Sources ou Documentations non francophones

Sources ou Documentations en langue française

Une nouvelle image du centre de la très caractéristique galaxie Centaurus A, réalisée avec ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) met clairement en évidence l'extraordinaire capacité de ce nouvel observatoire pour voir au travers des bandes de poussières opaques qui obscurcissent le centre galactique. ALMA est actuellement dans sa toute première phase d'observations scientifiques et bien qu'il soit encore en construction, il s'affirme déjà comme le plus puissant télescope de sa catégorie. L'observatoire vient tout juste de publier l'Appel à Propositions pour son prochain cycle d'observations, au cours duquel le télescope disposera de capacités d'observation encore accrues.

Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); ESO/Y. Beletsky

Centaurus A [1] est une radiogalaxie elliptique massive – une galaxie qui émet d'intenses ondes radio. C'est la radiogalaxie la plus puissante et de loin la plus proche de nous dans le ciel [2]. Centaurus A a donc déjà fait l'objet de nombreuses observations avec différents télescopes. Son centre, très lumineux, héberge un trou noir supermassif dont la masse est 100 millions de fois supérieure à celle du Soleil.

L'observation de cette galaxie dans le domaine visible laisse apparaître une bande sombre qui obscurcit son centre (voir par exemple eso1221). Cette bande de poussières abrite de grandes quantités de gaz, de poussières et d'étoiles jeunes. Ces éléments, combinés à l'intense émission radio, témoignent du fait que Centaurus A résulte d'une collision entre une galaxie elliptique géante et une galaxie spirale de plus petite taille, dont les vestiges constituent la bande de poussières.

Pour pouvoir voir au travers de la bande de poussières centrale, les astronomes doivent observer la galaxie dans les plus grandes longueurs d'onde de la lumière. Cette nouvelle image de Centaurus A combine des observations dans des longueurs d'onde de l'ordre du millimètre, réalisées avec ALMA et des observations dans le proche infrarouge. Elle offre ainsi une vision claire, au travers de la poussière, du centre lumineux de cette galaxie.

Les nouvelles observations effectuées avec ALMA sont représentées dans une gamme de couleurs vertes, jaunes et oranges. Elles révèlent la position et le mouvement des nuages de gaz dans la galaxie. Il s'agit des observations de ce type les plus nettes et les plus précises jamais réalisées. ALMA a été programmé pour détecter des signaux émis par les molécules gazeuses de monoxyde de carbone à une longueur d'onde voisine de 1,3 millimètre. Le mouvement du gaz dans la galaxie génère un effet Doppler qui se traduit par de légères modifications de cette longueur d'onde [3]. Ce phénomène se traduit sur l'image par des changements de couleur : les portions vertes révèlent les mouvements de gaz dans notre direction ; les portions plus orangées, dans le sens inverse. Il apparaît ainsi que le gaz situé à gauche du centre galactique se déplace dans notre direction, tandis que le gaz situé à droite du centre galactique s'éloigne de nous. Cela signifie que le gaz est en orbite autour de la galaxie.

Les observations effectuées avec ALMA ont été superposées à une image de Centaurus A prise dans le proche infrarouge par l'instrument SOFI installé sur le télescope NTT (New Technology Telescope) de l'ESO. L'image a été réalisée en employant une technique innovante qui supprime l'effet d'écran de la poussière (eso0944). Sur cette image apparaît clairement un anneau d'étoiles et d'amas baignant dans une lumière dorée – il s'agit des lambeaux d'une galaxie spirale éparpillés par l'attraction gravitationnelle de la galaxie elliptique géante.

L'alignement de l'anneau d'étoiles observé par le NTT dans le domaine infrarouge et du gaz vu par ALMA à des longueurs d'onde millimétriques révèle les différents aspects de structures similaires dans la galaxie. Il s'agit là d'un exemple de complémentarité entre les observations effectuées par d'autres télescopes et celles réalisées avec ALMA.

La construction d'ALMA sur le Plateau Chajnantor situé au nord du Chili s'achèvera en 2013, lorsque les 66 antennes de grande précision seront pleinement opérationnelles. La moitié des antennes a déjà été installée (voir ann12035). Les observations scientifique préliminaires ont débuté en 2011 (voir eso1137) et produisent déjà des résultats remarquables (voir par exemple eso1216). Ces observations de Centaurus A effectuées avec ALMA ont été réalisées dans le cadre de la phase de mise en service et de vérification scientifique du télescope.

ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) est un équipement international pour l'astronomie. Il est le fruit d'un partenariat entre l'Europe, l'Amérique du Nord et l'Asie de l'Est en coopération avec la République du Chili. ALMA est financé en Europe par l'ESO (Observatoire Européen Austral), en Amérique du Nord par la NSF (Fondation Nationale de la Science) en coopération avec le NRC (Conseil National de la Recherche au Canada) et le NSC (Conseil National de la Science à Taïwan), en Asie de l'Est par les Instituts Nationaux des Sciences Naturelles (NINS) du Japon avec l'Académie Sinica (AS) à Taïwan. La construction et les opérations d'ALMA sont pilotées par l'ESO pour l'Europe, par le National Radio Astronomy Observatory (NRAO) pour l'Amérique du Nord et par le National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) pour l'Asie de l'Est. L'Observatoire commun ALMA (JAO pour Joint ALMA Observatory) apporte un leadership et un management unifiés pour la construction, la mise en service et l'exploitation d'ALMA. 

Note :

[1] Cette galaxie a été baptisée Centaurus A parce qu'elle fut la toute première source majeure d'ondes radio découverte dans la constellation du Centaure dans les années 1950. Elle est également référencée en tant que NGC 5128. Cette galaxie a été découverte par l'astronome britannique James Dunlop le 4 août 1826.

[2] Centaurus A se situe à environ 12 millions d'années-lumière de la Terre dans la constellation australe du Centaure.

[3] L'effet Doppler consiste en des variations de la longueur d'une onde observée par un observateur se déplaçant par rapport à la source émettrice de l'onde. Les molécules des nuages de gaz lointains émettent de la lumière à des longueurs d'onde bien définies ; le mouvement de ces nuages se traduit par de faibles variations des longueurs d'onde reçues.

Plus d'informations

L'année 2012 marque le 50e anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ». 

Liens

- Pages ALMA sur le site de l'ESO

- L'Observatoire commun ALMA

- Images d'ALMA 

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1222/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Rob H. McNaugth a découvert le 27 Mai 2012 une nouvelle comète sur les images CCD prises avec le télescope Uppsala Schmidt de 0.5-m à Siding Spring. Après publication sur la page NEOC P du MInor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par T. Linder et R. Holmes (via Cerro Tololo), A. C. Gilmore et P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo), et J. Spagnotto (Observatorio El Catalejo, Santa Rosa).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2012 K6 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 12 Mars 2013 à une distance d'environ 4,3 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12K72.html (MPEC 2012-K72)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 21 Mai 2013 à une distance d'environ 3,3 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12L04.html (MPEC 2012-L04)

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iau/cbet/003100/CBET003131.txt (CBET 3131)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK12K060

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2012%20K6;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Avec la découverte de cette nouvelle comète, Rob McNaught compte désormais 70 comètes à son actif (58 comètes découvertes en tant qu'unique découvreur et 12 découvertes partagées).

Les Grands Chasseurs de Comètes

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Malheureusement, les étoiles n'ont pas de certificats de naissance. Aussi, les astronomes ont des difficultés pour déterminer leurs âges. Connaître l'âge d'une étoile est essentiel pour comprendre comment notre Voie Lactée galaxie s'est construite au fil des milliards d'années à partir de plus petites galaxies. Mais Jason Kalirai (Space Telescope Science Institute and The Johns Hopkins University's Center for Astrophysical Sciences, Baltimore, Maryland), a trouvé la meilleure chose pour un bulletin de naissance d'une étoile.

En utilisant une nouvelle technique, Kalirai a sondé les reliques brûlées d'étoiles semblables au Soleil, appelées naines blanches, dans la région intérieure du halo de notre galaxie de la Voie lactée. Le halo est un nuage sphérique d'étoiles entourant le disque de notre galaxie. Ces étoiles, révèle son étude, sont âgées de 11,5 milliards d'années, plus jeune que la première génération d'étoiles de la Voie Lactée. Elles se sont formées plus de 2 milliards d'années après la naissance de l'Univers, il y a 13,7 milliards d'années. Les estimations de l'âge précédent, basées sur l'analyse des étoiles normales dans le halo interne, varient de 10 milliards à 14 milliards d'années. L'étude de Kalirai renforce l'idée émergente que le halo de notre galaxie est composé d'une structure de gâteau millefeuille qui s'est formé par étapes sur des milliards d'années.

Illustration Credit: NASA, ESA, A. Feild (STScI)

Science Credit: NASA, ESA, and J. Kalirai (STScI)

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2012/25/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La longue et tumultueuse histoire de l'astéroïde (21) Lutetia est révélée par une analyse complète des données recueillies par la sonde Rosetta de l'ESA lorsqu'elle a survolé ce grand astéroïde de la ceinture principale le 10 Juillet 2010. De nouvelles études ont révélé la morphologie de surface de l'astéroïde, la composition et d'autres propriétés dans un détail sans précédent. En particulier, des études approfondies des caractéristiques géologiques de Lutetia ont ouvert une fenêtre unique sur l'histoire complexe de cet objet particulier.

