Nouvelles du Ciel de Mai 2008

 

 

 

Les Titres

 

Page Spéciale : Satellite USA-193

 

Discovery s'envole vers la Station Spatiale Internationale [31/05/2008]

Nouveaux détails sur les nuages vénusiens [30/05/2008]

GLAST : un télescope spatial pour comprendre les phénomènes les plus violents de l'univers [29/05/2008]

Le petit homme et le chaudron cosmique [28/05/2008]

Le mastodonte a une ceinture épaisse [27/05/2008]

Les traits lumineux de Xiao Zhao peignent la surface de Mercure [26/05/2008]

Phoenix Mars Lander se pose sur Mars [26/05/2008]

Comètes STEREO : C/2008 E5, E6 [24/05/2008]

La tempête souffle dans la Petite Tache Rouge de Jupiter [22/05/2008]

L'étude d'Hubble trouve la matière absente, sonde la toile intergalactique [20/05/2008]

L'étoile naine libère un éclat monstrueux [20/05/2008]

L'Europe a du talent et l'ESA en a besoin [19/05/2008]

Comètes C/2008 J5 (Garradd) et C/2008 J6 (Hill) [16/05/2008]

Cratère dans Mamers Valles [16/05/2008]

Détection du radical hydroxyle (OH) sur Vénus dans les émissions de ciel nocturne [15/05/2008]

Fosse et cratère [15/05/2008]

Comète C/2008 J4 (McNaught) [14/05/2008]

Un thermomètre moléculaire pour l'Univers lointain [13/05/2008]

Comète C/2008 J3 (McNaught) [12/05/2008]

Les galaxies des Antennes se rapprochent [10/05/2008]

Une oscillation stratosphérique détectée à l'équateur de Saturne [08/05/2008]

Comète C/2008 J2 (Beshore) [07/05/2008]

Le mystère de la rotation de Titan [07/05/2008]

Comète C/2008 J1 (Boattini) [03/05/2008]

Jeux solaires à Paranal [02/05/2008]

Nouveau type d'étoile naine blanche pulsante [02/05/2008]

Des crêpes stellaires flambées par des trous noirs géants [01/05/2008]

Les anneaux de Jupiter se forment dans l'ombre [01/05/2008]

Galaxies compactes bourrées d'étoiles dans le jeune Univers [29/04/2008]

 

 

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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31 Mai 2008

Discovery s'envole vers la Station Spatiale Internationale

 

Crédit : NASA TV

 

La navette spatiale Discovery (STS-124), emportant le module japonais Kibo, s'est envolée à destination de la Station Spatiale Internationale à 21h02 UTC le 31 Mai 2008, depuis le pas de tir 39A du Kennedy Space Center, en Floride.

 

A bord de Discovery, le Commandant est Mark Kelly, le pilote pour la mission est Ken Ham. Karen Nyberg, Ron Garan, Mike Fossum, Gregory Chamitoff et le japonais Akihiko Hoshide sont les spécialistes de mission pour le vol.  Chamitoff prendra place à bord de la Station Spatiale Internationale en remplacement de l'astronaute Garrett Reisman qui sera du voyage de retour prévu dans 14 jours. L'équipage devra installer le module habitable pressurisé (PM) et le bras robotique du laboratoire scientifique Kibo, en cours d'intégration à la Station.

 

http://www.spaceflightnow.com/shuttle/sts124/status.html

 

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

 

http://www.flashespace.com/html/mai08/31a_05_08.htm

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

Le développement d'un vaccin contre la salmonellose va être tenté à bord de la Station spatiale internationale (ISS) et pourrait démontrer la viabilité de la recherche en biotechnologie dans l'espace.

 


30 Mai 2008

Nouveaux détails sur les nuages vénusiens

 

Crédit : ESA/MPS/DLR/IDA

 

Crédit : ESA/MPS/DLR/IDAAlors que Venus Express de l'ESA satellise notre planète soeur, les nouvelles images de la structure des nuages d'une des atmosphères les plus énigmatiques du Système solaire révèlent des détails tous neufs.

 

Vénus est couverte par une couche épaisse de nuages qui se prolonge entre 45 et 70 kilomètres au-dessus de la surface. Ces nuages se déplaçant rapidement se composent principalement de micro gouttelettes d'acide sulfurique et d'autres aérosols (fines gouttelettes solides ou liquides en suspension dans un gaz), dont l'origine est inconnue.

 

Des missions précédentes ont montré que les nuages ressemblent aux brouillards de la Terre, mais leur épaisseur crée un voile impénétrable.

 

L'instrument VMC (Venus Monitoring Camera) à bord de Venus Express avait observé le dessus de la couche de nuages dans des longueurs d'onde visibles, en proche infrarouge et en ultraviolet. Les observations en ultraviolet ont montré une mine de nouveaux détails dont une variété de taches créées par des concentrations variables de différents aérosols situés au-dessus de la couche de nuages.

 

La première image présentée ici (en haut de l'article) est une vue globale de l'hémisphère sud de Vénus, obtenue depuis une distance de 30.000 kilomètres. Le pôle sud est en bas, tandis que l'équateur est au-dessus.

 

L'apparence du voile de nuages change nettement de l'équateur au pôle. A de basses latitudes, les formes sont tachetées et fragmentées. C'est indicatif du mouvement vigoureux et convecteur - comme celle de l'eau bouillante dans un pot - alimenté par le rayonnement du Soleil réchauffant les nuages et l'atmosphère elle-même. Le filet lumineux visible sur le haut de l'étage de nuages plus foncé est fait de gouttelettes fraîchement formées d'acide sulfurique.

 

Aux latitudes moyennes, la scène change - les modèles convecteurs mènent à des nuages plus striés indiquant que la convection est plus faible ici, car la quantité de lumière du Soleil absorbée par l'atmosphère diminue.

 

Crédit : ESA/MPS/DLR/IDAAux hautes latitudes, la structure de nuages change encore. Ici elle apparaît comme une brume dense et presque sans particularité formant un genre de calotte polaire ou de « chapeau » sur Vénus. Le dispositif foncé et circulaire visible au bord le plus bas de l'image est l'une des stries foncées habituellement présentes dans la région polaire, indiquant des parcelles atmosphériques se développant en spirales autour et vers le pôle.

 

Crédit : ESA/MPS/DLR/IDALes images additionnelles fournissent des vues en plan rapproché des structures décrites ci-dessus et montrent des détails jamais vus auparavant. C'est possible grâce à l'orbite ovale de Venus Express, qui permet d'imager les mêmes phénomènes depuis des distances décroissantes.

 

La deuxième et la troisième image font un gros plan sur la région équatoriale, montrant des détails du dessus des nuages et du filet lumineux d'acide sulfurique, depuis 20.000 et 15.000 kilomètres respectivement.

 

Crédit : ESA/MPS/DLR/IDALa quatrième image depuis le haut est un plan rapproché sur la région de transition entre les régions équatoriales dominées par la convection et les latitudes moyennes peuplées par les nuages striés. Cette région est située à environ 40-50 degrés de latitude et a été imagée depuis une distance d'environ 15.000 kilomètres. La manière dont la transition entre les structures et la dynamique si différente entre elles se produit, est l'une des énigmes exceptionnelles dans notre compréhension de Vénus.

 

Crédit : ESA/MPS/DLR/IDAL'avant-dernière image, obtenue à partir d'une distance d'environ 20.000 kilomètres, est un gros plan sur le « chapeau » polaire sud, situé à l'intérieur d'un cercle de 60 degrés de latitude. Cette région varie considérablement sur des échelles de temps de quelques jours.

 

Dans ce cas particulier elle est très lumineuse et uniforme et manque des taches de petite taille. Cependant plusieurs stries foncées globales visibles habituellement ici traversent les régions polaires et semblent indiquer de fortes rafales de vents.

 

La dernière image, une mosaïque composée de 40 images uniques en ultraviolet, couvre des latitudes de l'équateur (à gauche) aux régions polaires nordiques (à droite).

 

Crédit : ESA/MPS/DLR/IDALa transition des nuages tachetés dans les basses latitudes aux modèles de traînées aux latitudes moyennes est tout à fait semblable à celle observée dans l'hémisphère sud. Ceci suggère une symétrie nord-sud globale de toute la structure de nuages chez Vénus

 

http://www.esa.int/esaSC/SEM49DNKRGF_index_0.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


29 Mai 2008

GLAST : un télescope spatial pour comprendre les phénomènes les plus violents de l'univers

 

Crédit : Sonoma State University/Aurore Simonet

 

La mission spatiale internationale GLAST (Gamma-Ray Large Area Space Telescope) dédiée à la détection des rayons gamma(1) de haute énergie sera lancée le 5 juin 2008 depuis Cap Canaveral en Floride. Ce télescope spatial permettra de lever le voile sur les nombreux mystères qui entourent les sources connues de rayons gamma, voir de découvrir de nouvelles classes de sources de rayons gamma. Cinq équipes françaises de l'IN2P3-CNRS, de l'INSU-CNRS et de l'IRFU/CEA contribuent à ce projet.

 

Les rayons gamma manifestent l’existence des phénomènes les plus extrêmes de notre Univers. Les objets célestes associés à ces phénomènes, mettant en jeu des quantités d’énergie inimaginables, sont le siège d’accélération de particules à très haute énergie. La liste de tels objets inclut les noyaux actifs de galaxie, les sursauts gammas(2),  les vestiges de supernovae, les pulsars(3)… Les conditions physiques précises qui prévalent dans ces objets extraordinaires restent en grande partie à déterminer. Grâce à un gain en sensibilité d’un facteur 25 par rapport à la mission précédente, EGRET, GLAST devrait faire découvrir plusieurs milliers de sources de rayons gamma, décuplant ainsi le nombre de sources connues dans ce domaine. GLAST permettra d’étudier également en détail le rayonnement gamma diffus émis par les rayons cosmiques se propageant dans la Galaxie. La présence de matière noire sera aussi activement recherchée. Après une période d’un an, les données de GLAST seront mises à disposition de l’ensemble de la communauté scientifique internationale. La durée de vie prévue de la mission est de 5 ans, prolongeable à 10 ans.

 

Les rayons gamma étant absorbés par l’atmosphère, il est nécessaire de les détecter depuis l’espace, ce que fera le satellite GLAST à une altitude de 560 km. L’instrument  principal, le LAT (Large Area Telescope), qui détectera les rayons gamma d’une énergie entre 30 MeV et 300 GeV explorera l’ensemble du ciel en trois heures grâce à son très grand champ de vue (20% du ciel à tout moment). De nombreuses sources de rayons gamma étant variables, cette surveillance continuelle du ciel permettra d’alerter la communauté scientifique en cas d’éruptions. Le LAT est principalement composé de trois éléments: un trajectographe permettant de mesurer la direction des rayons, un calorimètre pour mesurer leur énergie et un système permettant de différencier rayons gamma et particules chargées du rayonnement cosmique qui constituent un bruit de fond indésirable.  La technologie et les méthodes d’analyse sont similaires à celles employées en physique des particules, les énergies des particules détectées étant comparables. Un instrument secondaire, le GBM (Glast Burst Monitor) est dédié à la détection de l’émission de basse énergie (8 keV-30 MeV) des sursauts gamma.

 

La collaboration GLAST inclut la NASA et la DOE (Departement of Energy) du côté américain et des instituts de six pays (Etats-Unis, France, Italie, Japon, Suède et Allemagne). Côté français, cinq équipes y participent : trois équipes de l’IN2P3-CNRS (LLR, CENBG , LPTA(4)), une du CEA (IRFU/SAp(5)) et une de l’INSU-CNRS (CESR(6)). Le Laboratoire Leprince-Ringuet (CNRS/Ecole Polytechnique) a conçu et fabriqué la structure du calorimètre. Des équipes de l’IN2P3-CNRS ont étudié en détail la réponse du détecteur à différents types de particules, grâce à plusieurs tests sur accélérateurs, en particulier au CERN, et des simulations par ordinateur. Ces équipes ont développé des techniques d’analyse et d’étalonnage sophistiquées qui seront mises à profit lors du vol. Le groupe du CEA/SAp a fait l’étude de définition des détecteurs du calorimètre à laquelle une équipe du laboratoire Astroparticule et cosmologie, (APC, CNRS/Université Paris 7/CEA/Observatoire de Paris), a également contribué. Il est en charge de la détection des sources gamma pour en établir le catalogue et les identifier. Il est aussi responsable du modèle d’émission interstellaire. Le CESR contribue à l'identification des sources.

 

Notes

 

1) les rayons gamma représentent la forme de lumière la plus énergétique

2) explosions d'étoiles extrêmement lumineuses produisant un jet relativiste

3) étoiles à neutrons en rotation rapide sur elle-mêmes résultant de l' effondrement du cœur d'une supernova

4) LLR : Laboratoire Leprince-Ringuet (CNRS/Ecole Polytechnique), CENBG : Centre d'Etudes Nucléaires de Bordeaux-Gradignan (CNRS/Université de Bordeaux 1), LPTA : Laboratoire de Physique Théorique et Astroparticules (CNRS/Université Montpellier 2)

5) Service d'Astrophysique, Saclay

6) Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements (CNRS/Université Toulouse 3)

 

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1350.htm

 

Site de GLAST à l'IN2P3 : http://glast.in2p3.fr/

Site de GLAST à l'IRFU/CEA : http://irfu.cea.fr/Sap/Phocea/Vie_des_labos/Ast/ast_visu.php?id_ast=1024

Site de GLAST à la NASA : http://www.nasa.gov/mission_pages/GLAST/main/index.html

Ressources Multimedia sur GLAST, Sonoma State University : http://glast.sonoma.edu/resources/multimedia.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

La comète C/2008 J4 est probablement en cours de désintégration. Michael Jaeger a imagé C/2008 J4 (McNaught) et a noté qu'elle était faible et sans condensation centrale.

 

La comète C/2007 W1 (Boattini) montre des caractéristiques dans la chevelure qui n'avaient pas été observée auparavant. Il semble également que son éclat se stabilise.

 

La Revue d’Aptitude au Lancement (RAL) s’est déroulée le mercredi 28 mai à Kourou et a autorisée les opérations de chronologie pour le Vol Ariane 5 ECA – SKYNET 5C et TURKSAT 3A. Pour son 3ème lancement de l’année, Arianespace mettra en orbite deux charges utiles: le satellite de télécommunications militaires Skynet 5C pour le Ministère britannique de la Défense et le satellite de télécommunications civiles Turksat 3A pour l’opérateur Turksat AS, dans le cadre d’un contrat clés en main avec Thales Alenia Space. Le lancement sera effectué depuis l'Ensemble de Lancement Ariane n° 3 (ELA 3) à Kourou en Guyane française. Le décollage du lanceur Ariane 5 ECA est prévu le plus tôt possible dans la fenêtre de lancement suivante : GMT : de 21h52 à 22h35, le 30 mai 2008. Lancement en direct sur Internet.

Mise à jour le 30/05 : lancement reporté. Au cours des derniers contrôles précédant le lancement d'Ariane 5 ECA – Skynet 5C – Turksat 3A, le résultat d'un test sur le logiciel du lanceur est apparu comme non-conforme. Arianespace a donc décidé d'interrompre les opérations de lancement. Le lanceur et les 2 satellites sont en condition de sécurité. Une nouvelle date sera annoncée dès que possible.

 

Une rare occultation stellaire par Triton a été observée le 21 Mai 2008. La plus grande des lunes de Neptune occultait une étoile de magnitude 13. Bruno Sicardy rapporte : "Pour la première fois dans les 11 dernières années, l'atmosphère de Triton a été détectée avec succès depuis deux stations en Namibie (Hakos et Tivoli, totalisant cinq télescopes), et depuis deux stations mobiles établies à l'Ile de la Réunion (Maido et La Fournaise, totalisant quatre télescopes)." Les autres stations d'observations n'ont pas eu cette chance : deux autres stations en Namibie (Windhoek et Grunau) étaient sous les nuages, de même que toutes les stations établies en Afrique du Sud (SAAO, Cape Town, Springbok), ainsi que la troisième station de la Réunion (Les Makes). Un des buts scientifiques est de maintenant savoir si l'atmosphère de Triton a souffert de changements drastiques depuis 1997, sachant que le satellite a atteint un solstice d'été sud "extrême" en 2000. La latitude sub-solaire a atteint la latitude Sud de 50 degrés environ. Ceci se produit environ tous les 600 ans, et pourrait avoir réchauffé la calotte polaire, contribué à une augmentation de l'activité de geysers dans les régions polaires sud de Triton, et induit une relative augmentation de pression de l'atmosphère d'azote.

