Kowalski a signalé sa découverte d'une comète sur les images CCD obtenues le 30 Août 2016 avec le télescope de 1.5-m du Mt. Lemmon. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, de nombreux astrométristes ont confirmé la nature cométaire de l'objet.  R. Weryk a trouvé des images de l'objet antérieures à la découverte obtenues le 11 Juillet et le 03 Août 2016 avec le télescope Pan-STARRS1 de 1.8-m à Haleakala.

 

Les éléments orbitaux elliptiques préliminaires de la comète C/2016 Q4 (Kowalski) indiquent un passage au périhélie le 29 Janvier 2018 à une distance d'environ 7,0 UA du Soleil, et une période d'environ 69 ans pour cette comète de type Chiron.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16R18.html (MPEC 2016-R18)

 

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 26 Janvier 2018 à une distance d'environ 7,0 UA du Soleil, et une période d'environ 68.9 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16U66.html (MPEC 2016-U66)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2016%20Q4;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

 


P/2007 T6 = 2016 R1 (Catalina)

La comète P/2007 T6 (Catalina), un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 13 Octobre 2007 dans le cadre du Catalina Sky Survey et qui avait révélé sa nature cométaire lors d'observations effectuées par J. Young (Table Mountain) après publication sur la page de Confirmation du Minor Planet Center, a été retrouvée grâce aux observations les 01 et 02 Septembre 2016 de K. Sarneczky (Konkoly Observatory) et  P. Szekely (University of Szeged) avec le télescope Schmidt de 0.60-m à la Station Piszkesteto de l'Observatoire de Konkoly.

 

Cette comète de la famille de Jupiter d'une période de 9,5 ans, observée pour la dernière fois le 10 Juin 2008, était passée au périhélie le 19 Août 2007 à une distance de 2,2 UA du Soleil. La comète P/2007 T6 a également été identifiée avec l'astéroïde 2007 TU149 par Syuichi Nakano.

 

Pour ce nouveau retour, les éléments orbitaux de la comète P/2007 T6 = 2016 R1 (Catalina) indiquent un passage au périhélie le 15 Février 2017 à une distance d'environ 2,2 UA du Soleil, et une période d'environ 9,4 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16R19.html (MPEC 2016-R19)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2016%20R1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://www.oaa.gr.jp/~oaacs/nk/nk3235.htm

 

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2007 T6 = 2016 R1 (Catalina) a reçu la dénomination définitive de 346P/Catalina en tant que 346ème comète périodique numérotée.

 


C/2016 P4 (PANSTARRS)

R. J. Wainscoat a rapporté la découverte d'une comète apparente dans des expositions obtenues avec le télescope Pan-STARRS1 de 1.8-m à Haleakala le 07 Août 2016. L'objet a également été identifié dans des images obtenues avant la découverte, datant du 31 Juillet. Après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreux observateurs.

 

Les éléments orbitaux elliptiques préliminaires de la comète C/2016 P4 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 16 Octobre 2016 à une distance d'environ 5,8 UA du Soleil pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16R88.html (MPEC 2016-R88)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2016%20P4;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

 


C/2016 R2 (PANSTARRS)

R. Weryk et R. Wainscoat ont signalé la découverte d'une apparente comète dans trois expositions en bande w obtenues avec le télescope Pan-STARRS1 de 1.8-m à Haleakala le 07 Septembre 2016. L'objet a également été identifié dans des images obtenues avant la découverte, datant du 30 Août. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par plusieurs astrométristes après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center.

 

Les éléments orbitaux elliptiques préliminaires de la comète C/2016 R2 (PANSTARRS) indiquent qu'il s'agit d'une comète à longue période avec un passage au périhélie le 16 Mai 2018 à une distance d'environ 2,6 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16RA7.html (MPEC 2016-R107)

 

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 09 Mai 2018 à une distance d'environ 2,6 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K16/K16U07.html (MPEC 2016-U07)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2016%20R2;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

 


 

 Des macromolécules organiques détectées par Rosetta dans la comète Tchoury : Une équipe scientifique internationale impliquant des chercheurs de l'UPEC, des universités d'Orléans, Paris-Sud et Grenoble-Alpes, et du CNRS a détecté de la matière organique de haut poids moléculaire dans les poussières éjectées par le noyau de la comète. Ces résultats, issus de l'instrument COSIMA (Mission Rosetta), sont publiés dans la revue Nature et en ligne le 7 septembre 2016.

