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C/2015 F4 (Jacques)

Une nouvelle comète a été découverte par Cristóvão Jacques sur les images CCD obtenues le 27 Mars 2015 par C. Jacques, E. Pimentel et J. Barros avec l'astrographe de 0.28-m f/2.2 à l'Observatoire SONEAR (Oliveira, Brésil). 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 grâce aux observations de E. Guido et N. Howes (via iTelescope Observatory, Siding Spring), R. Ligustri (via iTelescope Observatory, Siding Spring), C. Jacques, E. Pimentel et J. Barros (via iTelescope Observatory, Siding Spring), S. M. Tilley (via iTelescope Observatory, Siding Spring), A. Maury, J.-F. Soulier et J.-G. Bosch (CAO, San Pedro de Atacama), A. Chapman et N. D. Diaz (Observatorio Cruz del Sur, San Justo), M. Masek, J. Jurysek et K. Honkova (Pierre Auger Observatory, Malargue), J. Spagnotto (Observatorio El Catalejo, Santa Rosa), M. Urbanik (via iTelescope Observatory, Siding Spring), M. Suzuki (via iTelescope Observatory, Siding Spring), E. Bryssinck (via iTelescope Observatory, Siding Spring), H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring), R. Salvo, L. Almenares, S. Roland et D. Fernandez (Los Molinos), et M. Gedek, M. Zolnowski, M. Kusiak et R. Reszelewski (Polonia Observatory, San Pedro de Atacama).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2015 F4 (Jacques) indiquent un passage au périhélie le 08 Août 2015 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15FF9.html (MPEC 2015-F159)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 10 Août 2015 à une distance d'environ 1,6 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15H37.html (MPEC 2015-H37)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20F4;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://remanzacco.blogspot.it/2015/03/new-comet-c2015-f4-jacques.html

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

P/2015 D6 (Lemmon-PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte sur les images CCD obtenues le 27 Février et 09 Mars 2015 par R. A. Kowalski et R. G. Matheny dans le cadre du Mt. Lemmon Survey, mais aussi sur les images CCD obtenues le 16 Mars 2015 par les membres de l'équipe de recherche de Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System). La nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), R. J. Wainscoat et D. Woodworth (Mauna Kea), H. Mikuz (Crni Vrh), R. Furgoni et G. Favero (Osservatorio del Celado, Castello Tesino).

Les éléments orbitaux de la comète P/2015 D6 (Lemmon-PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 07 Juillet 2015 à une distance d'environ 4,5 UA du Soleil, et une période d'environ 19,3 ans, pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15F31.html (MPEC 2015-F31)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 14 Juillet 2015 à une distance d'environ 4,5 UA du Soleil, et une période d'environ 19,4 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15M77.html (MPEC 2015-M77)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2015%20D6;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2010 K2 = 2015 B3 (WISE)

La comète P/2010 K2 (WISE), observée pour la dernière fois le 21 Juillet 2010, a été retrouvée sur les images obtenues les 26 Janvier et 18 Mars 2015 par les membres de l'équipe de recherche de Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System).

Découvert le 27 Mai 2010 dans le cadre de la mission WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), l'objet ayant l'apparence d'un astéroïde avait révélé sa nature cométaire lors d'observation de suivi après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center. La comète, appartenant à la famille des comètes de Jupiter, est passée au périhélie le 07 Juillet 2010 à une distance d'environ 1,2 UA du Soleil.

Pour son nouveau retour, les éléments orbitaux de la comète P/2010 K2 = 2015 B3 (WISE) indiquent un passage au périhélie le 16 Août 2015 à une distance d'environ 1,2 UA du Soleil, et une période d'environ 5,1 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15F33.html (MPEC 2015-F33)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2015%20B3;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2010 K2 = 2015 B3 (WISE) a reçu la dénomination définitive de 317P/WISE en tant que 317ème comète périodique numérotée.

P/2015 F1 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte sur les images obtenues le 21 Mars 2015 par les membres de l'équipe de recherche de Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System). 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 grâce aux observations de W. H. Ryan (Magdalena Ridge Observatory, Socorro), H. Sato (via iTelescope Observatory, Siding Spring), S. M. Tilley (via iTelescope Observatory, Siding Spring), R. J. Wainscoat et P. Forshay (Mauna Kea), B. Lutkenhoner (via iTelescope Observatory, Siding Spring), T. Namkhai et S. Schmalz (ISON-Hureltogoot Observatory), A. Maury et J.-G. Bosch (CAO, San Pedro de Atacama), R. Ligustri (via iTelescope Observatory, Siding Spring), A. Chapman et N. D. Diaz (Observatorio Cruz del Sur, San Justo).

Les éléments orbitaux de la comète P/2015 F1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 24 Janvier 2015 à une distance d'environ 2,5 UA du Soleil, et une période d'environ 9,4 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15FB9.html (MPEC 2015-F119)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 15 Mars 2015 à une distance d'environ 2,5 UA du Soleil, et une période d'environ 6,6 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15J41.html (MPEC 2015-J41)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2015%20F1;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2015 F2 (Polonia)

Une nouvelle comète a été trouvée sur les images CCD obtenues le 23 Mars 2015 avec l'astrographe de 0.1-m f/5 du Polonia Observatory, à San Pedro de Atacama. 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 préliminaires de la comète C/2015 F2 (Polonia) indiquent un passage au périhélie le 28 Avril 2015 à une distance d'envrion 1,2 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15FC0.html (MPEC 2015-F120)

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15H37.html (MPEC 2015-H37)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20F2;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2015 F3 (SWAN)

Une nouvelle comète a été détectée le 24 Mars 2015 par M. Jaeger et W. Vollmann (Stixendorf) sur les images en ultraviolet obtenues par l'instrument SWAN (Solar Wind ANisotropies) à bord du satellite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory). La nature cométaire de l'objet a été confirmée grâce aux observations de L. Hudin (ROASTERR-1 Observatory, Cluj-Napoca), H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), K. Cernis et H. Selevicius (Moletai Astronomical Observatory), K. Kadota (Ageo), M. Masek et M. Jelinek (BOOTES-2 Observatory, Algarrobo), et A. Diepvens (Olmen), après publication sur les pages NEOCP (NEO Confirmation Page) et PCCP (Possible Comet Confirmation Page) du Minor Planet Center.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2015 F3 (SWAN) indiquent un passage au périhélie le 09 Mars 2015 à une distance d'environ 0,8 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15FC2.html (MPEC 2015-F122)

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

Dans les laboratoires de physique des particules, comme le grand collisionneur de hadrons à Genève, en Suisse, les scientifiques brisent les atomes ensemble pour étudier les fondements de la matière et de l'énergie. À l'échelle du macrocosme, la nature fournit une expérience similaire en brisant des amas de galaxies ensemble. En dehors des galaxies et des gaz, les amas de galaxies contiennent d'énormes quantités de matière noire. La matière noire est une forme transparente de la matière qui compose la majeure partie de la masse de l'Univers. Au cours de la collision, les nuages de gaz enveloppant les galaxies rentrent les une dans les autres et ralentissent ou s'arrêtent. Des astronomes ont trouvé que la matière noire a continué tout droit à travers les chocs violents, sans ralentir par rapport aux galaxies. Leur meilleure explication est que la matière noire n'interagit pas avec les particules visibles, et elle interagit également moins fréquemment avec d'autre matière noire qu'on le pensait. Les astronomes ont utilisé le télescope spatial Hubble et l'Observatoire de rayons X Chandra pour étudier 72 grandes collisions d'amas galaxies. Chandra a suivi les gaz chauds, et Hubble a vu comment la matière noire invisible déforme l'espace et déforme les images des étoiles d'arrière-plan. Cela a permis à la distribution de la matière noire dans la collision d'être cartographiée. La conclusion réduit les options pour ce que pourrait être cette matière noire.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/10/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des observations du VLT confirment que G2 a survécu à son approche et consiste en un objet compact

Les observations les plus détaillées à ce jour du nuage de gaz et de poussière G2 confirment son passage à très grande proximité du trou noir supermassif situé au centre de la Voie Lactée, au mois de mai 2014, ainsi que sa survivance à cette expérience. Les nouvelles données acquises par le Très Grand Télescope de l'ESO indiquent que l'objet ne semble pas avoir été considérablement étiré et qu'il présente une forte compacité. Il s'apparente davantage à une jeune étoile dotée d'un noyau massif, qui accumule toujours de la matière. Le trou noir en lui-même n'a pas encore présenté le moindre signe d'une activité renforcée.

Un trou noir supermassif doté d'une masse quatre millions de fois supérieure à celle du Soleil occupe le centre de notre galaxie, la Voie Lactée. Il est entouré d'un petit groupe d'étoiles brillantes ainsi que d'un mystérieux nuage poussiéreux noté G2. La chute de ce nuage en direction du trou noir fait l'objet d'un suivi depuis plusieurs années. La survenue du péribothron, ou point d'approche ultime, devait survenir en mai 2014.