 

Une comète suicidaire, appartenant au groupe de Kreutz, a été observée le 23 Mai 2008 par le coronographe LASCO C2 à bord du satellite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory).

 


28 Mai 2008

Le petit homme et le chaudron cosmique

 

Crédit : ESO (NACO/VLT)

 

A l'occasion du 10e anniversaire des premières lumières du Very Large Telescope, l'ESO publie deux superbes images de différentes sortes de nébuleuses, situées vers la constellation de la Carène (Carina). La première, Eta Carinae, a la forme d'un «petit homme» et entoure une étoile vouée à exploser dans les prochains 100.000 ans. La deuxième image présente une beaucoup plus vaste nébuleuse, dont la tourmente interne est créée par un groupe de jeunes étoiles massives.

 

En étant plus brillant qu'un million de Soleils, Eta Carinae est la plus brillante étoile connue dans la Galaxie. Elle est l'exemple le plus proche d'une variable bleue lumineuse, la dernière phase dans la vie d'une étoile massive avant qu'elle explose en une ardente supernova.

 

Eta Carinae est entourée par un nuage bipolaire de poussières et de gaz en expansion connu sous le nom de Homunculus ( «petit homme» en latin), qui, comme les astronomes le pensent, a été expulsé de l'étoile lors d'une grande explosion vue en 1843 [1].

 

Eta Carinae est l'un des premiers objets à être pris en image au cours des premières lumières avec le VLT de l'ESO, il y a 10 ans. A l'époque, l'image obtenue avec une caméra d'essai a déjà montré les capacités uniques du télescope vedette de la Communauté européenne pour l'astronomie optique et infrarouge au sol, ainsi que sa situation exceptionnelle sur la montagne de Paranal. L'image a une résolution de 0,38 secondes d'arc.

 

La nouvelle image récemment obtenue révèle encore plus, avec une résolution d'un facteur de 6 à 7 fois plus. Elle a été obtenue avec l'instrument NACO dans le proche infrarouge sur Yepun, le Télescope d'Unité 4 du VLT. NACO est un instrument d'optique adaptative, ce qui signifie qu'il est possible de corriger l'effet de flou de l'atmosphère. Et en regardant l'image, la puissance de l'optique adaptative est claire. La qualité d'image est comme si tout le télescope de 8,2 mètres avait été lancé dans l'espace [2].

 

Lorsqu'on regarde à travers l'oculaire d'un petit télescope, Homunculus peut en fait ressembler à un petit homme, mais l'étonnante image de NACO montre clairement une structure bipolaire. La fine structure des jets issus de l'étoile centrale est également très bien résolue.

 

L'année dernière, le Very Large Telescope Interferometer a également étudié Eta Carinae en détail et a fourni des renseignements précieux sur le vent stellaire d'Eta Carinae (voir ESO 06/07).

 

La deuxième image a été obtenue avec l'imageur infrarouge ISAAC sur Antu, le Télescope d'Unité 1.

 

Située à 9 000 années-lumière, c'est-à-dire plus loin que Eta Carinae, NGC 3576 est également en direction de la constellation australe de la Carène (Carina). NGC 3576 est d'environ 100 années-lumière de diamètre, autrement dit, 25 fois plus grande que la distance entre le Soleil et ses plus proches étoiles voisines.

 

Cette intrigante nébuleuse est une région gigantesque de gaz lumineux, où les étoiles sont en cours de formation. L'intense rayonnement et les vents des étoiles massives déchirent les nuages à partir desquels ils se forment, créant des paysages spectaculaires. Il est estimé que la nébuleuse est âgée d'environ 1,5 millions d'années, un clin d'œil à l'échelle cosmologique.

 

Des astronomes de l'Université de Cologne [3], en Allemagne, ont étudié cette région avec le VLT de l'ESO et Isaac afin de déterminer la proportion d'étoiles ayant encore un disque protoplanétaire à partir duquel les planètes se forment. En regardant les jeunes régions de différents âges, les astronomes espèrent estimer la durée de vie des disques protoplanétaires et ainsi mieux comprendre la formation des planètes. En particulier, les scientifiques sont intéressés à examiner l'effet du fort rayonnement des étoiles, ainsi que les rencontres stellaires dans ces denses régions, sur la survie des disques.

 

Notes

 

[1] En fait, puisque la distance à Eta Carinae est d'environ 7500 années-lumière, l'éruption doit avoir eu lieu il y a 7700 ans.

 

[2] Étant donné la grande taille de chaque Unité de Télescope du VLT, la résolution réalisable lors de l'utilisation d'optique adaptative (la «limite de diffraction») est aussi bonne dans le plus proche-infrarouge, où NACO observe, que ce que le HST peut atteindre dans le visible. La résolution est en effet proche de 0,05 secondes d'arc, dix fois mieux que ce que l'on peut généralement obtenir sans optique adaptative sur un excellent site. Une résolution de 0,05 secondes d'arc correspond à la capacité de lire un livre à 10 km.

 

[3] Les astronomes sont C. Olczak, R. Schödel, Pfalzner S., et A. Eckart.

 

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-17-08.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


27 Mai 2008

Le mastodonte a une ceinture épaisse

 

Crédit : ESO

 

Parlez d'un régime ! En résolvant, pour la première fois, les dispositifs d'une étoile individuelle dans une galaxie voisine, le VLT de l'ESO a permis à des astronomes de déterminer qu'elle pèse presque la moitié de ce qui avait été pensé auparavant, résolvant de ce fait le mystère de son existence. L'étoile mastodonte s'avère être entourée par un tore massif et épais de gaz et de poussières, et subit probablement une perte de masse violente et instable.

 

WOH G64 est une étoile supergéante rouge presque 2.000 fois plus grande que notre Soleil et est située à 163.000 années-lumière dans le Grand Nuage de Magellan, une des galaxies satellites de la Voie lactée.

 

"Les évaluations précédentes ont donné à WOH G64 une masse initiale de 40 fois la masse du Soleil. Mais c'était un réel problème car elle était trop froide, comparée à ce que les modèles théoriques prévoient pour une étoile si massive. Son existence ne pouvait être expliquée," commente Keiichi Ohnaka, qui a dirigé l'étude de cet objet.

 

Crédit : ESO

 

De nouvelles observations, faites avec le VLTI (Very Large Telescope Interferometer) de l'ESO concluent que le gaz et la poussière autour de l'étoile sont arrangés dans un anneau épais, plutôt que dans une enveloppe sphérique, et l'étoile est ainsi moins cachée qu'il avait été supposé. Ceci implique que l'objet est en fait à demi aussi lumineuse qu'on le pensait précédemment, et par conséquent, moins massive. Les astronomes déduisent que l'étoile a commencé sa vie avec une masse de 25 masses solaires. Pour une telle étoile, la température observée est plus proche de ce qu'on s'attendait.

 

"Enfin, les caractéristiques de l'étoile signifient qu'elle peut subir une phase très instable accompagnée de lourde perte de masse," ajoute le co-auteur Markus Wittkowski de l'ESO. "Nous estimons que la ceinture de gaz et de poussières qui l'entourent contient entre 3 et 9 masses solaires, ce qui signifie que l'étoile a déjà perdu entre un dixième et un tiers de sa masse initiale".

 

Pour tirer cette conclusion, l'équipe d'astronomes a utilisé l'instrument MIDI pour combiner la lumière collectée par trois paires de télescopes d'unité de 8.2 m du VLT. C'est la première fois que l'instrument MIDI est utilisé pour étudier une étoile individuelle en dehors de notre galaxie.

 

Les observations ont permis aux astronomes de résoudre clairement l'étoile. Les comparaisons avec les modèles les ont mené à conclure que l'étoile est entourée par un tore colossal et épais, étendu d'environ 15 rayons stellaires (ou de 120 fois la distance entre la Terre et le Soleil - 120 UA !) à plus de 250 rayons stellaires (ou 30.000 UA !).

 

"Tout est énorme au sujet de ce système. L'étoile elle-même est si grande qu'elle remplirait presque tout l'espace entre le Soleil et l'orbite de Saturne," note Ohnaka. "Et le tore qui l'entoure a peut-être une année-lumière de large ! Enfin, parce qu'il est si éloigné, seule la puissance de l'interférométrie avec le VLT pouvait nous donner un aperçu sur cet objet."

 

Notes

Le nom de WOH G64 se réfère au fait que c'est la 64ème entrée dans le catalogue de Westerlund, Olander, et Hedin, publié en 1981, et basé sur les observations faites à l'ESO à La Silla.

 

L'équipe est composée de K. Ohnaka, T. Driebe, K.-H. Hofmann, G. Weigelt (Max-Planck Institute for Radio Astronomy, Bonn, Germany), et M. Wittkowski (ESO).

 

"Spatially resolved dusty torus toward the red supergiant WHO G64 in the Large Magellanic Cloud", by K. Ohnaka et al., Astronomy and Astrophysics, 484, 371.

 

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-15-08.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

Une nouvelle nova a été découverte indépendamment dans la constellation d'Ophiuchus par plusieurs observateurs japonais le 25 Mai 2008 :
        -- K. Nishiyama (Kurume, Fukuoka-ken) et F. Kabashima (Miyaki-cho, Saga-ken)
        -- H. Nishimura (Kakegawa, Shizuoka-ken)
        -- K. Haseda (Toyohashi, Aichi); via H. Yamaoka (Kyushu University)

 

La magnitude visuelle est estimée à approximativement 10.2
La position, indiquée par K. Nishiyama et F. Kabashima, est : R.A. = 17h 39m 50.93s ; Decl. = -23° 50' 00.9" (J2000)

 

Nouveau papier intitulé "A Region Void of Irregular Satellites Around Jupiter" et accepté pour publication dans Astronomical Journal, par N. Haghighipour et D. Jewitt :

"Une intéressante caractéristique des planètes géantes de notre Système solaire est l'existence de régions autour de ces objets où aucun satellite irrégulier n'est observé. Les études ont montré que, autour de Jupiter, une telle région s'étend du plus extérieur satellite régulier Callisto, au voisinage de Themisto, le satellite irrégulier le plus intérieur. Pour comprendre la raison de l'existence d'une telle région vide de satellites, nous avons étudié l'évolution dynamique d'irréguliers joviens par intégration numérique des orbites de plusieurs centaines de particules, distribuées dans une région entre 30 et 80 rayons de Jupiter, pour différentes valeurs de leurs demi-axes, excentricités orbitales, et inclinaisons. Comme prévu, nos simulations indiquent que les objets dans ou proche des zones d'influence des satellites galiléens deviennent instables en raison d'interactions avec Ganymède et Callisto. Toutefois, ces perturbations ne peut pas justifier le manque de satellites irréguliers dans la région entière entre Callisto et Themisto. Il est suggéré qu'aux distances entre 60 et 80 rayons de Jupiter, Ganymède et Callisto pourrait avoir des effets perturbateurs à long terme, qui peuvent requérir que l'intégration soit étendue à des temps beaucoup plus longs que 10 milliards d'années. L'interaction de satellites irréguliers avec des protosatellites de Jupiter au moment de la formation de réguliers joviens peut également être un mécanisme déstabilisant dans cette région. Nous présentons les résultats de nos simulations numériques et discutons de leurs applications à de similaires régions dépouvues de satellites autour d'autres planètes géantes."

 

Le 23 Mai 2008, Ralf Vandebergh a tourné son télescope vers la Station Spatiale Internationale (ISS) lors de son passage au-dessus de son site d'observation aux Pays-Bas. La photo qu'il a obtenu révèle de nombreux détails, dont les vaisseaux spatiaux Jules Verne et Progress M64 qui sont actuellement accouplés à l'ISS. Quelques minutes plus tard, un autre objet plus petit et plus faiblement éclairé a fait son apparition. "C'était l'étage supérieur d'une fusée légendaire Vostok 8A92M, la même fusée utilisée dans les années 1960 lors des premiers vols habités russes", commente Vandebergh. "Celle-ci a été lancée en 1979". Il a alors braqué son télescope vers le corps de fusée, a pris une photo, et a placé l'image près de celle d'ISS. "Ce n'était pas facile de capturer ce petit objet", note Vandebergh. "Le Vostok était faible et se déplacait vraiment rapidement comparé à l'ISS, faisant qu'il était difficile de le garder dans le réticule de mon chercheur lorsque je suivais manuellement le vaisseau spatial à travers le ciel."

 

Mars Reconnaisance Orbiter, grâce à l'instrument HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment), capture la sonde Phoenix suspendue à son parachute durant sa descente vers le sol de Mars.

 


26 Mai 2008

Les traits lumineux de Xiao Zhao peignent la surface de Mercure

 

Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

 

Récemment nommé d'après l'artiste chinois du 12ème siècle, le cratère Xiao Zhao sur le côté gauche du centre de cette image est petit en comparaison de beaucoup d'autres cratères sur Mercure et même de nombreux autres cratères dans cette scène. Cependant, les longs rayons lumineux de Xiao Zhao font de lui un dispositif aisément visible. Les rayons frais et lumineux, qui ont été créés par le matériel éjecté à l'extérieur au cours de l'événement d'impact qui a formé le cratère, indiquent que Xiao Zhao est un cratère relativement jeune sur la surface de Mercure.

 

Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

 

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=184

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


26 Mai 2008

Phoenix Mars Lander se pose sur Mars

 

Crédit : JPL Solar System Visualization Team

 

Un signal a été détecté le 25 Mars 2008 à 23:53:44 UTC (01h53 CEST le 26 Mars)  de Phoenix indiquant que la sonde s'est posée correctement sur la surface de Mars.

 

La sonde américaine Phoenix Mars Lander s'est posée comme prévu sur le sol de Mars, dans les plaines de Vastitas Borealis de la région polaire nord de la planète rouge.

 

Phoenix est entrée dans la haute atmosphère de Mars à une vitesse de plus de 20.000 km/h. La traversée de l'atmosphère a duré de longues et interminables minutes, durant lesquelles la sonde a effectué une série d'actions, dont l'ouverture du parachute ayant pour but de la ralentir à la vitesse d'environ 8 km/h. Phoenix Mars Lander a finalement touché le sol sans encombres, reposant sur ses trois pieds.

 

Premières images

 

Crédit : NASA/JPL-Caltech/University of Arizona

 

http://phoenix.lpl.arizona.edu/

 

http://jpl.nasa.gov/news/phoenix/main.php

 

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

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

Selon les mesures photométriques de Gustavo Muler, l'éclat de la comète 7P/Pons-Winnecke a augmenté sensiblement au cours des derniers jours. La comète serait actuellement à la magnitude 14-15 (au lieu de 17-18). A confirmer !

 

D'après l'analyse de J.P. Navarro Pina, la comète C/2007W1 (Boattini) pourrait atteindre la magnitude 3.9 à la mi-juin, pour le plus grand plaisir des observateurs de l'hémisphère sud, si son éclat actuel persiste. 

 


24 Mai 2008

Comètes STEREO : C/2008 E5, E6

 

Crédit : NRL/SECCHI

 

Deux nouvelles comètes découvertes sur les images SECCHI en différé de l'instrument HI1-A du satellite STEREO-A ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2008-K29.

 

C/2008 E5 (STEREO) - Alan Watson

C/2008 E6 (STEREO) - Rainer Kracht

 

Ces deux comètes STEREO appartiennent au groupe de Kreutz.

 

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08K29.html (MPEC 2008-K29)

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

La date de lancement pour la cinquième et dernière mission d'entretien (SM4) du télescope spatial Hubble est maintenant programmée pour le 08 Octobre 2008.

