Nouvelles du Ciel de Mars 2011

 

 

 

Les Titres

 

Les astronomes visent le coeur des géantes rouges [31/03/2011]

L'éclat rouge – rosé de la formation stellaire [30/03/2011]

Jet gamma de Cygnus X-1 : Première mesure d'une polarisation gamma autour d'un trou noir galactique [25/03/2011]

Reste de supernova Tycho : étoiles variables et zébrures [25/03/2011]

Une paire de naines brunes très froides [23/03/2011]

Comètes P/2000 O3 = 2005 W4 = 2011 E1 (SOHO) et C/2011 F1 (LINEAR) [22/03/2011]

Cassini observe la saison des pluies sur Titan [18/03/2011]

Le drame de la naissance des étoiles [16/03/2011]

Hubble élimine une alternative à l'énergie sombre [15/03/2011]

L'amas de galaxies évolué le plus éloigné [10/03/2011]

Fin de mission pour Discovery [10/03/2011]

Les cicatrices d'impacts sur Mars [04/03/2011]

Le disque poussiéreux de NGC 247 [02/03/2011]

 

 

Nouvelles du Ciel SPECIAL CASSINI-HUYGENS

 

 

A la découverte de SATURNE

A la découverte de TITAN

A la découverte de PHOEBE

A la découverte de JAPET

A la découverte de DIONE

A la découverte de RHEA

A la découverte de TETHYS

A la découverte de ENCELADE

A la découverte de MIMAS

A la découverte des petits satellites de SATURNE

 

 Les Rencontres Rapprochées de la sonde CASSINI avec les Lunes de SATURNE

 

 La Mission Cassini-Huygens

Un Dossier préparé par Cédric BEMER

 

 

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Si vous étes témoin du passage dans le ciel d'un météore très lumineux, n'hésitez pas à établir un rapport d'observation.

 

 

 

31 Mars 2011

Les astronomes visent le coeur des géantes rouges

 

Crédit : LESIA

 

Une équipe internationale incluant des chercheurs du LESIA [1] (Observatoire de Paris, CNRS, Université Pierre et Marie Curie, Université Paris Diderot), de l'AIM [2] (CEA-Irfu [3], CNRS, Université Paris Diderot) et de l'IAS [4] (CNRS, Université Paris-Sud 11) vient de réussir à mesurer des oscillations qui sondent directement le coeur des géantes rouges.  Avec les données des satellites Kepler de la Nasa et CoRoT du CNES, les astrophysiciens accèdent aujourd'hui directement au cœur de ces étoiles, un domaine jusqu'ici opaque aux diverses analyses. Les chercheurs ont utilisé la sismologie stellaire, qui consiste à analyser les très faibles variations de luminosité d'une étoile, qui traduisent les oscillations de sa structure. Ils ont pu distinguer où se situent les réactions de fusion nucléaire, selon les cas au coeur même de l'étoile ou dans des couches plus externes : une découverte majeure pour la compréhension des étoiles géantes rouges, car jusqu'ici rien ne permettait aux astronomes d'isoler ces deux étapes particulières de la vie d'une étoile. Les résultats sont publiés dans la revue Nature du 31 mars 2011.

 

Les géantes rouges représentent un stade avancé de l'évolution d'une étoile. Au bout de plusieurs milliards d'années d'existence d'une étoile telle que le Soleil, lorsque l'hydrogène a été totalement brûlé au centre, les réactions nucléaires de fusion se déplacent vers les couches plus extérieures. L'étoile enfle, devient géante et rouge car l'enveloppe stellaire se refroidit en se dilatant. En même temps, les régions centrales privées de source d'énergie se contractent. Lorsque le cœur de l'étoile devient suffisamment dense, l'hélium qu'il contient peut à son tour entrer en fusion. Jusqu'ici aucun moyen ne permettait de distinguer ces deux étapes très différentes de la vie d'une étoile car, de l'extérieur, elles ne montrent pas de différence notable.

 

C'est en utilisant les données obtenues sur des milliers de géantes rouges pendant de longs mois que les scientifiques ont finalement percé le secret de l'âge des géantes rouges. En passant au crible les différentes variations périodiques de la lumière des étoiles, ils ont pu distinguer celles qui concernent essentiellement les couches externes (les ondes acoustiques) de celles qui sondent directement le cœur de l'étoile (les ondes de gravité). Ils ont bénéficié du couplage des deux types d'ondes, qui permet de rapporter à la surface l'information du cœur de l'étoile. Dans le Soleil, ce couplage d'une oscillation acoustique à une oscillation de gravité est beaucoup moins efficace, et c'est pourquoi la détection des modes de gravité solaire est extrêmement difficile.

 

Représentation de la période P (en s) des modes de gravité en fonction de la période Dnu des modes de pression, pour plus de 500 géantes rouges observées par Kepler. Les 2 régions du diagramme correspondent aux 2 états d'évolution des géantes : celles brûlant l’hélium présentent une plus forte période P. La couleur code l'estimation de la masse d’une géante. Crédit : LESIA

 

Les précédents acquis de la sismologie stellaire exploitaient déjà la finesse d'analyse des satellites Kepler et CoRoT. Cette découverte bénéficie en plus de la très longue durée d'observation que seul l'espace permet, nécessaire pour distinguer des écarts en fréquence d'oscillation très petits. Ces petits écarts en fréquence mesurent directement les propriétés des différents types d'oscillation et permettent de distinguer les deux groupes de géantes rouges (Fig. 1). Pour une même période caractéristique des ondes acoustiques, c'est-à-dire pour une même structuration des couches externes, et donc un même aspect (luminosité, température effective) vu depuis la Terre, une étoile qui brûle l'hélium de son cœur présente une période caractéristique des modes gravité bien plus grande.

 

La sismologie stellaire est devenue une spécialité européenne, notamment grâce aux progrès réalisés à l'aide de l'instrument GOLF à bord du satellite européen SOHO - qui n'observe que le Soleil - et à l'utilisation du satellite européen CoRoT, en orbite depuis fin 2006. Le satellite Kepler, lancé en mars 2009, n'était pas prévu spécifiquement pour la sismologie des étoiles mais plutôt pour la recherche de planètes extrasolaires. Fort des compétences acquises, un consortium européen regroupant près de 440 chercheurs a eu l'idée de proposer à la NASA l'utilisation de Kepler pour ces études sismiques qui révolutionnent la connaissance des étoiles. Les mesures effectuées par le satellite CoRoT, sur d'autres champs stellaires, complètent la vision apportée par Kepler et permettent d'étudier les propriétés d'autres régions de la Voie Lactée.

 

Note :

[1] LESIA : Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique.

[2] AIM : Astrophysique, Instrumentation et Modélisation, de Paris-Saclay.

[3] Irfu : Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers.

[4] IAS : Institut d'astrophysique spatiale, Orsay.

 

Référence :

"Gravity modes as a way to distinguish between hydrogen- and helium-burning red giant stars". T.R. Bedding, B. Mosser, D. Huber, J. Montalban, P. Beck, J. Christensen-Dalsgaard, Y.P. Elsworth, Rafael A. Garcia, A. Miglio, D. Stello, T.R. White, J. De Ridder, S. Hekker, C. Aerts, C. Barban, K. Belkacem, A.M. Broomhall, T.M. Brown, D.L. Buzasi, F. Carrier, W.J. Chaplin, M.P. Di Mauro, M.A. Dupret, S. Frandsen, R.L. Gilliland, M.J. Goupil, J.M. Jenkins, T. Kallinger, S. Kawaler, H. Kjeldsen, S. Mathur, A. Noels, V. Silva Aguirre & P. Ventura. Nature du 31 mars 2011.

 

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/univers/les-etoiles-et-notre-galaxie/les-astronomes-visent-le-coeur-des-geantes-rouges

 

http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/mar11/mixt.fr.shtml

 

http://irfu.cea.fr/Sap/Phocea/Vie_des_labos/Ast/ast.php?t=actu&id_ast=3014

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


30 Mars 2011

L'éclat rouge – rosé de la formation stellaire

 

Crédit : ESO/Manu Mejias

 

Le nuage rouge vif sur cette nouvelle image du Very Large Telescope de l'ESO représente une région d'hydrogène ionisé lumineuse, entourant l'amas d'étoiles NGC 371. Cette nurserie stellaire se trouve dans la galaxie voisine de la nôtre, le Petit Nuage de Magellan.

 

L'amas d'étoiles et la nébuleuse NGC 371

Crédit : ESO/Manu Mejias

 

L'objet dominant sur cette image  pourrait ressembler à une flaque de sang, mais loin d'être associée à la mort, de telles régions d'hydrogène ionisé – connues sous le nom de région HII – sont des lieux de création avec de forts taux de naissances d'étoiles récentes. NGC371 est l'exemple type de ce genre de région ; c'est un amas ouvert entouré d'une nébuleuse. Les étoiles dans les amas ouverts sont toutes originaires de la même région HII diffuse et, au-delà d'un certain temps, la majorité de l'hydrogène est consommée par la formation stellaire, laissant derrière elle une coquille d'hydrogène semblable à celle que l'on voit sur cette image, avec un amas de jeunes étoiles chaudes.

 

La galaxie hébergeant NGC 371, le Petit Nuage de Magellan, est une galaxie naine située à seulement 200 000 années-lumière de la Terre, ce qui en fait une des galaxies les plus proches de la Voie Lactée. De plus, le Petit Nuage de Magellan contient des étoiles à tous les stades de leur évolution ; des jeunes étoiles extrêmement lumineuses que l'on trouve dans NGC 371 aux restes de supernovae des étoiles mortes. Ces jeunes étoiles « pleines d'énergie » émettent de grandes quantités de rayonnements ultraviolets, provoquant l'illumination du gaz environnant, comme l'hydrogène restant de la nébuleuse qui leur a donné naissance, dont le rayonnement aux  couleurs vives s'étend sur des centaines d'années-lumière dans toutes les directions. Ce phénomène est magnifiquement dépeint sur cette image, prise en utilisant l'instrument FORS1 sur le Very Large Telescope (VLT) de l'ESO.