 


07 Septembre 2016

Les astronomes découvrent une précieuse relique fossile de la toute jeune Voie Lactée

 

Crédit : ESO/F. Ferraro

 

L'utilisation du Très Grand Télescope de l'ESO et de divers autres télescopes a permis à une équipe internationale d'astronomes de découvrir un vestige fossilisé de la toute jeune Voie Lactée constitué d'étoiles d'âges extrêmement variés. Ce système stellaire ressemble à un amas globulaire, quoique distinct de ceux connus à ce jour. Il abrite des étoiles étonnamment semblables aux plus anciennes étoiles de la Voie Lactée, et affine notre connaissance de l'histoire de notre galaxie.

 

L'original amas Terzan 5 - Crédit : ESO/F. Ferraro

 

Terzan 5 se situe à quelque 19 000 années-lumière de la Terre dans la constellation du Sagittaire (L'Archer) ainsi que dans la direction du centre galactique. Depuis sa détection, voici une quarantaine d'années, il avait été classé parmi les amas globulaires. Une équipe d'astronomes menée par un italien vient de découvrir que Terzan 5 ne possède pas les caractéristiques des amas globulaires connus à ce jour.

 

L'équipe a analysé les données acquises par le dispositif d'optique adaptative baptisé Multi-conjugate Adaptive Optics Demonstrator [1] installé sur le Très Grand Télescope ainsi que les données issues de divers autres télescopes au sol et dans l'espace [2]. Il est ainsi clairement apparu que Terzan 5 abrite deux types d'étoiles qui diffèrent, non seulement au travers de leurs éléments constitutifs, mais également au travers de leurs âges respectifs : quelque 7 milliards d'années les séparent en effet [3].

 

La grande différence d'âge entre ces deux populations stellaires témoigne de la discontinuité du processus de formation stellaire au sein de Terzan 5, et donc de la survenue de deux sursauts distincts de formation stellaire. “L'existence de cette seconde génération d'étoiles suppose que l'ancêtre de Terzan 5 ait renfermé de vastes quantités de gaz et été particulièrement massif. Au moins 100 millions de masses solaires” précise Davide Massari de l'INAF, Italie et de l'Université de Groningen, Pays-Bas, co-auteur de l'étude.

 

Ses propriétés inhabituelles placent Terzan 5 au premier rang des fossiles vivants de la toute jeune Voie Lactée. Les théories actuelles relatives à la formation des galaxies stipulent que de vastes amas de gaz et d'étoiles ont interagi pour former le bulbe primordial de la Voie Lactée, fusionnant et se dissolvant au cours du processus.

 

“Nous pensons que quelques vestiges de ces amas de gaz peuvent échapper à toute perturbation majeure et demeurer noyés au sein de la galaxie”, ajoute Francesco Ferraro de l'Université de Bologne, Italie, auteur principal de cette étude. “Ces fossiles galactiques permettent aux astronomes de reconstituer une pièce importante du puzzle historique de notre Voie Lactée”.

 

Les propriétés de Terzan 5 sont inhabituelles pour un amas globulaire. Elles sont particulièrement semblables toutefois à celles de la population stellaire présente au sein du bulbe galactique, cette région centrale et dense de la Voie Lactée. Ces similitudes invitent à considérer Terzan 5 tel un vestige fossilisé de la formation galactique, soit l'un des premiers blocs constitutifs de la Voie Lactée.

 

Cette hypothèse se trouve renforcée par la masse originelle de Terzan 5 requise pour donner naissance à deux populations stellaires successives : une masse semblable à celle des vastes amas qui ont très certainement contribué à la formation du bulbe lors de l'assemblage de la galaxie voici 12 milliards d'années. Ainsi donc, Terzan 5 est parvenu à survivre aux perturbations subies des milliards d'années durant, et constitue aujourd'hui un vestige du lointain passé de la Voie Lactée.

 

“Certaines des propriétés de Terzan 5 ressemblent à celles qu'arborent les amas géants détectés au sein des galaxies à formation d'étoiles situées à grand redshift, ce qui invite à penser que de semblables processus d'assemblage se sont produits dans l'Univers local et dans l'Univers lointain à l'époque de la formation des galaxies”, ajoute Ferraro.