 

Le 09 Janvier 2008, alors qu'ils observaient la supernova 2007uy dans la galaxie NGC 2770 avec le télescope de rayons X de l'observatoire spatial Swift, des astronomes ont eu la chance de voir le bref sursaut de rayons X venant d'une autre supernova dans la même galaxie, située à 90 millions d'années-lumière dans la constellation du Lynx. Quelques jours plus tard, SN 2008D est apparue en lumière visible.

 

 


Mission CASSINI-HUYGENS

 

Crédit : NASA/JPL

 

Impact Craters

Publiée le 22 Mai 2008

 

Ces vues côte à côte montrent un cratère d'impact nouvellement découvert (à gauche) comparé avec un cratère découvert auparavant (à droite). Le nouveau cratère a été tout juste découvert par l'instrument radar du vaisseau spatial Cassini au cours du survol plus récent de Titan le 12 Mai 2008. Ceci en fait le quatrième dispositif identifié sans aucun doute comme un cratère d'impact jusqu'ici sur Titan -- moins de 100 dispositifs sont considérés comme des impacts possibles. Comparé à d'autres lunes de Saturne, qui ont de nombreux milliers de cratères, la surface de Titan est très peu parsemée de cratères. C'est en partie dû à l'atmosphère dense de Titan, qui brûle les plus petits corps d'impact avant qu'ils puissent percuter la surface. Les processus géologiques, tels que le déplacement du sable par le vent et le volcanisme glacial, peuvent également éliminer les cratères.

 

Les deux images sont d'environ 350 kilomètres dans la largeur. Le cratère du côté droit a été découvert par Cassini en 2005 et est montré ici pour la comparaison. Il est de 80 kilomètres de diamètre (voir PIA07368), avec l'illumination du radar d'en haut. Appelé Sinlap, ce cratère est à estimé à environ 1.300 mètres de profondeur. Le nouveau dispositif imagé sur le côté gauche, qui n'a pas encore été nommé, est plus grand que le cratère Sinlap avec un diamètre d'environ 112 kilomètres.

 

Le nouveau cratère est situé à environ 26 degrés de latitude nord, 200 degrés de longitude ouest, dans la région lumineuse connue sous le nom de Dilmun, à environ 1.000 kilomètres au nord du site d'atterrissage de Huygens. Dans l'image, également illuminée d'en haut, il apparaît légèrement irrégulier, suggérant qu'il a été modifié après qu'il se soit formé, peut-être par des effondrements des parties de son bord sur le plancher. Le plancher du cratère semble plat, et deux petites taches lumineuses indiquent un probable pic central. La couverture d'éjecta (le matériel environnant) de ce cratère est moins importante que celle du cratère Sinlap. Le caractère plus dégradé du cratère suggère qu'il pourrait être plus ancien que Sinlap (en supposant que les processus érosifs sont identiques aux deux endroits, qui sont à des latitudes similaires).

 

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10655

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


Mission CASSINI-HUYGENS

 

Crédit : NASA/JPL

 

Tectonics on Titan

Publiée le 22 Mai 2008

 

Un ensemble de trois dorsales parallèles a été vu par l'instrument radar du vaisseau spatial Cassini au cours du dernier survol de Titan le 12 Mai 2008. Cette combinaison est peu susceptible d'être une coïncidence -- la meilleure explication pour ces dispositifs est qu'ils sont inclinés ou des blocs séparés de croûte cassée ou fendue, maintenant exposés en tant que hautes arêtes. Leur espacement régulier est typique des régions qui ont été comprimées ou prolongées sur de vastes zones. De telles interactions sont nommées tectoniques, bien qu'elles ne se produisent pas comme la tectonique de plaques, qui est un processus propre à la Terre.

 

Les arêtes, qui apparaissent sur le côté gauche de l'image, sont des dispositifs accidentés et sont élevés au-dessus du terrain environnant. Les brillants motifs signifient que les matériaux sont fracturés ou bloqués à la longueur d'onde du radar (2.17 centimètres). Le long des côtés sud des arêtes sont des falaises importantes, ou des escarpements, se présentant comme de fines lignes sombres au radar dirigées d'ouest en est, et interprétées comme des failles. Ces dispositifs ont des tailles jusqu'à quelques cent mètres, d'après les estimations préliminaires des pentes.

 

Le secteur montré ici est situé dans la région montagneuse appelée Xanadu. Les arêtes sont semblables de plusieurs manières aux chaînes de montagne vues à la latitude semblable mais à environ 90 degrés à l'ouest, juste à l'ouest de Shangri-La (observée pendant un survol en Octobre 2005, PIA08454). Les deux régions ont des chaînes ou des crêtes de montagne qui sont orientées ouest-est et sont espacées d'environ 50 kilomètres. Ceci indique que les forces tectoniques ont agi dans une direction nord vers le sud dans la région équatoriale de Titan et ont eu comme conséquence des effets réguliers dans la croûte de Titan, preuve qui aidera les scientifiques à mieux comprendre la croûte et l'intérieur de Titan.

 

Les autres dispositifs linéaires, probablement apparentés à la formation des arêtes, et des dispositifs circulaires, peut-être des cratères d'impact érodés sont maintenant remplis de matériel (homogène) sombre au radar, sont également vus dans l'image. Le plus grand dispositif circulaire, au centre en bas, est d'environ 20 kilomètres de diamètre.

 

L'image est centrée à 2 degrés sud, 127 degrés ouest et a été obtenue le 12 Mai 2008, avec une résolution d'environ 300 mètres. La flèche ouverte indique la direction de l'illumination du radar. La ligne blanche formée de tirets dans la partie supérieure est un artefact du traitement du SAR et sera enlevé dans les versions postérieures.

 

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA10654

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


22 Mai 2008

La tempête souffle dans la Petite Tache Rouge de Jupiter

 

Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

 

Utilisant des données du vaisseau spatial New Horizons de la NASA et de deux télescopes sur Terre, une équipe internationale de scientifiques a constaté qu'une des plus grandes et plus récentes tempêtes du Système solaire - la Petite Tache Rouge (ou LRS, pour Little Red Spot) de Jupiter - a les vitesses de vent les plus élevées jamais détectées sur n'importe quelle planète.

 

Les chercheurs de New Horizons ont combiné les observations de leur vaisseau spatial allant vers Pluton, qui a volé auprès de Jupiter en Février 2007 ; les données du télescope spatial Hubble en orbite autour de la Terre, et le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO (European Southern Observatory), perché sur une montagne du désert d'Atacama au Chili. C'est la première fois que l'imagerie rapprochée en haute résolution de Little Red Spot est combinée avec le puissant télescope en orbite et l'imagerie au sol faite en ultraviolet aux longueurs d'onde mi-infrarouges.

 

« LRS » de Jupiter est un anticyclone, une tempête dont les vents circulent dans la direction opposée à celle d'un cyclone - dans le sens contraire des aiguilles d'une montre, dans ce cas-ci. Il est presque de la taille de la Terre et aussi rouge que la semblable, mais plus grande et bien connue Grande Tache Rouge (ou GRS, pour Great Red Spot). L'évolution spectaculaire de LRS a commencé par la fusion de trois plus petites dtempêtes blanches qui avaient été observées depuis les années 1930. Deux de ces tempêtes ont fusionné en 1998, et la paire combinée a fusionné avec une troisième tempête majeure jupitérienne en 2000. Vers la fin de 2005 - pour des raisons toujours inconnues - la tempête réunie a viré au rouge.

 

Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

 

Les nouvelles observations confirment que les vitesses du vent dans LRS ont augmenté sensiblement par rapport aux vitesses du vent dans les tempêtes d'origine, qui avaient été observées par les missions Voyager et Galileo dans les décennies passées. Les chercheurs ont mesuré les dernières vitesses du vent et directions en utilisant deux mosaïques d'images de l'instrument LORRI (Long Range Reconnaissance Imager) de New Horizons, prises à 30 minutes d'intervalle afin de dépister le mouvement des dispositifs de nuages. New Horizons a obtenu les images depuis une distance d'approximativement 2.4 millions de kilomètres de Jupiter à une résolution de 14.4 kilomètres par pixel. Les vitesses des vents au maximum de LRS d'environ 600 kilomètres/heure (entre 155 - 190 mètres par seconde) dépassent de loin le seuil de 250 kilomètres/heure qui ferait d'elle une tempête de catégorie 5 sur Terre.

 

« Cette tempête se développe toujours, et certains des changements restent mystérieux, » commente le Dr. Andrew Cheng (Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory [APL], Laurel, Md.), qui a dirigé le groupe d'étude. « Cet ensemble unique d'observations nous donne des indications sur la structure et la composition de la tempête ; de ceci, nous comptons apprendre beaucoup plus au sujet de la façon dont ces grandes perturbations atmosphériques se forment sur des mondes à travers le Système solaire. »

 

La vénérable Grande Tache Rouge de Jupiter a diminué régulièrement en taille sur plusieurs décennies passées. De plus, un rare « bouleversement global » dans l'atmosphère de Jupiter a commencé avant la visite de New Horizons l'année dernière. Ce bouleversement a impliqué la disparition de l'activité dans la ceinture équatoriale sud (qui a laissé la GRS comme une tempête isolée), l'apparition d'une perturbation tropicale sud au nord de Little Red Spot, et d'autres changements nuageux spectaculaires.

 

« C'était une occasion rare de combiner des observations d'une suite puissante d'instruments, car Jupiter ne sera pas visité à nouveau par un vaisseau spatial avant 2016 au plus tôt, » ajoute Cheng, dont l'équipe publie ses travaux dans Astronomical Journal de Juin 2008.

 

Les scientifiques ont combiné les images de LORRI de cartes de mouvements des nuages avec des images couleurs en visible de Hubble, et des images du VLT en mi-infrarouge. La dernière technique permet aux scientifiques de « voir » la structure thermique et les dynamiques sous les couches visibles de nuages, parce que les longueurs d'onde infrarouges thermiques (indiquant la chaleur) peuvent passer à travers les nuages les plus hauts. « Les nouvelles observations confirment que les structures thermiques, les vitesses des vents, et les dispositifs de nuages de LRS sont très semblables à ceux de GRS, » commente le Dr. Hal Weaver, un membre du groupe d'étude de l'APL et scientifique du projet New Horizons. «Aussi bien LRS que GRS s'étendent à la stratosphère, à des altitudes bien plus élevées que pour les tempêtes plus petites sur Jupiter. »

 

Les observations offrent des indices sur le mystère de pourquoi GRS, et maintenant aussi LRS, peuvent être si rouges. Les vitesses des vents et la force globale de LRS ont augmenté sensiblement en sept années entre les observations de Galileo et de New Horizons, durant laquelle la tempête est devenue rouge. « Ceci corrobore l'idée qu'un mécanisme dynamique commun explique le rougissement des deux plus grands systèmes anticyclonaux sur Jupiter, dont une possibilité est que les vents de tempête remontent le matériel du dessous, » note le Dr. Amy Simon-Miller (Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md.).

 

Dans leur rapport, les scientifiques s'interrogent également sur la future évolution de deux tempêtes géantes de Jupiter. LRS rivalise déjà GRS qui diminue progressivement en taille et vitesse du vent. Les nouvelles observations thermiques et du champ des vents laissent entendre une interaction entre la perturbation tropicale sud, Little Red Spot, et une chaude région cyclonique sud de LRS, formant un complexe qui pourrait faire paraître toute petite la Grande Tache Rouge.

 

« La Grande Tache Rouge ne peut toujours pas être la plus grande et la plus forte tempête sur Jupiter, » ajoute le Dr. Glenn Orton (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.). « La surveillance continue de l'évolution constante de l'atmosphère de Jupiter apportera sûrement plus de surprises. »

 

http://www.jhuapl.edu/newscenter/pressreleases/2008/080520.asp

 

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

Les astronomes de la NASA surveille la Lune pour voir combien et à quel rythme des météoroïdes percutent la surface lunaire. Ils viennent d'enregistrer leur 100ème explosions (et plus exactement leur 103ème, puisque 3 nouveaux impacts ont été enregistrés pendant la rédaction de l'article). Ce jeu de données étonnament abondant permet aux chercheurs de commencer à tirer des conclusions sur quand, où, et combien de fois la Lune reçoit des coups.

 

La découverte de XO-4 b, une exoplanète de 1.72 (± 0.2) MJ circulant en 4.12502 (± 2e-05) jours autour de l'étoile XO-4 alias GSC 03793-01994 alias 2MASS J07213317+5816051, a été annoncée le 19 Mai.

 

3 exoplanètes découvertes par CoRoT : En fonctionnement depuis plus de 500 jours, le satellite CoRoT a découvert 3 nouvelles exoplanètes. Ce résultat a été présenté, ce week end, au symposium de l'UAI à Cambridge dans le Massachusetts. Une des trois exoplanètes découvertes soulève de grandes discussions. Cet objet appelé CoRoT-exo-3b, se situe entre une planète et une naine brune, avec un très petit rayon pour une exoplanète géante et encore plus petit pour une étoile naine. Les observations au sol ont permis de déterminer sa masse : 20 fois celle de Jupiter. Cette exoplanète serait deux fois plus dense que le platine. De plus CoRoT a détecté un très faible signal qui, s'il était confirmé comme un signal produit par un transit d'exoplanète, donnerait un objet ayant un rayon d'environ 1,7 fois celui de la Terre.

 


20 Mai 2008

L'étude d'Hubble trouve la matière absente, sonde la toile intergalactique

 

Artwork Credit: NASA, ESA, and A. Feild (STScI)

 

Dans l'édition du 20 Mai de The Astrophysical Journal, Charles Danforth et Mike Shull (Université du Colorado,

Boulder) rendent compte des observations du télescope spatial Hubble et de FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) prises le long des lignes de visibilité de 28 quasars. Leur analyse représente les plus détaillées observations jusqu'ici sur l'aspect du milieu intergalactique à environ quatre milliards d'années-lumière de la Terre. Les astronomes disent qu'ils ont définitivement trouvé environ la moitié de la matière normale absente, appelée baryons, dans l'espace entre les galaxies.

 

Science Credit: NASA, ESA, C. Danforth and M. Shull (University of Colorado, Boulder)

 

Cette illustration montre comment le télescope spatial Hubble recherche les baryons absents, en regardant la lumière des quasars éloignés de plusieurs milliards d'années-lumière. Imprimées sur cette lumière sont les empreintes spectrales de la matière ordinaire absente qui absorbe la lumière aux fréquences spécifiques (montrées dans les spectres colorés à la droite). La matière baryonique absente aide à tracer la structure de l'espace intergalactique, appelée la "toile cosmique."

 

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/20

 

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


20 Mai 2008

L'étoile naine libère un éclat monstrueux

 

Crédit : Casey Reed/NASA

 

Le 25 Avril, le satellite Swift a détecté le flare le plus brillant jamais vu en provenance d'une étoile autre que notre Soleil. Le flare sur EV Lacerta avait la puissance de milliers d'éruptions chromosphériques issues de notre Soleil et aurait été visible à l'oeil nu si l'étoile avait été facilement observable dans le ciel de nuit à ce moment-là. EV Lac est une naine rouge banale, de loin le type d'étoiles le plus répandu dans l'Univers, brillant avec seulement un pour cent de la lumière du Soleil et ayant un tiers de la masse du Soleil. A une distance de seulement 16 années-lumière, EV Lacertae est l'une de nos voisines stellaires les plus proches mais de magnitude 10, loin au-dessous du seuil de visibilité à l'oeil nu. L'étoile est relativement jeune, avec un âge estimé à quelques centaines de millions d'années.

 

Le flare a été vu en premier par l'instrument Konus, de construction russe, embarqué sur le satellite Wind au début de la matinée du 25 Avril. Le télescope de rayons X Swift a capturé le flare moins de deux minutes plus tard, et a rapidement pivoté pour être dirigé vers EV Lacertae. Quand Swift a essayé d'observer l'étoile avec son télescope Ultraviolet/Optique, le flare était si lumineux que l'instrument s'est fermé pour raisons de sûreté. L'étoile est demeurée lumineuse en rayons X, pendant 8 heures avant de revenir à la normale. La rotation rapide, en quatre jours, d'EV Lacertae produit de forts champs magnétiques localisés, plus de 100 fois aussi puissant magnétiquement que le champ du Soleil. L'énergie stockée dans son champ magnétique actionne ces flares géants pour lesquels EV Lac est bien connue.