 

Les amas ouverts ne sont en aucun cas rares ; on en trouve de nombreux beaux exemples dans la Voie Lactée. Toutefois, NGC 371 présente un intérêt particulier à cause de l'incroyable quantité d'étoiles variables qu'elle contient. Ce sont des étoiles qui changent de luminosité au cours du temps. Un type particulièrement intéressant d'étoiles variables, appelées étoiles B à pulsations lentes peut aussi être utilisé pour étudier l'intérieur des étoiles en astérosismologie [1] et plusieurs étoiles de ce type ont été identifiées dans cet amas. Les étoiles variables jouent un rôle clef en astronomie : certains types sont indispensables pour déterminer les distances des galaxies lointaines et l'âge de l'Univers.

 

Les données utilisées pour réaliser cette image ont été sélectionnées dans les archives de l'ESO par Manu Mejias dans le cadre du concours Les Trésors Cachés [2]. Trois des images de Manu Mejias sont classées dans le top vingt et celle de NGC 371 a été classée sixième du concours.

 

Notes :

[1] L'astérosismologie est l'étude de la structure interne des étoiles pulsantes en regardant les différentes fréquences auxquelles elles oscillent. C'est une approche similaire à l'étude de la structure de la Terre en observant les tremblements de Terre et comment leurs oscillations se propagent à l'intérieur de la planète.

 

[2] Le concours « Les Trésors cachés 2010 de l'ESO » a donné l'opportunité aux astronomes amateurs de chercher dans les volumineuses archives de données astronomiques de l'ESO, espérant y dénicher un joyau bien caché n'attendant qu'à être taillé par les concurrents. Les participants ont proposé près de cent images et les dix personnes les plus douées ont reçu des prix très attrayants, dont un voyage totalement pris en charge pour le vainqueur à destination du VLT (Very Large Telescope) de l'ESO au Cerro Paranal, au Chili, le télescope optique le plus avancé au monde. Les dix gagnants ont soumis un total de 20 images qui ont été parmi les mieux classées du concours sur près de 100 images.

 

Plus d'informations

L'ESO - l'Observatoire Européen Austral - est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 14 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, 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 VISTA, le plus grand télescope pour les grands relevés. 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 – l'E-ELT- qui disposera d'un miroir primaire de 42 mètres de diamètre et observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

 

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1111/

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

MESSENGER a délivré sa première image depuis son entrée en orbite autour de Mercure le 17 Mars. Elle a été prise par l'instrument WAC (Wide Angle Camera) du MDIS (Mercury Dual Imaging System) lorsque le vaisseau spatial voguait haut au-dessus du pôle sud de Mercure, et fournit un aperçu des parties de la surface de Mercure non vues auparavant par un vaisseau spatial.

 

Comme prévu, le vaisseau de transport japonais HTV-2 Kounotori 2 s'est désarrimé sans problème lundi 28 MArs 2011 à 15h45 UTC de la Station spatiale internationale (ISS). Le cargo entrera dans l'atmosphère terrestre mercredi 30 Mars à 03h09 UTC. Les fragments du vaisseau qui n'auront pas brûlé dans les couches denses de l'atmosphère, retomberont dans un secteur désert du Pacifique. Le cargo HTV-2 s'était amarré à l'ISS le 27 janvier, et acheminé plus de 5,3 t de frets dont des produits alimentaires, de l'eau et des équipements techniques.

 


25 Mars 2011

Jet gamma de Cygnus X-1 : Première mesure d'une polarisation gamma autour d'un trou noir galactique

 

Crédit : NASA / Honeywell Max-Q Digital Group / Dana Berry

 

Prototype de systèmes d'étoiles doubles sources de rayons X binaire X et abritant un trou noir, Cygnus X-1 ne cesse  d'être depuis sa découverte dans les années 60 l'objet de nombreuses études. En étudiant son comportement à haute énergie, une équipe internationale conduite par Philippe Laurent, astrophysicien au Service d'Astrophysique du CEA-Irfu et laboratoire APC a découvert une propriété étonnante de son émission, un fort degré de polarisation. Cette caractéristique requiert une organisation particulière du milieu émissif et les chercheurs situent cette émission à la base du jet compact radio, près de l'horizon du trou noir. Ces travaux, basés sur les données recueillies par le télescope Integral/Ibis, sont publiés dans la revue Science Express du 24 mars 2011.

 

Impression artistique de la binaire Cygnus-X1. Crédit : NASA / Honeywell Max-Q Digital Group / Dana Berry

 

Deux composantes, deux origines

 

Constituée d'une étoile supergéante bleue en orbite (période de 5.6 jours) autour d'un trou noir de dix masses solaires, le système Cygnus X-1 appartient à la classe des binaires X de forte masse. Cygnus X-1 est l'une des sources X les plus brillantes du ciel et se situe dans la constellation du Cygne, une région particulièrement étudiée par le satellite Integral depuis son lancement en 2002. En fait, Cygnus X-1 a été la première source observée par cet observatoire du rayonnement gamma.

 

Les scientifiques ont ainsi collecté l'ensemble des données et obtenu une distribution en énergie (spectre) entre 20 et 2000 keV.  Clairement, deux composantes apparaissent. La première, à basse énergie (entre 20 et 400 keV), est attribuée à la diffusion des photons du disque d'accrétion, formé par la matière de l'étoile compagnon happée par le trou noir, sur un plasma chaud d'électrons, la couronne, qui entoure le trou noir.  L'origine de la deuxième composante, à plus haute énergie, était jusqu'alors beaucoup plus énigmatique. Afin d'en percer l'origine, les scientifiques ont étudié l'émission gamma sous un filtre particulier, la polarisation. La polarisation [1] est une propriété de la lumière qui traduit une organisation particulière du milieu émissif, notamment sa géométrie. Pour ce faire, les chercheurs ont utilisé le télescope Ibis dans une configuration spéciale, le mode Compton,  un mode appliqué récemment avec succès à la nébuleuse du Crabe (voir ce sujet pour une description détaillée de ce mode) et aux sursauts gamma. En appliquant cette technique d'analyse, ils ont découvert que l'émission de Cygnus X-1 entre 400 et 2000 keV était fortement polarisée, contrairement à ce qui est observé dans ce mode à plus basse énergie. C'est la première fois qu'une telle propriété est mise en évidence à cette énergie.

 

Distribution spectrale de Cygnus X-1 (mesures en vert, courbes des deux composantes en rouge et bleu) obtenue à partir l'ensemble des données collectées par le télescope Integral/Ibis, soit au total plus de 5 millions de secondes (équivalent à une pose continue de 58 jours !). A basse énergie (entre 250 et 400 keV, zone grisée de gauche) la modulation du signal, facteur qui décrit la polarisation de la lumière (courbe dans l'insert), est pratiquement plate tandis que celle à haute énergie (en haut à droite, bande d'énergie : 400-2000 keV) montre une nette variation, preuve d'un fort degré de polarisation de cette composante.

 

Une émission très proche du trou noir

 

Obtenir un tel effet de polarisation à cette énergie requiert une organisation particulière du champ magnétique, et l'hypothèse d'un jet organisé apparaît comme une explication. Effectivement, Cygnus X-1 possède un jet compact détecté dans le domaine radio. L'énergie des photons détectée implique que l'émission doit se situer près du trou noir, plus exactement de son horizon [2] . Les scientifiques en concluent que le jet lui-même, source de l'organisation responsable de la polarisation détectée, est formé très près du trou noir.


La polarisation à haute énergie s'avère donc être en complément des données radio un outil pour étudier la structure des jets de matière au voisinage  du trou noir.

 

Publications :

« Polarized gamma-ray emission from the Galactic black hole Cygnus X-1 »
P. Laurent (1), J. Rodriguez (2), J. Wilms(3), M. Cadolle Bel(4), K. Pottschmidt(5,6), V. Grinberg(3)
(1) CEA/IRFU/Service d'Astrophysique et APC, Paris, (2) CEA/IRFU/Service d'Astrophysique et AIM (CEA/CNRS/Université Paris Diderot), (3) Centre for Astroparticle Physics, Bamberg, Germany, (4) ESAC, Madrid, Spain, (5) CRESST and NASA, USA, (6) Center for Space Science & Technology, Baltimore, USA

 

Publié dans la revue Science Express, 24 mars 2011, télécharger l'article format pdf (420ko)

 

Voir : le communiqué de l'ESA (en anglais)

 

Notes :

[1] La polarisation de la lumière est une propriété des ondes électromagnétiques. Dans le cadre de cette théorie, une onde lumineuse se caractérise par trois grandeurs, un champ électrique, un champ magnétique et une direction de propagation. Les champs électriques et magnétiques sont tous deux perpendiculaires à la direction de propagation. La figure que décrit dans l'espace le champ électrique définit l'état de la polarisation de la lumière. Si elle décrit une droite ou une ellipse, on parle respectivement de polarisation rectiligne ou elliptique. Une lumière polarisée correspond donc à une direction privilégiée du champ électrique. La lumière naturelle n'est pas polarisée car somme d'ondes aléatoires qui mélangent pour l'observateur toutes les directions. Certains milieux filtrent la lumière, en ne laissant passer que celle dont le champ électrique est orienté selon une certaine direction. Les lunettes de soleil polarisantes permettent par exemple d'atténuer les réflexions sur un plan d'eau.

 

[2] Horizon d'un trou noir : L'horizon d'un trou noir est défini comme la frontière au delà de laquelle aucun corps ne peut s'échapper, même la lumière.