Les impressionnantes forces de marée qui règnent au sein de cette région caractérisée par une intense gravité étaient censées fractionner le nuage et disperser ses fragments le long de son orbite. Une fraction de cette matière devait alimenter le trou noir puis soudainement raviver son éclat. Ce regain d'intensité aurait témoigné de la satisfaction du monstre à déguster un met rare. Afin d'étudier la survenue de ces événements rarissimes, la région située au centre de notre galaxie fait l'objet, depuis plusieurs années, d'observations répétées de la part de nombreuses équipes disposant de temps d'observation sur les grands télescopes disséminés dans le monde entier.

Une équipe dirigée par Andreas Eckart (Université de Cologne, Allemagne), a observé la région durant de nombreuses années au moyen du Très Grand Télescope (VLT) de l'ESO [1]. Elle a notamment effectué un suivi de cette région au cours de la période critique s'étendant de février à septembre 2014, soit de part et d'autre du péribothron. Ces nouvelles observations sont en accord avec celles effectuées auparavant au moyen du Télescope Keck à Hawaï [2].

Les images acquises dans l'infrarouge – domaine d'émission du gaz d'hydrogène, montrent que son passage à proximité du trou noir n'a en rien modifié la compacité du nuage.

L'instrument SINFONI qui équipe le VLT a non seulement acquis des images parfaitement résolues, mais il a également décomposé la lumière incidente dans les différentes couleurs infrarouges qui la composent et donc permis d'estimer la vitesse du nuage [3]. Avant d'atteindre le péribothron, le nuage s'éloignait de la Terre à une vitesse voisine de dix millions de kilomètres par heure. Après qu'il ait côtoyé le trou noir, le nuage se déplaçait en direction de la Terre à quelque douze millions de kilomètres par heure.

Florian Peissker, doctorant à l'Université de Cologne en Allemagne, a effectué une grande partie des observations. Il livre ses impressions : “Etre au pied du télescope et voir les données arriver en temps réel constitua une merveilleuse expérience”. Monica Valencia-S, post-doc à l'Université de Cologne et chargée du traitement des données, d'ajouter : “Nous fûmes surpris de constater que la lueur en provenance du nuage poussiéreux était demeurée compacte, en dépit de la proximité du trou noir.”

Des observations antérieures suggéraient l'étirement progressif de G2. Les nouvelles observations ne confirment toutefois pas d'étalement significatif – que ce soit au plan visuel ou en termes de vitesses.

En complément des observations effectuées avec l'instrument SINFONI, l'équipe a opéré, au moyen de l'instrument NACO qui équipe le VLT, une longue série de très fines mesures de la polarisation de la lumière en provenance de la région qu'occupe le trou noir supermassif. Ces dernières ont révélé le comportement de la matière accrétée par le trou noir : très stable et aucunement perturbé par l'arrivée du nuage G2 à proximité – jusqu'à présent en tout cas.

La survivance du nuage poussiéreux aux effets d'intense marée gravitationnelle générés par la si grande proximité du trou noir suggèrent fortement qu'il entoure un objet dense doté d'un noyau massif, plutôt qu'il ne consiste en un nuage vaporeux. Cette hypothèse se trouve confortée par l'absence, à ce jour, du moindre élément – hausse de luminosité, accroissement d'activité – plaidant en faveur de l'accrétion de sa matière par le monstre central.

Andreas Eckart résume comme suit les nouveaux résultats obtenus : “Nous avons examiné toutes les données récentes, en particulier celles datant de 2014, période au cours de laquelle le nuage s'est trouvé à grande proximité du trou noir. Nous ne pouvons confirmer l'étirement significatif du nuage. Dans la mesure où il ne se comporte pas à l'image d'un nuage de poussière dépourvu de noyau, il est fort probable qu'il consiste en une jeune étoile enveloppée de poussière.”

Note(s) :

[1] De telles observations présentent de réelles difficultés : la région se trouvant masquée par d'épais nuages de poussière, les observations doivent être effectuées dans le domaine infrarouge. En outre, les événements se produisent à très grande proximité du trou noir : l'obtention d'images correctement résolues requiert donc l'utilisation d'optiques adaptatives. L'équipe a utilisé l'instrument SINFONI qui équipe le Très Grand Télescope de l'ESO ainsi que l'instrument NACO pour suivre le comportement de la région centrale du trou noir en lumière polarisée.

[2] Les observations du VLT offrent une grande netteté – parce qu'elles sont effectuées à de plus courtes longueurs d'onde. Elles sont complétées des mesures de vitesse effectuées par SINFONI et des mesures de polarisation permises par l'instrument NACO.

[3] Parce que le nuage poussiéreux est en mouvement par rapport à la Terre – il s'en éloignait avant son point de passage à proximité du trou noir et désormais s'en rapproche – un effet Doppler – ou variation de la longueur d'onde de la lumière émise – est observé. Cette variation de longueur d'onde peut être estimée au moyen d'un spectrographe sensible tel l'instrument SINFONI qui équipe le VLT. Elle permet également de déterminer la vitesse à laquelle la matière s'étirerait sur l'orbite si le nuage se fragmentait, comme le suggérait une étude antérieure.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Monitoring the Dusty S-Cluster Object (DSO/G2) on its Orbit towards the Galactic Center Black Hole” par M. Valencia-S. et al., à paraître au sein de la revue Astrophysical Journal Letters.

L'équipe est composée de M. Valencia-S. (Institut de Physique de l'Université de Cologne, Allemagne), A. Eckart (Université de Cologne, Institut Max Planck dédié à la Radioastronomie, Bonn, Allemagne [MPIfR]), M. Zajacek (Université de Cologne; MPIfR; Institut Astronomique de l'Académie des Sciences de Prague, République Tchèque), F. Peissker (Université de Cologne), M. Parsa (Université de Cologne), N. Grosso (Observatoire Astronomique de Strasbourg, France), E. Mossoux (Observatoire Astronomique de Strasbourg), D. Porquet (Observatoire Astronomique de Strasbourg), B. Jalali (Université de Cologne), V. Karas (Institut Astronomique de l'Académie des Sciences de Prague), S. Yazici (Université de Cologne), B. Shahzamanian (Université de Cologne), N. Sabha (Université de Cologne), R. Saalfeld (Université de Cologne), S. Smajic (Université de Cologne), R. Grellmann (Université de Cologne), L. Moser (Université de Cologne), M. Horrobin (Université de Cologne), A. Borkar (Université de Cologne), M. García-Marín (Université de Cologne), M. Dovciak (Institut Astronomique de l'Académie des Sciences de Prague), D. Kunneriath (Institut Astronomique de l'Académie des Sciences de Prague), G. D. Karssen (Université de Cologne), M. Bursa (Institut Astronomique de l'Académie des Sciences de Prague), C. Straubmeier (Université de Cologne) and H. Bushouse (Space Telescope Science Institute, Baltimore, Maryland, 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 16 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, la Pologne, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est l'un des partenaires majeurs d'ALMA, le plus grand projet astronomique en service. Et, sur le Cerro Armazones, à proximité de Paranal, l'ESO est en train de construire le télescope géant européen de 39 mètres, l'E-ELT, qui sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens :

- L'article scientifique

- Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1512/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des observations réalisées par APEX lèvent le voile sur Nova Vulpeculae 1670

De nouvelles observations effectuées au moyen d'APEX et d'autres télescopes révèlent l'origine exacte d'un phénomène lumineux observé en 1670 par les astronomes européens : non pas une nova mais une rare et violente collision stellaire. A l'époque, cet événement était facilement observable à l'œil nu. Les traces qui en subsiste aujourd'hui sont si faibles que leur analyse détaillée a requis l'utilisation de télescopes opérant dans le domaine submillimétrique. Les résultats de cette étude qui lève le voile sur cet événement daté de plus 340 ans, paraîtront dans l'édition en ligne de la revue Nature le 23 mars 2015.

Quelques-uns des plus grands astronomes européens du XVIIe siècle, au premier rang desquels Hevelius – le père de la cartographie lunaire – et Cassini, ont soigneusement rapporté l'apparition d'une nouvelle étoile dans le ciel de 1670. Hevelius la désigna sous l'appellation “nova sub capite Cygni” - littéralement, une nouvelle étoile sous la tête du Cygne ; les astronomes la connaissent sous son appellation moderne : Nova Vulpeculae 1670 [1]. Les récits historiques de novae sont rares et présentent un grand intérêt pour les astronomes contemporains. Nova Vul 1670 constitue à la fois la nova la plus ancienne jamais consignée et la nova la plus faible redécouverte ultérieurement.

Tomasz Kaminski (ESO et Institut Max Planck dédié à la Radioastronomie, Bonn, Allemagne), auteur principal de la nouvelle étude, décrit le contexte : “Des années durant, cet objet fut rangé parmi les novae ; toutefois, les études successives questionnèrent ce classement – sa ressemblance même avec une étoile ayant explosé. »

Lorsqu'elle apparut pour la toute première fois, Nova Vul 1670 était facilement observable à l'œil nu. Puis sa luminosité varia au cours des deux années qui suivirent. Elle disparut puis réapparut à deux reprises avant de disparaître définitivement. Bien que correctement informés, les astronomes de l'époque ne disposaient pas de l'instrumentation nécessaire à percer le mystère de la nova.