 

http://www.nasa.gov/centers/goddard/news/topstory/2008/pipsqueak_star.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

Le Guide du Ciel 2007-2008, de notre ami Guillaume Cannat, ainsi que sa rubrique "Le ciel au jour le jour" pour le mois de Mai, mentionne un phénomène intéressant, à voir le 22 Mai 2008 à l'aube en Europe (les heures sont en TU) :
"Entre 04h50 et 04h09 le disque de Jupiter apparaît sans aucun de ses satellites galiléens : Ganymède est occultée depuis 00h55, Calisto est éclipsée depuis 03h30 et Io s'éclipse à 03h50. Une vingtaine de minutes plus tard, Ganymède émerge à l'est du disque jovien, mettant ainsi fin à cette situation inhabituelle. Le dernière fois que Jupiter avait pu être observée sans aucun de ses principaux satellites remonte au 08 Novembre 2001. Notez aussi que si le phénomène se reproduira assez vite le 03 Septembre 2009, il nous faudra attendre jusqu'au 09 Novembre 2019 pour l'observer de nouveau."

 

Ainsi vous voulez devenir astronome professionnel ! Des lieux de travail exotiques, des découvertes étonnantes, et la renommée (mais probablement pas la fortune) attendent ceux qui persévèrent sur le chemin conduisant à une carrière en tant qu'astronome professionnel. Aussi comment rejoindre les rangs de l'élite de l'astronomie professionnelle ? Voici quelques suggestions sur la façon d'obtenir un job dans l'astronomie... que propose Duncan A. Forbes (Swinburne University) dans son papier intitulé "So you want to be a professional astronomer!"

 

Le CNRS et Cinaps TV lancent EfferveSciences, un nouveau magazine scientifique : le CNRS et Cinaps TV (nouvelle chaîne à vocation culturelle de la Télévision Numérique Terrestre en région parisienne) lancent en juin 2008 EfferveSciences, un nouveau magazine scientifique animé par Antoine Spire. Chaque mois, sous forme d'un dialogue convivial, une chercheuse ou un chercheur à la pointe de sa discipline présente ses découvertes récentes, inscrites dans l'histoire de sa démarche et dans celle de son domaine de recherche. EfferveSciences, produit par CNRS Images pour Cinaps TV, est articulé autour de courts extraits de films qui illustrent les sujets abordés. En fin d’émission, des informations permettent de prolonger les thèmes traités, de rendre compte de l'avancée des recherches menées au CNRS et de l'actualité culturelle et scientifique. EfferveSciences est diffusé le premier samedi du mois à 14h30 et rediffusé deux fois dans le mois sur Cinaps TV.

Cinaps TV fait partie des sept nouvelles chaînes retenues par le CSA pour la télévision numérique terrestre (TNT) en région parisienne. Elle est disponible dans la région Île-de-France sur le Canal 21 de la TNT et sur le réseau Numéricâble (Canal NC / Canal Noos : chaîne n° 16).

 

L'équipe des contrôleurs au sol de la mission Mars Express est prête pour surveiller l'entrée critique, la descente et l'atterrissage de Phoenix sur la surface de Mars le 26 mai 2008.

 


19 Mai 2008

L'Europe a du talent et l'ESA en a besoin

 

Crédit : DLR

 

L'ESA vient de lancer une campagne de recrutement pour la nouvelle génération d'astronautes européens. L'agence s'attend à recevoir des dizaines de milliers de candidatures des éléments les plus prometteurs de toute l'Europe. Mais elle recherche également des hommes et des femmes ayant le profil pour pourvoir des postes clés à tous les niveaux, en particulier dans les domaines techniques spécialisés. Notre nouvelle fonctionnalité d'alerte-emploi vous permet de rester à la page des offres d'emplois.

 

Une multitude d'opportunités

 

« Alors que l'ESA démarre sa compagne de recrutement des futurs membres du Corps des astronautes, l'Agence se doit de continue d'attirer les candidats capables de travailler à la pointe de la technologie et des sciences spatiales », explique Bettina Boehm, Directrice des ressources humaines. « Nous recherchons tout spécialement des experts désireux de travailler au développement des lanceurs et des missions relatives aux vols habités, aux sciences, aux télécommunications, à la navigation et à l'observation de la Terre. »

 

L'effort de recrutement actuel porte plus particulièrement sur les domaines de compétences suivants:

 

- compétences techniques et gestion qualité :

- ingénierie de l'alimentation et du conditionnement de puissance

- poursuite, télémesure et télécommande

- radionavigation

- ingénierie des composants ingénierie des télécommunications

- logiciels de bord assurance produit

 

- opérations et infrastructure :

- ingénierie des opérations

- dynamique de vol

 

Notre nouvelle fonctionnalité Alerte-Emploi

 

Pour vous permettre de rester informé plus facilement sur les opportunités d'emploi dans ces domaines, et dans les autres champs d'activités de l'ESA, nous avons ajouté sur notre page « Careers in space », un nouvel outil d'alerte-emploi.

 

Cet outil est la simplicité même : il vous suffit de saisir votre nom et votre adresse électronique, et de cliquer sur Subscribe, Vous recevrez alors toutes les offres d'emploi de l'ESA au moment même de leur publication.

 

Que vous souhaitiez intégrer le Corps des astronautes ou l'une de nos équipes d'experts internationales chargées de travailler sur des projets passionnants, vous vous engagez vers une carrière ambitieuse aux côtés d'un excellent employeur.

 

Alerte-Emploi est une manière simple et pratique de toucher les candidats potentiels — mais l'ESA dispose d'autres moyens plus importants pour accéder à l'excellent réservoir de talents qui existe en Europe.

 

Une culture de l'excellence et de la diversité

 

« L'ESA est une organisation tournée vers l'avenir, dotée de diverses politiques destinées à assurer un équilibre homme/femme — surtout dans les postes de direction et dans les domaines scientifiques et techniques — ainsi qu'une diversité culturelle », poursuit Bettina Boehm. « Cette approche a une motivation certes sociale et politique, mais elle est aussi tout à fait logique, puisqu'elle nous permet d'exploiter et de développer les nouvelles réserves de talent. Cette diversité en termes de profils culturels et de parcours professionnels fait de l'ESA un lieu de travail dynamique et enrichissant. »

 

http://www.esa.int/esaCP/SEMYDU0YUFF_France_0.html

 

http://www.esa.int/esaCP/SEM2XL0YUFF_index_0.html 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

L'astéroïde 2003 EH1, proposé comme corps parent de l'essaim météoritique des Quadrantides, est supposé être le reste d'un ancien objet cométaire, provisoirement identifé avec les comètes historiques C/1490 Y1 et C/1385 U1. Dans un papier intitulé "Updated analysis of the dynamical relation between asteroid 2003 EH1 and comets C/1490 Y1 and C/1385 U1", les auteurs Marco Micheli, Fabrizio Bernardi, et David J. Tholen (Institute for Astronomy, University of Hawaii), relatent que dans le présent travail, ils ont utilisé des nouvelles observations faites en Avril 2008 pour prolonger l'arc de 2003 EH1 de 10 mois, lequel arc s'étend maintenant sur environ 5 ans, assez pour exclure le lien direct proposé entre l'astéroïde et les deux comètes.

 

Une équipe internationale d'astronomes rapporte que l'exoplanète WASP-7b, une planète de la 0.96 fois la masse de Jupiter, transite l'étoile de magnitude visuelle de 9.5 dénommée HD197286 en 4,95 jours. C'est la plus brillante découverte du projet WASP-South transit survey et le plus brillant système d'exoplanète en transit dans l'hémisphère sud. WASP-7b fait partie des plus denses des planètes connues de masse-Jupiter, suggérant qu'elle a un coeur massif.

 

L'étoile XO-5 (GSC 02959-00729, V=12.1, G8V) héberge une planète extrasolaire en transit de taille de Jupiter, (Rp=1.15+/-0.12 Rjup), avec une période orbitale de P=4.187732+/-0.00002 jours. La masse de la planète (Mp=1.15+/-0.08 Mjup) dénommée XO-5b et la pesanteur de surface (gp=22+/-5 m/s^2) sont sensiblement plus grande que prévu par la relation empirique Mp-P et Mp-P-[Fe/H]. Toutefoirs, la déviation de la relation Mp-P pour XO-5b n''est pas assez grande pour suggérer un type distinct de planète comme il est suggéré pour GJ 436b, HAT-P-2b, et XO-3b. Par coïncidence, XO-5 se tient sur l'extrême panache H I qui émane de la paire de galaxies en interaction NGC 2444/NGC 2445 (Arp 143).

 

  CoRoT découvre 3 nouvelles exoplanètes : CoRoT-Exo-3 b de 20.2 MJ  avec une période orbitale de 4.25 jours, CoRoT-Exo-4 b de 0.73 (± 0.1) MJ  avec une période orbitale de 9.20205 (± 0.00037) jours et CoRoT-Exo-5 b de 0.86 MJ  avec une période orbitale de 4 jours.

 


 

Dirk Ewers (Hofgeismar, Allemagne) a photographié, avec d'incroyables détails, le 12 Mai au petit matin le passage de la Station Spatiale Internationale.

 

Le néon est le cinquième d'élément le plus abondant dans le cosmos, mais jusqu'à récemment, les astronomes ne pouvaient pas sembler obtenir une mesure précise de cet élément dans l'Univers. Une équipe d'astronomes a utilisé le spectromètre du télescope spatial Spitzer pour mesurer les quantités de néon et de soufre dans 25 régions de formation d'étoiles à travers la galaxie spirale voisine M33. Pour la première fois, ils ont trouvé que le rapport du néon au rapport au soufre dans tous ces secteurs est relativement constant à environ 16, un résultat d'observation conforme aux modèles actuels portant sur la façon dont ces éléments chimiques sont créés dans le cosmos.

 

Une équipe d'astronomes a utilisé les images spectrales infrarouges de la lune de Saturne, Titan, acquises avec le Gemini North Frederick C. Gillett Telescope, pour contester une revendication antérieure de détection de brume matinale généralisée de méthane.

 

Nouvel éclairage sur la calotte polaire martienne : de nouvelles observations de Mars Reconnaissance Orbiter indique que la croûte et le manteau supérieur de Mars sont plus consistants et plus froids qu'on le pensait. La cartographie radar de la calotte polaire du pôle nord martien a permis de faire une analyse détaillée de ses couches de sédiments, ce qui donne un éclairage sur sa formation et l'histoire thermique de la planète annoncent des chercheurs. En utilisant les données fournies par les radars du satellite Mars Reconnaissance Orbiter, Roger Phillips et ses collègues décrivent une calotte polaire ayant jusqu'à quatre couches formées de sable, de poussières et de glace, chacune étant séparée par des épaisseurs de glace plus propre. Ils attribuent la formation de ces couches aux variations de l'orbite de Mars suivant les années et avancent que la calotte polaire s'est formée sur une période d'environ cinq millions d'années. Les chercheurs rapportent aussi que le poids de la calotte de glace ne déforme aucun sédiment sousjacent, ce qui veut dire que la solide croûte sous la calotte a plus de 300 km d'épaisseur. Leurs résultats aident à retracer le transport de la poussière sur la planète au fil des ans et indiquent que Mars contient beaucoup d'éléments produisant de la chaleur, similaires à ceux que l'on retrouve dans les météorites chondritiques.

 


 

Vénus, en conjonction avec le Soleil le 09 Juin 2008, est visible actuellement en compagnie de l'amas des Pléiades dans le champ du coronographe LASCO C3 du satellite SOHO. Les 22-23 Mai, les trois astres seront au plus près l'un de l'autre, formant un joli triangle isocèle très réduit.

 

Le vaisseau spatial Stereo-B a observé les 09 et 10 Mai 2008 un groupe de filaments magnétiques dansant le long du limbe solaire. Les scientifiques de la mission ont intitulé le film Twist and Shoot : 4.4 MB Quicktime, 8.1 MB mpeg.

 

Un pulsar inhabituel met à l'épreuve le modèle standard : des astronomes rapportent la surprenante découverte d'un élément atypique parmi les pulsars, ces minuscules étoiles super-denses tournant sur elles-mêmes qui, telles un phare, balayent l'espace d'un faisceau d'ondes radio toutes les secondes ou parfois même les millisecondes. Ce pulsar singulier trouvé dans le plan galactique a une période de rotation de 2,15 millisecondes et orbite autour d'une étoile compagnon de la taille de notre Soleil en suivant une trajectoire elliptique ou « excentrique ». C'est qui le démarque de la plupart des autres pulsars milliseconde connus du plan galactique qui décrivent, eux, des orbites circulaires autour de naines blanches. Cette découverte remet en cause l'hypothèse de formation des pulsars dans le modèle standard. Les auteurs proposent d'autres scénarios qui pourraient expliquer l'orbite excentrique. Une étoile à neutrons peut avoir été recyclée en un amas globulaire puis injectée dans le disque galactique, ou le pulsar a peut-être deux étoiles compagnon au lieu d'une.

 


16 Mai 2008

Comètes C/2008 J5 (Garradd) et C/2008 J6 (Hill)

 

Nouvelles du Ciel

 

Deux nouvelles comètes ont été découvertes et annoncées par le Minor Planet Center :

 

- C/2008 J5 (Garradd), découverte le 13 Mai 2008 par G. J. Garradd dans le cadre du Siding Spring Survey. La nature comètaire de l'objet de magnitude 16 a été confirmée par C. Jacques et E. Pimentel (CEAMIG-REA Observatory, Belo Horizonte), par J. C. Pelle et N. Teamo (Tiki Observatory, Punaauia) et par R. Ligustri (RAS Observatory, Moorook).

 

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 J5 (Garradd) indiquent un passage au périhélie le 03 Mai 2008 à une distance de 2 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08J76.html  (MPEC 2008-J76)

 

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 01 Avril 2008 à une distance de 2 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L24.html (MPEC 2008-L24)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008J5.html

 

- C/2008 J6 (Hill), découverte le 14 Mai 2008 par R. E. Hill dans le cadre du Catalina Sky Survey. La comète a été confirmée par J. C. Pelle et N. Teamo (Tiki Observatory, Punaauia), par Y. Ikari (Moriyama), par E. Guido et G. Sostero (RAS Observatory, Mayhill), et par J. E. McGaha (Sabino Canyon Observatory, Tucson).

 

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 J6 (Hill) indiquent un passage au périhélie le 10 Avril 2008 à une distance de 2 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L25.html (MPEC 2008-L25)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008J6.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

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


16 Mai 2008

Cratère dans Mamers Valles

 

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

 

L'instrument HRSC (High-Resolution Stereo Camera) à bord du vaisseau spatial Mars Express a obtenu des images d'une région à l'extrémité de Mamers Valles, une longue vallée sinueuse. Le centre d'intérêt est une dépression circulaire qui contient un cratère.

 

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

 

Les données ont été obtenues le 05 Août 2006 avec une résolution au sol d'approximativement 14 mètres par pixel. Les images sont centrées sur approximativement 39° Nord et 17° Est sur la planète.

 

La dépression circulaire vue dans les images est d'approximativement 30 kilomètres de large et de 1.400 m de profondeur. Elle se trouve à la fin sud-est de Mamers Valles.

 

La vallée de Mamers Valles est d'approximativement 1.000 kilomètres de long, courant le long de la frontière entre les vallées du nord et les montagnes du sud dans la région de Deuteronilus Mensae.

 

Les scientifiques nomment "terrain chantourné" une région telle que Mamers Valles parce qu'elle montre de nombreuses profondes vallées en labyrinthe et des dépressions circulaires. Les dépressions montrent souvent des structures constituées par du liquide circulant sur le plancher.

 

Les structures formées par les écoulements sont supposées être des écoulements de débris riche en glace. Elles montrent certaines ressemblances aux glaciers vus sur Terre.