 

Cette importante découverte ouvre la voie à une compréhension plus fine et plus complète de l'assemblage des galaxies. “Terzan 5 pourrait constituer un lien intéressant entre l'Univers local et l'Univers lointain, le témoin survivant du processus d'assemblage du bulbe galactique”, conclut Ferraro. Ce travail de recherche offre aux astronomes une possible clé de déchiffrement du mystère de la formation galactique ainsi qu'une vue imprenable sur l'histoire mouvementée de la Voie Lactée.

 

Note :

[1] Le Multi-Conjugate Adaptive Optics Demonstrator (MAD) est le prototype d'un système d'optique adaptative qui vise à démontrer la faisabilité de diverses techniques de reconstruction MCAO dans le cadre du concept E-ELT et des instruments de seconde génération destinés à équiper le VLT.

 

[2] Les chercheurs ont également exploité les données issues de la Caméra Grand Champ 3 embarquée à bord du Télescope Spatial Hubble du consortium NASA/ESA et de la seconde génération de caméras du Télescope Keck opérant dans le proche infrarouge.

 

[3] Les deux populations stellaires identifiées sont respectivement âgées de 12 et 4,5 milliards d'années.

 

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “The age of the young bulge-like population in the stellar system Terzan 5: linking the Galactic bulge to the high-z Universe”, à paraître au sein de The Astrophysical Journal.

 

L'équipe est composée de F. R. Ferraro (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Bologne, Italie), D. Massari (INAF - Observatoire Astronomique de Bologne, Italie & Institut Astronomique Kapteyn, Université de Groningen, Pays-Bas), E. Dalessandro (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Bologne, Italie; INAF - Observatoire Astronomique de Bologne, Italie), B. Lanzoni (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Bologne, Italie), L. Origlia (INAF - Observatoire Astronomique de Bologne, Italie; Institut Astronomique Kapteyn, Université de Groningen, Pays-Bas), R. M. Rich (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Californie, Los Angeles, Etats-Unis) et A. Mucciarelli (Département de Physique et d'Astronomie, Université de Bologne, Italie).

 

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

- Lien vers le Communiqué de Presse de Hubble

- Photos du VLT

 

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1630/?lang

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

 INTRUS 2016 RS1, un astéroïde de type Apollo d'environ 5 mètres de diamètre, observé pour la première fois le 04 Septembre 2016 à 10h07 UTC dans le cadre du Mt. Lemmon Survey, annoncé par la circulaire MPEC 2016-R67 du 06 Septembre 2016, pest passé le 03 Septembre 2016 vers 00h30 UTC (< 1mn) à une distance d'environ 184.000 km, soit environ 0,50 LD (1 LD = Distance moyenne Terre-Lune = 380.400 km), de la surface de notre planète. Peu avant, à 14h27 UTC (< 1mn) le 02 Septembre, l'objet est passé à environ 360.500 km, soit 0.94 LD, de la surface de la Lune.

 

 INTRUS 2016 RR1, un astéroïde de type Apollo d'environ 10 mètres de diamètre, observé pour la première fois le 04 Septembre 2016 à 10h05 UTC dans le cadre du Mt. Lemmon Survey, annoncé par la circulaire MPEC 2016-R66 du 06 Septembre 2016, est passé le 02 Septembre 2016 vers 16h15 UTC (< 1mn) à une distance d'environ 123.000 km, soit environ 0,34 LD (1 LD = Distance moyenne Terre-Lune = 380.400 km), de la surface de notre planète.

 

 INTRUS 2016 RB1, un astéroïde de type Aten (a < 1.0 AU; Q > 0.983 AU) d'environ 9 mètres de diamètre, observé pour la première fois le 05 Septembre 2016 à 11h09 UTC dans le cadre du Mt. Lemmon Survey, annoncé par la circulaire MPEC 2016-R57 du 05 Septembre 2016, passe le 07 Septembre 2016 vers 17h20 UTC (< 1mn) à une distance d'environ 34.000 km, soit environ 0,10 LD (1 LD = Distance moyenne Terre-Lune = 380.400 km), de la surface de notre planète. Peu après, à 02h55 UTC 1mn) le 08 Septembre, l'objet passe à environ 285.500 km, soit 0,75 LD, de la surface de la Lune.