 

Source : IRFU/CEA http://irfu.cea.fr/Sap/Phocea/Vie_des_labos/Ast/ast.php?t=actu&id_ast=2958

 

http://www.eurekalert.org/pub_releases/2011-03/esa-ism032411.php

 

http://www.esa.int/esaSC/SEMQ4Y3UFLG_index_0.html

 

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=4858

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


25 Mars 2011

Reste de supernova Tycho : étoiles variables et zébrures

 

Crédit : X-ray: NASA/CXC/Rutgers/K.Eriksen et al.; Optical: DSS

 

Crédit : X-ray: NASA/CXC/Rutgers/K.Eriksen et al.; Optical: DSS

 

Cette image provient d'une observation très profonde de Chandra du reste de supernova Tycho, produite par l'explosion d'étoile naine blanche dans notre Galaxie. Les rayons X de faible énergie (en rouge) dans l'image montrent l'expansion des débris de l'explosion d'une supernova et les rayons X de haute énergie (en bleu) montrent l'onde de choc, une coquille d'électrons très énergétiques. Ces rayons X de haute énergie montrent un motif de "bandes" de rayons X jamais vu précédemment dans un reste de supernova. En passant la souris sur l'image couleur ci-dessus, deux régions contenant des bandes dans l'image de haute énergie peuvent être vues superposées à la version couleur. Quelques-unes des plus brillants bandes peuvent également être directement vues sur l'image en couleur, sur le côté droit du reste pointant du bord extérieur vers l'intérieur. Le fond stellaire est du DSS (Digitized Sky Survey) et ne montre que les étoiles à l'extérieur du reste.

 

Ces bandes peuvent fournir la première preuve directe que les restes de supernova peuvent accélérer des particules à des énergies cent fois supérieures à celle atteinte par l'accélérateur de particules le plus puissant sur Terre, le Large Hadron Collider. Les résultats pourraient expliquer pourquoi certaines des particules très énergétiques bombardent la Terre, appelées rayons cosmiques, sont produites, et ils fournissent un appui pour une théorie sur la façon dont les champs magnétiques peuvent être considérablement amplifiés dans ces ondes de choc.

 

Crédit : X-ray: NASA/CXC/Rutgers/K.Eriksen et al.

 

Les bandes de rayons X sont considérées comme des régions où la turbulence est plus grande et les champs magnétiques plus enchevêtrés que les régions avoisinantes. Les électrons sont piégés dans ces régions et émettent des rayons X lorsqu'ils s'enroulent autour des lignes de champ magnétique.  Les régions avec de la turbulence accrue et des champs magnétiques étaient attendus dans les restes de supernova, mais le mouvement des particules les plus énergétiques - essentiellement des protons - a été prédit à partir d'un réseau désordonné de trous et de murs épais correspondant aux faibles et fortes régions de champs magnétiques, respectivement. Par conséquent, la détection de bandes a été une surprise.

 

Illustration schématique des bandes de Tycho. Crédit : NASA/CXC/M.Weiss

 

La taille des trous a été prévue pour correspondre au rayon du mouvement en spirale des protons énergétiques les plus élevés dans le reste de supernova. Ces énergies égalent les plus hautes énergies de rayons cosmiques censées se produire dans notre Galaxie. L'espacement entre les bandes correspond à cette taille, fournissant des preuves de l'existence de ces protons très énergétiques.

 

Le reste de supernova Tycho est nommé d'après le célèbre astronome danois Tycho Brahé, qui dit avoir vu la supernova en 1572. Il est situé dans la Voie Lactée, à environ 13.000 années-lumière de la Terre. En raison de sa proximité et luminosité intrinsèque, la supernova était si brillante qu'elle pourrait être vue au cours de la journée à l'œil nu.

 

http://chandra.harvard.edu/photo/2011/tycho/

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

Le vaisseau spatial Stardust termine officiellement les opérations : Le vaisseau spatial Stardust a envoyé sa dernière transmission vers la Terre à 23h33 UTC jeudi 24 Mars 2011, peu après épuisement du carburant et la cession des opérations. Durant une période de 12 années, le vénérable vaisseau spatial a collecté et retourné du matériel cométaire vers la Terre et a été réutilisé après la fin de sa première mission en 2006 pour observer et étudier une autre comète en Février 2011. Lancé le 07 Février 1999, Stardust a survolé l'astéroïde nommé Annefrank et a voyagé à mi-chemin de Jupiter pour collecter des échantillons de particules de la comète Wild 2. Le vaisseau spatial est retourné au voisinage de la Terre pour y larguer une capsule de retour d'échantillons très attendue par les scientifiques cométaires. La NASA a re-chargé la sonde en tant que Stardust-NExT d'effectuer une mission bonus et de survoler la comète Tempel 1, qui a été frappée par la mission Deep Impact en 2005. La mission a recueilli des images et autres données scientifiques pour comparer avec des images de la comète recueillies par la mission Deep Impact en 2005. Stardust a parcouru environ 21 millions de kilomètres autour du Soleil dans les semaines après le survol avec succès de Tempel 1. La mission Stardust-NExT a satisfait à tous les objectifs de la mission, et le vaisseau spatial a été un grand succès lors des deux missions. De son lancement jusqu'à l'épuisement final du carburant, Stardust a parcouru environ 5,69 milliards de kilomètres.

 

AMS : à la recherche de l'antimatière disparue - La quête de l'antimatière disparue dans l'Univers devrait débuter dans quelques semaines avec le lancement de la navette AMS (Anti matter spectrometer) sur la Station spatiale internationale (ISS), prévu au plus tôt le 19 avril 2011. Outre l'antimatière primordiale, AMS analysera la composition des rayons cosmiques galactiques et extragalactiques, et tentera de détecter la matière noire, qui constituerait environ 26% de l'Univers. AMS restera sur la Station spatiale pendant plusieurs années et enverra des informations tout au long de son séjour dans l'espace. Les laboratoires de l'IN2P3 (Lapp, LPSC et LUPM) ont participé à la conception et à la construction du détecteur. Le CNRS, au travers de la contribution de l'IN2P3, est le seul organisme français participant à cette expérience. AMS est le fruit d'une collaboration comptant 600 participants en Europe, aux États-Unis, en Chine, à Taïwan et en Corée, et dirigée par le lauréat du Prix Nobel Samuel Ting.

 

L'amas de Persée plus épais vers le milieu qu'on ne le croit : Le télescope Japonais de rayons X Suzaku vient de regarder de près l'amas de galaxies de Persée, et a révélé qu'il a un peu une roue de secours. Suzaku a exploré la faible émission de rayons X du gaz chaud entre deux bandes de l'amas de galaxies Persée. Les images qui en résultent, qui enregistrent des rayons X avec des énergies comprises entre 700 et 7000 électronvolts dans une exposition combinée de trois jours, sont présentées dans les deux bandes en fausses couleurs ci-dessus (voir l'image). Les couleurs plus bleues indiquent une moins intense émission de rayons X. Le cercle en pointillés est de 11,6 millions d'années-lumière de diamètre et marque ce qu'on appelle le rayon viriel, où le gaz froid est maintenant dans l'amas. Les cercles rouges indiquent les sources de rayons X nons associées à l'amas. Les résultats apparaissent dans l'édition d'aujourd'hui de Science.

 

Les compagnons des étoiles pourraient provoquer des rayons X inattendus : De nombreux types d'étoiles de la séquence principale émettent dans la partie rayons X du spectre. Dans les étoiles massives, les forts vents stellaires déchirant l'atmosphère étendue de l'étoile créent des photons de rayons X. Sur les étoiles de masse inférieure, les champs magnétiques tournant dans la photosphère chauffent suffisamment pour produire des rayons X. Mais entre ces deux mécanismes, dans les classes d'étoiles allant de la fin de B au milieu de A, aucun de ces mécanismes doit être suffisant pour produire des rayons X. Pourtant, lorsque les télescopes à rayons X ont examiné ces étoiles, de nombreuses ont été trouvées pour produire tout de même des rayons X.

 


 

Le vaisseau spatial H-II Transfer Vehicle "KOUNOTORI2" (HTV2) quittera la Station Spatiale Internationale (ISS) le 28 Mars 2011 vers 15h45 UTC (29 Mars vers 00h45 a.m. JST) pour effectuer sa re-entrée dans l'atmosphère terrestre le 30 Mars vers 03h10 UTC (30 Mars vers 00h10 p.m JST).

 


23 Mars 2011

Une paire de naines brunes très froides

 

Crédit : ESO/L. Calçada

 

Des observations réalisées avec le « Very Large Telescope » de l'Observatoire Européen austral et deux autres télescopes ont mis en évidence une nouvelle prétendante au statut d'étoile la plus froide connue : une naine brune appartenant à un système double et ayant une température correspondant à peu près à celle d'une tasse de thé tout juste servie -- ce que nous considérons donc comme chaud en tant qu'humain, mais qui est extraordinairement froid pour la surface d'une étoile. Cet objet est tellement froid qu'il se trouve à la frontière, certes très floue, partageant les petites étoiles froides et les grosses planètes chaudes.

 

Crédit : ESO/L. Calçada

 

Les naines brunes sont essentiellement des étoiles ratées : elles n'ont pas une masse suffisante pour que leur force gravitationnelle déclenche les réactions nucléaires qui font briller les étoiles. La naine brune tout récemment découverte, identifiée en tant que CFBDSIR 1458+10B est l'objet le plus faible d'un système binaire de naines brunes situé à 75 années-lumière de la Terre [1].

 

Le puissant spectrographe X-shooter installé sur le Very Large Telescope (VLT) de l'ESO a été utilisé pour révéler que cet objet composite était très froid par rapport aux standards des naines brunes. « Nous avons été très enthousiastes de découvrir que cet objet avait une température si basse, mais nous n'imaginions pas qu'il se révélerait être un système double et aurait une de ses composantes encore plus intéressante, car encore plus froide » déclare Philippe Delorme de l'Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble (CNRS/Université Joseph Fournier), un des co-auteurs de l'article scientifique. CFBDSIR 1458+10 est la naine brune binaire la plus froide découverte jusqu'à présent.