 

Les plaques de roches au centre de la dépression sont supposées être des restes de roches qui se sont détachées des flancs de la dépression et ont été transportées au centre.

 

Les dorsales plissées, comme le nom l'indique, sont constituées par les forces de compression agissant sur la surface. Le matériel de couleur foncée à l'intérieur du cratère pourrait s'être formé in-situ ou pourrait avoir été transporté par le vent.

 

http://www.esa.int/esaSC/SEMKPM0YUFF_index_0.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

Le pilote vaudois Yves Rossi, aussi appelé "Fusionman", a réalisé pour la première fois devant la presse mondiale un vol avec une aile individuelle à réaction mercredi 14 Mai 2008 au-dessus de Bex (VD). Son vol a duré plus de 5 minutes. Largué d'un avion à 2.500 mètres d'altitude, l'homme est monté en flèche après avoir mis les gaz. Accroché à ses ailes munies de 4 réacteurs, il a foncé à plus de 200 km/h, a réalisé plusieurs boucles devant une centaine de journalistes et a ouvert son parachute. Ancien pilote militaire, Yves Rossi, 48 ans, a déjà effectué de nombreux vols d'essai avec divers types d'ailes.

 

Bradley E. Schaefer, Marc W. Buie, et Luke Timothy Smith se sont penchés sur la courbe de lumière de Pluton en 1933-1934 : "Nous rendons compte d'une nouvelle courbe de lumière photographique précise de Pluton pour 1933-1934 où la distance héliocentrique était de 40 UA [... ] Nous trouvons que la moyenne bande B signifie que la magnitude d'opposition de Pluton en 1933-1934 était de 15.73±0.01, et nous voyons une modulation approximativement sinusoïdale sur la période de rotation (6.38 jours) avec une amplitude de pic à pic de 0.11±0.03 magnitude. Avec ceci, nous montrons que Pluton s'est obscurci de 5% de 1933-1934 à 1953-1955." Contrairement à l'obscurcissement connu à compter de 1954 cet effet ne peut pas être dû à notre géométrie de vision changeante : "Par conséquent, nous avons maintenant la preuve de changements d'albedo sur la surface de Pluton, et ceux-ci sont le plus facilement expliqués par la sublimation systématique de gelées du pôle vers le Soleil qui a conduit à une baisse dans l'albedo moyen de la surface."

 

La comète C/2007 W1 Boattini est maintenant visible à l'oeil nu pour les observateurs de l'hémisphère sud. Alexandre Amorim (Florianopolis, Brésil) a estimé la comète à la magnitude 7.3 le 30 Avril aux jumelles 10x50. La chevelure lui semblait être de 12 minutes d'arc de diamètre. Le 08 Mai, David Seargent (Cowra, NSW, Australie) a estimé sa magnitude à 6.4 à l'oeil nu. Le 15 Juin, la comète Boattini basculera à 41 degrés au sud du Soleil et deviendra visible le matin. Le 24 Juin, elle passera au périhélie à la distance de 0.85 Unités Astronomiques et à 0.24 UA de la Terre. Les observateurs de l'hémisphère Nord auront la chance de voir la comète Boattini au début Juillet, quant elle traversera une partie de la constellation du Taureau et entrera dans celle de la Baleine. Dans le même temps la comète passera de la magnitude 7 à celle de 8. 

 


15 Mai 2008

Détection du radical hydroxyle (OH) sur Vénus dans les émissions de ciel nocturne

 

Crédit : VIRTIS/Venus Express. ESA

 

A partir des observations du spectro-imageur infrarouge VIRTIS de la sonde Venus Express de l'ESA, une équipe internationale dirigée par des chercheurs de l'Institut d'Astrophysique Spatiale de Rome et du Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique (LESIA ; INSU-CNRS, Observatoire de Paris, Universités de Paris VI et VII) a observé pour la première fois sur Vénus les émissions de OH. Ce radical est un bon traceur de la dynamique de la haute atmosphère et son observation nous renseignera sur les réactions chimiques se déroulant dans l'atmosphère vénusienne. A paraître dans Astronomy & Astrophysics.

 

Les astronomes connaissent bien sur Terre le radical OH, dont les émissions nocturnes sont responsables d'un éclairement variable de fond de ciel, qui gêne les observations dans certaines bandes spectrales, en particulier dans l'infrarouge. Sur Vénus, les émissions nocturnes du monoxyde d'azote (NO) et du di-oxygène (O2) ont été observées depuis longtemps. Les émissions de O2, à la longueur d'onde de 1,27µm, ont été récemment étudiées en particulier par VIRTIS sur Venus Express et montrent des variations spatio-temporelles importantes.

 

Les émissions de OH, beaucoup plus faibles ont été observées dans les mêmes conditions que celles de O2, au limbe de la planète, où la géométrie concentre les émissions d'une altitude donnée le long de la ligne de visée. L'interprétation théorique de ces émissions permet de contraindre la chimie atmosphérique de la haute atmosphère de Vénus, qui voit interagir de nombreux composés : O2, O3, OH, H2, etc. dont seuls certains sont détectables. En ce qui concerne OH, c'est l'association d'un atome d'hydrogène (H) avec l'ozone (O3) qui va produire O2 et le radical OH.

 

Emission nocturne de OH et O2 dans l'atmosphère de Vénus. Le spectre montre les raies d'émission de OH (1,44 et 2,8 microns) et de O2 (1,27 et 1,58 microns). Sauf pour une des raies de O2, les 3 autres raies n'ont jamais été observées auparavant, ni sur Vénus ni sur une autre planète autre que la Terre. Crédit : VIRTIS/Venus Express. ESA

 

Le radical OH est une espèce chimique très réactive et son observation permettra de contraindre les réactions de recombinaison se déroulant dans la haute atmosphère vénusienne. Cette observation rentre dans le cadre général des comparaisons des mécanismes aéronomiques entre Vénus, la Terre et Mars, où OH n'a pas encore été détecté, mais est un intermédiaire dans la photochimie induite par la décomposition de H2O.

 

Référence

«First detection of hydroxyl in the atmosphere of Venus». G. Piccioni, P. Drossart, L. Zasova, A. Migliorini, J-C Gérard, F.P. Mills, A. Shakun, A. Garcia Munoz, N. Ignatiev, D. Grassi, V. Cottini, F.W. Taylor, S. Erard, and the VIRTIS-Venus Express Technical Team. Astronomy & Astrophysics Letters, 2008, volume 483-3, pp. L29.

 

Note(s)

VIRTIS est un spectro-imageur dans le domaine du visible et de l'infrarouge destiné à l'étude de l'atmosphère et du sol vénusien. La partie infrarouge haute résolution a été réalisée par le LESIA, (UMR INSU-CNRS, Observatoire de Paris, Universités Paris VI et VII) avec le soutien du CNES. Les autres parties ont été développées par l'IASF-INAF.

 

http://www.insu.cnrs.fr/a2589,detection-radical-hydroxyle-oh-venus-emissions-ciel-nocturne.html

 

http://www.esa.int/esaSC/SEM7YJ0YUFF_index_0.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


15 Mai 2008

Fosse et cratère

 

Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

 

Premières Fosses sur Mercure

 

Crédit : NASA/Johns Hopkins 
University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington"The Spider" (l'Araignée) a maintenant un nom officiel : Pantheon Fossae. Comme d'abord présenté à la conférence de presse de la NASA le 30 Janvier, quand MESSENGER a survolé Mercure le 14 Janvier 2008, le MDIS (Mercury Dual Imaging System) a capturé un étrange et auparavant inconnu dispositif sur la surface de Mercure. Près du centre du bassin Caloris, un ensemble de cuvettes (appelées graben par les géologues) a été observé rayonnant vers l'extérieur dans un motif différent de ce qu'on peut voir sur Mercure. L'équipe scientifique a surnommé ce dispositif unique "l'araignée". L'Union Astronomique Internationale (IAU) a récemment approuvé le nom officiel de Pantheon Fossae, comme détaillé dans le communiqué de presse de MESSENGER publié le 28 Avril 2008.

 

Le mot Fossa est latin et signifie fossé. Le terme est employé en géologie planétaire pour nommer les dispositifs qui sont de longues et étroites dépressions peu profondes. Des Fossae, le pluriel de fossa, ont été nommées sur les corps planétaires dont Mars, Vénus, et la Lune, mais Pantheon Fossae sont les premières nommées sur Mercure. Le nom provient du Panthéon à Rome, un temple antique avec un toit voûté classique. Le dôme du Panthéon a une série de panneaux encastrés qui rayonnent d'une ouverture circulaire centrale au-dessus du dôme, et Pantheon Fossae de Mercure fait penser à ce motif. En conséquence, le cratère près du centre de Pantheon Fossae est maintenant nommé Apollodorus, qui est crédité par certains comme étant l'architecte du Panthéon. Apollodorus, montré au milieu de cette image de l'instrument NAC (Narrow Angle Camera), a un diamètre de 41 kilomètres. Les scientifiques de MESSENGER s'interrogent si Apollodorus a joué un rôle dans la formation de Panthéon Fossae ou si le cratère provient simplement d'un impact postérieur qui s'est produits près du centre du motif radial.

 

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=182

 

Cratère Basho

 

Crédit : NASA/Johns Hopkins 
University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of WashingtonBien que le cratère Basho soit seulement d'environ 80 kilomètres de diamètre, ses rayons lumineux font de lui un dispositif facilement identifié sur la surface de Mercure. En plus des longs rayons lumineux, les photographies de Mariner 10 ont montré un halo foncé intrigant de matériel autour du cratère, qui peut être vu dans la partie droite inférieure de cette image de l'instrument NAC (Narrow Angle Camera) capturée par le MDIS (Mercury Dual Imaging System) le 14 Janvier 2008. L'équipe scientifique de MESSENGER utilise l'ensemble des données en couleur obtenues avec les 11 filtres de l'instrument WAC (Wide Angle Camera) pour étudier la nature et la composition de ce matériel foncé. Le cratère Basho es visible près du limbe de Mercure dans la partie sud-est de l'image WAC en fausses couleurs précédemment publiée.

 

Le cratère est appelé en l'honneur du poète japonais du 17ème siècle Matsuo Basho, renommé pour ses nombreux haïku (Poème classique japonais de trois vers [issu du haïkaï] dont le premier et le troisième sont pentasyllabiques, le deuxième heptasyllabique [5-7-5, soit 17 syllabes]).

 

Les images de MESSENGER du paysage remarquable de Mercure ont inspiré au moins un poète : découvrez la poésie "MESSENGER's Memories" de Stuart Atkinson.

 

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=183

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

La plus récente supernova dans notre galaxie, G1.9+0.3, a été découverte en traçant la rapide extension de ses restes. Ce résultat, obtenu avec l'Observatoire de rayons X Chandra et le radiotélescope VLA (Very Large Array) de la NRAO, a des implications pour comprendre tous les combien les supernovae explosent dans la galaxie de la Voie lactée. La comparaison d'une image en rayons X prise par Chandra en 2007 avec une image radio du VLA en 1985 montre que la supernova s'est considérablement étendue sur la vingtaine d'année, indiquant qu'elle est très jeune. De nouvelles observations ont confirmé que G1.9+0.3 s'étendait à un rythme sans précédent, augmentant sa taille de 15% dans les 23 dernières années. En extrapolant, la supernova pourrait être âgée d'environ 150 ans, faisant d'elle la plus jeune supernova dans dans galaxie et la seule vue à une étape précose de son évolution.

 

Un lanceur Soyuz a lancé un vaisseau cargo Progress vers la Station Spatiale Internationale. La fusée s'est envolée du cosmodrome de Baïkonour à 20h22 UTC mercredi 14 Mai 2008 et a placé le Progress M-64 sur orbite neuf minutes plus tard. Le Progress emporte près de 2,5 tonnes de nourriture, d'eau, et autres approvisionnements pour l'ISS. Le vaisseau spatial doit s'arrimer à la Station Spatiale vendredi 16 mai à 21h36 UTC.

 

Arianespace Vol Skynet 5C – Turksat 3A : lancement dans la nuit du 30 au 31 mai 2008. Afin d'effectuer des vérifications complémentaires sur le lanceur ARIANE 5, Arianespace a décidé de reporter de quelques jours le lancement initialement prévu dans la nuit du 23 au 24 mai 2008. Le décollage du lanceur Ariane 5 est maintenant prévu dans la nuit du vendredi 30 au samedi 31 mai 2008 le plus tôt possible à l'intérieur de la fenêtre de lancement suivante : de 21h52 à 22h35, en Temps Universel, le 30 mai. Lancement en direct sur Internet

 

Le vide géant dans le fond cosmique de rayonnement micro-ondes révélé par la carte établie avec le satellite WMAP n'est est sans doute pas un. Une nouvelle analyse de la mystérieuse tache froide, qui était censée contenir peu d'étoiles et de galaxies que prévu, suggère que le vide présumé pourrait être un artefact statistique.

 

Des caractérisques incurvées sur Europe, la lune de Jupiter, peuvent indiquer que ses pôles se sont déplacés de près de 90 degrés. Un décalage si extrême suggère l'existence d'un océan liquide interne sous la croûte glaciale, qui pourrait aider à considérer le cas d'Europe comme possible habitat pour de la vie extraterrestre.

 


 

Le plus fin croissant de Lune : à travers les nuages, Martin Elsässer et ses amis ont capturé à 14h13 UTC le 05 Mai 2008 un infime croissant de Lune à une élongation de 4.58 degrés à seulement 5 minutes de la conjonction géocentrique.

 

Selon Bijay Kumar Sharma (National Institute of Technology, Bihar, Inde), Phobos pourrait mettre moins longtemps que prévu pour s'écraser sur Mars. Le Dr Sharma a revu les calculs pour la destruction de Phobos dans son nouveau papier "Theoretical Formulation of the Phobos, moon of Mars, rate of altitudinal loss". Selon lui, Phobos sera réellement détruit dans environ 10.4 millions d'années, et non dans 50 millions d'années comme les chercheurs l'avaient précédemment calculé. Actuellement Phobos circule autour de Mars à une altitude d'environ 9.380 km (ou environ 6.000 km au-dessus de la surface martienne). En raison de l'interaction de marée, la lune perd de l'altitude et se trouve sur une orbite en spirale conduisant irrémédiablement Phobos vers une destruction totale. Lorsque Phobos descendra à une altitude de seulement 7.000 km au-dessus du centre de Mars (ou de 3.620 km au-dessus de la surface), la lune rencontrera dans seulement 7.6 millions d'années ce qui est connu comme la limite de Roche. Les forces de marée de Mars disloqueront alors Phobos, transformant la lune en anneau qui continuera sa lente descente en spirale vers Mars jusqu'à sa destruction finale.

 


14 Mai 2008

Comète C/2008 J4 (McNaught)

 

Nouvelles du Ciel

 

Rob H. McNaught a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 10 Mai 2008, dans le cadre du Siding Spring Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par N. Teamo et J. C. Pelle (Tiki Observatory, Punaauia).

 

Rob McNaught compte désormais 42 comètes découvertes à son actif.

Les Grands Chasseurs de Comètes

 

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 J4 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 19 Juin 2008 à une distance de 0.4 UA du Soleil. La comète pourrait ne pas survivre à son passage rapproché auprès de notre Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08J69.html (MPEC 2008-J69)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008J4.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

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

La sonde américaine Phoenix Mars Lander approche de sa destination. L'atterrissage est prévu pour le 25 Mai sur les plaines boréales de la planète, à 68 degrés de latitude nord et 127 degrés de longitude ouest. En prévision de cet événement, la sonde orbitale Mars Reconnaissance Orbiter surveille la météo de la région située autour de ce site. La zone d'atterrissage envisagée, une ellipse d'environ 100 kilomètres de longueur, est actuellement le siège de quelques mini-tornades... un phénomène fréquent sur Mars.

 

Les incroyables images des "Grands Observatoires" de la NASA et d'autres télescopes spatiaux et terrestres sont maintenant mis à disposition du public d'une façon éducative et innovatrice à travers la publication du logiciel gratuit WorldWide Telescope de Microsoft.