 


05 Septembre 2016

On a trouvé Philae!

 

Image principale et médaillon de l'atterrisseur: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / IDA; contexte: ESA/Rosetta/NavCam – CC BY-SA IGO 3.0

 

Moins d'un mois avant la fin de la mission, des photos prises par la caméra haute-résolution de Rosetta dévoilent l'atterrisseur Philae, coincé dans une fissure sombre de la comète 67P/Churyumov–Gerasimenko.

 

Image principale et médaillon de l'atterrisseur: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA; contexte: ESA/Rosetta/NavCam – CC BY-SA IGO 3.0

 

Ces images ont été prises le 2 septembre par la caméra à angle étroit OSIRIS alors que la sonde effectuait un passage à 2,7km de la surface, et montrent clairement Philae, dont le corps mesure 1m, et deux de ses pieds.

Ces images, prises plus près que jamais de la surface de la comète, fournissent également la preuve de l'orientation de Philae et confirment pourquoi il fut si difficile d'établir la communication avec Philae après son atterrissage le 12 novembre 2014.

 

Gros plan de Philae

Crédit : ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

 

« Nous sommes très heureux d'avoir enfin réussi à photographier Philae et de pouvoir le voir avec un tel niveau de détail, et ce moins d'un mois avant la fin de la mission, » déclare Cecilia Tubiana de l'équipe en charge d'OSIRIS, qui fut la première à voir les images après leur téléchargement hier.

 

“Cette formidable nouvelle signifie que maintenant que nous savons où Philae se trouve, nous possédons désormais les informations qui nous manquaient pour replacer dans leur contexte les trois jours de relevés scientifiques effectués par Philae ! » explique Matt Taylor, responsable scientifique de la mission Rosetta.

 

Image montrant Philae, prise par la caméra à angle étroit OSIRIS le 2 septembre

Crédit : ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

 

« Maintenant que la recherche de l'atterrisseur est terminée, nous nous sentons prêts à l'atterrissage de Rosetta, et nous attendons avec impatience la perspective de prendre des photos d'encore plus près du site d'atterrissage de Rosetta, » ajoute Holger Sierks, principal investigateur de la caméra OSIRIS.

 

Le 30 septembre, la sonde effectuera un aller simple vers la surface de Rosetta, une ultime mission qui permettra d'examiner la comète de très près, et notamment les puits à ciel ouvert de la région de Ma'at. Les scientifiques de Rosetta espèrent que ces observations permettront de découvrir les secrets de la structure intérieure de la comète.

 

Source : ESA http://www.esa.int/fre/ESA_in_your_country/France/On_a_trouve_Philae

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

 Amas de galaxies record découvert : Un nouveau record pour l'amas de galaxies la plus lointain a été défini à l'aide de l'Observatoire de rayons X Chandra de la NASA et d'autres télescopes. Cet amas de galaxies peut avoir été pris juste après la naissance, une brêve, mais étape importante de l'évolution jamais vue auparavant. L'amas de galaxies est appelé CL J1001+0220 (CL J1001 pour faire court) et est situé à environ 11,1 milliards d'années-lumière de la Terre.

 

 Le Pôle Nord de Jupiter ne ressemble à rien dans le Système solaire : la sonde Juno de la NASA a renvoyé les toutes premières images du pôle nord de Jupiter, prises au cours du premier survol de la sonde de la planète avec ses instruments allumés. Les images montrent des systèmes de tempête et que l'activité météorologique ne ressemble à rien de vu précédemment sur l'une des planètes géantes de gaz de notre Système solaire.

 

 Une trace de matière noire disparaît : Un mystérieux signal de rayons X à partir d'un amas de galaxies a récemment provoqué une certaine excitation parmi les astronomes: provient-il peut-être de la matière noire, laquelle représente environ 80 pour cent de la matière dans l'Univers, mais que les scientifiques n'ont pas encore été en mesure de détecter ? Afin d'aider à répondre à cette question, les physiciens du Max Planck Institute for Nuclear Physics à Heidelberg ont vérifié une autre explication.

 


 

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