 

La température de la plus faible des deux naines brunes a maintenant été évaluée à environ 100 degrés Celsius – le point d'ébullition de l'eau et une température pas très différente de celle d'un sauna [2]. « A de telles températures nous supposons que cette naine brune a des propriétés différentes de celles des naines brunes connues jusqu'à présent et plus proches de celles des exoplanètes géantes – Il pourrait même y avoir des nuages d'eau dans son atmosphère », déclare Michael Liu de l'Institut d'Astronomie de l'Université d'Hawaii, premier auteur de l'article présentant cette recherche. « En fait, dans un futur proche, quand nous commencerons à faire des images des planètes gazeuses géantes en orbite autour d'étoiles semblables au Soleil, je m'attends à ce que beaucoup d'entre elles ressemblent à CFBDSIR 1458+10B. »

 

Percer les secrets de cet objet unique a nécessité d'avoir recours à la puissance de trois télescopes différents. On a tout d'abord trouvé que CFBDSIR 1458+10 était un système binaire en utilisant le système d'optique adaptative Laser Guide Star  (LGS) sur le télescope Keck II à Hawaï [3]. Michael Liu et ses collègues ont alors utilisé le Canada–France–Hawaii Telescope (CFHT), également situé à Hawaï, pour déterminer la distance de ce duo de naines brunes en utilisant une caméra infrarouge [4]. Enfin, ils ont utilisé le VLT de l'ESO pour étudier le spectre infrarouge de cet objet et mesurer sa température.

 

La chasse aux objets froids est un des sujets astronomiques « brulants » et très actifs. Le télescope spatial Spitzer a récemment identifié deux autres objets très faibles qui sont également des candidats pour être les naines brunes les plus froides, bien que leur température n'ait pas été mesurée aussi précisément. Des observations futures permettront de mieux déterminer comment sont ces objets comparé à CFBDSIR 1458+10B. Michael Liu et ses collègues prévoient d'observer encore CFBDSIR 1458+10B afin de mieux déterminer ses propriétés et de commencer à tracer l'orbite de ce système binaire, ce qui, après environ une décennie d'étude, devrait permettre aux astronomes de déterminer la masse de ce système binaire.

 

Notes :

[1] CFBDSIR 1458+10 est le nom du système binaire. Les deux constituants de ce système sont appelés CFBDSIR 1458+10A et CFBDSIR 1458+10B, ce dernier étant le plus faible des deux. Ils semblent être en orbite l'un autour de l'autre et être éloignés l'un de l'autre d'une distance correspondant à environ trois fois la distance entre la Terre et le Soleil, avec une période d'environ trente ans.

 

[2] En comparaison, la température à la surface du Soleil est d'environ 5 500 degrés Celsius.

 

[3] L'optique adaptative permet de supprimer la plupart de l'agitation atmosphérique de la Terre, améliorant la définition des images d'un facteur dix et permettant de résoudre la très petite distance angulaire séparant les deux composants de ce système binaire.

 

[4] Les astronomes ont mesuré le mouvement apparent des naines brunes par rapport à l'arrière-plan d'étoiles plus distantes en profitant des changements de position de la Terre au cours de son orbite autour du Soleil. Cet effet, appelé parallaxe, leur permet de déterminer la distance des deux naines brunes par rapport à la Terre.

 

Plus d'informations

Cette recherche a été présentée dans un article publié dans l'Astrophysical Journal, “CFBDSIR J1458+1013B: A Very Cold (>T10) Brown Dwarf in a Binary System”, Liu et al.

 

L'équipe est composée de Michael C. Liu (Institute for Astronomy [IfA], University of Hawaii, USA), Philippe Delorme (Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble, CNRS/Université Joseph Fourier, France [IPAG]), Trent J. Dupuy (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, USA), Brendan P. Bowler (IfA), Loic Albert (Canada-France-Hawaii Telescope Corporation, Hawaii, USA), Etienne Artigau (Université de Montréal, Canada), Celine Reylé (Observatoire de Besançon, France), Thierry Forveille (IPAG) and Xavier Delfosse (IPAG).

 

L'ESO - l'Observatoire Européen Austral - est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 14 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, 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 VISTA, le plus grand télescope pour les grands relevés. 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 – l'E-ELT- qui disposera d'un miroir primaire de 42 mètres de diamètre et observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

 

Liens

- L'article scientifique (Wang et al.)

- Photos du VLT

 

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1110/

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


22 Mars 2011

Comètes P/2000 O3 = 2005 W4 = 2011 E1 (SOHO) et C/2011 F1 (LINEAR)

 

Nouvelles du Ciel

 

P/2000 O3 = 2005 W4 = 2011 E1 (SOHO)

Détectée par Rainer Kracht sur les images archivées prises les 09 et 10 Mars 2011 par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 ou C2), la comète P/2011 E1 (SOHO) est une comète rasante appartenant au groupe de Kracht. Une solution orbitale, nécessitant des paramètres non gravitationnels, a été publiée et relie 2011 E1 avec les comètes SOHO P/2000 O3 (périhélie le 30 Juillet 2000) et P/2005 W4 (périhélie le 23 Novembre 2005).

 

Les éléments orbitaux de la comète P/2011 E1 (SOHO) indiquent un passage au périhélie le 09 Mars 2011 à une distance d'environ 0,05 UA du Soleil, et une période d'environ 5,31 ans.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K11/K11F14.html (MPEC 2011-F14)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2011%20E1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://www.rkracht.de/soho/o3w4return.htm

 

C/2011 F1 (LINEAR)

L'objet découvert à une magnitude proche de 18 le 17 Mars 2011 par le télescope de surveillance LINEAR a révélé sa nature cométaire, après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, lors d'observations de confirmation effectuées par H. Sato (RAS Observatory, Mayhill), L. Elenin, I. Molotov (ISON-NM Observatory, Mayhill), D. Chestnov, A. Novichonok, G. Sostero, E. Guido, E. Bryssinck, L. Buzzi, P. Concari, S. Foglia, G. Galli, M. Tombelli (Tzec Maun Observatory, Mayhill), Rolando Ligustri (RAS Observatory, Mayhill), E. Guido, G. Sostero (RAS Observatory, Mayhill), R. Naves (Observatorio Montcabre), P. Birtwhistle (Great Shefford), R. Banks (Dingle Observatory, Montgomery), R. Apitzsch (Wildberg), E. Bryssinck (Brixiis Observatory, Kruibeke), M. Jung, H. Bill (Siegen), D. Hesse, L. Kahmen, C. Hume, M. Klein (Sternwarte Hagen), E. Bryssinck (LightBuckets Observatory, Rodeo), X. Gao, M.-T. Hui (Xingming Observatory, Mt. Nanshan), L. Kornos (Modra), L. Buzzi (Schiaparelli Observatory), F. Tozzi (A. Volta Observatory, Lanzo d'Intelvi), F. Fabris, E. Pettarin, F. Piani (Farra d'Isonzo), P. Kocher (Observatoire Naef, Marly), F. Losse (St Pardon de Conques), et B. Haeusler (Maidbronn).

 

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2011 F1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 21 Janvier 2013 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil. Lors de sa découverte, la comète était à plus de 7 UA du Soleil, et par conséquent, pourrait être autour de la magnitude 9 lors de son passage au périhélie.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K11/K11F15.html (MPEC 2011-F15)

 

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 08 Janvier 2013 à une distance d'environ 1,8 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.org/mpec/K11/K11G90.html (MPEC 2011-G90)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK11F010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2011%20F1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

 

Les Grands Chasseurs de Comètes 

 

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

MESSENGER commence une orbite historique autour de Mercure : A 01h10 UTC le 18 Mars 2011, les ingénieurs du Centre d'Opérations de la mission MESSENGER au Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (APL) de Laurel, au Maryland, ont reçu les signaux radiométriques prévus confirmant l'arrêt nominal de la combustion et une insertion réussie de la sonde MESSENGER en orbite autour de la planète Mercure. Le vaisseau spatial s'est tourné vers la Terre à 01h45 UTC, et a commencé à transmettre des données. Après examen de ces données, les équipes d'ingénierie et d'opérations ont confirmé que la combustion a été exécutée correctement tous les sous-systèmes rapportant une combustion propre et sans erreurs notées.

 


18 Mars 2011

Cassini observe la saison des pluies sur Titan

 

Crédit : NASA/JPL/SSI

 

Une énorme tempête en forme de flèche souffle dans la région équatoriale de Titan dans cette image du vaisseau spatial Cassini, retraçant les changements climatiques saisonniers sur la plus grande lune de Saturne. Crédit: NASA/JPL/SSI

Alors que le printemps continue à se dérouler sur Saturne, les averses d'Avril sur la plus grande lune de la planète, Titan, ont apporté des pluies de méthane dans ses déserts équatoriaux, comme révélé dans les images capturées par la sonde Cassini de la NASA.

 

C'est la première fois que les scientifiques obtiennent la preuve actuelle de la pluie trempant la surface de Titan, aux basses latitudes. Les observations sont publiées aujourd'hui dans la revue Science

 

"Titan continue de surprendre et de nous étonner», a déclaré Alfred McEwen, planétologue au Lunar and Planetary Lab de l'UA et co-auteur sur le papier. "Après des années de temps sec dans les tropiques, une zone de la taille combinée de l'Arizona et du Nouveau-Mexique a été assombrie par la pluie de méthane sur une période de quelques semaines."

 

D'importantes pluies en provenance de grands systèmes nuagueux, repérés par les caméras de Cassini à la fin 2010, ont apparemment obscurci la surface de la lune. La meilleure explication est que ces zones humides sont restées après les orages de méthane.