 


13 Mai 2008

Un thermomètre moléculaire pour l'Univers lointain

 

Crédit : ESO

 

Première mesure précise de la température du fond cosmique à une époque précoce

 

Des astronomes ont fait usage du Very Large Telescope (VLT) pour détecter pour la première fois dans l'ultraviolet la molécule de monoxyde de carbone dans une galaxie située à près de 11 milliards d'années-lumière, un exploit qui est resté inaccessible en 25 ans. Cette détection leur permet d'obtenir la mesure la plus précise de la température cosmique à une telle époque reculée.

 

L'équipe d'astronomes a braqué le spectrographe UVES sur le VLT de l'ESO pendant plus de 8 heures vers une galaxie bien cachée dont la lumière a mis près de 11 milliards d'années pour nous atteindre, environ 80% de l'âge de l'Univers.

 

La seule manière dont cette galaxie peut être vue est par l'empreinte de gaz interstellaire laissée sur le spectre d'un quasar même plus éloigné. "Les quasars sont ici seulement utilisés comme une balise dans un Univers lointain. Les nuages de gaz interstellaires dans les galaxies, situés entre les quasars et nous sur la même ligne de vue, absorbent des parties de la lumière émise par les quasars. Le spectre résultant présente donc des 'vallées' sombres que l'on peut attribuer à des éléments bien connus et peut-être des molécules", explique Srianand Raghunathan (Pune, Inde), qui a dirigé l'équipe qui a fait les observations.

 

Grâce à la puissance du VLT et à une sélection très attentive de l'objectif - l'objectif a été sélectionné parmi une dizaine de milliers de quasars - l'équipe a pu découvrir la présence de la normale et deutérée molécule d'hydrogène (H 2 , HD) et du monoxyde de carbone (CO) dans le milieu interstellaire de cette galaxie lointaine. "C'est la première fois que ces trois molécules ont été détectées en absorption devant un quasar, une détection qui est restée inaccessible pendant plus d'un quart de siècle», explique Cédric Ledoux (ESO), membre de l'équipe.

 

La même équipe avait déjà battu le record de la plus lointaine détection de l'hydrogène moléculaire dans une galaxie que nous voyons comme elle était lorsque l'Univers avait moins de 1,5 milliards d'années (voir ESO 16/06).

 

Le gaz interstellaire est le réservoir à partir duquel les étoiles se forment et, à ce titre, est un élément important des galaxies. De plus, parce que la formation et l'état de molécules sont très sensibles aux conditions physiques du gaz, qui, à son tour, dépendent de la vitesse à laquelle les étoiles se forment, l'étude détaillée de la chimie du milieu interstellaire est un outil important pour comprendre comment les galaxies se forment.

 

Sur la base de leurs observations, les astronomes ont montré que les conditions physiques régnant dans le gaz interstellaire dans cette lointaine galaxie sont similaires à ce qui est vu dans notre Galaxie, la Voie lactée.

 

Mais plus important encore, l'équipe a réussi à mesurer avec la meilleure précision à ce jour la température du rayonnement de fond cosmique dans l'Univers lointain. "Contrairement à d'autres méthodes, la mesure de la température du fond cosmique en utilisant la molécule de CO comporte très peu de suppositions,» déclare le co-auteur Pasquier Noterdaeme.

 

Si l'Univers a été formé dans un «Big Bang», comme la plupart des astrophysiciens le suggérent, la lueur de cette boule de feu primitive aurait dû être plus chaude dans le passé. C'est exactement ce qui est trouvé par les nouvelles mesures. "Compte tenu de la température mesurée de 2,725 K, on s'attendait à ce que la température il ya 11 milliards d'années soit d'environ 9,3 K," dit le co-auteur Patrick Petitjean. "Notre ensemble unique d'observations VLT nous permet de déduire une température de 9,15 K, à plus ou moins 0,7 K, en parfait accord avec la théorie."

 

"Nous pensons que notre analyse innove des études de chimie interstellaire à de haut redshift et démontre qu'il est possible, avec la détection d'autres molécules telles que HD ou CH, d'utiliser la chimie interstellaire pour s'attaquer à d'importantes questions cosmologiques", ajoute Srianand.

 

Les résultats décrits ici ont été présentés dans une "Letter to the Editor" dans Astronomy and Astrophysics ("First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-alpha system", by R. Srianand et al.).

 

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-13-08.html

 

http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361:200809727/pdf

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


12 Mai 2008

Comète C/2008 J3 (McNaught)

 

Nouvelles du Ciel

 

Rob H. McNaught a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 10 Mai 2008, dans le cadre du Siding Spring Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par A. C. Gilmore et P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo) et par N. Teamo (Tiki Observatory, Punaauia).

 

Rob McNaught compte désormais 41 comètes découvertes à son actif.

Les Grands Chasseurs de Comètes

 

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 J3 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 03 Avril 2008 à une distance de 3,5 UA du Soleil.   

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08J64.html (MPEC 2008-J64)

 

Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comèté périodique, d'une période de 7,6 ans, avec un passage au périhélie le 10 Mars 2009 à une distance de 2,2 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L23.html (MPEC 2008-L23)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008J3.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

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

Des astronomes ont enregistré une protubérance inhabituelle sur le limbe est du Soleil.

 

L'astéroïde 2008 JL24, un objet d'environ 4 mètres de diamètre découvert le 11 Mai 2008 par le télescope de surveillance LINEAR, est passé à une distance d'environ 0.45 LD (1 LD = 380.000 km) de la Terre le 10 Mai 01h19 UTC, et à une distance d'environ 0.44 LD de la Lune le 09 Mai à 10h14 UTC.

 


 

Détection depuis la Terre de sodium dans le spectre de transmission de l'exoplanète HD209458b.

 

Il semble qu'il n'y a pas seulement deux tempêtes sur Saturne, mais bien plusieurs, formant un motif complexe dans la Zone Tropicale Sud (30-35 degrés de latitude Sud), comme le montre l'image prise par R. Vandebergh.

 

De nouvelles preuves scientifiques suggèrent qu'au plus profond de la planète Mercure, de la "neige" de fer se forme et tombe vers le centre de la planète, un peu comme des flocons de neige se forment dans l'atmosphère de la Terre et tombent au sol. Le mouvement de ces flocons de fer pourrait être responsable du mystérieux champ magnétique de Mercure. C'est la présence de soufre qui donne au noyau une consistence permettant ces mouvements.

 

Tirant parti de la résolution spatiale et de la sensibilité offerte par l'instrument T-ReCS sur le télesccope Gemini Sud, une équipe internationale conduite par Tanio Diaz-Santos (CSIC, Spain) a achevé une étude des galaxies lumineuses en infrarouge (LIRGs, Luminous Infrared Galaxies) à 8 microns.

 

 

10 Mai 2008

Les galaxies des Antennes se rapprochent

 

Crédit : NASA, ESA & Ivo Saviane (European Southern Observatory)/Robert Gendler

 

De nouveaux travaux de recherche sur les galaxies des Antennnes par l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys ) à bord du télescope spatial Hubble montrent que ce modèle exemplaire de paire de galaxies en interaction est en fait beaucoup plus proche qu'on le pensait - 45 millions d'années-lumière au lieu de 65 millions d'années-lumière.

 

Les galaxies des Antennes sont parmi les plus proches galaxies en fusion connues. Les deux galaxies, également connues sous le nom de NGC 4038 et NGC 4039, ont commencé l'interaction il y a quelques centaines de millions d'années, créant une des plus impressionnantes vues dans le ciel nocturne. Elles sont considérées par les scientifiques comme l'archétype du système de galaxies en fusion et sont utilisées comme un critère pour valider les théories sur l'évolution des galaxies.

 

Crédit : NASA, ESA & Ivo Saviane (European Southern Observatory)/Robert Gendler

 

Un groupe international de scientifiques dirigé par Ivo Saviane de l'ESO (European Southern Observatory) a utilisé les instruments ACS (Advanced Camera for Surveys) et WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) d'Hubble pour observer les étoiles individuelles engendrées par la colossale collision cosmique dans les "Antennes". Ils sont parvenus à une intéressante et surprenante conclusion. En mesurant les couleurs et éclats des étoiles géantes rouges dans le système, les scientifiques ont constaté que les galaxies des Antennes sont beaucoup plus proche qu'on le pensait: 45 millions d'années-lumière au lieu de la meilleure estimation précédente de 65 millions d'années-lumière.

 

L'équipe a ciblé une région dans les régions extérieures relativement calmes dans le sud de la queue de marée, à l'écart des régions centrales actives. Cette queue est constituée de matériel projeté des galaxies principales lorsqu'elles entrent en collision. Les scientifiques ont besoin d'observer les régions avec des anciennes étoiles géantes rouges pour obtenir une distance précise. Les géantes rouges sont connues pour atteindre un niveau de luminosité, qui peut ensuite être utilisé pour en déduire leur distance. La méthode est connue sous le nom de "Tip of the red giant branch" (TRGB).

 

La proximité du système des Antennes signifie que c'est la fusion de galaxies la mieux étudiée dans le ciel, avec une richesse de données d'observations pour comparer aux prédictions des modèles théoriques. Saviane commente : "Tous les modèles candidats pour l'évolution des galaxies doivent être capables de prendre en compte les caractéristiques observées des galaxies des Antennes, de même que les respectables modèles stellaires doivent être en mesure de correspondre aux propriétés observées du Soleil. Les modèles précis requièrent des paramètres corrects de fusion, et de ceux-ci, la distance est la plus essentielle".

 

La canonique précédente distance par rapport aux galaxies des Antennes était d'environ 65 millions d'années-lumière bien que des valeurs aussi élevées que 100 millions d'années-lumière ont été utilisées. Notre Soleil est à seulement huit minutes-lumière de nous, de sorte que les galaxies des Antennes semblent plutôt lointaines, mais si nous considérons que nous connaissons déjà de galaxies qui sont à plus de dix milliards d'années-lumière, les deux galaxies des Antennes sont vraiment nos voisines.

 

Avec la précédente plus grande distance, les astronomes avaient besoin d'invoquer des caractéristiques physiques plutôt exceptionnelles pour tenir compte du système spectaculaire: très fort rythme de formation d'étoiles, amas supermassif d'étoiles, sources de rayons X ultralumineuses, etc... La nouvelle distance inférieure rend les galaxies des Antennes moins extrême en termes de physique nécessaire pour expliquer les phénomènes observés. Par exemple, avec la plus petite distance, la taille des amas d'étoiles se fait comme une conséquence de la fusion des Antennes en accord maintenant avec celles des amas créés dans d'autres fusions au lieu d'être 1,5 fois plus grande.

 

Les galaxies des Antennes sont nommées en raison des deux longues queues d'étoiles, de gaz et de poussières qui font penser aux antennes d'un insecte. Ces "antennes" sont un résultat physique de la collision entre les deux galaxies. L'étude de leurs propriétés nous donne un aperçu de ce que pourrait se produire lorsque notre Voie lactée entrera en collision avec la galaxie voisine d'Andromède dans plusieurs milliards d'années. Bien que les fusions de galaxies aujourd'hui ne sont pas communes, on estime que, dans le passé, elles étaient une voie importante de l'évolution de galaxies. Par conséquent, la compréhension physique des fusions de galaxies est une tâche très importante pour les astrophysiciens.

 

Les Antennes sont situées dans la constellation du Corbeau (Corvus).

 

http://www.spacetelescope.org/news/html/heic0812.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

Détection depuis la Terre de sodium dans le spectre de transmission de l'exoplanète HD209458b.

 

Détection d'une planète de 0.47 fois la masse de Jupiter orbitant en 44 jours sur une trajectoire excentrique (e=0.39) autour d'une étoile riche en métal, HD 45652. Cette planète, HD45652b , est la septième planète géante découverte dans le cadre de recherche de planètes par ELODIE, et a été confirmée avec les spectrographes CORALIE et SOPHIE.

 

08 Mai 2008

Une oscillation stratosphérique détectée à l'équateur de Saturne

 

Crédit : Observatoire de Paris

 

Une équipe menée par des chercheurs de l'Observatoire de Paris vient de mettre en évidence l'existence d'oscillations verticales de température dans la stratosphère de Saturne. En utilisant le spectromètre infrarouge thermique (CIRS) à bord de la sonde Cassini en orbite autour de Saturne depuis 2004, ils ont établi une carte de la température stratosphérique de Saturne. Les inversions et gradients de température détectés permettent de calculer la vitesse et la direction des vents. Il existerait deux jets équatoriaux superposés, l'un tournant dans le sens est-ouest, l'autre dans le sens opposé.

 

La stratosphère d'une planète est la région de son atmosphère où la température croît avec l'altitude. La stratosphère diffère en cela de la troposphère --- dans laquelle nous vivons --- où la température décroît avec l'altitude. L'accroissement de la température avec l'altitude est dû à l'absorption du flux solaire par un constituant atmosphérique : l'ozone sur la Terre, le méthane sur les planètes géantes, en particulier sur Saturne.

 

Les variations verticales de température de sens opposé entre la troposphère et la stratosphère induisent des circulations atmosphériques très différentes dans ces deux régions. Dans la troposphère, la convection domine, et sous-tend la circulation de Hadley où l'air chaud monte depuis l'équateur pour redescendre dans les régions polaires. Dans la stratosphère, les mouvements convectifs sont interdits. En effet, en montant une particule d'air se refroidit, tandis que la température de l'atmosphère environnante se réchauffe. La particule devient donc plus froide que son voisinage et redescend. Ce mouvement de rappel génère des ondes de pression ou de température, qui se propagent verticalement. Avec le transport d'énergie sous forme radiative, ces ondes atmosphériques dominent le transfert d'énergie dans la stratosphère.

 

Crédit : Observatoire de Paris

 

Une équipe menée par des chercheurs de l'Observatoire de Paris vient d'en apporter une nouvelle preuve. En utilisant le spectromètre infrarouge thermique (CIRS) à bord de la sonde Cassini en orbite autour de Saturne depuis 2004, ils ont établi une carte de la température stratosphérique de Saturne en fonction de l'altitude (ou de la pression) et de la latitude. A l'équateur, la température ne croît pas régulièrement avec l'altitude, mais présente des oscillations verticales. De plus, à un niveau de pression donné, une température élevée à l'équateur est associée à des températures basses dans les zones tropicales (20°S et 20°N). A partir de ce gradient de température, il est possible de calculer la vitesse et la direction des vents. La carte montre qu'il existe deux jets équatoriaux superposés, l'un tournant dans le sens est-ouest, l'autre dans le sens ouest-est.

 

Une telle structure existe également dans la stratosphère équatoriale terrestre, ainsi que sur Jupiter. Elle est due à l'interaction des ondes avec le vent local. Les ondes atmosphériques transportent un moment angulaire positif ou négatif suivant leur type et le transfèrent aux jets équatoriaux lorsqu'elles sont amorties. De plus la structure verticale des vents est continuellement tirée vers le bas. Ainsi à une altitude donnée, le vent alterne quasi-périodiquement entre un vent d'est et un vent d'ouest. Sur Terre, la période est de 26 mois, d'où le nom d'oscillation quasi-biennale sur Terre. Sur Jupiter, la période est de 4 ans (oscillation quasi-quadriennale). Parallèlement aux observations CIRS/Cassini, des astronomes américains ont établis, grâce à une très longue campagne d'observation au sol, que la période de l'oscillation pour Saturne est de 15 ans.

 

Ainsi, la stratosphère de Saturne se comporte comme ses soeurs terrestre ou jovienne. La comparaison entre ces trois planètes permettra de mieux comprendre comment les ondes atmosphériques engendrent ce phénomène d'oscillation sur Terre et ailleurs dans le système solaire.

 

Référence

Fouchet, T., Guerlet, S., Strobel, D.F., Simon-Miller, A.A., Bézard, B., Flasar, F.M., 2008
An equatorial oscillation in Saturn's middle atmosphere.
Nature, sous presse. doi:10.1038/nature06912

 

Pour les observations, voir aussi: Orton et al. 2008, Semi-Annual Oscillations in Saturn~s Low-Latitude Stratospheric Temperatures, Nature, même numéro.