Au cours du XXe siècle, les astronomes comprirent que la plupart des novae résultaient de la tendance des étoiles binaires à exploser lorsqu'elles se trouvent à proximité l'une de l'autre. Toutefois, Nova Vul 1670 ne s'inscrivait pas dans le cadre de ce scénario et continua de demeurer un mystère.

En dépit des progrès notables effectués dans le domaine de l'astronomie observationnelle, il semblait que cet événement n'avait laissé aucune trace détectable. Dans les années 80 toutefois, une équipe d'astronomes découvrit l'existence d'une nébuleuse de faible intensité autour de l'hypothétique emplacement des restes de l'étoile. Le lien entre ces observations et l'événement survenu en 1670 était tentant. Mais l'équipe ne parvint pas à éclaircir davantage le mystère du phénomène observé dans le ciel d'Europe plus de trois cents ans auparavant.

Tomasz Kaminski de poursuivre : “Nous avons sondé cette région du ciel dans les domaines radio et submillimétrique. Nous avons découvert que les environs de ce vestige baignent dans un gaz froid riche de molécules à la composition chimique pour le moins inhabituelle.”

En marge d'APEX, l'équipe a également utilisé le Réseau Submillimétrique (SMA) et le radiotélescope Effelsberg pour déterminer la composition chimique du gaz et mesurer les rapports des différents isotopes. Ils ont ainsi obtenu un aperçu très détaillé du contenu matériel de cette région du ciel et en ont déduit sa possible origine.

L'équipe a découvert, d'une part que la masse de matière froide était trop importante pour résulter de l'explosion d'une nova, d'autre part que les rapports isotopiques mesurés autour de Nova Vul 1670 différaient de ceux produits par une nova. S'il ne s'agissait pas d'une nova, de quoi s'agissait-il alors ?

Il s'agissait en réalité d'une spectaculaire collision entre deux étoiles, d'intensité supérieure à celle d'une nova mais inférieure à celle d'une supernova, qui aboutit à la création d'un objet transitoire de couleur rouge. Ce type d'événement survient très rarement : la fusion de deux étoiles se traduit par leurs explosions, puis par l'éjection, dans l'espace, de leurs intérieurs stellaires dont ne subsiste qu'un résidu de faible luminosité dans un environnement froid, riche de molécules et de poussière. Ce nouveau type d'étoiles éruptives correspond presque exactement au profil de Nova Vul 1670.

Karl Menten (Institut Max Planck dédié à la Radioastronomie, Bon, Allemagne), co-auteur de l'article, conclut ainsi : “Ce type de découverte est des plus amusants car totalement inattendu !”

Note(s) :

[1] Cet objet se situe à la lisière de l'actuelle constellation du Petit Renard, et à la frontière du Cygne. Il est bien souvent noté Nova Vul 1670 et CK Vulpeculae, qui désigne une étoile variable.

Plus d'informations :  

Ce travail de recherche a fait l'objet d'un article intitulé “Nuclear ashes and outflow in the oldest known eruptive star Nova Vul 1670” par T. Kaminski et al.,à paraître dans l'édition en ligne du 23 mars 2015 de la revue Nature.

L'équipe est composée de Tomasz Kaminski (ESO, Santiago, Chili; Institut Max Planck dédié à la Radioastronomie, Bonn, Allemagne [MPIfR]), Karl M. Menten (MPIfR), Romuald Tylenda (Centre Astronomique N. Copernic, Torun, Pologne), Marcin Hajduk (Centre Astronomique N. Copernic), Nimesh A. Patel (Centre d'Astrophysique d'Harvard-Smithson, Cambridge, Massachusetts, Etats-Unis) et Alexander Kraus (MPIfR).

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 16 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, la Pologne, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est l'un des partenaires majeurs d'ALMA, le plus grand projet astronomique en service. Et, sur le Cerro Armazones, à proximité de Paranal, l'ESO est en train de construire le télescope géant européen de 39 mètres, l'E-ELT, qui sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens :

- Research paper in Nature / Article de recherche publié dans Nature

- Photos of APEX / Photos d'APEX

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1511/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La sonde Rosetta de l'ESA a fait la première mesure de l'azote moléculaire d'une comète, fournissant des indices sur l'environnement thermique dans lequel la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko s'est formé.

Première détection de l'azote moléculaire d'une comète

Copyright Spacecraft: ESA/ATG medialab; comet: ESA/Rosetta/NavCam – CC BY-SA IGO 3.0; Data: Rubin et al (2015)

Rosetta est arrivée en Août dernier et depuis recueille des données sur la comète et son environnement avec sa suite de 11 instruments scientifiques.

La détection in situ de l'azote moléculaire a été longtemps cherché sur une comète. L'azote a été détecté seulement lié à d'autres composés, dont l'acide cyanhydrique (HCN) ou l'ammoniac (NH₃), par exemple.

Sa détection est particulièrement importante puisqu'on pense que l'azote moléculaire était le type d'azote le plus courant quand le Système solaire s'est formé. Dans les régions extérieures les plus froides, il a probablement fourni la source principale d'azote qui a été incorporé dans les planètes gazeuses. Aussi, il domine l'atmosphère dense de la lune de Saturne,Titan, et est présent dans les atmosphères et les glaces de surface sur Pluton et la lune Triton de Neptune.

On pense que c'est dans ces confins glacés de notre Système solaire que la famille des comètes qui comprend la comète de Rosetta s'est formée.

La comète le 14 Mars 2015 - NavCam - Crédit : ESA/Rosetta/NAVCAM – CC BY-SA IGO 3.0

Les nouveaux résultats sont basés sur 138 mesures recueillies par l'instrument ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis) du 17 au 23 octobre 2014, lorsque Rosetta était à environ 10 km du centre de la comète.

« L'identification des lieux d'azote moléculaire impose d'importantes contraintes sur les conditions dans lesquelles la comète s'est formée, car il nécessite des températures très basses pour se retrouver piégé dans la glace, » déclare Martin Rubin de l'Université de Berne, principal auteur de l'article présentant les résultats publiés dans la revue Science.

Le piégeage de l'azote moléculaire dans la glace dans la nébuleuse protosolaire est censé avoir lieu à des températures semblables à celles requises pour piéger le monoxyde de carbone. Donc, afin de mettre des contraintes sur les modèles de formation des comètes, les scientifiques ont comparé le rapport d'azote moléculaire au monoxyde de carbone mesuré dans la comète à celui de la nébuleuse protosolaire, tel qu'il est calculé à partir du rapport d'azote au carbone (N₂/CO) mesuré dans Jupiter et le vent solaire.

Ce rapport pour la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko s'avère être environ 25 fois plus faible que celui de la valeur protosolaire attendue. Les scientifiques pensent que cet appauvrissement peut être une conséquence de la formation de glace à très basse température dans la nébuleuse protosolaire.

Un scénario implique des températures d'environ -250ºC ou peut-être -220ºC, avec un piégeage relativement inefficace de l'azote moléculaire dans la glace d'eau amorphe ou de la glace d'eau « cage » appelée clathrate, ce qui donne dans les deux cas directement un faible rapport.

Orbite de la comète - Crédit : ESA

Par ailleurs, l'azote moléculaire a pu être piégé plus efficacement à des températures encore plus basses de l'ordre de -253ºC dans la même région que Pluton et Triton, résultant en des glaces relativement riches en azote, comme observées à leur surface.

Le réchauffement ultérieur de la comète lors de la désintégration des isotopes radioactifs, ou lorsque la comète de Rosetta s'est rapprochée du Soleil, aurait pu être suffisant pour déclencher le dégazage de l'azote et donc une réduction du rapport au fil du temps.

« Ce processus de formation à très basse température est similaire à la façon dont nous pensons que Pluton et Triton ont développé leur glace riche en azote et est conforme à la comète originaire de la ceinture de Kuiper, » dit Martin.

Le seul autre corps dans le Système solaire avec une atmosphère dominée par l'azote est la Terre. La meilleure supposition actuelle de son origine est par l'intermédiaire de la tectonique des plaques, avec des volcans libérant l'azote emprisonné dans les roches silicatées du manteau.

Cependant, la question demeure quant au rôle joué par les comètes dans l'apport de cet ingrédient important.

« Tout comme nous avons voulu en savoir plus sur le rôle des comètes dans l'eau sur Terre, nous aimerions également placer des contraintes sur l'apport d'autres ingrédients, en particulier ceux qui sont nécessaires pour les éléments constitutifs de la vie, comme l'azote, » explique Kathrin Altwegg, également de l'Université de Berne et chercheuse principale de ROSINA.

Afin d'évaluer la contribution potentielle des comètes comme celle de Rosetta à l'azote dans l'atmosphère terrestre, les scientifiques ont supposé que le rapport isotopique entre ¹⁴N et ¹⁵N dans la comète est le même que celui mesuré pour Jupiter et le vent solaire, qui reflète la composition de la nébuleuse protosolaire.