 

Les nouveaux résultats, combinés avec les résultats antérieurs rapportés dans Geophysical Research Letters le mois dernier, montrent les systèmes météorologiques de l'atmosphère épaisse de Titan et que les changements apportés à la surface de la lune sont affectés par le changement de saisons.

 

«C'est incroyable d'observer une pareille activité familière comme des pluies torrentielles et des changements saisonniers dans les conditions météorologiques sur un lointain satellite de glace», a déclaré Elizabeth Turtle, associée de l'équipe d'imagerie de Cassini au Johns Hopkins University Applied Physics Lab à Laurel, Maryland, et principale auteur de la publication d'aujourd'hui. "Ces observations nous aident à comprendre comment Titan fonctionne comme un système, ainsi que les processus similaires sur notre propre planète."

 

Le système de Saturne a connu l'équinoxe, quand le Soleil se trouve directement sur l'équateur d'une planète et le changement de saisons, en Août 2009. Les années d'observations de Cassini suggèrent que le modèle global de circulation atmosphérique de Titan répond aux variations de l'illumination solaire, influencé par l'atmosphère et la surface, comme détaillé dans le document de Geophysical Research Letters.

 

Cassini trouve que la température de surface répond plus rapidement aux changements de lumière solaire que le fait l'atmosphère épaisse. Le modèle de circulation changeant a produit des nuages dans la région équatoriale de Titan.

 

Les nuages sur Titan sont constitués de méthane dans le cadre d'un cycle semblable à la Terre qui utilise du méthane au lieu d'eau. Sur Titan, le méthane remplit les lacs à la surface, sature les nuages dans l'atmosphère, et tombe en pluie.

 

Bien qu'il n'y ait des preuves que des liquides ont coulé sur la surface à l'équateur de Titan dans le passé, les hydrocarbures liquides, tels que le méthane et l'éthane, ont seulement été observés sur la surface dans les lacs aux latitudes polaires. Les vastes étendues de dunes qui dominent les régions équatoriales de Titan requierent un climat essentiellement aride.

 

Les scientifiques ont soupçonné que des nuages ont pu apparaître à des latitudes équatoriales de Titan lorsque le printemps dans l'hémisphère nord a progressé. Mais ils n'étaient pas sûrs si les canaux secs préalablement observés ont été découpés par les pluies saisonnières ou sont restés d'un climat plus humide, plus tôt.

 

Une tempête en forme de flèche est apparue dans les régions équatoriales le 27 Septembre 2010 - l'équivalent du début Avril de l'année de Titan - et une large bande de nuages est apparue le mois suivant.

 

Comme décrit dans l'article de Science, au cours des mois suivants, le sous-système d'imagerie scientifique de Cassini a capturé des modifications de courte durée de la surface visibles dans les images de la surface de Titan. Une région de 500.000 kilomètres carrés le long de la limite sud du champ de dunes de Belet de Titan, ainsi que de petites zones à proximité, étaient devenues plus sombres.

 

Les scientifiques ont comparé les données d'imagerie aux données obtenues par d'autres instruments et ont exclu les autres causes possibles des changements de surface. Ils ont conclu que ce changement de luminosité est probablement le résultat du mouillage de la surface par la pluie de méthane.

 

Ces observations suggèrent que les conditions météorologiques récentes sur Titan sont semblables à celles sur Terre aux tropiques. Dans les régions tropicales, la Terre reçoit sa lumière solaire la plus directe, créant une bande de mouvement ascendant et des nuages de pluie qui encerclent la planète.

 

«Ces foyers peuvent être l'équivalent pour Titan de ce qui crée les climats de forêt tropicale humide de la Terre, même si la réaction tardive au changement de saisons et le passage apparemment soudain fait davantage penser à un comportement sur Terre au-dessus des océans tropicaux que sur les terres émergées tropicales", a déclaré Tony Del Genio du Goddard Institute for Space Studies de la NASA, New York, un co-auteur et membre de l'équipe d'imagerie de Cassini.

 

Sur Terre, les bandes tropicales de nuages de pluie se décalent légèrement au fil des saisons, mais sont présentes toute l'année aux tropiques. Sur Titan, ces larges bandes de nuages peuvent seulement être répandues dans les tropiques aux abords des équinoxes et se déplacent à des latitudes beaucoup plus élevées lorsque la planète approche des solstices.

 

L'équipe d'imagerie a l'intention de regarder si Titan évolue de cette façon lorsque les saisons progressent du printemps à l'été boréal.

 

"Il est manifestement clair qu'il y a encore beaucoup à apprendre de Cassini sur l'arrivée saisonnière en force d'un système complexe surface-atmosphère comme celui de Titan et, à son tour, sur la façon dont il est semblable ou différent de celui de la Terre», a déclaré Carolyn Porco, à la tête de l'équipe d'imagerie de Cassini au Space Science Institute, Boulder, Colorado "Nous sommes impatients de voir ce que le reste de la mission Cassini Solstice va apporter."

 

http://uanews.org/node/38527

 

« Rapid and Extensive Surface Changes Near Titan's Equator: Evidence of April Showers » par E.P. Turtle et R.D. Lorenz de la Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory à Laurel, MD ; J.E. Perry, A.S. McEwen et E.L. Schaller de l'Université de l'Arizona à Tucson, AZ ; A.G. Hayes du California Institute of Technology à Pasadena, CA ; J.W. Barnes de l'Université de l'Idaho à Moscow, ID ; R.A. West, T.L. Ray, R.M.C. Lopes du Jet Propulsion Laboratory à Pasadena, CA ; A.D. Del Genio et J.M. Barbara du NASA Goddard Institute for Space Studies à New York, NY ; J.I. Lunine de l'Istituto Nazionale di Astrofisica à Rome, Italie ; E.R. Stofan de Proxemy Research à Rectortown, VA.

 

« Precipitation Climatology on Titan » par T. Tokano de l'Universität zu Köln à Cologne, Allemagne.

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


16 Mars 2011

Le drame de la naissance des étoiles

 

Crédit : ESO

 

Des étoiles « nouveaux nés » font des ravages dans leur nurserie

Une nouvelle image prise avec le Very Large Telescope de l'ESO nous offre une vue en gros plan des effets spectaculaires qu'ont des étoiles nouvellement nées sur le gaz et la poussière à partir desquels elles se sont formées. Bien que les étoiles elles-mêmes ne soient pas visibles, la matière qu'elles ont éjectée est en train d'entrer en collision avec les nuages de gaz et de poussière environnants, créant un paysage surréaliste d'arcs, de taches et de rayons lumineux.

 

Crédit : ESO

 

La région de formation stellaire NGC 6729 fait partie d'une des nurseries d'étoiles les plus proches de la Terre et est de ce fait l'une des mieux étudiées. Cette nouvelle image prise avec le Very Large Telescope (VLT) de l'ESO nous offre une vue en gros plan d'une partie de cette étrange et fascinante région (une image à grand champ est disponible ici : eso1027). Les données nécessaires à la réalisation de cette image ont été sélectionnées dans les archives de l'ESO par Sergey Stepanenko dans le cadre du concours « les Trésors Cachés » [1]. L'image de NGC 6729 réalisée par Sergey Stepanenko a été classée troisième du concours.

 

Les étoiles se forment en profondeur dans les nuages moléculaires. Les premières phases de leur développement ne peuvent pas être observées avec les télescopes optiques (observant en « lumière visible ») à cause de l'effet obscurcissant de la poussière. Dans la partie supérieure gauche de cette image on peut voir de très jeunes étoiles. Bien qu'elles ne puissent pas être observées directement, les ravages qu'elles ont causés dans leur entourage dominent l'image. Des jets de matière à grande vitesse, éjectés par ces « bébés étoiles » à des vitesses pouvant atteindre le million de kilomètres par heure, sont en train de s'écraser sur le gaz environnant, créant des ondes de choc. Ces chocs font briller le gaz et créent des arcs et des taches lumineux étrangement colorés connus sous le nom d'objets de Herbig-Haro [2].

 

Sur cette image, les objets de Herbig-Haro forment deux lignes qui marquent les directions probables de la matière éjectée. L'une d'elles s'étend de l'extrémité supérieure gauche à la partie inférieure du centre, se terminant dans le groupe circulaire de taches et d'arcs lumineux en bas au centre. L'autre commence à proximité du bord supérieur gauche de l'image et s'étire vers la droite du centre. La curieuse structure brillante en forme de cimeterre en haut à gauche est probablement due principalement à la lumière des étoiles réfléchie par la poussière et n'est pas un objet de Herbig-Haro.

 

Cette image aux couleurs accentuées [3] a été réalisée à partir d'images prises avec l'instrument FORS1 sur le VLT de l'ESO. Celles-ci ont été prises à travers deux filtres différents isolant la lumière provenant du rayonnement de l'hydrogène (montré en orange) et du rayonnement du soufre ionisé (montré en bleu). Les différentes couleurs dans les diverses parties de cette région de violente formation stellaire reflètent différentes conditions – par exemple, là où le soufre ionisé brille fortement (structures bleues), les vitesses  de la matière entrant en collision avec le gaz sont relativement faibles – et aident les astronomes à démêler ce qui se passe dans cette scène dramatique.

 

Notes :

[1] Le concours « Les Trésors cachés 2010 de l'ESO » a donné l'opportunité aux astronomes amateurs de chercher dans les volumineuses archives de données astronomiques de l'ESO, espérant y dénicher un joyau bien caché n'attendant qu'à être taillé par les concurrents. Les participants ont proposé près de cent images et les dix personnes les plus douées ont reçu des prix très attrayants, dont un voyage totalement pris en charge pour le vainqueur à destination du VLT (Very Large Telescope) de l'ESO au Cerro Paranal, au Chili, le télescope optique le plus avancé au monde. Les dix gagnants ont soumis un total de 20 images qui ont été parmi les mieux classées du concours sur près de 100 images.