 

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/apr08/saturn.fr.shtml

 

http://saturn.jpl.nasa.gov/news/features/feature20080507.cfm

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


07 Mai 2008

Comète C/2008 J2 (Beshore)

 

Nouvelles du Ciel

 

E. Beshore a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 06 Mai 2008 dans le cadre du Mt Lemmon Survey. La nature cométaire de cet objet de magnitude 14 a été rapidement confirmée par de nombreux observateurs.

 

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 J2 (Beshore) indiquent un passage au périhélie le 07 Octobre 2008 à une distance de 1 UA du Soleil. La comète pourrait atteindre la magnitude 8.4 à la mi-Octobre 2008, mais sera localisée dans les cieux de l'hémisphère sud.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08J39.html (MPEC 2008-J39)

 

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 09 Novembre 2008 à une distance de 1,3 UA du Soleil. La comète pourrait alors atteindre une magnitude voisine de 10 au plus près du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08J50.html (MPEC 2008-J50)

 

De nouvelles observations indiquent s'il s'agit en réalité d'une comète périodique, ayant une période de 6,5 ans, avec un passage au périhélie le 20 Mars 2008 à une distance de 2,4 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L05.html (MPEC 2008-L05)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008J2.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

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

GIOVE-B émet ses premiers signaux. Lancé avec succès le 27 avril, GIOVE-B a commencé, aujourd'hui 7 mai, à émettre des signaux de navigation. Il s'agit d'une étape véritablement historique pour la navigation par satellite. En effet, GIOVE-B émet pour la première fois le signal commun GPS-Galileo utilisant une modulation optimisée spécifique dénommée MBOC (porteuse à forme d'onde binaire décalée multiplexée), conformément à l'accord conclu entre l'Union européenne et les Etats-Unis en juillet 2007 pour leurs systèmes respectifs, à savoir Galileo et le futur GPS III. Ces signaux de GIOVE-B, synchronisés à bord avec une horloge du type maser à hydrogène passif de haute stabilité, offriront une plus grande précision dans des environnements rendus problématiques par des phénomènes de trajet multiple et d'interférence, de même qu'ils autoriseront une meilleure pénétration pour la navigation en milieu fermé. La preuve est maintenant apportée que Galileo et GPS sont véritablement compatibles et interopérables et que les utilisateurs du monde entier pourront bénéficier des services de localisation.

 

Premières images satellitaires d'urgence de RADARSAT-2 : La fonte des neiges et les pluies récentes ont fait déborder le fleuve Saint-Jean au Nouveau-Brunswick causant la fermeture de plusieurs routes et inondant plusieurs édifices. Le 30 avril, face à l'urgence de la situation, Sécurité publique Canada a demandé que l'on recueille des images satellitaires afin d'assurer la surveillance continue de l'inondation en vertu de la Charte internationale « Espace et catastrophes majeures ». Les capacités améliorées du satellite RADARSAT-2, auxquelles on a pour la première fois fait appel dans un contexte d'urgence, ont contribué à accroître la qualité de l'information obtenue. L'utilisation combinée de RADARSAT-1 et de RADARSAT-2 permet aux autorités responsables de recevoir des images en continu, et ce, de façon quotidienne. La combinaison des deux satellites canadiens démontre le potentiel et les avantages qu'offre une constellation de plusieurs capteurs pour la surveillance d'un lieu spécifique en situation d'urgence.

 

07 Mai 2008

Le mystère de la rotation de Titan

 

Crédit : NASA/ESA

 

Normalement, les effets de marée exercés sur les satellites naturels par leur planète, sont assez forts pour freiner la rotation des satellites, et l'immobiliser dans une rotation synchrone, où le satellite présente toujours la même face à sa planète (c'est le cas de la Lune par exemple). La sonde Cassini vient d'observer pour Titan une rotation super-synchrone, et plusieurs hypothèses sont avancées pour en rendre compte. Des astronomes de l'IMCCE de l'Observatoire de Paris font partie d'une équipe qui propose que la mesure de la vitesse de rotation est faussée.

 

Il est attendu que la rotation des satellites naturels soit synchrone, c'est-à-dire que les satellites font un tour sur eux-mêmes pendant qu'ils font un tour autour de la planète. Il s'agit d'un état d'equilibre dynamique qui a pour conséquence que le satellite présente toujours la même face à la planète.

 

Récemment la sonde Cassini a observé une rotation de Titan très légèrement super-synchrone (+0.004%) et les auteurs considèrent ce résultat comme la signature d'un océan interne, qui découplerait la rotation de la surface de celle du reste du corps et qui la rendrait sensible aux échanges d'énergie avec l'atmosphère.

 

Une autre hypothèse est avancée par une équipe mixte de l'Université de Namur (Belgique), de l'Université de Lille 1 et de l'Observatoire de Paris (Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Ephémérides). Selon Benoît Noyelles, Anne Lemaître et Alain Vienne, il y aurait un forçage de la séparation (wobble) entre l'axe de rotation de Titan et l'axe des pôles, qui par un phénomène de composition de mouvement pourrait fausser la mesure de la vitesse de rotation si ces 2 axes étaient assimilés l'un à l'autre.

 

La mission Cassini devant encore durer plusieurs années, des mesures plus précises permettront de départager ces 2 hypothèses!

 

Références

- Lorenz R., Stiles B., Kirk R. et al., 2008, "Titan's Rotation Reveals an Internal Ocean and Changing Zonal Winds", Science, 319, 1649

- Noyelles B., Lemaitre A. & Vienne A., 2008, "Titan's rotation: A 3-dimensional theory", Astron. Astrophys., 478, 959-970

- Noyelles B., 2008, "Titan's rotational state: The effects of a forced "free" resonant wobble", Cel. Mech. Dyn. Astr., in press, arXiv:0709.2293

 

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/may08/titan.fr.shtml

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

L'Observatoire spatial de rayons X XMM-Newton a été utilisé par une équipe internationale d'astronomes pour dévoiler une partie de la matière manquante dans l'Univers. Il y a 10 ans, les scientifiques avaient prévu qu'environ la moitié de la matière manquante "ordinaire" ou normale faite d'atomes existe sous forme de gaz de faible densité, remplissant les vastes espaces entre les galaxies. Les astronomes observaient une paire d'amas de galaxies, Abell 222 et Abell 223, située à une distance de 2,3 milliards d'années-lumière de la Terre, quand les images et le spectre du système a révélé un pont de gaz chaud reliant les amas.

 

Des astrophysiciens à l'Université de Chicago ont utilisé un ordinateur géant pour faire des simulations préliminaires 3-D de ce qui se produit quand une naine blanche devient trop surchargée et que la fusion thermonucléaire commence à un endroit près de son centre. Afin de comprendre ce qui conduit à une explosion de supernova de Type Ia, l'équipe de scientifiques a consacré 22 millions d'heures sur ordinateur au cours de l'année passée sur un des plus puissants ordinateur au monde, simulant un événement qui se déroule en moins de cinq secondes.

 


 

La comète 15P/Finlay a été retrouvée le 27 Avril 2008 par Ernesto Guido et Giovanni Sostero (Remanzacco Observatory) pour son nouveau retour au périhélie en Juin 2008.

 

Envoyez votre nom dans l'espace. Votre nom sera gravé sur un DVD et lancé dans l'espace avec Kepler, la première mission de la NASA capable de détecter des planètes de la taille de la Terre et des petites planètes dans la zone habitable d'étoiles comme le Soleil. Le lancement de Kepler est programmé pour Février 2009.

 


 

L'astéroïde (7) Iris s'approche actuellement de la galaxie du Sombrero (M 104), pour le plus grand plaisir des photographes.

 

Solar System Visualizer, une application au format Flash, montre le Système solaire en mouvement, avec des corps aux correctes distance et vitesse relative. Pour ceux qui veulent en savoir plus, le site The Planetary Society donne un descriptif de cette application originale.

 


03 Mai 2008

Comète C/2008 J1 (Boattini)

 

Nouvelles du Ciel

 

Andrea Boattini a découvert une nouvelle comète le 2 Mai 2008, dans le cadre du Catalina Sky Survey. Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 J1 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 17 Mars 2008 à une distance de 1,5 UA du Soleil.

 

Actuellement de magnitude 14, la comète est visible dans le ciel de l'hémisphère nord en seconde partie de nuit, dans la constellation du Petit Cheval (Equuleus). 

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08J17.html (MPEC 2008-J17)

 

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 13 Juillet 2008 à une distance de 1,7 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08J55.html (MPEC 2008-J55)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008J1.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

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


02 Mai 2008

Jeux solaires à Paranal

 

Copyright: Guillaume Blanchard (ESO)

 

Cerro Paranal, siège du VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, est certainement l'un des meilleurs sites astronomiques sur la planète. De sensationnelles images, obtenues par le personnel de l'ESO à Paranal, des rayons vert et bleus, ainsi que le soi-disant "Gegenschein", sont en fait des cas réels.

 

L'atmosphère terrestre est un gigantesque prisme qui disperse la lumière du Soleil. Dans les conditions atmosphériques les plus idéales, comme celles que l'on trouve régulièrement au-dessus de Cerro Paranal, cela conduira à l'apparition de ce qu'on appelle le rayon vert et bleu au coucher du Soleil. Le phénomène est si populaire sur le site que c'est désormais la tradition pour le personnel de Paranal de se rassembler quotidiennement sur la plate-forme du télescope pour observer le coucher de Soleil et de son éventuel flash vert avant de commencer leur longue nuit d'observations.

 

Les rayons verts et bleus sont des événements éphémères qui nécessitent une vue imprenable sur le Soleil couchant, et une atmosphère très stable. Ces conditions sont très souvent rencontrées à Paranal, une haute montagne de 2635 mètres dans le désert chilien d'Atacama, où le ciel est sans nuages, plus de 300 jours par an. Paranal est le siège du Very Large Telescope de l'ESO, un ensemble de quatre télescopes de 8,2 m et de quatre télescopes auxiliaires de 1,8 m qui, ensemble, constituent le plus avancé télescope optique au monde.

 

Le membre de l'ESO Stéphane Guisard a été en chasse de rayons verts pendant de nombreuses années et a été en mesure de les capturer à de nombreuses reprises. L'image publiée est un des nombreux exemples de sa collection. "Le plus difficile est de capturer le rayon vert tout en continuant à voir le reste du Soleil avec toutes ses couleurs», explique Guisard.

 

Son collègue Guillaume Blanchard a même été chanceux. La veille de Noël, comme il était l'un des rares à suivre la tradition d'admirer le coucher du Soleil, il a eu la chance d'immortaliser un rayon bleu grâce à son télescope personnel.

 

Copyright: Guillaume Blanchard

Copyright: Guillaume Blanchard (ESO) - reproduite avec l'autorisation de l'auteur.

 

L'astronome Yuri Beletsky de l'ESO aime également prendre des photos de Paranal, mais il préfère les vues de nuit. Cela lui permet de tirer parti des conditions uniques au-dessus du site pour faire d'étonnantes images. Sur certains d'entre elles, il a capturé d'autres effets extrêmement intéressants liés au soleil: ce qu'on appelle la lumière zodiacale et le «Gegenschein».

 

Aussi bien la lumière zodiacale que le Gegenschein (qui signifie "anti-lueur", en allemand) sont dus à la lumière du Soleil reflétée par la poussière interplanétaire. Ces phénomènes sont si faibles qu'ils ne sont visibles que dans des endroits exempts de pollution lumineuse.

 

La plupart des poussières interplanétaires dans le Système solaire réside dans l'écliptique, le plan près duquel les planète se déplacent autour du Soleil, et la lumière zodiacale et le Gegenschein sont ainsi observés dans la région autour de l'écliptique. Alors que la lumière zodiacale est visible dans le voisinage du Soleil, le Gegenschein est perçu dans la direction opposée au Soleil.

 

Chacune des petites particules de poussière, laissés là par les comètes et les astéroïdes, agit comme une petite Lune reflètant la lumière provenant de notre étoile hôte. "Si vous pouviez voir les particules de poussière alors vous verriez que celles qui sont au milieu du Gegenschein ressemblent à de très petites Pleines Lunes, tandis que celles qui sont cachées dans la partie faible de la bande de poussières ressemblent à de minuscules croissants de Lune", explique l'astronome Colin Snodgrass de l'ESO."Mais même le VLT ne peut voir ces individuelles minuscules particules de poussière dans l'espace. A la place nous voyons l'effet combiné, dans des photos comme celle-ci, de millions de minuscules particules de poussière reflétant vers nous la lumière du Soleil."

 

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-12-08.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

Envoyez votre nom sur la Lune... avec la mission Lunar Reconnaissance Orbiter. (date limite pour la soumission des noms : 27 Juin 2008)

 

La prochaine et dernière mission de la navette spatiale américaine pour l'entretien et la réparation du télescope spatial Hubble initialement prévue pour le 28 août (mission STS-125, navette Atlantis), sera retardée de quatre à cinq semaines en raison des changements dans la production des réservoirs externes.

 


02 Mai 2008

Nouveau type d'étoile naine blanche pulsante

 

Crédit : K. Williams/ T. Jones/ McDonald Obs

 

Les astronomes Michael H. Montgomery et Kurtis A. Williams de l'Université du Texas à Austin, avec l'étudiant diplômé Steven DeGennaro, ont prévu et confirmé l'existence d'un nouveau type d'étoile variable, avec l'aide du télescope Otto Struve de 2,1 mètres de l'Observatoire McDonald. La découverte est annoncée dans l'édition du 1er Mai d'Astrophysical Journal Letters.

 

Appelée une "naine blanche carbone pulsante," c'est la première nouvelle classe d'étoile naine blanche variable découverte en plus de 25 ans. Puisque la majorité écrasante des étoiles dans l'Univers - y compris le Soleil -- finiront leurs vies comme des naines blanches, étudier les pulsations (c'est-à-dire les variations d'intensité lumineuse) de ces exemples nouvellement découverts donne aux astronomes une ouverture sur un point final important dans la vie de la plupart des étoiles.

 

Une étoile naine blanche est le reste de surplus d'une étoile comme le Soleil qui a brûlé tout le carburant nucléaire dans son noyau. Elle est extrêmement dense, entassant de la moitié à 1,5 fois la masse du Soleil dans un volume d'environ la taille de la Terre. Jusqu'à récemment, il était considéré y avoir deux types principaux de naines blanches : celles avec une couche externe d'hydrogène (environ 80 pour cent des naines blanches), et celles avec une couche externe d'hélium, dont l'enveloppe d'hydrogène avait d'une façon ou d'une autre été ôtée (les 20 autres pour cent).

 

L'année dernière, les astronomes Patrick Dufour et James Liebert de l'Université de l'Arizona ont découvert un troisième type d'étoiles naines blanches. Pour des raisons qui ne sont pas comprises, ces "chaudes naines blanches de carbone" ont eu leurs enveloppes d'hydrogène et d'hélium envelées, laissant leur couche de carbone exposée. Les astronomes suspectent que celles-ci pourraient être parmi les naines blanches les plus massives de toutes, les restes d'étoiles légèrement trop petites pour finir leurs vies dans une explosion de supernova.

 

Après que ces nouvelles naines blanches de carbone aient été annoncés, Montgomery a calculé que des pulsations dans ces étoiles étaient possibles. Les étoiles pulsantes sont d'un intérêt pour les astronomes parce que les changements de leur intensité lumineuse peuvent indiquer ce qui se passe dans leurs intérieurs -- de la même manière que les géologues étudient les ondes sismiques des tremblements de terre pour comprendre ce qui se passe à l'intérieur de la Terre. En fait, ce type d'étude d'étoiles s'appelle "astérosismologie".

 

Ainsi, l'équipe de Montgomery et de Williams a commencé une étude systématique des naines blanches de carbone avec le télescope Struve à l'observatoire McDonald, recherchant des pulsateurs. DeGennaro a découvert qu'une étoile éloignée d'environ 800 années-lumière dans la constellation de la Grande Ourse (Ursa Major), appelée SDSS J142625.71+575218.3, fait l'affaire. Son intensité de lumière varie régulièrement de presque deux pour cent environ toutes les huit minutes.