Toutefois, ce rapport isotopique est beaucoup plus élevé que celui mesuré pour d'autres espèces porteuses d'azote présentes dans les comètes, comme l'hydrogène cyanhydrique et l'ammoniac.

Le rapport ¹⁴N/¹⁵N de la Terre se situe approximativement entre ces deux valeurs et donc si il y avait un mélange égal de la forme moléculaire, d'une part, et d'hydrogène cyanhydrique et d'ammoniac d'autre part dans les comètes, il serait au moins concevable que l'azote de la Terre pourrait provenir des comètes.

"Cependant, la quantité d'azote trouvée dans 67P/Churyumov-Gerasimenko n'est pas un mélange équilibré entre l'azote moléculaire et les autres molécules porteuses d'azote. Au contraire, il y a 15 fois trop peu d'azote moléculaire et donc la ratio ¹⁴N/¹⁵N de la Terre ne peut être reproduit par l'apport des comètes de la famille de Jupiter comme celle de Rosetta," dit Martin.

« C'est une autre pièce du puzzle en ce qui concerne le rôle des comètes de la familles de Jupiter dans l'évolution du Système solaire, mais le puzzle est loin d'être terminé, » explique le scientifique de Rosetta de l'ESA, Matt Taylor.

« Rosetta est maintenant à environ cinq mois du périhélie, et nous allons regarder l'évolution de la composition des gaz au cours de cette période et essayer de déchiffrer ce que cela  nous raconte sur la vie passée de cette comète. »

Notes :

“Molecular nitrogen in comet 67P/Churyumov-Gerasimenko indicates a low formation temperature,” par M. Rubin et al est publié dans le numéro du 20 Mars de la revue Science.10.1126/science.aaa6100

ROSINA est l'instrument Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis et se compose de deux spectromètres de masse : le DFMS (Double Focusing Mass Spectrometer) et le spectromètre de masse RTOF (Reflectron Time of Flight) – et le COPS (COmetary Pressure Sensor). Les mesures rapportées ici ont été réalisées avec le DFMS. L'équipe de ROSINA est dirigée par Kathrin Altwegg de l'Université de Berne, Suisse.

Un rapport moyen de N₂/CO = (5.70 +/- 0.66) x 10^–3 a été déterminé pour la période du 17 au 23 octobre 2014. Les valeurs minimales et maximales mesurées étaient respectivement de 1.7 x 10^–3 et 1.6 x 10^–2. Parce que la quantité et la composition des gaz changent avec la rotation de la comète et la position de la sonde par rapport à la surface de la comète, une valeur moyenne est utilisée.

Le rapport ¹⁴N /¹⁵N pour le N₂ dans la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko est supposé être de 441, la valeur de la nébuleuse protosolaire mesurée à partir de Jupiter et le vent solaire, tandis que la valeur correspondante pour l'azote dans le cyanure d'hydrogène et l'ammoniac est de 130, telle que mesurée à autres comètes. La valeur pour l'azote de la Terre est 272.

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Rosetta_makes_first_detection_of_molecular_nitrogen_at_a_comet

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'observation de la comète Hale-Bopp, véritable boule de roches et de glaces,  a conduit à la découverte en 1997 d'une nouvelle queue reliée à l'émission de la raie D du sodium neutre. Ce résultat a priori surprenant pourrait s'expliquer par un scénario purement chimique. Le sodium, initialement piégé sous forme d'ions Na+ serait transféré dans la glace à la suite du lessivage des roches ; il se transformerait progressivement en atome neutre lors de l'érosion de la couche de glace par sublimation à l'approche du soleil. Ce résultat, obtenu par une équipe pluridisciplinaire conduite par des chercheurs issus du Laboratoire de chimie théorique (CNRS / UPMC)  et du Laboratoire d'astrophysique de Marseille (CNRS / AMU), est publié dans la revue "The Astrophysical Journal Letters".

La queue de sodium neutre observée dans les comètes est complètement différente des queues d'ions et de poussières déjà connues. Comment le sodium neutre est-il éjecté du noyau de la comète ou des grains cométaires composés d'une large proportion de glace d'eau alors que l'on sait qu'il n'est pas stable dans l'eau liquide? Plusieurs mécanismes s'appuyant sur des chocs entre les particules de poussière et la pression de radiation du vent solaire ont été proposés mais les observations suggèrent plutôt une désorption thermique.

Une équipe interdisciplinaire vient de proposer un scénario totalement différent basé sur un processus chimique. Partant du sodium piégé sous forme ionique dans les matériaux réfractaires au cours de la condensation de la nébuleuse protosolaire, les chercheurs ont suivi le cheminement chimique de l'ion sodium jusqu'à sa transformation en atome neutre au moment de la sublimation de la glace cométaire.

Des calculs d'équilibres thermochimiques montrent que le sodium est d'abord piégé dans les roches au cours du refroidissement de la nébuleuse protosolaire. Dans une seconde étape, les corps parents des comètes, composés initialement d'un conglomérat de roches et de glaces, subissent une altération significative due à la chaleur dégagée par la désintégration des éléments radioactifs de courtes périodes. Il s'en suit un lessivage des roches par l'eau ainsi formée avec transfert du sodium dans la phase aqueuse sous forme d'ion Na+. Lorsque la glace s'est reformée, l'ion sodium se retrouve dispersé dans des cages d'eau au sein du système cristallin. Les calculs de chimie quantique montrent que ce sodium retrouve progressivement une forme neutre au fur et à mesure que la sublimation des couches supérieures de la glace le rapproche de la surface. A la fin du processus, la couche superficielle est vaporisée, emportant avec elle le sodium sous forme neutre.

Ce scénario est le fruit d'un travail concerté entre équipes des deux instituts du CNRS (INSU et INC), et synchronisé avec la mission spatiale Rosetta/Philae sur la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko.

Référence

Y. Ellinger [1], F. Pauzat [1], O. Mousis [2], A. Guilbert-Lepoutre [3], F. Leblanc [4], M. Ali-Dib [3], M. Doronin [1], E. Zicler [1] et A. Doressoundiram [5]

Neutral Na in cometary tails as a remnant of early aqueous alteration

The Astrophysical Journal letters 12 mars 2015

doi:10.1088/2041-8205/801/2/L30

[1] Laboratoire de chimie théorique, Sorbonne Universités, Univ Paris 06, CNRS/INC
[2] Laboratoire d'astrophysique de Marseille, Aix Marseille Université, CNRS/INSU
[3] Institut UTINAM, Université de Franche-Comté, CNRS/INSU
[4] LATMOS/ IPSL, Sorbonne Universités, Université Paris 06, CNRS/INSU
[5] LESIA, Observatoire de Paris, Sorbonne Universités, Université Paris 06, CNRS/INSU

Source : CNRS/En direct des laboratoires de l'institut de Chimie http://www.cnrs.fr/inc/communication/direct_labos/ellinger.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des astronomes au Space Telescope Science Institute et à l'Université Johns Hopkins, à Baltimore (Maryland), ont créé un nouveau catalogue majeur d'objets astronomiques, appelé le Hubble Catalogue Source. Le catalogue fournit un guichet unique pour les mesures d'objets observés avec le télescope spatial Hubble.

Hubble a amassé un riche patrimoine d'images et autres données scientifiques au cours de ses 25 années d'exploration de l'Univers. Toutes les images sont stockées dans la base informatique Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes (MAST), que les astronomes utilisent pour leurs recherches. L'archive regorge de plus de 1 million d'images, qui contiennent environ 100 millions petites sources allant de galaxies lointaines aux amas stellaires compacts de différentes étoiles. Pour les astronomes, toutefois, un défi majeur est la difficulté de l'exploration de la mine d'or d'archivage pour collecter les données qu'ils veulent analyser. Le Hubble Source Catalog permet maintenant aux astronomes d'effectuer une recherche par ordinateur pour les caractéristiques de ces sources, recevant l'information en quelques secondes ou minutes.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/07/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

A près de 800 millions de kilomètres du Soleil se trouve une lune en orbite autour de Jupiter qui est légèrement plus grande que la planète Mercure et peut contenir plus d'eau que tous les océans de la Terre. Les températures sont si froides, cependant, que l'eau sur la surface gèle aussi dure que la roche et l'océan se trouve à environ 160 kilomètres sous la croûte. Néanmoins, là où il y a de l'eau il pourrait y avoir la vie comme nous la connaissons. Identifier l'eau liquide sur d'autres mondes - grands ou petits - est crucial dans la recherche de planètes habitables au-delà de la Terre. Bien que la présence d'un océan sur Ganymède a été prédit depuis longtemps d'après les modèles théoriques, le télescope spatial Hubble a trouvé la meilleure preuve pour cela. Hubble a été utilisé pour regarder les aurores incandescentes au-dessus de la surface glacée de la lune. Les aurores sont liées au champ magnétique de la lune, qui descend jusque dans le noyau de Ganymède. Un océan salin pourrait influencer la dynamique du champ magnétique car il interagit avec l'immense champ magnétique propre de Jupiter, qui engloutit Ganymède. Parce que les télescopes ne peuvent pas regarder à l'intérieur des planètes ou lunes, tracer le champ magnétique à travers les aurores est une façon unique de sonder l'intérieur d'un autre monde.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/09/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

De minuscules grains de roche détectés par la sonde internationale Cassini en orbite autour de Saturne indiquent une activité hydrothermale sur le plancher océanique de sa lune glacée Encelade.