Sur son chemin vers le rendez-vous avec la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, le vaisseau spatial Rosetta de l'ESA a survolé (21) Lutetia de la ceinture principale d'astéroïdes, atteignant l'approche au plus près, à une distance d'environ 3170 km, le 10 Juillet 2010. De ce point de vue unique, Rosetta a recueilli des images en haute résolution, des spectres, et d'autres données, fournissant aux scientifiques un ensemble de données précieuses pour sonder cet astéroïde particulier dans les moindres détails.

Les premiers résultats du survol, publiés fin 2011, ont révélé la masse et le volume de Lutetia, conduisant à une estimation de la densité de l'astéroïde, qui s'est avérée être étonnamment élevée. Les données provenant du survol ont également suggéré que Lutetia est un planétésimal primordial formé lors des stades très précoces du Système solaire. Ces constatations et d'autres ont appelé à d'autres investigations sur la nature et l'histoire de Lutetia.

"Les images recueillies par la sonde Rosetta lors du survol ont dévoilé, pour la première fois, la grande variété de cratères et d'autres caractéristiques géologiques qui marque la surface de Lutetia," note Rita Schulz, scientifique du projet Rosetta à l'ESA. "Les scientifiques ont exploré cette riche réserve de données à fond afin de caractériser de nombreuses propriétés de Lutetia, allant de sa morphologie de surface et composition à sa forme et sa structure interne, révélant son histoire géologique sous-jacente", ajoute-t-elle. Les résultats de ces études sont présentés dans une série de 21 articles publiés dans un numéro spécial de la revue Planetary and Space Science.

La caméra OSIRIS de Rosetta a étudié la partie de Lutetia qui était visible lors du survol - environ la moitié de sa surface, coïncidant en grande partie avec l'hémisphère nord de l'astéroïde. Ces uniques images de près ont permis aux scientifiques d'identifier les régions caractérisées par de très distinctes propriétés géologiques avec une précision de quelques centaines de mètres.

Le comptage des cratères est un outil puissant qui est utilisé pour comparer les régions et pour découvrir leur histoire passée. En enregistrant le nombre, la répartition spatiale, les formes et les tailles des centaines de cratères qui marquent la surface de chaque région, il est possible de dater l'époque où ces cratères ont été produits par des collisions avec des corps plus petits. Dans le cas des plus grands cratères, il est même possible de reconstituer les détails de l'impact qui les a créés.

Les régions sur la surface de Lutetia

Copyright : Image from Thomas et al., (adapted from Massironi et al., ) Planetary and Space Science, Vol.66, 2012

En localisant les cratères et autres caractéristique sur la surface de Lutetia, les scientifiques ont constitué une carte géologique pour l'astéroïde. Leurs études ont montré que la surface de Lutetia comprend des régions couvrant un large éventail d'âges : chacune d'elles révèlent un chapitre dans la longue et tumultueuse histoire de cet astéroïde.

À une extrémité de cette gamme d'âge, les deux régions fortement criblées de cratères Achaia and Noricum représentent les parties les plus anciennes sur la surface de Lutetia : avec des âges compris entre 3,4 et 3,7 milliards d'années ou plus, ils sont presque aussi vieux que l'astéroïde lui-même. Certains des cratères qui peuplent densément ces deux régions remontent à une époque tôt dans l'histoire du Système solaire, juste après le soi-disant bombardement tardif, lorsque le flux de corps impactant les astéroïdes, les planètes et leurs satellites était significativement plus important qu'il ne l'est à l'heure actuelle.

Massilia, le plus grand cratère identifié sur l'astéroïde, est situé dans une jeune région nommée Narbonensis. Avec un diamètre de 57 km, ce cratère fournit une preuve de l'événement le plus spectaculaire de l'histoire de Lutetia : les simulations numériques suggèrent que le «projectile» responsable de la production de ce très large cratère était assez grand, avec un diamètre d'environ 7,5 km. Cependant, la probabilité d'un tel grand corps entrant en collision avec l'astéroïde est très faible, et donc ceci a dû se produire lorsque Lutetia était relativement jeune.

Le plus jeune secteur sur la surface de Lutetia est la région de Baetica, située dans le voisinage du pôle Nord de l'astéroïde. Cette région abrite un certain nombre de cratères superposés, nommée le North Polar Crater Cluster (NPCC), [groupe de cratères du Pôle Nord], qui comprend trois grands cratères avec des tailles supérieures à 10 km. Ces cratères représentent la signature laissée par une série d'impacts ultérieurs qui ont eu lieu tout récemment à l'échelle de temps géologiques - à savoir, dans les quelques centaines de millions d'années.

L'aspect régulier des cratères dans Baetica, qui n'ont pas été encore parsemés de nombreux petits cratères, indique que sa surface est beaucoup plus jeune que les zones fortement abîmées de Lutetia. De plus, cette région porte encore les signes des événements qui ont créé le NPCC, comme indiqué par les éjectas qui ont été libérés au cours des impacts, puis étalés sur la région environnante, plutôt que de quitter la surface de l'astéroïde, en raison de son attraction gravitationnelle relativement forte. La présence de ces «frais» dépôts, qui comprennent de nombreux gros rochers avec des tailles allant jusqu'à 300 mètres, est un autre indice pour un jeune âge de cette région.

En plus des cratères, d'autres marqueurs géologiques, tels que des lignes et des failles, représentent une importante fenêtre sur le passé turbulent d'astéroïdes et autres corps du Système solaire. Les remarquables images recueillies par OSIRIS lors du survol ont révélé un réseau complexe d'éléments linéaires couvrant de longues distances à travers la surface du Lutetia, jusqu'à 80 km dans certains cas. Beaucoup de ces caractéristiques sont les résultats de phénomènes sismiques qui ont également causé des déformations sur les cratères pré-existants. Les lignes et les failles ont été détectées la plupart du temps dans les parties les plus anciennes de la surface de Lutetia. En revanche, un manque de telles fonctionnalités dans la jeune région près du pôle Nord suggère que les récents impacts qui ont donné lieu au NPCC n'a pas causé de fractures importantes sur la surface de l'astéroïde.

Avant le survol, l'un des aspects les plus énigmatiques de Lutetia était sa composition de surface : différents ensembles de données ont fait allusion à une surface métallique ou une composition chondritique, rendant ainsi la classification de cet astéroïde particulièrement problématique. Les scientifiques ont maintenant abordé la question en combinant les données recueillies avec quatre instruments de télédétection sur Rosetta - OOSIRIS, VIRTIS, MIRO, et ALICE - qui couvrentles longueurs d'onde visibles, infrarouges, micro-ondes et ultraviolettes. Les nouvelles données montrent que Lutetia a une composition de surface inhabituelle qui n'entre pas dans les schémas établis avant le survol et peut résulter de l'historique complexe des collisions de l'astéroïde.

La composition particulière de Lutetia, quand pris en compte avec sa forte densité, soulève la possibilité que cet astéroïde pourrait avoir une structure partiellement différenciée, avec un noyau métallique recouvert d'une croûte chondritique primitive. Le seul autre astéroïde différencié qui a été visité par un vaisseau spatial est Vesta, un des plus gros astéroïdes du Système solaire et nettement plus grand que Lutetia. Considérant qu'il est raisonnable de s'attendre à une telle structure interne dans les astéroïdes aussi grands que Vesta, il est encore difficile de savoir si cela devrait être le cas également pour les objets de la taille de Lutetia. Par conséquent, la preuve possible d'une structure différenciée suggérée par les nouvelles données est particulièrement intéressante.

Le survol de Lutetia a également fourni une occasion rare d'obtenir des mesures «in situ» de l'environnement de l'astéroïde, permettant aux scientifiques de rechercher une exosphère, un champ magnétique interne ou des satellites. Les trois recherches n'ont trouvé aucune preuve significative pour aucune de ces possibilités, et pouvait seulement fixer des limites supérieures.

"Les données recueillies au cours du survol de Lutetia par Rosetta nous ont fourni une vue nouvelle sur cet objet intéressant," commente Schulz. "Je m'attends à ce que les scientifiques vont continuer à enquêter sur ces données uniques et extraordinaires pour les années à venir, faire avancer nos connaissances sur cet astéroïde et son origine, et révéler de nouveaux détails sur l'histoire passée du Système solaire", ajoute-t-elle.

Pendant ce temps, Rosetta avance vers sa destination finale, la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, qui sera atteinte en 2014. " "Nous attendons avec impatience la prochaine et probablement la plus excitante phase de la mission», conclut Schulz.

Publication en rapport :

Rosetta Fly-by at Asteroid (21) Lutetia. Edition spéciale de Planetary and Space Science, Volume 66, Issue 1, Pages 1-212 (June 2012)

Notes :

Lors de ses 10 ans de voyage vers la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, la sonde Rosetta de l'ESA a survolé deux astéroïdes de la ceinture principale : (2867) Steins en 2008, et (21) Lutetia en 2010. Le survol de Lutetia a eu lieu le 10 Juillet 2010, lorsque Rosetta a survolé l'astéroïde à une distance de 3.168,2 km et à une vitesse relative de 15 km/s.