 

[2] Les astronomes George Herbig et Guillermo Haro n'ont pas été les premiers à voir un des objets qui portent maintenant leurs noms, mais ils ont été les premiers à étudier en détail le spectre de ces objets étranges. Ils ont réalisé qu'il ne s'agissait pas simplement d'amas de gaz et de poussière réfléchissant la lumière ou rayonnant sous l'influence de la lumière ultraviolette émise par les jeunes étoiles, mais qu'il s'agissait d'une nouvelle classe d'objets associée à la matière éjectée dans les régions de formation stellaire.

 

[3] Le soufre ionisé et l'atome d'hydrogène dans cette nébuleuse émettent de la lumière rouge. Pour les différencier sur cette image, le rayonnement du soufre a été coloré en bleu.

 

Plus d'informations

L'ESO - l'Observatoire Européen Austral - est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 14 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, 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 VISTA, le plus grand télescope pour les grands relevés. 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 – l'E-ELT- qui disposera d'un miroir primaire de 42 mètres de diamètre et observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

 

Liens

- L'article scientifique (Wang et al.)

- Photos du VLT

 

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1109/

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

Le vaisseau spatial russe Soyouz TMA-M s'est séparé automatiquement de la Station spatiale internationale (ISS) ce mercredi 16 Mars 2011. L'atterrissage du Soyouz TMA-M, ramenant sur Terre l'Américain Scott Kelly et les Russes Alexandre Kaleri et Oleg Skripotchka après un séjour de cinq mois dans l'espace, s'est déroulé avec succès à 07h54 UTC dans une zone au nord d'Arkalyk, dans les steppes du Kazakhstan. A bord de l'ISS est resté l'équipage composé du Russe Dmitri Kondratiev, de l'Américaine Catherine Coleman et de l'Italien Paolo Nespoli.

 


15 Mars 2011

Hubble élimine une alternative à l'énergie sombre

 

Crédit : NASA, ESA, A. Riess (STScI/JHU), L. Macri (Texas A&M University), and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

 

Les astronomes à l'aide du télescope spatial Hubble ont éliminé une théorie alternative sur la nature de l'énergie sombre après le recalcul du rythme d'expansion de l'Univers avec un exactitude sans précédent. L'univers semble être en expansion à un rythme toujours croissant, et une explication est que l'Univers est rempli d'énergie sombre qui fonctionne de manière opposée à la pesanteur. Une alternative à cette hypothèse est qu'une énorme bulle de l'espace relativement vide de huit milliards d'années-lumière de large entoure notre voisinage galactique. Si nous vivions près du centre de ce vide, les observations de galaxies s'éloignant des unes des autres à des vitesses s'accélérant seraient une illusion. Cette hypothèse a été infirmée parce que les astronomes ont affiné leur compréhension actuelle du rythme présent d'expansion de l'Univers avec une incertitude de juste 3.3 pour cent. La nouvelle mesure réduit la marge d'erreur de 30 pour cent sur la meilleure mesure précédente de Hubble en 2009. Les résultats sont rapportés dans l'édition du 1er Avril de The Astrophysical Journal.

 

Science Credit: NASA, ESA, A. Riess (STScI/JHU), and L. Macri (Texas A&M University)

Image Credit: NASA, ESA, A. Riess (STScI/JHU), L. Macri (Texas A&M University), and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

 

Parmi les innombrables étoiles dans la galaxie en spirale NGC 5584, imagée en lumière visible avec l'instrument WFC3 (Wide Field Camera 3) de Hubble entre Janvier et Avril 2010, se trouvent des étoiles pulsantes appelées variables Céphéides et une récente supernova de type Ia, une classe spéciale d'étoile explosante. Les astronomes ont utilisé les variables Céphéides et les supernovae de type Ia comme des marqueurs fiables de distance pour mesurer le rythme de l'expansion de l'Univers. NGC 5584 se tient à 72 millions d'années-lumière dans la constellation de la Vierge et était l'une des huit galaxies que les astronomes ont étudiées pour mesurer le taux d'expansion de l'Univers. Dans ces galaxies, les astronomes ont analysé plus de 600 variables Céphéides, dont 250 dans NGC 5584. Les variables Céphéides palpitent à un rythme correspondant étroitement à leur éclat intrinsèque, faisant d'elle l'idéal pour des mesures de distance aux galaxies relativement voisines. Les supernovae de type Ia éclatent avec le même éclat et sont assez brillantes pour être vues de distances relativement plus imprortantes. Les astronomes recherchent les supernovae de type Ia dans les galaxies voisines contenant des variables Céphéides ainsi ils peuvent comparer l'éclat véritable des deux types d'étoiles. Cette information d'éclat est employée pour calibrer la mesure de supernova de type Ia dans les galaxies lointaines et pour calculer leur distance à la Terre. Une fois que les astronomes connaissent les distances précises aux galaxies proches et lointaines, ils peuvent déterminer le taux de l'expansion de l'Univers.

 

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2011/08/

 

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

  

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

Arachnophobes, prenez garde: Hubble capture un gros plan de la Tarentule : Le télescope spatial Hubble a produit une image remarquable d'une partie de la célèbre nébuleuse de la Tarentule, un vaste nuage de formation d'étoiles de gaz et de poussière dans notre galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan. Sur la nouvelle photo, on voit un gros plan de la région centrale de la Tarentule, brillant fortement avec des gaz ionisés et des étoiles jeunes.

 


 

Anneaux distincts dans le signal à 21cm de l'époque de la réionisation : L'époque de la réionisation est le moment de l'univers où le gaz d'hydrogène, d'abord majoritairement neutre, devient ionisé par les premières sources de rayonnement UV et X (étoiles et quasars). Les astrophysiciens espèrent obtenir de nombreuses informations sur l'époque de la réionisation à partir des futures observations de la transition à 21 cm de longueur d'onde de l'atome d'hydrogène neutre, pour laquelle de nombreux projets sont en cours de réalisation (LOFAR, SKA, MWA..). Il sera cependant difficile d'extraire des données brutes le signal cosmologique à cause de nombreuses contaminations par les sources d'avant-plan, par la réfraction ionosphérique, ou par les instruments eux-mêmes. L'intensité des avant-plans sera plusieurs ordres de grandeur supérieure à celle du signal à 21 cm. Toute prédiction au sujet des propriétés du signal cosmologique est donc particulièrement utile afin de vérifier que l'extraction du signal a été effectuée avec succès. C'est précisément une telle prédiction qu'ont faite des chercheurs de l'Observatoire de Paris (LERMA). A l'aide de simulations numériques, ils ont mis en évidence l'existence d'un signal caractéristique en forme d'anneaux concentriques autour des premières sources de rayonnement.

 


 

NGC 4151: un trou noir actif dans " l'Oeil de Sauron " : La nouvelle image composite de l'Observatoire de rayons X Chandra montre la région centrale de la galaxie spirale NGC 4151, surnommée "Oeil de Sauron" par les astronomes pour sa ressemblance à l'oeil du personnage malveillant dans "Le Seigneur des Anneaux".

 

Les astronomes d'Hawaii surveillent Apophis : Le 31 Janvier 2011, des astronomes de l'Université d'Hawaii à Manoa ont utilisé le télescope de 2,2 mètres de l'Université sur le Mauna Kea pour prendre la première des nouvelles images en plus de trois ans de l'astéroïde géocroiseur potentiellement dangereux Apophis lorsqu'il a émergé de derrière le Soleil.

 

L'astéroïde 2005 YU55 s'approche de la Terre le 08 Novembre 2011 : L'astéroïde géocroiseur 2005 YU55 passera à environ 0,85 fois la distance Terre-Lune le 08 Novembre 2011. L'approche à venir de cet astéroïde de type C relativement imposant d'environ 400 mètres présente une excellente opportunité pour les observations terrestres incluant l'optique, le proche infrarouge et les données radar. Les approches au plus près de la Terre et de la Lune seront respectivement de 0,00217 UA et de 0,00160 UA le 08 Novembre 2011 à 23h28 UTC et le 09 Novembre à 07h13 UTC.

 


10 Mars 2011

L'amas de galaxies évolué le plus éloigné

 

Crédit : ESO/NOAJ/Subaru/R. Gobat

 

Jeune, mais étonnamment adulte

 

Les astronomes ont utilisé une armada de télescopes au sol et dans l'espace, dont le Very Large Telescope de l'ESO à l'Observatoire Paranal au Chili afin de découvrir et de mesurer la distance par rapport à la Terre de l'amas de galaxies évolué le plus éloigné jamais trouvé. Bien que cet amas soit observé lorsque l'Univers avait moins d'un quart de son âge actuel, il ressemble étonnamment aux amas de galaxies que l'on observe actuellement dans l'Univers local.

 

Crédit : ESO/NOAJ/Subaru/R. Gobat

 

«Nous avons mesuré la distance à l'amas de galaxies évolué le plus éloigné jamais trouvé», dit Raphael Gobat (CEA, Paris), l'auteur principal de l'étude pour laquelle les observations réalisées avec le VLT de l'ESO ont été utilisées, "La chose surprenante est que, lorsqu'on le regarde attentivement, cet amas de galaxies ne semble pas jeune – de nombreuses galaxies se sont « assagies » et ne ressemblent pas aux galaxies à formation d'étoiles que l'on observe habituellement dans l'Univers primitif. "

 

Les amas de galaxies sont les plus grandes structures de l'Univers maintenues ensemble par la gravité. Les astronomes s'attendent à ce que ces amas grandissent au fil du temps et donc que des amas massifs soient rares dans l'Univers primitif. Bien que des amas plus éloignés aient déjà été observés, ils sont toujours apparus comme de jeunes amas en plein processus de formation et non pas comme des systèmes assagis et évolués.