Activité hydrothermale sur Encelade - Crédit : NASA/JPL-Caltech

La conclusion s'ajoute à la possibilité alléchante que la lune pourrait contenir un environnement propice à des organismes vivants.

Comprendre la structure interne d'Encelade de 500 km de diamètre est une priorité absolue de la mission Cassini depuis que des panaches de glace et de vapeur d'eau ont été découverts jaillisant de fractures au pôle sud de la lune en 2005.

Les particules de glace dans les panaches se sont avérés être riches en sel de sodium, ce qui implique que l'eau a été en contact avec la roche, et les mesures ultérieures du champ gravitationnel de la lune ont révélé un océan profond sous la surface de 10 km au pôle Sud, sous une croûte de glace épaisse de 30–40 km.

Maintenant, suite à une étude approfondie de quatre ans de données de la sonde, combinée à des simulations informatiques et des expériences en laboratoire, des scientifiques sont arrivés à mieux connaître les réactions chimiques ayant lieu sur le sol à la base de l'océan d'Encelade.

Panaches d'Encelade - Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

En utilisant l'analyseur de poussières cosmiques de Cassini, l'instrument Cosmic Dust Analyser, les scientifiques ont découvert une population de minuscules grains de poussières, de juste 2–8 nm de rayon, en orbite autour de Saturne. Ils sont riches en silicium, les distinguant des particules de glace d'eau qui dominent dans l'environnement de la planète, y compris dans son celébre système d'anneaux.

Ils croient que ces grains riches en silicium sont créés sur le plancher de l'océan d'Encelade, où les processus hydrothermaux sont en oeuvre. Sur le fond de l'océan, l'eau chaude à une température d'au moins 90 degrés Celsius dissout les minéraux contenus dans les roches intérieures de la lune. L'origine de cette énergie n'est pas bien comprise, mais sans doute inclut une combinaison de réchauffement de marée lorsque Encelade orbite autour de Saturne, la désintégration radioactive dans le noyau et les réactions chimiques.

Comme l'eau chaude se déplace vers le haut, elle entre en contact avec de l'eau plus froide, causant la condensation des minéraux dehors et la formation de nano-grains de "silice" flottant dans l'eau.

Pour éviter un trop grand accroissement, ces grains de silice doivent passer de quelques mois à plusieurs années au maximum à s'élever du plancher océanique à la surface de l'océan, avant d'être incorporés dans de plus gros grains de glace dans les cheminée qui relient l'océan à la surface d'Encelade. Après avoir été éjectés dans l'espace par l'intermédiaire de geysers de la lune, les grains de glace s'érodent, libérant les minuscules inclusions rocheuses détectées par la suite par Cassini.

« Il est très excitant que nous puissions utiliser ces minuscules grains de roche, vomis dans l'espace par les geysers, pour nous parler des conditions sur – et sous – le fond de l'océan d'une lune glacée, » explique Sean Hsu, chercheur postdoctoral à l'Université du Colorado à Boulder et auteur principal du papier publié aujourd'hui dans le journal Nature.

Sur Terre, les grains de silice sont trouvés dans le sable et le quartz minéral. La manière la plus courante pour former de petits grains de silice est par le biais de l'activité hydrothermale impliquant une gamme spécifique de conditions. En particulier, de tels grains se forment lorsque de l'eau légèrement alcaline avec un contenu modeste en sel et sursaturée en silice subit une baisse importante de température.

« Nous avons cherché méthodiquement des explications alternatives pour les grains de nanosilice, mais chaque nouveau résultat indique une seule origine plus probable, » dit Frank Postberg, un scientifique de l'analyseur de poussières cosmiques de Cassini à l'Université de Heidelberg en Allemagne et co-auteur du papier.

Hsu et Postberg travaillaient en étroite collaboration avec des collègues à l'Université de Tokyo, qui ont effectué les expériences de laboratoire détaillées qui ont validé l'hypothèse d'une activité hydrothermale.

En plus, les mesures gravimétriques de Cassini suggèrent que le noyau rocheux d'Encelade est assez poreux, ce qui permettrait à l'eau de l'océan de s'infiltrer à l'intérieur. Cela offrirait une surface énorme où la roche et l'eau pourraient interagir.

« En fait, il est possible qu'une grande partie de cette intéressante chimie d'eau chaude se produit profondément à l'intérieur du noyau de la lune, pas seulement sur le fond de l'océan, » dit Hsu.

Dans une autre étude, publiée dans Geophysical Research Letters le mois dernier, les scientifiques de Cassini ont également signalé l'abondance de méthane jaillissant dans l'atmosphère d'Encelade. Le méthane pourrait aussi être produit par des processus hydrothermaux à la limite roche-eau au fond de l'océan d'Encelade, et/ou par la fonte d'un type de glace riche en méthane, avant filtration par la suite à la surface.

« Cette lune a tous les ingrédients – eau, chaleur et minéraux – pour supporter l'habitabilité dans le système solaire externe, confirmant le potentiel astrobiologie d'Encelade, » ajoute Nicolas Altobelli, responsable scientifique du projet Cassini de l'ESA.

« Encelade pourrait même représenter un habitat très commun dans la galaxie : des lunes glacées autour des planètes géantes, situées bien au-delà de la zone habitable d'une étoile, mais encore capables de maintenir l'eau liquide sous leur surface glacée. »

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cassini-Huygens/Hot_water_activity_on_icy_moon_s_seafloor

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Sur Mars, la frontière entre les hauts-plateaux cratérisés de l'hémisphère sud et les plaines lisses de l4hémisphère nord est caractérisée par une zone riche en éléments sculptés par l4eau et la glace.

Cydonia Mensae - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

La région Cydonia Mensae réunit des structures ressemblant à des mesas (des hauts-plateaux), des cratères et un terrain lisse sur le reste de la surface. C4est là que se trouve le fameux « Visage de Mars » vu sur les images de la sonde Viking 1 de la NASA, mais dont on sait depuis longtemps, grâce aux images haute-résolution qui ont suivi, qu4il ne s4agit que d4une mesa érodée.

Cydonia Mensae dans le contexte - Crédit : NASA MGS MOLA Science Team

La portion de la région Cydonia Mensae montrée ici se trouve juste au sud-est du Visage, et a été photographiée par la sonde Mars Express de l4ESA le 19 novembre 2014.

La région pourrait avoir abrité d4anciennes mers ou lacs qui ont ensuite été recouverts par des centaines de mètres de lave épaisse et de dépôts sédimentaires. Ces dépôts ont ensuite été érodés par l4eau, qui a laissé derrière elle de large vallées remplies de débris, des buttes éparpillées et des mesas aux sommets aplatis, de formes et de tailles variées.

Certaines des buttes restantes ont une texture de surface différente et une plus grande densité de cratères d4impact que ce qui les entoure, ce qui suggère qu4elles ont fait un jour partie de la zone plus ancienne des plateaux du sud.

Deux grandes mesas se trouvent au centre de l4image, chacune d4environ 20km d4un bout à l4autre. Elles formaient sans doute un seul bloc à l4origine mais sont maintenant séparées par une vallée très large. Une chenal beaucoup plus étroit coupe la partie gauche (au sud) de la mesa de gauche, et présente des signes d4inondations tout autour.

Topographie de Cydonia Mensae - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Cydonia Mensae – vue en perspective - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

Cydonia Mensae en 3D - Crédit : ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Mars_Express/Crossing_the_boundary_from_high_to_low_on_Mars

http://www.esa.int/fre/ESA_in_your_country/France/Mars_a_la_frontiere_entre_les_hauts-plateaux_et_les_plaines

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette profusion d'objets célestes compose un magnifique paysage dans la constellation australe de l'Autel (Ara). Des amas stellaires, des nébuleuses en émission, d'actives régions de formation d'étoiles, constituent quelques-unes des merveilles de cette région située à quelque 4000 années lumière de la Terre. Cette magnifique image offre la vue la plus détaillée à ce jour de cette région du ciel. Elle a été récemment acquise au moyen du Télescope de Sondage du VLT à l'Observatoire de Paranal de l'ESO au Chili.

Au centre de l'image figure l'amas ouvert NGC 6193 constitué d'une trentaine d'étoiles brillantes et situé au cœur même de l'association Ara OB1. Les deux étoiles les plus brillantes sont des géantes très chaudes. L'une et l'autre illuminent la nébuleuse en émission toute proche, la « Rim Nebula » ou NGC 6188, visible à droite de l'amas.