La plupart des instruments scientifiques sur Rosetta ont été mis en marche lorsque le vaisseau spatial s'est approché de l'astéroïde en rotation, entraînant des observations en images et spectrales couvrant un large spectre de l'ultraviolet au rayonnement micro-ondes, et un certain nombre de mesures in-situ de l'environnement de l'astéroïde.

L'instrument OSIRIS (Optical, Spectroscopic and Infrared Remote Imaging System) a retourné 462 photos de l'hémisphère nord éclairé de Lutetia à la fois par sa caméra à champ restreint (NAC, narrow-angle camera) et sa caméra grand angle (WAC, wide-angle camera). Ces images couvrent plus de 50 pour cent de la surface de l'astéroïde et ont contribué à révéler sa surface avec une précision inégalée.

Les instruments ALICE, VIRTIS et MIRO ont été utilisés pour recueillir des spectres de longueurs d'onde ultraviolettes, infrarouges et micro-ondes, respectivement, afin de sonder la composition chimique de la surface de Lutetia.

Les recherches in-situ pour une exosphère ont été menées avec l'instrument ROSINA; des spectres des instruments COSAC/Philae, Ptolemy/Philae et ALICE ont également été utilisés pour rechercher l'exosphère de l'astéroïde. Les mesures de champs magnétiques ont été réalisées avec les capteurs ROMAP, RPC-MAG/OB et RPC-MAG/IB.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=50394

La Mission ROSETTA vers la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2005 N3 = 2012 K4 (Larson)

La comète P/2005 N3 (Larson), découverte intialement le 03 Juillet 2005 par Steve M. Larson dans le cadre du Mt. Lemmon Survey et observée pour la dernière fois le 02 Décembre 2005, a été retrouvée le 22 Mai 2012 par Nick Howes, Giovanni Sostero et Ernesto Guido sur les images obtenues à distance avec le Faulkes Telescope North de 2-m à Haleakala.

Les éléments orbitaux de la comète P/2005 N3 = 2012 K4 (Larson) indiquent un passage au périhélie le 29 Septembre 2012 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil, et une période d'environ 6,78 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12K54.html (MPEC 2012-K54)

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iau/cbet/003100/CBET003123.txt (CBET 3123)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2012%20K4;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK05N030

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2005 N3 = 2012 K4 (Larson) a reçu la dénomination définitive de 261P/Larson en tant que 261ème comète périodique numérotée.

C/2012 K5 (LINEAR)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 25 Mai 2012 par le télescope de surveillance LINEAR a révélé sa nature cométaire après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center lors d'observations de confirmation de l'objet par de nombreux astrométristes.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2012 K5 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 29 Novembre 2012 à une distance d'environ 1,1 UA du Soleil. Si l'orbite est confirmée comme telle, la comète pourrait atteindre la magnitude 10 à la fin de l'année.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12K69.html (MPEC 2012-K69)

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iau/cbet/003100/CBET003127.txt (CBET 3127)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK12K050

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 28 Novembre 2012 à une distance d'environ 1,1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12L43.html (MPEC 2012-L43)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2012%20K5;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Les Grands Chasseurs de Comètes

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Alex R. Gibbs a annoncé sa découverte le 21 Mai 2012 d'une comète sur les images CCD prises avec le télescope de 1.5-m du Mont Lemmon. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par A. Hidas (Arcadia), P. Ruiz (ESA Optical Ground Station, Tenerife), T. Lister (McDonald Observatory), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), H. Sato (via RAS Observatory, Mayhill), E. Bryssinck (RAS Observatory, Nerpio), R. Holmes (via Cerro Tololo), P. Miller, P. Roche, A. Tripp, R. Miles, R. Holmes, S. Foglia, et L. Buzzi (via Haleakala-Faulkes Telescope North), et E. Guido, N. Howes, G. Sostero (via Siding Spring-Faulkes Telescope South).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2012 K3 (Gibbs) indiquent un passage au périhélie le 03 Septembre 2012 à une distance d'environ 2,1 UA du Soleil, et une période d'environ 6,4 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12K50.html (MPEC 2012-K50)

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iau/cbet/003100/CBET003122.txt (CBET 3122)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 02 Octobre 2012 à une distance d'environ 2 UA du Soleil, et une période d'environ 6,95 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12L04.html (MPEC 2012-L04)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2012%20K3;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 30 Septembre 2012 à une distance d'environ 2 UA du Soleil, et une période d'environ 6,88 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12L43.html (MPEC 2012-L43)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK12K030

Les Grands Chasseurs de Comètes

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2012 K1 (PANSTARRS)

L'équipe du programme de recherche Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope & Rapid Response System) a découvert une nouvelle comète le 19 Mai 2012 avec le télescope Pan-STARRS 1 de 1,8 mètre d'ouverture, de l'Université d'Hawaii, situé au sommet du Haleakala sur l'île de Maui (Hawaii, USA). Des images de confirmation ont été obtenues par K. Sarneczky (University of Szeged, Piszkesteto Stn. (Konkoly), H. Sato (via RAS Observatory, Mayhill), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), A. R. Gibbs (Mt. Lemmon Survey), et S. Gajdos (Modra). L'objet a également été identifié sur des images datant du 17 Mai 2012 obtenues par l'équipe de Pan-STARRS.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2012 K1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 10 Avril 2015 à une distance d'environ 2,7 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12K36.html (MPEC 2012-K36)

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iau/cbet/003100/CBET003112.txt (CBET 3112)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 27 Août 2014 à une distance d'environ 1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12M33.html (MPEC 2012-M33)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK12K010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2012%20K1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

P/2005 K3 = 2012 K2 (McNaught)

M. Masek (Pierre Auger Observatory, Malargue) a rapporté en premier ses observations du 18 Mai 2012 de ce qui semblait être une redécouverte de la comète P/2005 K3, sans annotation sur l'apparence de l'objet, et a identifié ultérieurement l'objet dans ses observations du 15 Mai. Gareth V. Williams (MPC) a confirmé la redécouverte de cette comète avec Delta(T) = -0,201 jour de la prévision par S. Nakano dans le 2011/2012 Comet Handbook.

La comète P/2005 K3 (McNaught) avait été découverte le 20 Mai 2005 à la magnitude 17,3 par R. H. McNaught dans le cadre du Siding Spring Survey.

Les éléments orbitaux de la comète P/2005 K3 = 2012 K2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 12 Septembre 2012 à une distance d'environ 1,49 UA du Soleil, et une période d'environ 7,07 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12K37.html (MPEC 2012-K37)

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iau/cbet/003100/CBET003114.txt (CBET 3114)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK05K030

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2012%20K2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2005 K3 = 2012 K2 (McNaught) a reçu la dénomination définitive de 260P/McNaught en tant que 260ème comète périodique numérotée.

P/2008 R1 (Garradd)

H. Hsieh a rapporté l'astrométrie de la comète P/2008 R1 (Garradd) comme mesurée par M. Micheli et lui-même à partir d'images CCD obtenues sur deux nuits en 2011, les 03 et 05 Février, avec le télescope Keck I de 10-m et le télescope Gemini North de 8.1-m à Mauna Kea par E. Schunova, C. Trujillo, A. Matulonis, A. Nitta, L. Fuhrman, et lui-même et sur deux nuits en 2012, les 14 et 15 Avril, par Hsieh avec le télescope SOAR de 4.1-m à Cerro Pachon. Avec ces nouvelles observations, la comète a une astrométrie juste avant l'aphélie et maintenant également après l'aphélie.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12K41.html (MPEC 2012-K41)

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iau/cbet/003100/CBET003115.txt (CBET 3115)

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2008 R1 (Garradd) a reçu la dénomination définitive de 259P/Garradd en tant que 259ème comète périodique numérotée.

Les Grands Chasseurs de Comètes

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'Europe a manqué l'éclipse solaire de dimanche sur l'autre côté de la planète, mais le microsatellite météo de l'espace Proba-2 de l'ESA est passé à plusieurs reprises à travers l'ombre de la Lune.

En conséquence, quatre éclipses partielles ont été observées à partir de Proba-2 lorsqu'il a volé à 700 km au-dessus de la Terre. Le premier contact a été fait le dimanche 20 mai à 21h09 UTC. Le dernier contact a fini à 03h04 UTC.

Crédit : ESA/ROB

L'éclipse solaire donne aux chercheurs à l'Observatoire Royal de Belgique la possibilité de vérifier la santé de l'instrument principal SWAP de Proba-2, qui surveille le Soleil dans la lumière ultraviolette extrême. Les endroits où le disque lunaire recouvre le Soleil devrait apparaître comme noir à ces longueurs d'onde.

La lumière diffusée et le bruit de l'instrument peut rendre un pixel moins noir, cependant. L'éclipse solaire contribue donc à déterminer dans quelle mesure chaque pixel est performant.

Le second instrument d'observation de Proba-2, LYRA - qui mesure la production solaire - a recueilli la «courbe d'extinction» lorsque la Lune a progressivement obscurci le Soleil. Le signal est devenu moins intense au cours de l'éclipse au fur et à mesure que le rayonnement solaire était bloqué par la Lune.