 

Cette équipe internationale d'astronomes a utilisé les instruments puissants que sont VIMOS et FORS2 installés sur le VLT de l'ESO pour mesurer les distances de certaines taches floues dans un curieux ensemble d'objets rouges très peu lumineux, observés auparavant avec le télescope spatial Spitzer. Ce groupement, baptisé J1449 CL 0856 [1], avait toutes les caractéristiques indiquant qu'il s'agissait d'un amas de galaxies très éloigné [2]. Les résultats montrent que nous sommes, en effet, en train de voir un amas de galaxies tel qu'il était lorsque l'Univers avait environ trois milliards d'années - moins d'un quart de son âge actuel [3].

 

Une fois mesurée la distance de cet objet très rare, ces astronomes ont observé attentivement les galaxies qui le composent en utilisant le télescope spatial Hubble de la NASA et de l'ESA, ainsi que des télescopes au sol, dont le VLT. Ils ont trouvé des preuves suggérant que la plupart des galaxies de l'amas ne formaient pas d'étoiles, mais étaient composées d'étoiles déjà âgées d'environ un milliard d'années. Cela fait de cet amas un objet évolué d'une masse proche de la masse de l'Amas de la Vierge, l'amas riche en galaxies le plus proche de la Voie Lactée.

 

Une autre preuve indiquant qu'il s'agit bien d'un amas évolué provient d'observations, réalisées avec l'observatoire spatial XMM-Newton de l'ESA, de l'émission de rayons X provenant de J1449 CL 0856. L'amas présente une émission de rayons X qui doit venir d'un nuage très chaud de gaz ténu remplissant l'espace entre les galaxies et concentré vers le centre de l'amas. Ceci est un autre signe de maturité pour un amas dont les galaxies sont solidement maintenues ensemble par sa propre gravité, alors que des amas très jeunes n'auraient pas eu le temps de piéger du gaz chaud de cette manière.

 

Comme Raphael Gobat conclut : «Ces nouveaux résultats renforcent l'idée que des amas évolués existaient quand l'Univers avait moins d'un quart de son âge actuel. De tels amas sont supposés être très rares selon la théorie actuelle et nous avons eu beaucoup de chance d'en repérer un. Mais si de nouvelles observations en trouvaient beaucoup plus, alors cela pourrait signifier que notre compréhension de l'Univers primitif devrait être revue. "

 

Notes :

[1] Ce nom étrange se réfère à la position de l'objet dans le ciel.

 

[2] Les galaxies apparaissent en rouge sur la photo en partie parce qu'on pense qu'elles sont principalement composées d'étoiles rouges, froides. De plus, l'expansion de l'Univers a augmenté la longueur d'onde de la lumière, depuis qu'elle a quitté ces systèmes, de telle sorte qu'elle est principalement observée sous forme de rayonnement infrarouge lorsqu'elle atteint la Terre.

 

[3] Les astronomes ont mesuré la distance de l'amas en décomposant la lumière en ses différentes couleurs en utilisant un spectrographe. Ils ont ensuite comparé ce spectre avec celui d'un objet similaire dans notre Univers proche. Cela leur a permis de mesurer le décalage spectral vers le rouge (redshift) des galaxies lointaines – qui indique de combien l'Univers s'est étendu depuis que la lumière a quitté ces galaxies. Le décalage vers le rouge obtenu est égal à 2,07, ce qui signifie que l'amas est vu environ trois milliards d'années après le Big Bang.

 

Plus d'informations

Cette recherche a été présentée dans un article, “A mature cluster with X-ray emission at z = 2.07”, par R. Gobat et al., publié dans le  journal Astronomy & Astrophysics.

 

L'équipe est composée de R. Gobat (Laboratoire AIM-Paris-Saclay, France), E. Daddi (AIM-Paris, France), M. Onodera (ETH Zürich, Suisse), A. Finoguenov (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching, Allemagne), A. Renzini (INAF–Osservatorio Astronomico di Padova, Italie), N. Arimoto (National Astronomical Observatory of Japan, Japon), R. Bouwens (Lick Observatory, Santa Cruz, USA), M. Brusa (ETH), R.-R. Chary (California Institute of Technology, USA), A. Cimatti (Università di Bologna, Italie), M. Dickinson (NOAO, Tucson, USA), X. Kong (University of Science and Technology of China, Chine), et M.Mignoli (INAF – Osservatorio Astronomico di Bologna, Italie).

 

L'ESO - l'Observatoire Européen Austral - est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 14 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, 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 VISTA, le plus grand télescope pour les grands relevés. 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 – l'E-ELT- qui disposera d'un miroir primaire de 42 mètres de diamètre et observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

 

Liens

- L'article scientifique

- Photos du VLT

 

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1108/

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

Un vieil amas de galaxies découvert dans le jeune Univers : Des astronomes travaillant avec les données de plusieurs observatoires, dont XMM-Newton, ont découvert l'amas de galaxies le plus lointain et mature à ce jour. L'amas est vu tel qu'il était lorsque l'Univers avait seulement environ un quart de son âge actuel. Au contraire d'autres structures observées dans le jeune Univers, cet objet est déjà à son apogée, comme c'est manifeste d'après son émission de rayons X et la population évoluée de galaxies. Ceci montre que les amas pleinement adulte de galaxies sont déjà en place en ce début de l'histoire cosmique.

 


10 Mars 2011

Fin de mission pour Discovery

 

Crédit : NASA/Bill Ingalls

 

Discovery a effectué son dernier atterrissage mercredi 09 Mars 2011 au Kennedy Space Center en Floride clôturant un vol couronné de succès vers la Station Spatiale Internationale et une histoire de 39 missions couvrant 238,5 millions de kilomètres en 365 jours dans l'espace.

 

Crédit : NASA/Bill Ingalls

 

L'atterrissage, comme le reste de la mission, était virtuellement irréprochable. Les roues de Discovery se sont posées sur la piste concrète à 16h57 UTC, après un vol de 12 jours, 19 heures et 4 minutes et un voyage de 8.536.186 kilomètres en 202 orbites.

 

Le commandant Steve Lindsey, le pilote Eric Boe et les spécialistes de mission Alvin Drew, Steve Bowen, Michael Barratt et Nicole Stott ont délivré un nouveau module et une plateforme externe de rangement ainsi que de l'équipement et de l'approvisionnement. Pendant les presque neuf jours de Discovery à la station, Bowen et Drew ont effectué deux sorties dans l'espace pour des travaux de maintenance et l'installation de nouveaux composants.

 

La visite de Discovery à la Station a été prolongée de deux jours, ainsi son équipage a pu aider à équiper le PMM (Permanent Multipurpose Module) Leonardo qu'il a apporté. Leonardo a rendu visite sept fois à la Station auparavant en tant que cargo ravitailleur avant d'être rénové pour servir de module supplémentaire permanent de 70 mètres carrés au laboratoire orbital. Parmi les 2,7 tonnes de cargaison se trouvait Robonaut 2, un humanoïde qui pourrait être un précurseur de dispositif pour aider lors des sorties extravéhiculaires. Environ 1 tonne de cargaison supplémentaire pour la Station était emporté dans la soute de la navette.

 

Discovery a voyagé un total de 238.539.663 kilomètres au cours de 5.830 orbites.

 

http://www.nasa.gov/mission_pages/shuttle/main/index.html

 

http://www.nasa.gov/mission_pages/shuttle/launch/index.html

 

http://spaceflightnow.com/shuttle/sts133/status.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

Traces de vie extraterrestre dans une météorite : la Nasa est sceptique. L'Agence spatiale américaine a pris ses distances face à Richard Hoover, l'un de ses scientifiques qui prétend avoir repéré des traces de vie extraterrestre sur des météorites retrouvées il y a des dizaines d'années. Il n'y a aucune preuve scientifique à l'appui, a estimé hier la Nasa, faisant référence à l'article d'un de ses chercheurs paru vendredi dans le Journal de cosmologie américain.

 


 

Spitzer capture les rayons infrarouges d'un tournesol : Les divers segments des bras en spirale de la galaxie du Tournesol, également connue sous le nom de Messier 63, ressortent de façon très nette dans cette image prise en lumière infrarouge par le télescope spatial Spitzer de la NASA. La lumière infrarouge est sensible aux lignes de poussières dans les galaxies en spirale, qui semblent foncées dans les images en lumière visible. La vue de Spitzer révèle les structures complexes qui tracent le motif de bras en spirale de la galaxie.

 

« Trompes d'éléphant » dans l'espace : WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) a capturé cette image d'un nuage de poussières et de gaz de formation d'étoiles, appelé Sh2-284, situé dans la constellation de la Licorne (Monoceros). Plusieurs « trompes d'éléphant » -- ou piliers monstrueux de gaz et de poussières denses -- s'alignent le long des bords d'un trou cosmique.

 


 

INTRUS 2011 EN11, un astéroïde de type Apollo d'à peu près 9 mètres de diamètre observé pour la première fois le 04 Mars 2011 à 10h21 UTC par le Catalina Sky Survey, et annoncé par la circulaires MPEC 2011-E26, est passé auprès de notre planète le 03 Mars 2011 vers 08h45 UTC (< 1mn ) à une distance nominale au centre de la Terre estimée à environ 248.500 km , soit environ 0,65 LD (1 LD = Distance moyenne Terre-Lune = 380.400 km). Quelques heures auparavant, le 03 Mars 2011 vers 03h55 UTC (< 1mn) , l'astéroïde passait à une distance nominale d'environ 490.000 km (1,27 LD) de la Lune.

 

INTRUS 2011 EY11, un astéroïde de type Apollo d'environ 7 mètres de diamètre observé pour la première fois le 05 Mars 2011 à 08h36 UTC par le Catalina Sky Survey, et annoncé par la circulaires MPEC 2011-E29, passe auprès de notre planète le 07 Mars 2011 vers 03h52 UTC (± 59mn ) à une distance nominale au centre de la Terre estimée à environ 132.300 km, soit environ 0,34 LD (1 LD = Distance moyenne Terre-Lune = 380.400 km). Quelques heures plus tard, le 03 Mars 2011 vers 09h50 UTC (± 01h05m) , l'astéroïde passe à une distance nominale d'environ 443.850 km (1,15 LD) de la Lune.