Une association stellaire consiste en un regroupement d'étoiles vaguement liées entre elles, parce qu'encore situées à relative proximité de leur lieu de naissance. Les associations de type OB sont principalement constituées de très jeunes étoiles de couleur bleu-blanc, environ 100 000 fois plus brillantes que le Soleil et 10 à 50 fois plus massives que ce dernier.

La « Rim Nebula » se situe à la lisière d'un vaste ensemble de nuages sombres et brillants, véritable région active de formation d'étoiles au cœur du nuage moléculaire noté RCW 108. Elle se distingue nettement du reste de l'association [1]. La zone qui entoure RCW 108 est principalement constituée d'hydrogène – ingrédient essentiel à la formation d'étoiles. Elle constitue ce qu'on appelle une région HII.

Le rayonnement ultraviolet ainsi que les puissants vents stellaires en provenance des étoiles de NGC 6193 semblent impulser la création d'étoiles de nouvelle génération au sein des nuages de gaz et de poussière environnants. A mesure que les fragments de nuage s'effondrent, leur température augmente et de nouvelles étoiles se créent.

Le nuage génère l'apparition de nouvelles étoiles tout en s'érodant sous l'effet des vents et des radiations émis par les étoiles des générations précédentes, sous l'effet de leur violente explosion en supernovae également. De sorte que ces régions HII ont une durée de vie relativement courte, de l'ordre de quelques millions d'années seulement. La formation d'étoiles est un processus peu efficace : seule 10% de la matière initiale est convertie en étoiles, le reste est dispersé dans l'espace.

La « Rim Nebula » affiche également les premiers signes de sa transformation en “piliers”. A l'avenir, elle ressemblera probablement à d'autres régions de formation d'étoiles bien connues, telle la Nébuleuse de l'Aigle (Messier 16, et ses fameux Piliers de la Création), et la Nébuleuse du Cône (qui fait partie de NGC 2264).

Cette image spectaculaire a été créée à partir de 500 photographies différentes, acquises au moyen de quatre filtres de couleurs positionnés sur le Télescope de Sondage du VLT. La durée d'exposition totale a dépassé les 56 heures.  Elle constitue la vue la plus détaillée à ce jour de cette région du ciel.

Note(s) :

[1] En outre, cette nébuleuse est relativement connue au sein de la communauté des astronomesdepuis qu'une image précédente ornait le couvercle d'un coffret de DVD constitué de logiciels d'astronomie réunis par l'ESO : Scisoft, dont une nouvelle version a été publiée voici quelques semaines. Elle est donc également connue sous l'appellation “Nébuleuse Scisoft”.

Plus d'informations :  

L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 16 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, la Pologne, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est l'un des partenaires majeurs d'ALMA, le plus grand projet astronomique en service. Et, sur le Cerro Armazones, à proximité de Paranal, l'ESO est en train de construire le télescope géant européen de 39 mètres, l'E-ELT, qui sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens :

-Articles scientifiques relatifs à Ara OB1

-Précédentes  images de NGC 6193

-Photos des télescopes de sondages de l'ESO

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1509/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Ce jeudi, 12 mars à 5h CET les équipes de Rosetta et de l'atterrisseur Philae effectueront la première tentative de réception d'un signal en provenance de ce dernier. Philae est posé dans un lieu relativement ombragé de la comète et jusqu'à présent, faute de lumière pour recharger ses batteries, il est resté en sommeil en attendant que la luminosité augmente au fur et à mesure de l'approche de la comète vers le Soleil. Si elle n'est pas nulle, et on le souhaite vivement, la probabilité de recevoir un signal dès jeudi reste faible car la température de Philae est probablement encore trop basse pour permettre la mise en route de ses différents composants, puis la prise de contact et le pilotage.

En effet, l'intérieur de l'appareil doit atteindre les -45°C au minimum. De plus l'atterrisseur doit être capable de générer au moins 5,5 watts avec ses panneaux solaires. Philae est conçu pour se “réveiller” dès que ces conditions sont réunies, poursuivre son réchauffement interne et démarrer la recharge de ses batteries. Notons qu'il sera possible que Philae soit déjà réveillé sans pour autant pouvoir disposer de suffisamment de puissance pour émettre. La puissance nécessaire  à cet effet est de 19 watts.

Des commandes - qui seront relayées par l'orbiteur à Philae - ont étés mises au point pour permettre à l'atterrisseur d'optimiser son réchauffement. Il pourrait exécuter ces commandes quand bien même il ne répondra pas encore à l'orbiteur. C'est un pilotage dit « en aveugle ». De plus, même si les batteries n'avaient pas survécu au froid les ingénieurs comptent sur la possibilité de faire fonctionner Philae durant les quelques moments d'ensoleillement direct.

À partir du moment où Philae sera réveillé et pourra communiquer, la première chose qu'il fera sera de communiquer sur son « état de santé ». État de ses batteries rechargeables ? États de fonctionnement des différents éléments ? Quantité d'énergie qu'il reçoit ?... La programmation et les opérations scientifiques des ses instruments en dépendront.

Si cette tentative du 12 mars n'aboutit pas, d'autres tentatives suivront, dans la semaine qui suit, puis au fur et à mesure de l'approche au Soleil.

Note(s) :

Rosetta est une mission de l'ESA (avec le support de ses pays membres) et de la NASA. L'atterrisseur Philae de Rosetta est fourni par un consortium composé de l'ASI, du CNES, du DLR et du MPS. Rosetta sera la première mission de l'histoire à aller à la rencontre d'une comète, de l'accompagner dans son voyage jusqu'au Soleil, et d'y poser un atterrisseur.

La coordination des opérations scientifiques de Philae est assuré en  par Jean-Pierre Bibring, enseignant chercheur de l'Université Paris Sud à l'Institut d'astrophysique spatiale (CNRS/Université Paris Sud).

Les expériences auxquelles les laboratoires du CNRS contribuent :

- Orbiteur (9 instruments sur les 11) : ALICE, CONSERT, COSIMA, MIDAS, MIRO, OSIRIS, ROSINA, RPC, VIRTIS.

- Atterrisseur (5 instruments sur les 10) : APXS, CIVA, CONSERT, COSAC et SESAME.

Les laboratoires CNRS impliqués dans Rosetta-Philae :

- CRPG, Centre de recherches pétrographiques et géochimiques (CNRS/Université de Lorraine)

- CSNSM, Centre de sciences nucléaires et de sciences de la matière (CNRS/Université Paris-Sud)

- GET, Géosciences environnement Toulouse (CNRS/CNES/IRD/Université Paul Sabatier)

- IAS, Institut d'astrophysique spatiale (CNRS/Université Paris-Sud)

- ICN, Institut de chimie de Nice (CNRS/UNS)

- IPAG, Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble (CNRS/Université Joseph Fourier)

- IRAP, Institut de recherche en astrophysique et planétologie (CNRS/Université Paul Sabatier)

- LAAS, Laboratoire d'analyse et d'architecture des systèmes (CNRS)

- LAM, Laboratoire d'astrophysique de Marseille (CNRS/Université d'Aix-Marseille)

- LATMOS, Laboratoire atmosphères, milieux, observations spatiales (CNRS/Université Versailles Saint-Quentin-en-Yvelines/ Université Pierre et Marie Curie)

- LERMA, Laboratoire d'étude du rayonnement et de la matière?en astrophysique (CNRS/Observatoire de Paris/?Université de Cergy-Pontoise/Université Pierre et Marie Curie/ENS)

- LESIA, Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique (CNRS/Observatoire de Paris/ Université Pierre et Marie Curie/Université Paris Diderot)

- LISA, Laboratoire interuniversitaire des systèmes atmosphériques (CNRS/Université Paris-Est Créteil/Université Paris Diderot)

- LPC2E, Laboratoire de physique et chimie de l'environnement et de l'espace (CNRS/Université d'Orléans)

- LPP, Laboratoire de physique des plasmas?(CNRS/École Polytechnique/Université Pierre et Marie Curie/Université Paris-Sud)

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

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5241

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les résultats d'une nouvelle étude publiée ce jour tendent à montrer que la planète Mars était dotée d'un océan primitif de volume supérieur à celui de l'Océan Arctique et recouvrait, proportionnellement, une surface bien plus étendue que celle de l'Océan Atlantique sur Terre. Une équipe internationale de scientifiques a utilisé le Très Grand Télescope de l'ESO ainsi que divers instruments installés à l'Observatoire W.M. Keck, sans oublier le Télescope Infrarouge de la NASA, pour surveiller, six années durant, l'atmosphère de la planète rouge, et cartographier les propriétés de la molécule d'eau en différentes zones de son atmosphère. Ces nouvelles cartes sont les toutes premières de leur genre. Elles figurent dans un article paru ce jour dans l'édition en ligne de la revue Science.

Voici quelque quatre milliards d'années, la toute jeune planète aurait renfermé suffisamment d'eau liquide pour que l'intégralité de sa surface en soit couverte, sur une hauteur d'environ 140 mètres. Il semble plus probable toutefois que l'eau liquide se soit constituée en un océan couvrant près de la moitié de l'hémisphère nord de la planète. En certaines régions, la profondeur de cet océan pouvait dépasser 1,6 kilomètre.