Mais la diminution et l'augmentation ultérieure ne sont pas symétriques : les régions actives plus orageuses contribuent le plus au signal, et elles ne sont pas réparties uniformément à travers le disque solaire.

Pendant ce temps, les deux autres instruments du microsatellite ont surveillé le trou formé dans l'ionosphère, les couches plus hautes électriquement actives de l'atmosphère terrestre, par l'ombre de l'éclipse.

http://www.esa.int/esaCP/SEMHJTYWD2H_index_0.html

http://proba2.oma.be/index.html/outreach/breve/eclipse-solaire-20-21-mai-2012

http://stce.be/news/143/welcome.

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

C/2012 J1 (Catalina)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert le 13 Mai 2012 par A. R. Gibbs dans le cadre du Catalina Sky Survey, a révélé sa nature cométaire après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, suite aux observations réalisées par H. Bill (Siegen), M. Jaeger, E. Prosperi, S. Prosperi et W. Vollmann (Stixendorf), A. Diepvens (Olmen), R. Apitzsch (Wildberg), P. Birtwhistle (Great Shefford), H. Sato (via RAS Observatory, Nerpio), R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Westfield), G. Hug (Sandlot Observatory, Scranton), A. D. Grauer (Mt. Lemmon Survey) et R. H. McNaught (Siding Spring Survey).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2012 J1 (Catalina) indiquent un passage au périhélie le 13 Septembre 2012 à une distance d'environ 3,5 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12J49.html (MPEC 2012-J49)

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iau/cbet/003100/CBET003104.txt (CBET 3104)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 07 Décembre 2012 à une distance d'environ 3,1 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12L43.html (MPEC 2012-L43)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK12J010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2012%20J1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

C/2011 KP36 (Spacewatch)

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert par T. H. Bressi sur les images du télescope Spacewatch obtenues les 21 et 25 Mai 2011 à l'Observatoire Steward, Kitt Peak, et répertorié comme tel sous la dénomination de 2011 KP36, a montré une activité cométaire dans les images obtenues en Avril et Mai 2012 par d'autres astrométristes.

Les éléments orbitaux de la comète C/2011 KP36 (Spacewatch) indiquent un passage au périhélie le 27 Mai 2016 à une distance d'environ 4,8 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12K12.html (MPEC 2012-K12)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 26 Mai 2016 à une distance d'environ 4,8 UA du Soleil.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K13/K13M31.html (MPEC 2013-M31)

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iau/cbet/003100/CBET003109.txt (CBET 3109)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK11K36P

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2011%20KP36;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Les Grands Chasseurs de Comètes

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les observations faites avec WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) ont conduit à la meilleure estimation à ce jour de la population d'astéroïdes potentiellement dangereux de notre Système solaire. Les résultats révèlent de nouvelles informations sur leur nombre total, les origines et les possibles dangers qu'ils présentent.

Crédit : NASA/JPL-Caltech

Les astéroïdes potentiellement dangereux, ou PHAs, sont un sous-ensemble du groupe plus grand d'astéroïdes géocroiseurs. Les PHAs ont les orbites les plus proches de celle de la Terre, venant à moins d'environ huit millions de kilomètres, et ils sont assez grands pour survivre en traversant l'atmosphère terrestre et causer des dommages à une échelle régionale, ou plus.

Les nouveaux résultats viennent de la partie de recherche d'astéroïdes de la mission WISE, appelée NEOWISE. Le projet a échantillonné 107 PHAs pour faire des prévisions au sujet de la population entière dans son ensemble. Les résultats indiquent qu'il y a environ 4700 PHAs, plus ou moins 1500, avec des diamètres plus grands que 100 mètres. Jusqu'à présent, on estime que 20 à 30 pour cent de ces objets ont été trouvés.

Bien que les estimations précédentes de PHAs prévoyaient des chiffres semblables, il s'agissait d'approximations grossières. NEOWISE a généré une estimation plus crédible du nombre total d'objets et de tailles.

"L'analyse NEOWISE nous montre que nous avons pris un bon départ pour trouver des objets qui représentent réellement un risque d'impact sur la Terre", a déclaré Lindley Johnson, responsable du programme pour le Near-Earth Object Observation Program au siège de la NASA à Washington. "Mais nous en avons beaucoup plus à trouver, et il faudra un effort concerté au cours des deux prochaines décennies pour trouver tous ceux qui pourraient causer des dommages graves ou être une destination de mission dans le futur."

La nouvelle analyse suggère également qu'environ deux fois autant de PHAs qu'on le pensait auparavant sont susceptibles de résider dans des orbites de "faible inclinaison" qui sont davantage alignées avec le plan de l'orbite terrestre. En outre, ces objets à faible inclinaison semblent être légèrement plus lumineux et plus petits que les autres astéroïdes géocroiseurs qui passent plus de temps loin de la Terre. Une explication possible est que beaucoup de PHAs peuvent provenir d'une collision entre deux astéroïdes de la ceinture principale située entre Mars et Jupiter. Un plus grand corps avec une orbite de faible inclinaison peut s'être morcelé dans la ceinture principale, faisant que certains fragments dérivent sur des orbites plus proche de la Terre et finissent par devenir des PHAs.

Les astéroïdes avec des orbites de faible inclinaison auraient plus de chances de rencontrer la Terre et seraient plus facile à atteindre. Les résultats suggèrent donc que plus d'objets géocroiseurs pourraient être disponibles pour de futures missions robotiques ou humaines.

"Le projet NEOWISE de la NASA, qui n'était pas prévu initialement dans le cadre de WISE, s'est avéré être un énorme bonus", a déclaré Amy Mainzer, chercheur principal de NEOWISE, au Jet Propulsion Laboratory de la NASA à Pasadena, en Californie. "Tout ce que nous pouvons apprendre sur ces objets nous aide à comprendre leurs origines et destin. Notre équipe a été surprise de trouver la surabondance de PHAs de faible inclinaison. Parce qu'ils ont tendance à s'approcher plus près de la Terre, ces objectif peuvent présenter les meilleures opportunités pour la prochaine génération d'exploration humaine et robotique."

La découverte que de nombreux PHAs ont tendance à être lumineux indique quelque chose au sujet de leur composition ; ils sont plus susceptibles d'être soit pierreux, comme le granit, ou métallique. Ce type d'information est important pour évaluer les dangers potentiels des roches spatiales pour la Terre. La composition des corps aurait une incidence sur la rapidité avec laquelle ils pourraient brûler dans notre atmosphère, si une rencontre devait avoir lieu.

Les résultats de NEOWISE ont été acceptés pour publication dans The Astrophysical Journal.

Le vaisseau spatial WISE a balayé le ciel deux fois dans la lumière infrarouge avant d'entrer en mode hibernation au début de 2011. Il répertorié des centaines de millions d'objets, y compris des super-galaxies lumineuses, des pépinières stellaires et des astéroïdes venant près de la Terre. Le projet NEOWISE a capturé des images d'environ 600 astéroïdes géocroiseurs, dont environ 135 étaient des découvertes nouvelles. Parce que le télescope a détecté la lumière infrarouge, ou la chaleur, des astéroïdes, il était capable de détecter à la fois les objets lumineux et sombres, ayant pour résultat un coup d'oeil plus représentatif à l'ensemble de la population. Les données infrarouges ont permis aux astronomes de faire de bonnes mesures de diamètres des astéroïdes et, une fois combinées avec des observations en lumière visible, quelle quantité de lumière du Soleil ils réfléchissent.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2012-138

Characterizing Subpopulations within the Near Earth Objects with NEOWISE: Preliminary Results
Authors: A. Mainzer, T. Grav, J. Masiero, J. Bauer, R. S. McMillan, J. Giorgini, T. Spahr, R. M. Cutri, D. J. Tholen, R. Jedicke, R. Walker, E. Wright, C. R. Nugent

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les observations avec l'Observatoire de rayons X Chandra ont fourni la première preuve en rayons X d'une onde de choc de supernova perçant un cocon de gaz qui entoure l'étoile qui a explosé. Cette découverte pourrait aider les astronomes à comprendre pourquoi certaines supernovae sont beaucoup plus puissantes que d'autres.

Crédit : X-ray: NASA/CXC/Royal Military College of Canada/P.Chandra et al); Optical: NASA/STScI

Le 03 Novembre 2010, une supernova a été découverte dans la galaxie UGC 5189A, située à environ 160 millions d'années-lumière. En utilisant les données fournies par le télescope All Sky Automated Survey à Hawaï prises plus tôt, les astronomes ont déterminé que cette supernova a explosé au début du mois d'Octobre 2010 (dans le calendrier de la Terre).

Cette image composite de UGC 5189A montre des données de rayons X de Chandra en pourpre et les données en optique du télescope spatial Hubble en rouge, vert et bleu. SN 2010jl est la très lumineuse source de rayons X près du dessus de la galaxie.

Une équipe de chercheurs a utilisé Chandra pour observer cette supernova en Décembre 2010 et de nouveau en Octobre 2011. La supernova était l'une des plus lumineuses jamais détectées dans les rayons X.