 


04 Mars 2011

Les cicatrices d'impacts sur Mars

 

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

 

Mars Express de l'ESA a renvoyé de nouvelles images d'un cratère ovale d'impact dans l'hémisphère sud de Mars. Situé juste au sud du bassin Huygens, il pourrait avoir été creusé par un train de projectiles heurtant la planète sous un angle faible.

 

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

 

Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)Le grand bassin Huygens (non visible dans l'image principale mais vu dans l'image contextuelle plus large) est d'environ 450 kilomètres de diamètre et se situe dans les montagnes méridionales fortement criblées de cratères. Dans ce secteur il y a de nombreuse cicatrices d'impact mais aucune n'est peut-être plus intéressante que les "cratères allongés".

 

L'un de ces cratères est vu dans cette nouvelle image, qui couvre une superficie de 133 x 53 kilomètres à 21°S/ 55°E. La scène a été capturée le 04 Août 2010 et les plus petits objets distingués par l'appareil-photo sont d'environ 15 mètres de large.

 

Ce cratère ovale anonyme se tient juste au sud du bassin beaucoup plus grand Huygens. Il est d'environ 78 kilomètres de longueur, s'ouvre d'un peu moins de 10 kilomètres de large à une extrémité à 25 kilomètres à l'autre, et atteint une profondeur de 2 kilomètres.

 

Les cratères d'impact sont généralement ronds parce que les projectiles qui les créent s'enfoncent dans le sol avant que l'onde de choc de l'impact puisse exploser vers l'extérieur. Alors, pourquoi celui-ci est-il allongé ?

 

L'indice vient de la couverture environnante de matériel, projetée dans l'impact initial. Cette "couche d'éjecta" est formée comme les ailes d'un papillon, avec deux lobes distincts. Ceci laisse entendre que deux projectiles, probablement les moitiés d'un corps autrefois intact, ont percuté la surface ici.

 

Dans le cratère lui-même, il y a trois secteurs plus profonds qui pourraient être une preuve de plus de deux projectiles. En plus, un deuxième cratère ovale se tient au nord-nord-ouest. On peut le voir dans l'image contextuelle plus large et est en conformité avec celui qu'on voit ici, renforçant l'idée que ces structures seraient le résultat d'un train de projectiles.

 

Au début des années 1980, les scientifiques ont proposé que les cratères ovales d'impact ont été formés par des séries de débris orbitaux suivant des trajectoires qui se sont délabrées avec le temps. Comme les débris retombaient en spirales, ils ont par la suite heurté la planète sous des angles peu prononcés, et creusé des cratères de forme allongée.

 

Cette couverture particulière d'éjecta contient de nombreux plus petits cratères, indiquant que l'original a été formé il y a un temps relativement long et que lui-même est alors devenu une cible.

 

En plus, il existe plusieurs petits canaux sur la couverture, ce qui suggère que la frappe a eu lieu dans une surface riche en composés volatils, peut-être même de l'eau, qui a été fondue par la chaleur de l'impact et s'est écoulée.

 

Au-dessous du bord est du cratère se trouvent deux cratères bien formés et relativement profonds. Ils ont transpercé la couverture d'éjecta et doivent donc être apparus après la formation du grand cratère. En dépit de leurs tailles de 4 km et 5 km, ces cratères plus petits ne montrent aucune indication de la présence d'eau.

 

Au nord il y a un autre cratère qui doit être plus ancien parce que la couverture d'éjecta en papillon a partiellement coulé à l'intérieur.

 

Plusieurs éboulements ont modifié le bord raide du cratère. Ceci peut être plus clairement vu sur les deux plus petits cratères sur le bord, qui ne sont que partiellement conservés, des parties d'eux s'étant détachées.

 

La formation de ces dispositifs allongés n'est pas terminée : la lune martienne Phobos percutera la planète dans quelques dizaines de millions d'années, en se morcellant dans le processus, et créant probablement de nouvelles chaînes à travers la surface.

 

http://www.esa.int/esaSC/SEMTK5VTLKG_index_0.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

GOCE tient ses promesses : Le satellite GOCE de l'ESA a atteint son ambitieux but de dresser la carte de la gravité de la Terre avec une précision sans précédent. En deux courtes années, le satellite sophistiqué a collecté les mesures nécessaires pour enregistrer la forme référence de "géoïde" de notre planète.

 

La mission STS-133 a été prolongée. Le retour sur Terre est maintenant prévu pour mercredi 09 Mars vers 16h58 UTC.

 


02 Mars 2011

Le disque poussiéreux de NGC 247

 

Crédit : ESO

 

Cette image de NGC 247, prise par la caméra à grand champ WFI (Wide Field Imager) sur le télescope MPG / ESO de 2,2 mètres à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili, révèle de très fins détails de cette galaxie spirale très inclinée, sur une magnifique toile de fond. Les astronomes considèrent que sa forte inclinaison explique pourquoi la distance de cette belle galaxie a été surestimée jusqu'à présent.

 

Crédit : ESO

 

La galaxie spirale NGC 247 est l'une des galaxies spirales les plus proches du  ciel austral. Sur cette nouvelle image de la caméra WFI du télescope MPG / ESO de 2,2 mètres au Chili, un grand nombre d'étoiles composant la galaxie sont clairement résolues et de nombreux nuages d'hydrogène d'un rose éclatant indiquant des régions de formation stellaire active, se distinguent dans les bras spiraux vagues et irréguliers.

 

NGC 247 fait partie du groupe du Sculpteur, un ensemble de galaxies associées la galaxie du Sculpteur (NGC 253, également présentée dans eso0902 et eso1025). Il s'agit du groupe de galaxies le plus proche de notre Groupe Local, qui comprend la Voie Lactée, mais attribuer une valeur précise à de telles distances célestes est une tâche intrinsèquement difficile.

 

Pour mesurer la distance de la Terre à une galaxie proche, les astronomes doivent compter sur un type d'étoile variable appelée céphéide qui agit comme un étalon de distance. Les céphéides sont des étoiles très brillantes, dont la luminosité varie à intervalles réguliers. Le temps que prend l'étoile pour devenir plus brillante et s'atténuer peut être introduit dans une relation mathématique simple qui donne la luminosité propre de l'étoile. Une fois comparée avec la luminosité mesurée, cela donne la distance. Cependant, cette méthode n'est pas infaillible, car les astronomes pensent que cette relation période-luminosité dépend de la composition de la céphéide.

 

Un autre problème provient du fait qu'une partie de la lumière de la céphéide peut être absorbée par la poussière lors de son trajet vers la Terre, la faisant ainsi paraître plus faible et donc plus lointaine qu'elle ne l'est réellement. Il s'agit d'un problème notable pour NGC 247 dont l'orientation est fortement inclinée, car la ligne de visée des céphéides traverse le disque poussiéreux de la galaxie.

 

Cependant, une équipe d'astronomes est en train d'examiner les facteurs qui influent sur ces marqueurs de distance céleste dans une étude intitulée le Projet Araucaria [1]. L'équipe a déjà rapporté que NGC 247 est plus d'un million d'années-lumière plus proche de la Voie lactée qu'on ne le pensait auparavant, ce qui porte sa distance à un tout petit peu plus que11 millions d'années-lumière.

 

En dehors de la galaxie principale elle-même, cette image révèle également de nombreuses galaxies brillantes au-delà de NGC 247. En haut à droite de l'image, trois spirales de premier plan forment une ligne et encore plus loin, bien loin derrière elles, de nombreuses galaxies peuvent être vues, certaines d'entre elles brillant directement au travers du disque de NGC 247.

 

Cette image en couleurs a été réalisée à partir d'un grand nombre de clichés monochromes pris au cours de nombreuses années avec des filtres bleu, jaune /vert et rouge. De plus, des clichés pris avec un filtre sélectionnant le rayonnement de l'hydrogène ionisé ont été ajoutés et colorés en rouge. Le temps d'exposition total par filtre a respectivement été de 20 heures, 19 heures, 25 minutes et 35 minutes.

 

Notes :

[1] Le projet Araucaria est une collaboration entre des astronomes appartenant à des institutions au Chili, aux États-Unis et en Europe. Le Very Large Telescope de l'ESO a fourni des données pour le projet.

 

Plus d'informations

L'ESO - l'Observatoire Européen Austral - est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 14 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, 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 VISTA, le plus grand télescope pour les grands relevés. 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 – l'E-ELT- qui disposera d'un miroir primaire de 42 mètres de diamètre et observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil tourné vers le ciel » le plus grand au monde.

 

Liens

- Le projet Araucaria

- L'article scientifique

 

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1107/

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

Les météorites auraient fourni les éléments essentiels à l'apparition de la vie sur Terre : Des chercheurs américains ont découvert qu'une météorite carbonée et retrouvée en Antarctique comportait de l'ammoniac, un précurseur essentiel des molécules biologiques. Les météorites auraient joué un rôle clé dans le développement de la vie sur Terre. C'est ce que suggère l'étude réalisée par des scientifiques de l'Université d'Arizona aux Etats-Unis et  publiée hier dans la revue Proceedings of the National Academy of Sciences. En analysant une météorite carbonée, les chercheurs américains se sont aperçus que celle-ci libérait de l'ammoniac, des éléments de formule NH3 également contenus dans les molécules biologiques complexes comme les acides aminés ou l'ADN.

 


 

Le télescope PS1 établi le record de découverte d'astéroïdes géocroiseurs : Le télescope Pan-STARRS PS1 de Haleakala, Maui, a découvert 19 astéroïdes géocroiseurs dans la nuit du 29 Janvier, le maximum d'astéroïdes découvert par un télescope sur une seule nuit. Les scientifiques luttent contre le temps et la météo pour confirmer les découvertes.

 


 

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