“Notre étude fournit une estimation solide de la quantité d'eau jadis présente sur Mars, déduite de celle perdue dans l'espace” indique Geronimo Villanueva, un scientifique travaillant au Goddard Space Flight Center de la NASA à Greenbelt dans le Maryland, Etats-Unis, et auteur principal de cette nouvelle étude. “Grâce à ce travail, nous sommes en mesure de mieux comprendre l'histoire de l'eau sur Mars”. 

Cette nouvelle estimation a été déduite des observations détaillées de deux isotopes de l'eau présents dans l'atmosphère martienne. L'un de ces isotopes est H₂O, constitué de deux atomes d'hydrogène et d'un atome d'oxygène. L'autre est HDO, une eau semi-lourde présente à l'état naturel, qui diffère de la molécule d'eau classique H₂O par la figuration d'un atome de deutérium, plus lourd que l'hydrogène, en lieu et place de l'un des deux atomes d'hydrogène.

La forme deutérée est caractérisée par une masse supérieure à celle de la molécule d'eau classique. Sa tendance à l'évaporation est donc moindre. Ainsi donc, le taux d'échappement de l'eau de la planète peut se mesurer au rapport HDO / H₂O qui caractérise l'eau restante [1].

Les chercheurs sont parvenus à distinguer les signatures chimiques des deux isotopes de l'eau grâce au Très Grand Télescope de l'ESO au Chili, ainsi qu'au moyen d'instruments installés à l'Observatoire W.M. Keck, sans oublier le Télescope Infrarouge de la NASA à Hawaï [2]. En comparant le ratio HDO / H₂O, les scientifiques peuvent estimer l'augmentation de la quantité de HDO et déterminer la quantité d'eau échappée dans l'espace. Ils peuvent également en déduire la quantité d'eau initialement présente sur Mars.

Au cours de cette étude, l'équipe a cartographié la distribution de H₂O et de HDO. Et ce, à différentes reprises au cours de six années terrestres – qui correspondent à environ trois années martiennes. Elle a ainsi produit des instantanés globaux de leurs distributions respectives, ainsi que de leur ratio. Les cartes obtenues révèlent l'existence de variations saisonnières ainsi que de microclimats, bien que Mars s'apparente davantage aujourd'hui à un désert.

L'équipe s'est plus particulièrement intéressée aux régions situées à la lisière des pôles nord et sud, parce que les calottes de glace polaire constituent les plus vastes réservoirs d'eau connus. L'eau qui y est emprisonnée permet de retracer l'évolution de l'eau sur Mars depuis la période humide du Noachien qui s'est achevée il y a 3,7 milliards d'années.

Les résultats nouvellement obtenus indiquent que la quantité d'eau lourde présente dans l'atmosphère située à proximité des régions polaires a augmenté d'un facteur 7 en comparaison de l'eau des océans terrestres, ce qui implique que l'eau des calottes polaires martiennes s'est enrichie d'un facteur 8. Le taux d'enrichissement à partir de ces cartes implique que Mars a perdu un volume d'eau 6,5 fois plus important que celui actuellement stocké au sein des calottes polaires. Le volume de l'océan primitif martien était donc très certainement supérieur à 20 millions de kilomètres cubes.

Au vu de l'actuelle surface de Mars, il est probable que cette eau ait recouvert les Plaines du Nord, caractérisées par une faible élévation. L'océan primitif aurait ainsi recouvert 19% de la surface totale de la planète – ce qui est supérieur aux 17% de la surface terrestre qu'occupe actuellement l'Océan Atlantique.

« Si la planète Mars a effectivement perdu cette quantité d'eau, il est fort probable qu'elle soit demeurée humide, et donc habitable, durant une période plus longue qu'estimée auparavant » conclut Michael Mumma, scientifique en chef au Centre Goddard et second auteur de l'article.

Il est possible que Mars ait renfermé une quantité d'eau bien plus importante encore, dont une partie subsisterait sous la surface. Les nouvelles cartes révèlent l'existence de microclimats et de variations de quantités d'eau atmosphérique au fil du temps. Elles pourraient également s'avérer utiles dans la recherche d'eau souterraine.

Note(s) :

[1] Dans les océans terrestres, il y a environ 3200 molécules de H₂O  pour une molécule de HDO.

[2] Les sondes martiennes qui parcourent la surface de la planète et celles qui sont en orbite autour sont en mesure d'acquérir des données in situ bien plus détaillées. Toutefois, elles ne permettent pas de sonder les propriétés de l'atmosphère martienne dans son intégralité. L'utilisation de spectromètres infrarouges installés sur de grands télescopes terrestres se révèle plus appropriée.

Plus d'informations :  

Cette étude a fait l'objet d'un article intitulé “Strong water isotopic anomalies in the Martian atmosphere: probing current and ancient reservoirs”, par G. VIllanueva et al., à paraître dans l'édition en ligne de la revue Science du 5 mars 2015.

L'équipe est constituée de G.L. Villanueva (Goddard Space Flight Center de la NASA, Greenbelt, Etats-Unis; Université Catholique d'Amérique, Washington, D.C., Etats-Unis), M.J. Mumma (Goddard Space Flight Center de la NASA), R.E. Novak (Collège Iona, New York, Etats-Unis), H.U. Käufl (ESO, Garching, Allemagne), P. Hartogh (Institut Max Planck dédié à la Recherche sur le Système Solaire, Göttingen, Allemagne), T. Encrenaz (CNRS, Observatoire de Paris-Meudon, Paris, France), A. Tokunaga (Université de Hawaï-Manoa, Hawaï, Etats-Unis), A. Khayat (Université de Hawaï-Manoa) et M. D. Smith (Goddard Space Flight Center de la NASA).

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 16 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, la Pologne, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est l'un des partenaires majeurs d'ALMA, le plus grand projet astronomique en service. Et, sur le Cerro Armazones, à proximité de Paranal, l'ESO est en train de construire le télescope géant européen de 39 mètres, l'E-ELT, qui sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Quatre programmes du siège de la NASA à Washington DC ont soutenu cette étude : Recherche Fondamentale sur Mars, Astronomie Planétaire, Atmosphères Planétaires et Astrobiologie à la NASA.

Liens :

- Photos du VLT

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1509/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les trèfles à trois feuilles abondent partout : sur les pelouses, dans les jardins, et dans les forêts. Mais repérer un trèfle à quatre feuilles est une rare et chanceuse trouvaille. Des astronomes utilisant le télescope spatial Hubble ont trouvé l'équivalent d'un trèfle à quatre feuilles avec la découverte de quatre images de la même supernova. Les images sont disposées autour d'une galaxie elliptique géante de premier plan intégrée dans un amas de galaxies. L'arrangement forme un motif en forme de croix appelé Croix d'Einstein. La puissante gravité de la galaxie elliptique et son amas de galaxies magnifient la lumière de la supernova derrière eux dans un effet appelé lentille gravitationnelle. La galaxie elliptique et son amas de galaxies, MACS J1149.6+2223, sont à 5 milliards d'années-lumière de la Terre. La supernova derrière eux est à 9,3 milliards d'années-lumière.

Une fois que les quatre images s'estomperont, les astronomes prédisent qu'ils auront une rare occasion d'observer une reprise de l'apparition de la supernova. Les modèles informatiques de l'amas prédisent qu'une autre image de l'explosion stellaire apparaîtra dans les cinq ans. Les astronomes peuvent avoir manqué une apparition précédente de la supernova en 1995. Ces multiples apparitions de l'explosion stellaire sont dues aux différents chemins que sa lumière divisée prend à travers le labyrinthe de masses de matière noire dans le groupement galactique. Chaque image prend une route différente à travers l'amas et arrive à un moment différent, en partie, à cause des différences dans la longueur des trajets que la lumière suit pour atteindre la Terre.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/08/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Quelques jours après le passage en “rase-motte” - 6 kilomètres tout de même - de Rosetta sur la comète Chury le 14 février 2015, les images prises par l'instrument OSIRIS, ont été reçues. Avec une résolution sans précédent de 11 centimètres par pixels, ces données de la NAC [1] nous révèle des structures de surface cométaire vue depuis la sonde avec un niveau détail encore jamais atteint. Étant donné qu'au point le plus rapproché de ce survol, le Soleil, Rosetta et la comète étaient presque parfaitement alignés l'ombre, ou plus exactement la pénombre de la sonde est visible sur l'image.

L'alignement entre le Soleil, la sonde et la comète offre des conditions d'observation tout à fait singulières qui permettent de mieux caractériser les propriétés de la surface. On note en particulier la présence d'une vaste zone circulaire centrée sur l'ombre de Rosetta  légèrement plus brillante que le reste de la surface. Cela s'explique par le phénomène bien connu d'opposition, dû à la rétrodiffusion de la lumière qui est amplifiée par la présence de petites particules à la surface de la comète (ce phénomène est observé sur la lune et d'autres petits corps recouverts d'une couche de fines poussières appelée régolithe). L'étude de cet effet d'opposition permettra de caractériser les propriétés de la poussière cométaire.