En lumière optique, SN 2010jl était environ dix fois plus lumineuse qu'une supernova typique résultant de l'effondrement d'une étoile massive, s'ajoutant à la classe des supernovae très lumineuses qui ont été découvertes récemment, avec des enquêtes optiques. Différentes explications ont été proposées pour expliquer ces supernovae énergétiques, dont (1) l'interaction entre l'onde de choc de la supernova avec une enveloppe dense de matière autour de l'étoile pré-supernova, (2) la radioactivité résultant d'une supernova de paire instable (déclenchée par la conversion de rayons gamma en paires de particules et d'anti-particules), et (3) d'émission alimentée par une étoile à neutrons avec un champ magnétique anormalement puissant.

Dans la première observation de Chandra de la SN 2010jl, les rayons X provenant de l'onde de choc de l'explosion ont été fortement absorbée par un cocon de gaz dense autour de la supernova. Ce cocon a été formé par le gaz soufflé au loin de l'étoile massive avant qu'elle n'explose.

Dans la deuxième observation prise presque un an plus tard, il y a beaucoup moins d'absorption d'émission de rayons X, ce qui indique que l'onde de choc de l'explosion a éclaté du cocon environnant. Les données de Chandra montrent que le gaz émettant des rayons X a une température très élevée - supérieure à 100 millions de degrés Kelvin - la preuve irréfutable qu'il a été chauffé par l'onde de choc de la supernova.

La distribution d'énergie, ou spectre, de SN 2010jl dans la lumière optique révèle des caractéristiques que les chercheurs pensent qu'elles sont expliquées par le scénario suivant : la matière autour de la supernova a été chauffée et ionisée (des électrons dépouillés d'atomes) par les rayons X générés lorsque l'onde de choc se fraye un chemin dans ce matériau. Bien que ce type d'interaction a été proposé auparavant, les nouvelles observations montrent directement, pour la première fois, ce qui se passe.

Cette découverte soutient donc l'idée que certaines des supernovae exceptionnellement lumineuses sont provoquées par l'onde de choc de leur explosion s'enfonçant dans le matériau autour d'elles.

Cette découverte soutient donc l'idée que certaines des supernovas exceptionnellement lumineuses sont provoquées par l'onde de choc de leur explosion enfonçant dans le matériel autour d'elles.

Dans un rare exemple d'une coïncidence cosmique, l'analyse des rayons X de la supernova montre qu'il existe une deuxième source indépendante à peu près au même endroit que la supernova. Ces deux sources se chevauchent fortement l'une l'autre comme on le voit sur le ciel. Cette deuxième source est susceptible d'être une source ultralumineuse de rayons X, contenant éventuellement un trou noir de masse stellaire exceptionnellement lourd, ou un trou noir de masse intermédiaire.

Ces résultats ont été publiés dans un papier paraissant dans l'édition du 1er mai 2012 de The Astrophysical Journal Letters. Les auteurs étaient Poonam Chandra (Royal Military College of Canada, Kingston, Canada), Roger Chevalier et Christopher Irwin (University of Virginia, Charlottsville, VA), Nikolai Chugai (Institute of Astronomy of Russian Academy of Sciences, Moscow, Russia), Claes Fransson (Stockholm University, Sweden), et Alicia Soderberg (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, MA).

http://chandra.si.edu/photo/2012/sn2010/

http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/multimedia/sn2010jl.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'observatoire Européen Austral a réalisé une nouvelle image de l'étrange galaxie Centaurus A. Avec un temps de pause total supérieur à 50 heures, il s'agit là très probablement de l'image la plus profonde de cet objet curieux et spectaculaire jamais obtenue. Cette image a été créée avec la caméra WFI du télescope MGP/ESO de 2,2 mètres à l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili.

Crédit : ESO

Centaurus A, également appelée NGC 5128 [1], est une curieuse galaxie elliptique massive avec, en son cœur, un trou noir supermassif. Elle se situe à environ 12 millions d'années-lumière de la Terre dans la constellation du Centaure et a la particularité d'être la galaxie radio la plus puissante du ciel. Les astronomes pensent que le noyau lumineux, les fortes émissions radio et les détails en forme de jets de Centaurus A sont produits par le trou noir central dont la masse équivaut environ à 100 millions de fois celle du Soleil. La matière des parties centrales denses de la galaxie dégage une grande quantité d'énergie lorsqu'elle tombe sur le trou noir.

Cette image de la caméra WFI nous permet d'apprécier la nature elliptique de la galaxie, faisant bien ressortir la forme allongée des parties externes moins lumineuses. Le rayonnement qui remplit la majorité de l'image vient des centaines de milliards d'étoiles plus vieilles et plus froides. Toutefois, contrairement à la plupart des galaxies elliptiques, la forme lisse de Centaurus A est perturbée par la large bande irrégulière de matière sombre qui obscurcit le centre de la galaxie.

La bande sombre contient une grande quantité de gaz, de poussière et de jeunes étoiles. Les amas lumineux de jeunes étoiles situés en haut à droite et en bas à gauche des bords de la bande montrent le rayonnement rouge de nuages d'hydrogène à formation d'étoiles, alors que quelques nuages de poussière isolés se dessinent sur l'arrière-plan étoilé. Ces structures et les puissantes émissions radio constituent un indice fort indiquant que Centaurus A est le résultat d'une collision entre deux galaxies. La bande poussiéreuse est probablement le reste méconnaissable d'une galaxie spirale en train de se déchiqueter sous l'effet de l'attraction gravitationnelle de la galaxie elliptique géante.

Cette nouvelle série d'images réalisée avec la camera WFI comprend des clichés pris avec de longs temps de pose au travers de filtres rouge, vert et bleu ainsi qu'avec des filtres spécialement conçus pour isoler la lumière émise par le rayonnement de l'hydrogène et de l'oxygène. Ces derniers nous aident à repérer les détails en forme de jets bien connus autour de Centaurus A, à peine discernables dans une précédente image de la caméra WFI (eso0315a).

Deux groupes de filaments rougeâtres, pratiquement alignés avec les énormes jets proéminents sur l'image en radio, s'étendent de la galaxie vers le coin gauche de l'image. Les deux ensembles de filaments sont des nurseries d'étoiles contenant de jeunes étoiles chaudes[2]. Les filaments internes s'étendent au-dessus du côté gauche de la bande de poussière, à environ 30 000 années-lumière du noyau. Les filaments extérieurs sont visibles plus loin vers l'extérieur, à environ 65 000 années-lumière du noyau de la galaxie et proche du coin supérieur gauche de l'image. Il y a aussi probablement la trace beaucoup plus faible d'un jet opposé s'étendant vers le bas à droite.

Centaurus A a été étudiée de manière intensive dans des longueurs d'onde allant des ondes radio au rayons gammas. Les observations dans les ondes radio et les rayons X ont été plus particulièrement importantes pour étudier les interactions entre l'émission d'énergie du trou noir central supermassif et son environnement – voir eso0903. L'étude de Centaurus A avec ALMA vient juste de commencer.

Un grand nombre d'observations de Centaurus A utilisées pour composer cette image ont été faites afin de voir s'il était possible d'utiliser des campagnes d'observation au sol pour détecter et étudier des étoiles variables dans des galaxies se trouvant hors du groupe local, comme Centaurus A [3]. Plus de 200 nouvelles étoiles variables ont été découvertes dans Centaurus A.

Note :

[1] Cette galaxie a été étudiée pour la première fois par l'astronome anglais James Dunlop à l'Observatoire de Parramatta en Australie le 4 août 1826. Cette galaxie est souvent appelée Centaurus A, car c'est la première source importante d'émission d'ondes radio découverte dans la constellation du Centaure dans les années 50.

[2] L'origine des deux filaments n'est pas claire et les astronomes débattent toujours pour savoir si elles sont le résultat de l'ionisation produite par des radiations provenant du noyau ou le résultat de chocs provenant des nuages de gaz.

[3] Plus d'informations sont disponibles dans l'article de J.T.A de Jong et al. 2008. 

Plus d'informations

L'année 2012 marque le 50è anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens

- Photos du télescope MGP/ESO de 2,2 mètres

- D'autres photos prises avec le télescope MGP/ESO de 2,2 mètres

- Photos de La Silla

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1221/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le vaisseau spatial Dawn, orbitant autour de l'astéroïde Vesta depuis Juillet 2011, a déjà acquis plusieurs milliers d'images de la surface de l'astéroïde, révélant un paysage complexe. Ces images fournissent de nombreux détails qui aident les scientifiques à comprendre comment la surface a évolué depuis sa formation.

Plusieurs scientifiques font état de leurs travaux sur Vesta dans une série de six papiers publiés le 11 Mai 2012 dans le journal Sciences.

 Crédit : NASA/JPL-Caltech/ UCLA/MPS/DLR/IDA/PSI

http://newsroom.ucla.edu/portal/ucla/you-re-beautiful-vesta-233701.aspx

https://asunews.asu.edu/20120510_Vesta

http://swri.org/9what/releases/2012/vesta.htm

http://www.nasa.gov/mission_pages/dawn/news/dawn20120510.html

http://dawn.jpl.nasa.gov/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle image de Messier 55 réalisée par VISTA, le télescope de l'ESO dédié aux grands sondages de l'Univers dans l'infrarouge, montre des dizaines de milliers d'étoiles serrées les unes contre les autres ressemblant ainsi à un essaim d'abeilles. Au-delà du fait que ces étoiles sont entassées dans un espace relativement petit, elles sont parmi les plus anciennes de l'Univers. Les astronomes étudient Messier 55 et d'autres objets anciens similaires, appelés amas globulaires, afin de comprendre comment les galaxies évoluent et les étoiles vieillissent.