 

Crédit : K. Williams/ T. Jones/ McDonald Obs

Crédit : K. Williams/ T. Jones/ McDonald Obs

 

"La découverte qu'une de ces étoiles palpite est remarquablement importante," commente l'astronome Michael Briley de la NSF (National Science Foundation). "Ceci nous permettra de sonder l'intérieur de la naine blanche, qui à son tour devrait nous aider à résoudre des énigmes, à savoir d'où viennent les naines blanches de carbone et qu'arrive-t'il à leur hydrogène et leur hélium."

 

L'étoile se trouve à environ dix degrés à l'est-nord-est de Mizar, l'étoile du milieu dans le manche de la casserole. Cette naine blanche a environ la même masse que notre Soleil, mais son diamètre est plus petit que celui de la Terre. L'étoile a une température de 35.000 degrés Fahrenheit (19.500 degrés Celsius), et est seulement 1/600ème aussi lumineuse que le Soleil.

 

Aucune autre étoile dans leur échantillon ne s'est avérée palpiter. Etant donné les masses et les températures des étoiles dans leur échantillon, SDSS J142625.71+575218.3 est la seule prévue pour palpiter, d'après les calculs de Montgomery.

 

Les astronomes spéculent que les pulsations sont provoquées par des changements dans l'enveloppe externe de carbone de l'étoile pendant que l'étoile refroidit depuis sa formation en tant que chaude naine blanche. Les atomes de carbone ionisés dans les couches externes de l'étoiles retournent à un état neutre, déclenchant les pulsations.

 

Il y a une chance que les variations de l'étoile pourraient avoir une autre cause. Des études supplémentaires sont nécessaire, selon les astronomes. D'une manière ou d'une autre, étudier ces étoiles levera le voile sur le processus inconnu qui ôte leurs couches extérieures d'hydrogène et d'hélium pour mettre à nu leurs intérieurs de carbone.

 

http://www.nsf.gov/news/news_summ.jsp?cntn_id=111513&org=NSF&from=news

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


01 Mai 2008

Des crêpes stellaires flambées par des trous noirs géants

 

Crédit : J.-P. Luminet

 

Crédit : J.-P. LuminetSelon deux astrophysiciens de l'Observatoire de Paris, le sort des étoiles qui s'aventurent trop près d'un trou noir massif pourrait s'avérer encore plus violent que ce que l'on croyait jusqu'alors. Non seulement les étoiles sont écrasées en forme de "crêpes" par l'énorme gravité du trou noir, mais le processus peut aussi déclencher une explosion thermonucléaire qui les désintègre de l'intérieur. De plus, les ondes de chocs engendrées dans la crêpe stellaire transportent du centre vers la surface un pic de température très bref et intense, susceptible de donner naissance à un nouveau type de sursaut X ou gamma.

 

Les scientifiques savent depuis longtemps que les trous noirs de quelques millions de masses solaires, présents dans la plupart des centres galactiques, peuvent briser les étoiles qui s'approchent trop près. En raison de forces de marée très intenses, la gravité du trou noir attire en effet plus fortement la partie avant de l'étoile que sa partie arrière, provoquant ainsi un déséquilibre qui, en quelques heures seulement, déchire l'étoile tout entière au sein de ce que l'on appelle le "rayon de marée".

 

Selon une étude récente de Matthieu Brassart et Jean-Pierre Luminet, de l'Observatoire de Paris (section de Meudon), l'intensité des forces de marée peut aussi déclencher des réactions thermonucléaires suffisamment puissantes pour faire exploser l'étoile depuis l'intérieur. A l'aide de simulations numériques, ils ont étudié les derniers instants d'un étoile condammée, dès lors qu'elle pénètre profondément dans le rayon de marée d'un trou géant.

 

Lorsque l'étoile s'approche suffisamment près du trou noir (sans toutefois tomber dedans), les forces de marée l'aplatissent en une configuration de "crêpe". Des calculs déjà effectués il y a vingt ans par Luminet et ses collaborateurs avaient suggéré que l'écrasement de l'étoile augmenterait la densité et la température centrales à des valeurs suffisantes pour déclencher des réactions thermonucléaires explosives. Mais d'autres travaux avaient suggéré que le processus serait modifié par des ondes de choc engendrées au sein de la crêpe, de sorte qu'aucune explosion nucléaire ne se produirait.

 

Les nouvelles simulations étudient en détail les effets des ondes de choc, et montrent que les conditions créées favorisent toujours une explosion thermonucléaire qui brisera complètement l'étoile, et sera suffisamment puissante pour propulser une bonne partie du gaz libéré hors d'atteinte du trou noir.

 

Feux d'artifice stellaires

La rupture d'étoiles par les forces de marée de trous noirs a probablement déjà été observée par les télescopes à rayons X comme GALEX, XMM et Chandra, bien qu'à un stade beaucoup plus tardif : en effet, plusieurs mois après l'événement qui a brisé l'étoile, une partie du gaz libéré tombe en spirale vers le trou noir, s'échauffe et libère du rayonnement UV et X. Toutefois, si les crêpes stellaires explosent bel et bien, elles permettraient de détecter ces ruptures beaucoup plus tôt. Les futurs instruments comme le LSST (Large Synoptic Survey Telescope), qui recensera les supernovae en grand nombre, pourront repérer des explosions de ce type.

 

Mais le sort d'une crêpe stellaire pourait s'avérer encore plus spectaculaire. Brassart et Luminet ont calculé que les ondes de choc engendrées dans la crêpe transportent un pic de température bref (< 0.1 s) mais très intense (plus de 109 K) depuis le coeur de l'étoile vers sa surface. Ce dernier résultat est très prometteur, car il pourrait donner naissance à un nouveau type de sursaut X ou gamma qui permettrait de voir instantanément la rupture de l'étoile.

 

La fréquence de telles « flambées » est estimée à environ 10-5 par an par galaxie. Comme la plupart des galaxies -- y compris notre propre Voie Lactée -- abritent un trou noir massif en leur centre, et comme l'univers est transparent aux rayonnements X durs et gamma, plusieurs événements de ce type seraient détectables chaque année dans l'ensemble de l'univers observable.

 

Conclusion

Les projets de sondages du ciel aux hautes énergies et à vaste couverture angulaire seront les mieux à même de détecter des flambées de ce type. En permettant une localisation rapide des crêpes stellaires, relayée par la détection de leurs lueurs résiduelles en optique, infrarouge et radio par les télescopes au sol, ces missions spatiales pourront apporter à la connaissance des dislocations stellaires autant que les télescopes Beppo-Sax et Swift ont jadis apporté à la compréhension des sursauts gamma.

 

Références

[1] Shock Waves in Tidally Compressed Stars by Massive Black Holes, M. Brassart & J.-P. Luminet, Astron. Astrophys. 481 (2008) 259-277
[2] Pour une discussion non technique sur les trous noirs géants et la rupture d'étoiles, voir aussi J.-P. Luminet, Le destin de l'univers : trous noirs et énergie sombre, Fayard (Paris, 2006), chap. 21

 

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/may08/crepe.fr.shtml

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

Des images spectaculaires ont été publiées dans un papier scientifique de la mission STEREO : les images en haute résolution montrent les jets de la couronne polaire de points de vue séparés de 11°. La vue en stéréo révèle "la dynamique 3D et la morphologie d'un jet coronal EUV bien défini pour la première fois. Les triangulations de l'emplacement du jet dans des paires d'images simultanées ont conduit à la vraie position 3D et de ce fait sa cinématique. [...] La structure hélicoïdale est le dispositif géométrique le plus important du jet qui montre la preuve de distorsion. La structure du jet apparaît différente de manière frappante de chacun des deux points de vue de STÉRÉO : de face dans l'un des points de vue et de profil dans l'autre."

 

Les chercheurs du Space Weather Workshop de Boulder (Colorado), ont communiqué au grand public un nouveau modèle "4-D" de l'ionosphère de la Terre. Sans quitter son domicile, n'importe qui peut se promener à travers la couche dynamique de gaz ionisé qui encercle la Terre à la limite de l'espace. Tout ce qui est nécessaire est un raccordement à Internet. Les contrôleurs de vols de lignes aériennes peuvent utiliser cet outil pour planifier les vols d'affaires longues distances au-dessus des pôles, économisant de l'argent et du temps pour les aviateurs.

 


01 Mai 2008

Les anneaux de Jupiter se forment dans l'ombre

 

Crédit : NASA

 

Des scientifiques de l'Université du Maryland et du Max-Planck Institute for Solar System Research en Allemagne semblent avoir résolu un mystère de longue date sur la cause des anomalies dans les anneaux vaporeux de Jupiter.

 

Crédit : NASADans une nouvelle étude publiée dans l'édition de Nature du 01 Mai, ils rapportent qu'une faible extension de l'anneau ultrapériphérique au-delà de l'orbite de la lune Thébé de Jupiter, et d'autres écarts constatés d'un modèle accepté de formation d'anneaux, résultent d'une interaction entre l'ombre et la lumière solaire sur les particules de poussières qui composent les anneaux.

 

"Il s'avère que la limite étendue de l'anneau extérieur et d'autres bizarreries dans les anneaux de Jupiter sont vraiment 'faits dans l'ombre' ", a déclaré Douglas Hamilton, un professeur d'astronomie à l'Université du Maryland. "Lorsqu'ils orbitent autour de la planète, les grains de poussières dans les anneaux se déchargent et se chargent alternativement quand ils passent à travers l'ombre de la planète. Ces variations systématiques dans la charge électrique des particules de poussières interagissent avec le puissant champ magnétique de la planète. De ce fait les petites particules de poussières sont repoussées au-delà de la limite extérieure prévue de l'anneau et de très petits grains changent même leur inclinaison, ou orientation de l'orbite, à la planète."

 

Hamilton et le co-auteur allemand Harald Krüger ont étudié pour la première fois l'impact de nouvelles données sur la taille des grains de poussières, les vitesses et les orientations orbitales prises par la sonde Galileo au cours de sa traversée des anneaux de Jupiter en 2002-2003, dans le cadre de sa manœuvre délibérée pour un plongeon mortel dans la planète. Krüger a analysé les nouvelles données et Hamilton a créé des modèles informatiques élaborés qui correspondent à la poussière et aux données d'imagerie sur les anneaux de Jupiter et a expliqué les excentricités observées.

 

"Dans notre modèle, nous pouvons expliquer toutes les structures essentielles de l'anneau de poussières que nous avons observées», a déclaré Krüger.

 

Selon Hamilton, les mécanismes identifiés dans le présent document affectent les anneaux de toute planète dans le Système solaire, mais les effets peuvent ne pas être aussi évident comme ils le sont pour Jupiter. "Les particules glacées dans les célèbres anneaux de Saturne sont trop grosses et lourdes pour être formées de manière significative par ce processus, c'est la raison pour laquelle des anomalies similaires ne sont pas vues là-bas", a-t-il déclaré. "Nos conclusions sur les effets d'ombre peuvent également faire la lumière sur les aspects de formation planétaire parce que les particules de poussières chargées électriquement doivent en fait se combiner dans de plus grands corps à partir desquels les planètes et les lunes se forment en fin de compte."

 

Notes : Jupiter, Galileo et le mystère des Anneaux

 

- Jupiter, la cinquième planète à partir du Soleil, a 63 lunes connues. La poussière formant les faibles anneaux de Jupiter est produite lorsque des morceaux de débris spatiaux se fracassent dans les plus petites lunes intérieures Adrastea, Métis, Amalthée et Thébé (énumérées de la plus proche à la plus éloignée). Cette poussière est organisée en un anneau principal, un halo intérieur, et deux plus faibles et plus lointains anneaux vaporeux. Les anneaux sont en grande partie délimités par les orbites de ces quatre lunes, mais une faible avancée de poussières vers l'extérieur s'étendant au-delà de l'orbite de Thébé a, jusqu'à présent, laissé perplexe les scientifiques.

 

- Le savant italien Galileo Galilei fut le premier à découvrir que Jupiter a des lunes. Galileo a observé pour la première fois les quatre plus grandes lunes de la planète en 1610.

 

- Le 07 Décembre 1995, la sonde Galileo a atteint Jupiter et a commencé la première des 35 orbites autour de la planète. En sept ans, l'engin spatial a pris quelque 14.000 images de Jupiter, de ses lunes et anneaux. Le 21 Septembre 2003, la sonde Galileo a effectué un plongeon contrôlé pour clôre sa mission par la chute à travers l'atmosphère de Jupiter. En plus de ses instruments d'imagerie, la sonde emportait un détecteur ultrasensible de poussières, qui a enregistré des milliers d'impacts de particules de poussières sur son chemin à travers le système d'anneaux de Jupiter en 2002 et 2003. L'extension de Thébé a été une des nombreuses nouvelles découvertes faites par la sonde Galileo.

 

http://www.eurekalert.org/pub_releases/2008-04/uom-sfr042808.php

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


 

La bombe à retardement stellaire explose au signal : utilisant le satellite Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE), une équipe de quatre astronomes a découvert en étudiant le système de double étoile 4U 1636-53  un mécanisme de synchronisation qui leur indique exactement quand une étoile superdense relâchera des explosions incroyablement puissantes.

 


Mission CASSINI-HUYGENS

 

Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

 

Saturn's Long-lived Storm

Publiée le 29 Avril 2008

 

Ce n'est pas la Grande Tache Rouge, mais ces deux vues côte-à-côte montrent la plus longue tempête électrique jamais observée sur Saturne par le vaisseau spatial Cassini.

 

Les vues ont été acquises pendant plus de trois mois après que la tempête ait été détectée la première fois le 27 Novembre 2007 par ses décharges radio qui produisent des éclairs. Les scientifiques de formation d'images de Cassini pensent que la tempête est une perturbation verticalement étendue qui traverse l'intérieur de Saturne jusqu'à la haute troposphère.

 

La vue à gauche a été créée en combinant des images prises au moyen de filtres spectraux rouge, vert et bleu, et montre approximativement Saturne dans des couleurs que l'œil humain verrait. La tempête se distingue avec plus de clarté dans la vue couleur affinée et renforcée à droite. Cette vue combine des images prises en lumière infrarouge, vert et violet à 939, 567 et 420 nanomètres, respectivement, et représente une expansion de la région de longueur d'onde du spectre électromagnétique visible pour l'oeil humain.

 

Ces images ont été obtenues avec l'appareil-photo grand angle du vaisseau spatial Cassini le 04 Mars 2008, à une distance d'approximativement 1,3 million de kilomètres de Saturne. L'échelle d'image est de 74 kilomètres par pixel.

 

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08411

 

http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=837

 

 

 


29 Avril 2008

Galaxies compactes bourrées d'étoiles dans le jeune Univers

 

Crédit : NASA, ESA, P. van Dokkum (Yale University), M. Franx (Leiden University, The Netherlands), and G. Illingworth (University of California, Santa Cruz, and Lick Observatory)

 

Imaginez recevoir une annonce vantant la naissance d'un bébé de 50 centimètres de long et pesant 80 kilogrammes. Après lecture de ce curieux message, vous penseriez immédiatement que le poids du bébé était une faute d'impression.

 

Les astronomes regardant des galaxies dans le passé éloigné de l'Univers ont reçu une annonce confuse semblable quand ils ont trouvé neuf jeunes galaxies compactes, pesant chacune 200 milliards de fois la masse du Soleil. Les galaxies, chacune de seulement 5.000 années-lumière de large, sont une fraction de la taille des galaxies adultes d'aujourd'hui mais contiennent approximativement le même nombre d'étoiles. Chaque galaxie pourrait se caser à l'intérieur du bulbe central de notre galaxie de la Voie lactée.

 

Les astronomes ont utilisé le télescope spatial Hubble et l'Observatoire W. M. Keck de Mauna Kea, Hawaii, pour étudier les galaxies telles qu'elles étaient il y a 11 milliards d'années, lorsque l'Univers avait moins de 3 milliards d'années d'existence.

 

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/15

 

http://www.eurekalert.org/pub_releases/2008-04/yu-ugf042808.php

 

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 

 


  

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