L'ombre de Rosetta que l'on voit très bien en bas de l'image forme un rectangle de 20 mètres par 50. Ces dimensions correspondent à la pénombre créée par la sonde qui est éclairée par une source lumineuse étendue, en l'occurrence le Soleil.

Note(s) :

[1] La NAC, Narrow Angle Camera d'OSIRIS, est un instrument imageur à haute résolution spatiale conçu et développé par le Laboratoire d'astrophysique de Marseille (CNRS / Aix-Marseille Université) en partenariat avec la société ASTRIUM et plusieurs laboratoires européens.

Le système d'imagerie OSIRIS a été réalisé par un consortium mené par le Max Planck Institute for Solar System Research (Allemagne) en collaboration avec le CISAS, l'Université de Padova (Italie), le Laboratoire d'astrophysique de Marseille, l'Instituto de Astrofísica de Andalucia (Espagne), le CSIC (Espagne), le Scientific Support Office of the European Space Agency (Pays-Bas), l'Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (Espagne), l'Universidad Politéchnica de Madrid (Espagne), le Department of Physics and Astronomy of Uppsala University (Suède), et l'Institute of Computer and Network Engineering of the TU Braunschweig (Allemagne). OSIRIS a reçu le soutien financier du DLR (Allemagne), le CNES, l'ASI (Italie), MEC (Espagne), le SNSB (Suède) et le Directoire technique de l'ESA.

Rosetta est une mission de l'ESA (avec le support de ses pays membres) et de la NASA. L'atterrisseur Philae de Rosetta est fourni par un consortium composé de l'ASI, du CNES, du DLR et du MPS. Rosetta sera la première mission de l'histoire à aller à la rencontre d'une comète, de l'accompagner dans son voyage jusqu'au Soleil, et d'y poser un atterrisseur.

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5225

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'une des galaxies les plus distantes jamais observées a offert aux astronomes l'opportunité de détecter la présence de poussière au sein d'un lointain système stellaire en formation et de confirmer l'évolution rapide des galaxies nées peu après le Big Bang. La faible lueur émise par la poussière froide a été captée par ALMA [1] ; la distance de la galaxie A1689-zD1 a été mesurée au moyen du Très Grand Télescope de l'ESO [2]. Ces travaux auxquels a participé un chercheur du Centre de recherche astrophysique de Lyon (CRAL – CNRS/Université Claude Bernard Lyon1/ENS Lyon), paraissent dans la revue Nature du 2 mars 2015.

Les galaxies les plus distantes de notre Univers sont observées à une époque où celui-ci était très jeune. Leur étude permet alors de comprendre les mécanismes de formation des galaxies. Située à 13 milliards d'années-lumière, la galaxie A1689-zD1 qui a été observée est extrêmement distante et typique des premières galaxies formées dans l'histoire de l'Univers. Une observation faîte à la fois dans l'ultraviolet et l'infrarouge lointain a permis de mettre en évidence que ce système est ”déjà” très évolué. En effet, la proportion de poussière qu'il renferme est semblable à celle d'une galaxie mature telle que la Voie Lactée.

À son âge, cette galaxie aurait dû présenter un déficit en éléments chimiques lourds, qui sont en astronomie tous les éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium, tels que les métaux. Ces métaux sont produits au cœur des étoiles, puis dispersés dans l'espace lorsque celles-ci explosent en fin de vie par exemple. Répété sur de nombreuses générations d'étoiles, ce processus conduit à l'enrichissement significatif de l'univers en éléments plus lourds tels que le carbone, l'oxygène et l'azote.

L'équipe d'astronomes a utilisé la combinaison de plusieurs instruments au sol et dans l'espace. Tout d'abord, la galaxie A1689-zD1 a été découverte par le télescope spatial Hubble, et ses couleurs indiquaient déjà sa très grande distance. Celle-ci a été confirmée par la suite à 13 milliards d'années-lumière en analysant le spectre de la galaxie obtenu au Very Large Telescope [3] (VLT), où la signature de l'hydrogène a pu être identifiée. Puis ALMA (Atacama Large Millimeter Array), un réseau d'antennes observant dans le domaine millimétrique, a permis d'obtenir les informations correspondant à l'émission infrarouge pour cette galaxie.

La quantité de lumière mesurée par ALMA dans cette gamme de fréquence indique que A1689-zD1 contient, déjà à cette époque, de très grandes quantités de poussières. Cette poussière absorbe une partie du rayonnement produit par les étoiles formées pour le réémettre en infrarouge. Elle est composée de matière non primordiale (en particulier de carbone et d'oxygène) et son origine proviendrait d'un épisode intense de formation d'étoiles encore plus précoce, lorsque l'Univers n'était âgé que de 500 millions d'années.

La formation rapide de ces poussières a des implications très fortes sur celle des particules solides, elles-mêmes préliminaires à l'apparition d'étoiles enrichies en matière non primordiale et par la suite celle des planètes. Avant cette étude, les astronomes craignaient de ne pouvoir détecter de galaxies aussi lointaines de cette manière. Le cas de A1689-zD1 montre qu'il est possible d'en découvrir au moyen de brèves observations effectuées avec ALMA. De futures observations avec ALMA d'un plus grand nombre de galaxies permettront de mesurer avec quelle fréquence ces galaxies enrichies en poussière apparaissent, et ainsi de retracer le processus de formation des galaxies à des époques très lointaines.

Note(s) :

[1] ALMA (Atacama Large Millimeter Array) est télescope international (Europe, USA, Japon, Chili) interféromètre radio travaillant dans le domaine millimétrique et submillimétrique. Situé à 5 000 m d'altitude au Chili, il est constitué de 54 antennes de 12 m de diamètre et 12 antennes de 7 m de diamètre et ce sur une ligne de base de 150 m à 16 km.

[2] L'ESO (European Southern Observatory) est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et est l'observatoire astronomique le plus productif au monde. Au nom de ses 15 pays membres, il gère trois sites d'observation au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. En Europe, c'est l'ESO qui réalise et gère les plus grands équipements pour l'astronomie au sol.

[3] Le Very Large Telescope (VLT) est constitué de 4 télescopes de 8 m de diamètre, associés à une série d'instruments performants.

Référence :  

- A dusty, normal galaxy in the epoch of reionization, Darach Watson, Lise Christensen, Kirsten Kraiberg Knudsen, Johan Richard, Anna Gallazzi & Michal Jerzy Michalowskil, Nature, 2 mars 2015, doi:10.1038/nature14164

Source : Actualités du CNRS-INSU http://www.insu.cnrs.fr/node/5229

http://www.eso.org/public/france/news/eso1508/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2015 D4 (Borisov)

Une nouvelle comète a été découverte par G. Borisov sur les images CCD obtenues le 23 Février 2015 avec l'astrographe de 0.3-m f/1.5 de l'observatoire MARGO, de Nauchnij, en Crimée. 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 grâce aux observations de V. Nevski (ISON-Byurakan Observatory), et H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2015 D4 (Borisov) indiquent un passage au périhélie le 31 Octobre 2014 à une distance d'environ 0,8 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15E08.html (MPEC 2015-E08)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 28 OCtobre 2014 à une distance d'environ 0,8 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15G03.html (MPEC 2015-G03)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20D4;old=0;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2015 D5 (Kowalski)

Une nouvelle comète a été découverte par Richard Kowalski sur les images CCD obtenues le 27 Février 2015 avec le télescope de 1.5-m dans le cade du Mt. Lemmon Survey. 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 grâce aux observations de E. Pettarin (Farra d'Isonzo), S. Foglia et G. Galli (GiaGa Observatory), H. Sato (via iTelescope Observatory, Mayhill), J. G. Ries (McDonald Observatory).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2015 D5 (Kowalski) indiquent un passage au périhélie le 27 Janvier 2014 à une distance d'environ 3,3 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15E09.html (MPEC 2015-E09)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 15 Juin 2015 à une distance d'environ 2,2 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15E14.html (MPEC 2015-E14)

Tenant compte des nouvelles observations obtenues les 09 et 10 Mars 2015 par R. A. Kowalski (Mt. Lemmon Survey), L. Hudin (ROASTERR-1 Observatory, Cluj-Napoca), S. Gajdos (Modra), et A. R. Gibbs (Steward Observatory, Mt. Lemmon Station), la comète a été renommée P/2015 D5 (Kowalski). Les observations supplémentaires indiquent désormais un passage au périhélie le 26 Mai 2014 à une distance d'environ 4,6 UA du Soleil, et une période d'environ 27,1 ans pour cette comète de la famille de Jupiter.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15E32.html (MPEC 2015-E32)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 17 Avril 2014 à une distance d'environ 4,5 UA du Soleil, et une période d'environ 27,5 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K15/K15J41.html (MPEC 2015-J41)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2015%20D5;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