Crédit : ESO/J. Emerson/VISTA. Acknowledgment: Cambridge Astronomical Survey Unit

Les amas globulaires restent assemblés sous cette forme sphérique très concentrée grâce à la gravité. Dans Messier 55, les étoiles doivent certainement rester très proches les unes des autres : approximativement cent mille étoiles sont entassées dans une sphère d'un diamètre correspondant environ à 25 fois la distance entre le Soleil et son plus proche système stellaire, Alpha du Centaure.

Environ 160 amas globulaires ont été repérés tout autour de notre Galaxie, la Voie Lactée, la plupart vers son bulbe central. Les deux dernières découvertes, réalisées avec VISTA, ont été annoncées récemment (eso1141). Les plus grandes galaxies peuvent avoir des milliers d'abondants regroupements d'étoiles de ce type en orbite autour d'elles.

Les observations des étoiles des amas globulaires révèlent qu'elles se sont formées à peu près en même temps – il y a plus de 10 milliards d'années- et à partir du même nuage de gaz. Etant donné que cette période de formation a eu lieu à peine quelques milliards d'années après le Big Bang, la plupart du gaz disponible était le plus simple, le plus léger et le plus commun, à savoir l'hydrogène, avec un peu d'hélium et une beaucoup plus petite quantité d'éléments chimiques plus lourds comme l'oxygène et l'azote.

Ainsi, étant essentiellement composés d'hydrogène, les résidents des amas globulaires peuvent être distingués des étoiles qui se sont formées plus tard, comme le Soleil, qui sont enrichies d'éléments plus lourds créés par les générations d'étoiles précédentes. Le Soleil s'est allumé il y a quelque 4,6 milliards d'années, son âge est donc à peine équivalent à la moitié de celui des étoiles âgées de la plupart des amas globulaires. La composition chimique du nuage dans lequel le Soleil s'est formé se reflète dans l'abondance des éléments que l'on trouve dans tout le Système Solaire – dans les astéroïdes, les planètes et même notre propre corps.

Les astronomes amateurs peuvent trouver Messier 55 dans la constellation du Sagittaire. Cet amas remarquablement grand couvre pratiquement les deux tiers du diamètre de la pleine Lune et n'est pas du tout difficile à voir avec un petit télescope, bien qu'il soit situé à environ 17 000 années-lumière de la Terre.

L'astronome français Nicolas Louis de Lacaille observa le premier ce groupement stellaire vers 1752 et, 26 années plus tard, un autre astronome français, Charles Messier, incluait cet amas dans son fameux catalogue astronomique en tant que 55e membre. Cet objet est également enregistré en tant que NGC 6809 dans le Nouveau Catalogue Général, un catalogue astronomique plus important et très utilisé créé à la fin du 19e siècle.

Cette nouvelle image a été réalisée en lumière infrarouge par le télescope de 4,1 mètres VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy, eso0949) à l'Observatoire Paranal de l'ESO au nord du Chili.

Cette image de VISTA révèle certes les étoiles de Messier 55, mais aussi de nombreuses galaxies se trouvant bien au-delà de l'amas. Une galaxie spirale vue par la tranche, particulièrement proéminente, apparaît en haut à gauche du centre de l'image.

Plus d'informations

L'année 2012 marque le 50e anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope (VST) est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens

- Photos de VISTA

- Des images d'autres objets réalisées avec VISTA

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1220/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Ce paysage tacheté montrant le cratère d'impact Tycho est parmi les endroits à l'aspect les plus violents sur notre Lune. Les astronomes n'ont pas braqué le télescope spatial de Hubble de la NASA pour étudier Tycho, cependant. L'image a été prise en cours de préparation pour observer le transit de Vénus sur la face du Soleil les 5-6 Juin.

Crédit : NASA, ESA, and D. Ehrenreich (Institut de Planetologie et d'Astrophysique de Grenoble (IPAG)/CNRS/Universite Joseph Fourier)

Hubble ne peut pas regarder directement le Soleil, aussi les astronomes envisagent de pointer le télescope vers la lune de la Terre, en l'utilisant comme un miroir pour capter la lumière solaire réfléchie et isoler la petite fraction de lumière qui passe à travers l'atmosphère de Vénus. Imprimées sur cette petite quantité de lumière sont les signatures de celle de la composition atmosphérique de la planète. Ces observations imiteront une technique qui est déjà employée pour échantillonner les atmosphères des planètes géantes en dehors de notre Système solaire passant devant leurs étoiles. Dans le cas des observations du transit de Vénus, les astronomes connaissent déjà la composition chimique de l'atmosphère de Vénus, et qu'elle ne montre pas de signes de vie sur la planète. Mais le transit de Vénus sera utilisé pour vérifier si cette technique aura une chance de détecter les signatures très faibles d'une planète comme la Terre, même une qui pourrait être habitable pour la vie, en dehors de notre Système solaire qui transite pareillement sa propre étoile. Vénus est une excellente représentante, car elle est similaire en taille et en masse à notre planète.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2012/22/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Jupiter est-elle riche en carbone ? C'est ce que propose une équipe internationale de chercheurs pilotée par Olivier Mousis, de l'Observatoire des Sciences de l'Univers THETA de Franche-Comté (UTINAM/CNRS/Université de Franche-Comté), afin d'expliquer la déficience apparente en eau mesurée en 1995 par la sonde Galileo dans l'atmosphère de la planète géante. Ce résultat vient d'être publié dans Astrophysical Journal Letters.

La plupart des planètes géantes extrasolaires découvertes jusqu'ici sont bien plus proches de leur étoile que ne le sont Jupiter et Saturne, les planètes géantes de notre propre système solaire ; ces exoplanètes sont ainsi plus chaudes, et l'oxygène qu'elles contiennent s'avère être plus proche des couches supérieures de leurs atmosphères, ce qui facilite sa détection. C'est ainsi que les astronomes ont pu mettre récemment à jour une nouvelle catégorie de géantes extrasolaires, les "planètes riches en carbone" : celles-ci possèdent plus de carbone que d'oxygène, contrairement aux étoiles autour desquelles elles gravitent où l'oxygène demeure toujours plus abondant que le carbone.

Paradoxalement, la mesure du rapport carbone / oxygène est bien plus difficile dans les planètes géantes de notre système solaire, pourtant bien plus proches de nous : comme elles sont plus froides, l'eau, principal composé comportant de l'oxygène, se situe en profondeur, bien en dessous des couches atmosphériques accessibles aux moyens d'observations.

Mais la sonde Galileo, en pénétrant en 1995 pour la première fois dans l'atmosphère de Jupiter, a permis aux chercheurs de s'affranchir de cette contrainte. Lors de cette plongée, la sonde a détecté alors un taux élevé de carbone, azote, soufre, argon, krypton et xénon, comme le laissaient supposer les principaux scénarios de formation de Jupiter admis jusqu'ici : une planète née, comme tout le système solaire, dans une nébuleuse primitive dont la phase gazeuse avait une composition analogue à celle du Soleil. Mais ces scénarios prévoyaient également un taux élevé d'oxygène ; or Galileo en a détecté très peu. Pour expliquer cette anomalie, les scientifiques ont alors imaginé que la sonde était tombée dans une zone anticyclonique de l'atmosphère de Jupiter.

Mais aujourd'hui, Olivier Mousis et ses collègues émettent une autre hypothèse : la mesure de Galileo reflète, en grande partie, un réel appauvrissement en eau de Jupiter, ce qui aurait pour conséquence de lui attribuer les propriétés d'une planète riche en carbone. Ce phénomène pourrait avoir eu lieu si Jupiter s'est formée dans une zone de la nébuleuse primitive elle-même pauvre en oxygène. L'équipe de chercheurs démontre alors que ce scénario permet d'expliquer les abondances des éléments mesurés par la sonde Galileo dans Jupiter de manière beaucoup plus satisfaisante que tous les scénarios de formation invoqués ces dernières années. Une observation clé permettant de tester l'hypothèse que Jupiter appartient à la famille des planètes riches en carbone sera la mesure de l'eau dans ses couches profondes. Cette observation constituera l'un des principaux objectifs de la sonde JUNO lancée par la NASA en août 2011 et devant arriver à Jupiter en juillet 2016.

Vue d'artiste de la mission JUNO © NASA/JPL

Références :

O. Mousis, J. I. Lunine, N. Madhusudhan, T. V. Johnson, Nebular water depletion as the cause of Jupiter's low oxygen abundance, Astrophysical Journal Letters.

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/2601.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Mars Express de l'ESA a renvoyé des images d'une région sur la planète rouge qui semble avoir été sculptée en partie par l'écoulement de liquide. Ce qui s'ajoute encore à la preuve grandissante que Mars avait de grands volumes d'eau à sa surface dans le passé lointain.

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

Le 21 Juin de l'année dernière, Mars Express a dirigé sa caméra stéréo à haute résolution vers la partie occidentale de Acidalia Planitia, un gigantesque bassin dans les plaines du nord de la planète, à la jonction avec Tempe Terra, un ancien relief plus élevé.

Acidalia Planitia est une région si vaste qu'elle peut être vue depuis la Terre par des astronomes amateurs.

Le célèbre observateur Giovanni Schiaparelli a nommé cette grande fonctionnalité sombre sur sa carte de Mars d'après la mythique fontaine Acidalie (ou vénusienne) en Béotie, où les trois grâces de la mythologie grecque antique se sont baignées.

Les images prises couvrent une partie de la bordure ouest de la région, où quelques-unes des nombreuses vallées qui descendent de Tempe Terra montrent des signes subtils de réseaux de drainage dendritiques émanant d'elles.

Le mot dendritique vient du grec pour l'arbre et les canaux dans les images sont soupçonnés d'avoir été formés par le ruissellement de surface de l'écoulement d'eau de la pluie ou de la fonte de neige pendant une certaine époque martienne lointaine.

La présence de vallées profondes, avec très peu d'affluents sous forme de petites vallées plus en aval, montre que la région elle-même a sans doute été formée par un processus appelé «sape» ou «minage», qui se produit lorsque l'érosion le long de la base d'une falaise emporte au loin les couches de matériau plus tendres.

La sape supprime le soutien de la roche supérieure plus dure qui se détache en gros blocs, et tombe de la falaise.

De cette façon, des vallées profondes peuvent s'éroder progressivement vers le haut, comme on peut le voir dans le plateau du Colorado sur la Terre.

La partie inférieure gauche de l'image semble être dans l'ombre, mais cet assombrissement est en fait dû à des différences dans les matériaux de surface: le côté gauche est couvert de sable noir, probablement d'origine volcanique, tandis que le côté droit est couvert avec de la poussière plus lumineuse.

Les images montrent également des failles dans la croûte martienne, s'étendant vers la région de Fossae Idaeus. Elles sont soupçonnées d'avoir joué un rôle vital dans la libération de l'eau en exposant des réservoirs souterrains, formant éventuellement des lacs dans des cratères proches.

Les sédiments apparents couvrant les planchers de certains des plus anciens et plus érodés cratères sont d'un intérêt particulier pour les scientifiques, car ils soulignent de nouveau l'existence de l'eau en surface à un certain moment.

Dans certains cas, des vallées commencent au bord des cratères, ce qui suggère que l'eau a été libérée à partir d'eux dans le terrain environnant.

Quelques cratères plus récents sont vus dans les régions centrales de l'image. Leur âge relativement jeune est démontré par l'absence d'érosion et le fait qu'ils se trouvent sur le dessus de dispositifs plus anciens.

Ces images de Mars Express donnent aux scientifiques encore plus de preuves d'un passé aquatique de la planète rouge, et les aident à décoder la façon dont l'eau s'est retirée, a coulé et érodé la surface à des moments différents.

http://www.esa.int/esaSC/SEM2RJQWJ1H_index_0.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

P/2012 H1 (PANSTARRS)

Une nouvelle comète a été découverte le 27 Avril 2012 par l'équipe de Pan-STARRS avec le télescope Pan-STARRS 1 de 1.8-m à Haleakala (Hawaï). Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par T. H. Bressi (LPL/Spacewatch II). Des observations antérieures à la découverte, datant du 07 Février 2011 et du 28 Mars 2012 par A. R. Gibbs, A. D. Grauer dans le cadre du Mt. Lemmon Survey et du 29 Mars 2012 par J. V. Scotti (Steward Observatory, Kitt Peak), ont été identifiées.

Les élements orbitaux préliminaires de la comète P/2012 H1 (PANSTARRS) indiquent un passage au périhélie le 19 Mars 2011 à une distance d'environ 3,4 Ua du Soleil, et une période d'environ 9,2 ans.

La comète a effectué un passage auprès de Jupiter, à une distance d'environ 1,06 UA, le 26 Mai 1999. Sa trajectoire l'amènera de nouveau auprès de Jupiter, à une distance d'environ 1,02 UA, le 03 Septembre 2032.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12H94.html (MPEC 2012-H94)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 17 Mars 2011 à une distance d'environ 3,4 UA du Soleil, et une période d'environ 9,2 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12J16.html (MPEC 2012-J16)

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iau/cbet/003000/CBET003097.txt (CBET 3097)

Gareth V. Williams (Minor Planet Center) a relié des observations datant du 11 Mars 2002, trouvées par Rob Matson (Newport Coast, CA, USA) dans les données en ligne de NEAT, et du 27 Mai 2003, trouvées par lui-même dans les données Spacewatch, à la comète P/2012 H1 (PANSTARRS). Tenant compte de ces nouvelles observations, les éléments orbitaux indiquent un passage au périhélie le 18 Mars 2011 à une distance d'environ 3,4 UA du Soleil, et une période d'environ 9,2 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12K42.html (MPEC 2012-K42 )

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iau/cbet/003100/CBET003116.txt (CBET 3116)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 09 Janvier 2012 à une distance d'environ 3,4 UA du Soleil, et une période d'environ 9,17 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12K56.html (MPEC 2012-K56)

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=PK12H010

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=P%2F2012%20H1;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2012 H1 (PANSTARRS) a reçu la dénomination définitive de 258P/PANSTARRS en tant que 258ème comète périodique numérotée.

C/2012 H2 (McNaught)

Rob McNaught a découvert une nouvelle comète sur les images CCD obtenues le 29 Avril 2012 avec le télescope Uppsala Schmidt de 0.5-m dans le cadre du Siding Spring Survey. Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center, la nature cométaire de l'objet a été confirmée par J. Spagnotto (Observatorio El Catalejo, Santa Rosa), T. Linder et R. Holmes (Cerro Tololo), et C. Colazo et S. Tchilinguirian (Observatorio El Gato Gris, Tanti).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2012 H2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 04 Mai 2012 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil, et une période d'environ 56,4 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12J11.html (MPEC 2012-J11)

http://www.cbat.eps.harvard.edu/iau/cbet/003000/CBET003099.txt (CBET 3099)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 03 Mai 2012 à une distance d'environ 1,7 UA du Soleil, et une période d'environ 65 ans.

http://www.minorplanetcenter.net/mpec/K12/K12L43.html (MPEC 2012-L43)

http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=C%2F2012%20H2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#elem

http://scully.cfa.harvard.edu/cgi-bin/returnprepeph.cgi?d=c&o=CK12H020

Avec la découverte de cette nouvelle comète, Rob McNaught compte désormais 69 comètes à son actif (57 comètes découvertes en tant qu'unique découvreur et 12 découvertes partagées).

Les Grands Chasseurs de Comètes

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Les astronomes ont recueilli le témoignage le plus direct à ce jour d'un trou noir supermassif déchiquetant une étoile qui errait trop près. Galaxy Evolution Explorer de la NASA, un observatoire spatial, et le télescope Pan-STARRS1 sur le sommet du Haleakala à Hawaï ont été les premiers sur la scène du crime, aidant à identifier les restes stellaires.

Illustration Credit: NASA, S. Gezari (JHU), and J. Guillochon (UC Santa Cruz)

Science Credit: NASA, S. Gezari (JHU), A. Rest (STScI), and R. Chornock (Harvard-Smithsonian CfA)

Les trous noirs supermassifs, qui pèsent des millions de milliards de fois plus que le Soleil, se cachent dans les centres de la plupart des galaxies. Ces lourds monstres dorment paisiblement jusqu'à ce qu'une victime sans méfiance, comme une étoile, erre suffisamment près pour être déchiquetée par leurs puissantes emprises gravitationnelles.

Des astronomes ont découvert ces homicides stellaires auparavant, mais c'est la première fois qu'ils ont identifié la victime. Utilisant plusieurs télescopes au sol et spatiaux, une équipe d'astronomes dirigée par Suvi Gezari de l'Université Johns Hopkins à Baltimore a identifié la victime comme étant une étoile riche en hélium. L'étoile se trouve dans une galaxie à 2,7 milliards d'années-lumière de distance. Les résultats de l'équipe paraîtront dans l'édition en ligne d'aujourd'hui de la revue Nature.

"Quand l'étoile est déchirée par les forces gravitationnelles du trou noir, une partie des restes de l'étoile tombe dans le trou noir, tandis que le reste est éjecté à grande vitesse", a déclaré Gezari. "Nous voyons la lueur du gaz stellaire tombant dans le trou noir avec le temps. Nous assistons également à la signature spectrale du gaz éjecté, que nous trouvons la plupart du temps pour être de l'hélium. C'est comme si nous recueillons des preuves d'une scène de crime. Parce qu'il y a très peu d'hydrogène et surtout d'hélium dans le gaz, nous détectons du carnage que la star abattue devait avoir été le cœur riche en hélium d'une étoile dépouillée."

Cette observation donne un aperçu sur l'environnement hostile autour des trous noirs et les types d'étoiles tourbillonnant autour d'eux. Ce n'est pas la première fois que la malheureuse étoile a eu un accrochage avec le gigantesque trou noir.

L'équipe croit que l'enveloppe d'hydrogène de l'étoile entourant le noyau a été enlevée il y a longtemps par le même trou noir. L'étoile peut avoir été proche de sa fin de vie. Après avoir consommé la plupart de son carburant d'hydrogène, elle avait sans doute gonflé en taille, devenant une géante rouge. Les astronomes pensent que l'étoile gonflée faisait une boucle autour du trou noir dans une orbite très elliptique, semblable à l'orbite allongée d'une comète autour du Soleil. Au cours de l'un de ses rapprochements, l'étoile a été dépouillée de son atmosphère étirée par la gravité puissante du trou noir. Le reste stellaire a continué son voyage autour du centre, jusqu'à ce qu'il se hasarde encore plus près du trou noir pour affronter sa disparition finale.

Les astronomes prédisent que les étoiles dépouillées circulent autour du trou noir central de notre galaxie, la Voie lactée. Ces rencontres rapprochées sont rares, se produisant approximativement tous les 100.000 ans. Pour trouver cet événement, l'équipe de Gezari a surveillé des centaines de milliers de galaxies dans l'ultraviolet avec Galaxy Evolution Explorer, et dans la lumière visible avec Pan-STARRS1. Pan-STARRS, abréviation de Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System, scrute entièrement le ciel de nuit pour toutes sortes de phénomènes passagers, y compris les supernovae.

L'équipe recherchait un éclat lumineux dans l'ultraviolet du noyau d'une galaxie avec un trou noir précédemment inerte. Les deux télescopes ont repéré celui-ci en Juin 2010. Les astronomes ont continué à suivre l'éclat lorsqu'il a atteint la luminosité maximale un mois plus tard et a lentement disparu au cours des 12 prochains mois. L'événement d'illumination était semblable à l'énergie explosive déclenchée par une supernova, mais la montée vers le maximum a été beaucoup plus lente, prenant près d'un mois et demi.

"Plus l'événement durait longtemps, plus nous devenions excité, parce que nous nous sommes rendus compte qu'il s'agissait soit une supernova très inhabituelle soit d'un type entièrement différent d'événement, tel qu'une étoile déchiquetée par un trou noir," a indiqué le membre de l'équipe Armin Rest du Space Telescope Science Institute à Baltimore.

En mesurant l'augmentation de la luminosité, les astronomes ont calculé la masse du trou noir comme étant de plusieurs millions de soleils, ce qui est comparable à la taille de trou noir de notre Voie Lactée.

Les observations spectroscopiques avec le Multiple Meter Telescope Observatory situé sur le mont Hopkins, en Arizona, ont montré que le trou noir avalait beaucoup d'hélium. La spectroscopie divise la lumière en ses différentes couleurs d'arc-en-ciel, qui donnent les caractéristiques d'un objet, comme sa température et la composition gazeuse.

Pour exclure totalement la possibilité d'un noyau actif s'enflammant dans la galaxie, l'équipe a utilisé l'Observatoire Chandra X-ray de la NASA pour étudier le gaz chaud. Chandra a montré que les caractéristiques du gaz ne correspondent pas à celles d'un noyau galactique actif.

Pour des graphiques et des informations sur Galaxy Evolution Explorer : http://www.nasa.gov/galex et http://www.galex.caltech.edu

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2012/18/

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Une nouvelle image des environs de la nébuleuse par réflexion Messier 78, juste au nord de la Ceinture d'Orion, révèle des nuages de poussière cosmique « enfilés » dans la nébuleuse comme un rang de perles. Les observations, réalisées avec le télescope APEX (Atacama Pathfinder Experiment) [1], utilisent le rayonnement thermique des grains de poussière interstellaire pour montrer aux astronomes les endroits où de nouvelles étoiles sont en cours de formation.

Crédit : ESO/APEX (MPIfR/ESO/OSO)/T. Stanke et al./Igor Chekalin/Digitized Sky Survey 2

Une nouvelle image des environs de la nébuleuse par réflexion Messier 78, juste au nord de la Ceinture d'Orion, révèle des nuages de poussière cosmique « enfilés » dans la nébuleuse comme un rang de perles. Les observations, réalisées avec le télescope APEX (Atacama Pathfinder Experiment) [1], utilisent le rayonnement thermique des grains de poussière interstellaire pour montrer aux astronomes les endroits où de nouvelles étoiles sont en cours de formation.

La poussière peut paraître ennuyeuse et sans intérêt – une surface crasseuse qui occulte la beauté d'un objet. Mais, cette nouvelle image de Messier 78 et de ses environs en révélant le rayonnement submillimétrique provenant des grains de poussière dans l'espace, montre que la poussière peut être éblouissante. La poussière est importante pour les astronomes, car les nuages denses de gaz et de poussière sont le lieu de naissance des nouvelles étoiles.

Au centre de cette image, on voit Messier 78, aussi appelée NGC 2068. Lorsqu'on l'observe en lumière visible, cette région est une nébuleuse par réflexion, ce qui signifie que l'on voit un pâle rayonnement bleu provenant de la lumière des étoiles se réfléchissant sur les nuages de poussière. Les observations d'APEX sont superposées à l'image en lumière visible et apparaissent ici en orange. Sensibles aux plus grandes longueurs d'onde, ces observations révèlent le léger rayonnement d'amas de poussière froids et denses dont certains peuvent atteindre une température aussi froide que -250 °C. En lumière visible cette poussière est sombre et obscure, c'est la raison pour laquelle les télescopes comme APEX sont si importants pour étudier les nuages poussiéreux où les étoiles sont nées.

Un filament observé par APEX apparaît, en lumière visible, comme une bande de poussière sombre traversant Messier 78. Ceci nous indique que de la poussière très dense se trouve devant la nébuleuse par réflexion, bloquant sa lumière bleuâtre. Une autre région proéminente de poussière brillante observée par APEX se superpose avec la lumière visible de Messier 78 sur son bord inférieur. L'absence d'une bande de poussière sombre correspondante sur l'image en lumière visible nous indique que cette région dense de poussière doit se trouver derrière la nébuleuse.

Les observations du gaz dans ces nuages révèlent du gaz s'écoulant à grande vitesse depuis quelques-uns des paquets de matière très dense. Ces écoulements sont éjectés par de jeunes étoiles encore en formation dans le nuage environnant. Leur présence indique donc clairement que ces paquets sont en train de former activement des étoiles.

NGC 2071, une autre nébuleuse par réflexion, se trouve en haut de l'image. Alors que les régions au bas de cette image n'hébergent que de jeunes étoiles de faible masse, NGC 2071 contient pour sa part une jeune étoile plus massive dont la masse a été estimée à cinq fois celle du Soleil et située sur le point le plus brillant que l'on voit sur les observations d'APEX.

Les observations d'APEX utilisées sur cette image ont été conduites par Thomas Stanke (ESO), Tom Megeath (University of Toledo, USA), et Amy Stutz (Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg, Allemagne). Pour en savoir plus sur cette région observée en lumière visible, comprenant la nébuleuse Mc Neils, un objet extrêmement variable récemment découvert, vous pouvez lire le communiqué eso1105.

Notes

[1] APEX est une collaboration entre le Max Planck Institute for Radio Astronomie (MPIfR), l‘Onsala Space Observatory (OSO) et l'ESO. L'exploitation d'APEX à Chajnantor est confiée à l'ESO. APEX est le précurseur de la prochaine génération de télescopes submillimétriques, ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), en cours de construction et exploité sur le même plateau.

Plus d'informations

L'année 2012 marque le 50e anniversaire de la création de l'Observatoire Européen Austral (ESO). L'ESO est la première organisation intergouvernementale pour l'astronomie en Europe et l'observatoire astronomique le plus productif au monde. L'ESO est soutenu par 15 pays : l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, le Danemark, l'Espagne, la Finlande, la France, l'Italie, les Pays-Bas, le Portugal, la République Tchèque, le Royaume-Uni, la Suède et la Suisse. L'ESO conduit d'ambitieux programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l'astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d'importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle de leader dans la promotion et l'organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. L'ESO gère trois sites d'observation uniques, de classe internationale, au Chili : La Silla, Paranal et Chajnantor. À Paranal, l'ESO exploite le VLT « Very Large Telescope », l'observatoire astronomique observant dans le visible le plus avancé au monde et deux télescopes dédiés aux grands sondages. VISTA fonctionne dans l'infrarouge. C'est le plus grand télescope pour les grands sondages. Et, le VLT Survey Telescope est le plus grand télescope conçu exclusivement pour sonder le ciel dans la lumière visible. L'ESO est le partenaire européen d'ALMA, un télescope astronomique révolutionnaire. ALMA est le plus grand projet astronomique en cours de réalisation. L'ESO est actuellement en train de programmer la réalisation d'un télescope européen géant (E-ELT pour European Extremely Large Telescope) de la classe des 40 mètres qui observera dans le visible et le proche infrarouge. L'E-ELT sera « l'œil le plus grand au monde tourné vers le ciel ».

Liens

- Informations à propos d'APEX

- Images en lien avec APEX

Source : ESO http://www.eso.org/public/france/news/eso1219/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie