Nouvelles du Ciel de Juin 2009

 

 

 

Les Titres

 

Cassini relève des indices suggérant qu'Encelade abrite un océan [29/06/2009]

Comètes C/2009 B6, B7, C1, C2 (STEREO), C/2008 Y18, 2009 A7, B8, B9, B10, B11, C3 (SOHO) [28/06/2009]

Des oscillations de type solaire sont détectées sur une étoile massive par le satellite CoRoT [24/06/2009]

Le champ magnétique de l'étoile Véga enfin détecté [23/06/2009]

Dernières images capturées par la HDTV de KAGUYA [21/06/2009]

En route pour la Lune [19/06/2009]

La caméra astronomique la plus rapide et la plus sensible au monde [18/06/2009]

Io proche de l'équilibre thermique [18/06/2009]

Comète P/2009 L2 (Yang-Gao) [16/06/2009]

Découverte d'une inclusion surprenante dans la météorite d'Isheyevo [16/06/2009]

Le chauffage du vent solaire se situe à l'échelle électronique [16/06/2009]

Une nouvelle explication de la corrélation entre planètes géantes et métallicité des étoiles [12/06/2009]

SNR 0104-72.3 : le reste de supernova est un suspect inhabituel [11/06/2009]

Mercure, Mars, Vénus, la Terre : le choc des planètes ! [11/06/2009]

Une nouvelle fenêtre sur les premières étoiles de l'Univers [08/06/2009]

Cratères et canaux dans Hephaestus Fossae [05/06/2009]

Météorologie : la première carte de la couverture nuageuse de Titan [04/06/2009]

La famille stellaire dans le voisinage bondé et violent s'avère étonnamment normale [04/06/2009]

Comète P/2009 L1 (LINEAR) = P/2002 JN16 (LINEAR) [04/06/2009]

 

 

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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  Rappel e-Media

 

Le lancement de la navette spatiale Endeavour, qui était prévu pour ce matin à 09h40 UTC avec à son bord l'astronaute de l'Agence spatiale canadienne (ASC) Julie Payette, a été retardé pour une raison similaire à celle qui a causé le report du lancement de samedi dernier. Une fuite dans une valve de contrôle de débit de carburant destinée à maintenir la pression d'hydrogène liquide à l'intérieur du réservoir est à l'origine de ce report. Les responsables de la NASA se rencontreront aujourd'hui afin de réévaluer la situation et discuter de la remise du lancement de la navette. Le 11 juillet 2009 à 23h39 UTC représentera la prochaine tentative de lancement de la mission STS-127

 

 

 

Pétition pour la PROTECTION du CIEL NOCTURNE

 

 

 

 

 

Faites entrer la Station spatiale internationale dans votre salle de classe : « Emmenez votre classe dans l'espace » est un événement scolaire à l'échelle européenne qui relie la Station spatiale internationale à des centaines d'élèves dans plusieurs villes d'Europe. Au cours d'une liaison en direct avec l'ISS prévue pour le 21 septembre, l'astronaute de l'ESA Frank De Winne effectuera une expérience simple dans l'espace pour mettre en évidence les effets de la chute libre.

 


29 Juin 2009

Cassini relève des indices suggérant qu'Encelade abrite un océan

 

Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

 

Les scientifiques européens de la mission conjointe NASA/ESA Cassini ont détecté pour la première fois des sels de sodium dans les particules de glace de l'anneau E de Saturne, qui est alimenté par les panaches de vapeur d'eau et de particules de glace émis par la lune Encelade de Saturne. La détection de glace salée indique que la petite lune abrite un réservoir d'eau liquide - peut-être même un océan - sous sa surface.
 
Cassini a découvert des geysers d'eau glacée sur Encelade en 2005. Ces jets, émis par des fractures à proximité de son pôle sud, projettent de minuscules particules de glace et de vapeur, dont certaines échappent à la gravité du satellite pour alimenter l'anneau externe de Saturne, l'anneau E.

 

L'analyseur de poussière cosmique de Cassini, exploité par l'équipe du chercheur principal Ralf Srama de l'Institut Max Planck de Physique nucléaire de Heidelberg en Allemagne, a examiné la composition de ces grains et découvert qu'ils contenaient du chlorure de sodium (du sel de table).

 

« Nous pensons que le matériau salé provient des profondeurs d'Encelade où la roche est en contact avec une couche liquide », déclare Frank Postberg, scientifique de la mission Cassini sur l'Analyseur de poussière cosmique à l'Institut Max Planck de Physique nucléaire de Heidelberg. Frank Postberg est le principal contributeur d'une étude publiée dans l'édition du 25 juin du journal Nature.

 

Les chercheurs travaillant sur l'Analyseur de poussière cosmique concluent que de l'eau liquide doit être présente, parce que c'est le seul moyen de dissoudre des quantités significatives de minéraux capables d'expliquer les niveaux de sel détectés. Le processus de sublimation - le mécanisme par lequel de la vapeur est directement émise par de la glace solide dans la croûte - ne peut expliquer la présence de sel.

 

La constitution des particules de l'anneau E, déterminée par une analyse chimique de milliers de chocs de particules à vitesse élevée enregistrés par Cassini, fournit des informations indirectes sur la composition des panaches et sur ce que renferme Encelade. Alors que les particules de l'anneau E sont presque de l'eau pure à l'état de glace, l'analyseur de poussière a détecté du sodium à l'intérieur des particules dans pratiquement chaque analyse de composition.

 

« Nos mesures révèlent qu'en plus du sel de table, les particules contiennent également des carbonates tels que la soude, et ces deux composants sont dans des concentrations telles qu'elles correspondent à la composition prévue d'un océan d'Encelade », déclare Frank Postberg. « Les carbonates entraînent également un pH légèrement alcalin. Si la source liquide est un océan, ce fait, associé à la chaleur mesurée à la surface à proximité du pôle sud de la lune et aux composés organiques découverts à l'intérieur des panaches, pourrait démontrer que l'environnement d'Encelade est propice à la formation de précurseurs des formes de vie. »

 

L'une des priorités essentielles de Cassini pendant son voyage prolongé baptisé « mission Équinoxe de Cassini » consiste à déterminer la nature et l'origine du panache.

 

Source : ESA France http://www.esa.int/esaCP/SEMPG91P0WF_France_0.html

 

http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEMH0X0P0WF_0.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


28 Juin 2009

Comètes C/2009 B6, B7, C1, C2 (STEREO), C/2008 Y18, 2009 A7, B8, B9, B10, B11, C3 (SOHO)

 

Nouvelles du Ciel -

Photo : SOHO/LASCO

(NASA/ESA)

 

Onze nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO (SOHO-LASCO coronographe C3 et C2) ou par le satellite STEREO-A (STEREO-SECCHI imager HI1) ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2009-M37, MPEC 2009-M41 et MPEC 2009-M42.

Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2009 B10 qui appartient au groupe de Meyer.

 

C/2009 B6 (STEREO) Rob Matson

C/2009 B74 (STEREO) Rob Matson

C/2009 C1 (STEREO) Rainer Kracht

C/2009 C2 (STEREO) Karl Battams

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K09/K09M37.html (MPEC 2009-M37)

 

C/2008 Y18 (SOHO) Michal Kusiak

C/2009 A7 (SOHO) Arkadiusz Kubczak

C/2009 B8 (SOHO) Bo Zhou

C/2009 B9 (SOHO) Zhijian Xu

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K09/K09M41.html (MPEC 2009-M41)

 

C/2009 B10 (SOHO) Zhijian Xu

C/2009 B11 (SOHO) Tony Hoffman

C/2009 C3 (SOHO) Rob Matson

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K09/K09M42.html (MPEC 2009-M42)

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

Fin de mission pour Ulysses : Dès réception de la dernière commande en provenance de la Terre, l'émetteur sur Ulysses basculera le 30 juin, mettant fin à l'une des missions les plus réussies et les plus longues dans l'histoire du vol spatial. Après 18.6 ans dans l'espace et en défiant plusieurs attentes de sa disparition, la sonde solaire Ulysses atteindra la « fin de la mission » le 30 juin 2009. La dernière communication avec une station au sol commencera à 17h35 CEST et se poursuivra jusqu'à 22h20 CEST (15h35-20h20 UTC) ou jusqu'à ce que la commande finale soit émise pour commuter les communications par radio du satellite en mode de « surveillance uniquement ». Aucun autre contact avec Ulysses n'est prévu.

 


 

La mystérieuse explosion de la Tunguska en 1908 qui a ravagé plus de mille kilomètres carrés de la forêt sibérienne a été presque certainement provoquée par une comète entrant dans l'atmosphère terrestre, indiquent une nouvelle recherche de l'Université de Cornell. La conclusion est soutenue par une source inhabituelle : le panache de gaz d'échappement de la navette spatiale de la NASA lancée un siècle plus tard.

 

Une équipe de scientifiques et d'ingénieurs a examiné un nouvel instrument prototype qui pourrait être employé pour détecter de l'eau souterraine à l'intérieur de Mars.

 

L'"âge d'or" des galaxies et des trous noirs a été déterminé exactement, grâce à de nouvelles données de l'observatoire de rayons X Chandra et d'autres télescopes. Cette découverte aide à résoudre la vraie nature de gigantesques blobs de gaz observés autour des galaxies très jeunes.

 


24 Juin 2009

Des oscillations de type solaire sont détectées sur une étoile massive par le satellite CoRoT

 

Crédit : Observatoire de Paris

 

Des oscillations, de même nature que celles du Soleil, dans une étoile massive déjà connue pour être un pulsateur classique, V1449 Aql (HD180642), viennent d'être découvertes grâce au satellite CoRoT (*). Ces oscillations vont permettre d'obtenir une meilleure connaissance des progéniteurs de supernovae, qui ont un impact important sur le milieu interstellaire ainsi que sur l'évolution galactique. La sismologie de ces étoiles permettra également une meilleure compréhension des processus hydrodynamiques dans des conditions extrêmes, le milieu stellaire étant très fortement stratifié et turbulent.

 

Les résultats de cette découverte sont présentés dans la revue Science par des chercheurs français (Observatoire de Paris, LESIA, CNRS, Université Paris-Sud 11), belges (Université de Liège, AGO) et québécois (Université de Montréal).

 

Sismologie stellaire

Les étoiles sont des systèmes physiques dont la description fait appel à une grande diversité de processus physiques qui se produisent sur des échelles spatiales, allant du microscopique au macroscopique et temporelles allant de la minute au milliard d'années. Les conditions extrêmes que l'on rencontre dans ces objets en font des laboratoires sans équivalent sur Terre.

L'évolution des étoiles dépend essentiellement de leurs masses. Néanmoins, cela dépend également d'un grand nombre de mécanismes physiques se déroulant en leur sein pendant la séquence principale (c-a-d la phase de combustion centrale de l'hydrogène). Par exemple, le transport des élément chimiques détermine la taille du noyau d'hélium et l'évolution post-séquence principale de l'étoile. Les processus de transport tels que la turbulence ou encore ceux induits par la rotation sont actuellement mal compris et modélisés. Des contraintes importantes sur ces processus physiques peuvent être obtenues à travers l'analyse des oscillations. En effet analyser les ondes sismiques qui agitent les étoiles permet de recueillir des informations sur leur structure interne. C'est un peu comme découvrir le son du violon et, à partir de là, comprendre comment le corps du violon résonne et comment l'archet le stimule.

 

Figure 1: Spectre Fourier de l'étoile V1449 Aql (HD180642) observée continûment par CoRoT durant environ 150 jours. Le mode de grande amplitude (~ 40 000 parties par million [ppm]) et de basse fréquence (63.5 µHz) correspond à un mode auto-excité par une instabilité thermique (mécanisme « kappa »). Les oscillations de type solaire découvertes dans cette étoile sont visibles dans le domaine de fréquence entre 100 µHz et 250 µHz. Ces oscillations se distinguent des oscillations de basse fréquence par leur faible amplitude (~ 100 ppm) et par leur plus grande largeur (autrement dit par leur durée de vie plus courte. - Crédit : Observatoire de Paris

 

La découverte d'oscillations de type solaire

Le satellite spatial CoRoT qui a été lancé avec succès le 27 décembre 2006, s'inscrit comme une avancée majeure dans ce contexte. Il a pour objectifs la recherche d'exo-planètes mais aussi l'observation continue sur de longues durées d'étoiles variables. Ces deux objectifs sont pleinement remplis et CoRoT permet maintenant d'aller bien au-delà avec la récente découverte d'oscillations de type solaire dans une étoile massive.
 
Des pulsations de grande amplitude, excitées par une instabilité thermique liée au comportement de l'opacité avec la température (le mécanisme « kappa »), sont connues depuis très longtemps et pour un large éventail d'étoiles. Au contraire, les pulsations de très faibles amplitudes, excitées de manière stochastique (aléatoire) par la convection turbulente ont été détectées il y a seulement 40 ans dans le Soleil et beaucoup plus récemment dans d'autres étoiles équivalentes. Néanmoins, ces oscillations n'avaient jusqu'alors jamais été détectées, ni même soupçonnées dans une étoile massive de séquence principale.

 

La précision sans précédent des données CoRoT nous a ainsi permis d'annoncer la détection d'oscillations de type solaire dans une étoile massive, V1449 Aql (HD180642). Cette étoile était déjà identifiée comme étant une étoile de type Beta Cephei présentant des pulsations classiques du type « kappa ». Il s'agit donc de la première étoile pulsant à la fois comme une étoile massive et comme une étoile analogue à notre Soleil. Cette découverte est illustrée sur la figure 1.

Ces oscillations de type solaire se distinguent clairement des oscillations de basse fréquence par leur faible amplitude (quelques centaines de parties par million [ppm]) et par leur plus grande largeur (autrement dit par leur durée de vie beaucoup plus courte). Contrairement aux modes « kappa » de basse fréquence qui sont très cohérents, ces modes sont excités par un processus turbulent et stochastique opérant sur des échelles de temps relativement courtes. Les comportements temporels de ces deux types de modes sont donc très différents, comme l'atteste l'analyse temps-fréquence reproduite sur la figure 2.

 

Comme pour le Soleil, l'excitation des modes de type solaire détectés dans cette étoile serait dûe à la convection turbulente. Mais les amplitudes observées sont près de cent fois plus élevées que dans le Soleil. En effet, l'excitation prendrait place dans une région plus profonde et donc plus dense que la région d'excitation des modes solaires. Les éléments turbulents à l'origine de l'excitation y ont donc une énergie cinétique plus élevée que ceux à l'origine de l'excitation des modes solaires.

 

Figure 2: Analyse temps-fréquence de deux modes d'oscillation. Panneau supérieur: une oscillation de type solaire. Panneau inférieur: seconde harmonique du mode “kappa” dominant (63.5 µHz). - Crédit : Observatoire de Paris

 

Perspectives

Cette découverte ouvre la voie vers une modélisation plus fine des étoiles massives, les pulsations de basses fréquences sondant les régions les plus internes alors que les pulsations de hautes fréquences sondent les couches externes et en particulier les régions convectives superficielles. Il s'agit d'un enjeu important car la convection reste un processus physique très peu connu dans les étoiles. Mais bien au-delà, comprendre la convection turbulente est essentiel tant il s'agit d'un processus universel que l'on retrouve par exemple dans l'atmosphère terrestre mais également dans les océans.

 

Note :

(*) La Mission spatiale CoRoT, lancée le 27 décembre 2006, a été développée et est exploitée par le CNES, avec la contribution de l'Autriche, la Belgique, le Brésil, l'ESA (RSSD and Science Programme), l'Allemagne et l'Espagne.

 

Référence :

Belkacem et al: Solar-like oscillations in a massive star
Science, 19 juin 2009, Vol. 324, p. 1540

 

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jun09/corot.fr.shtml

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


23 Juin 2009

Le champ magnétique de l'étoile Véga enfin détecté

 

Crédit : Pascal Petit. OMP. INSU-CNRS

 

La première détection d'un champ magnétique sur l'étoile Véga, vient d'être réalisée. Cette mesure a été obtenue par une équipe d'astronomes du Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes (LATT : INSU-CNRS, Université Paul Sabatier, Observatoire Midi Pyrénées) qui ont utilisé le télescope de 2 m de diamètre Bernard Lyot (INSU-CNRS) du Pic du Midi équipé du spectropolarimètre NARVAL (1). Cette découverte, qui arrive après plusieurs tentatives infructueuses, devrait marquer un tournant dans notre compréhension du magnétisme stellaire et de son influence sur l'évolution des étoiles. Ce résultat est publié dans la revue Astronomy and Astrophysics et fait l'objet d'un communiqué de presse.

Véga est une étoile bien connue des astronomes amateurs et professionnels. Située à seulement 25 années-lumière du Soleil dans la constellation de la Lyre, elle est la 5ème étoile la plus lumineuse du ciel et fut longtemps l'étoile de référence à laquelle l'éclat des autres étoiles était comparé. Elle est deux fois plus massive que le Soleil et beaucoup plus jeune (avec un âge de quelques centaines de millions d'années, contre 4,5 milliards).

Pourtant, Véga nous livre régulièrement de nouveaux secrets, à mesure que les astronomes l'observent avec des instruments d'analyse de la lumière plus performants. Nous savons ainsi que Véga effectue une rotation sur elle-même en moins d'une journée, contre environ 27 jours pour le Soleil. L'intense force centrifuge associée à cette rotation rapide a pour effet d'aplatir les pôles de l'étoile et d'engendrer des écarts de température de plus de 1000°C entre les régions polaires (plus chaudes) et équatoriales de sa surface. Véga est aussi entourée par un disque de poussière dont les inhomogénéités nous révèlent indirectement la présence de planètes en formation.

Cette fois-ci, c'est en analysant la polarisation de la lumière émise par Véga que les astronomes ont décelé la présence d'un champ magnétique à sa surface. Ce n'est pas en soi une grande surprise, dans la mesure où l'on sait que les mouvements de particules chargées à l'intérieur des étoiles peuvent engendrer un champ magnétique, comme par exemple celui que l'on observe à la surface de la Terre ou du Soleil. Mais pour les étoiles qui, comme Véga, sont plus massives que le Soleil, la théorie n'est pas capable aujourd'hui de prédire la force et la structure de ce champ de telle sorte que les astronomes n'avaient pas d'idée précise sur l'amplitude du signal qu'ils cherchaient à détecter. Après plusieurs tentatives infructueuses au cours des dernières décennies, c'est la sensibilité exceptionnelle du spectropolarimètre Narval et une campagne d'observation entièrement dédiée à Vega qui ont rendu possible cette première détection.

La force du champ magnétique mesuré (environ 50 micro-tesla) est proche du champ moyen de la Terre ou du Soleil. Cette première contrainte observationnelle ouvre la voie à des recherches théoriques approfondies sur l'origine du champ magnétique des étoiles massives. Elle suggère également que des champs magnétiques sont présents mais non encore détectés dans un grand nombre d'étoiles similaires à Véga, mais plus lointaines et donc plus difficiles à observer. Les astronomes s'attendent donc à ce que cette découverte soit à l'origine de nouvelles mesures et de nouvelles théories qui auront un impact important sur notre compréhension des champs magnétiques stellaires et sur la façon dont ils influencent la vie des étoiles. Quant à Véga, elle devient ainsi le prototype d'une nouvelle classe d'étoiles magnétiques. L'intérêt que lui portent les astronomes n'est pas prêt de se démentir !

 

Télescope de 2 m Bernard Lyot.
© Pascal Petit. OMP. INSU-CNRS

 

Source

"First evidence of a magnetic field on Vega Towards a new class of magnetic A-type stars". F. Lignières, P. Petit T. Böhm and M. Aurière. (Article en pdf dans Astronomy and Astrophysics.)

 

Note(s)

L'instrument NARVAL a été financé par la Région Midi-Pyrénées, l'INSU-CNRS, le MESR, le Conseil Général des Hautes Pyrénées et l'Union européenne.

 

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a3070,champ-magnetique-etoile-vega-enfin-detecte.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

La première image du télescope spatial Herschel : Herschel a ouvert les "yeux" le 14 Juin et l'instrument PACS (Photoconductor Array Camera and Spectrometer) a obtenu des images de M51, "la galaxie du Tourbillon", pour un premier test d'observation. Les scientifiques ont obtenu des images en trois couleurs qui démontrent clairement la supériorité de Herschel, le plus grand télescope spatial infrarouge jamais envoyé dans l'espace.

 

La comète 127P/Holt-Olmstead, qui avait été observée pour la dernière fois le 23 Novembre 2003 à l'occasion de son retour au périhélie de Juin 2003, a été retrouvée par Richard Miles (Haleakala-Faulkes Telescope North) le 06 Juin 2009.

 


21 Juin 2009

Dernières images capturées par la HDTV de KAGUYA

 

Crédit : JAXA/NHK

 

La JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency) et la NHK (Japan Broadcasting Corporation) viennent de publier les dernières images prises par la caméra à haute définition HDTV à bord de l'explorateur lunaire "KAGUYA" avant sa chute finale contrôlée sur la Lune. KAGUYA a été lancé le 14 Septembre 2007, et a été contrôlé pour chuter sur la Lune le 11 Juin 2009, lorsque sa mission s'est achevée.

 

La série d'images capturées en continu a été prise avec un intervale d'environ une minute par la HDTV tandis que KAGUYA était manoeuvré pour réduire son altitude vers le point d'impact (aux environs du cratère Gill). Les dernières images ont été prises avant l'entrée de KAGUYA dans le secteur ombragé où son atterrissage final s'est produit.

 


Crédit : JAXA/NHK

 

http://www.jaxa.jp/press/2009/06/20090619_kaguya_hdtv_e.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


19 Juin 2009

En route pour la Lune

 

Crédit : United Launch Alliance/Pat Corkery

 

Le lancement des deux sondes de la NASA à destination de la Lune s'est déroulé avec succès. Une fusée Atlas V et son étage supérieur Centaur a décollé de la station de l'Air Force de Cape Canaveral en Floride le 18 Juin 2009 à 21h32 UTC en emportant les sondes LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) et LCROSS (Lunar Crater Observation and Sensing Satellite). Quarante cinq minutes plus tard, à 22h16 UTC, la sonde LRO s'est séparée en direction de la Lune.

 

LRO entrera en orbite lunaire quatre jours plus tard, le 23 juin à 09h43 UTC, à une altitude d'environ 50 km au-dessus de la surface lunaire, pour la photographier et établir une cartographie plus détaillée que celles existantes. Une attention particulière sera portée sur les régions polaires de la Lune, inexplorées jusqu'à lors. Les images en haute résolution de la caméra de LRO aideront également à identifier des sites d'atterrissage pour des missions futures d'exploration.

 

La petite sonde LCROSS, quant à elle, restera attachée au sommet de l'étage Centaur jusqu'au 09 Octobre. A cette date, LCROSS se détachera de la fusée et 7 heures plus tard les deux objets entreront en collision avec le pôle sud lunaire afin de soulever des débris de roches et de poussières à haute altitude dans le but d'en observer la composition chimique depuis la Terre. La sonde LCROSS aura 4 minutes pour observer le nuage créé par l'étage Centaur avant de s'écraser elle-même.

 

Crédit : United Launch Alliance/Pat Corkery

 

LRO : http://lunar.gsfc.nasa.gov/

LCROSS : http://lcross.arc.nasa.gov/

 

http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=28485

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

Des nouvelles images apportent la preuve de l'existence d'un ancien lac sur Mars : Des nouvelles images transmises par l'instrument HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) de la sonde orbitale Mars Reconnaissance suggèrent la présence, il y a des milliards d'années, d'un lac conséquent sur Mars, apportant une preuve de plus que de l'eau s'est trouvée sur la planète rouge.

 


18 Juin 2009

La caméra astronomique la plus rapide et la plus sensible au monde

 

Crédit : P. Balard. INSU-CNRS

 

La caméra OCam. OCam est la caméra en lumière faible la plus rapide au monde. Résultat d'un projet de recherche européen, cette caméra est capable de prendre 1500 images à la seconde avec une sensibilité extrême. OCam a été spécialement conçue et réalisée par une équipe d'ingénieurs français du LAM, du LAOG et de l'OHP, utilisant le CCD220 développé par e2v Technologies. La Technologie mise au point pour OCam a été transférée à l'ESO pour la seconde génération d'instruments pour le Very Large Telescope de l'ESO. © P. Balard. INSU-CNRS.

Le détecteur CDD220. Le CCD220 au cœur de la caméra OCam comporte 240x240 pixels et présente dix fois moins de bruit de lecture que les détecteurs utilisés actuellement, ce qui en fait le candidat idéal pour les caméras en lumière faible qui seront utilisés pour la seconde génération d'instruments du Very Large Telescope. Le CCD220 a été développé par e2v Technologies au Royaume-Uni.© P. Balard. e2v technologies.

Une caméra plus rapide que le scintillement des étoiles !

 

Le développement d'une nouvelle caméra ultrarapide pouvant prendre 1.500 images à la seconde dans une obscurité quasi complète constitue une avancée majeure pour la prochaine génération de télescopes au sol. Les premières images de cette caméra de haute précision en très faible lumière ont été obtenues grâce à un effort conjoint de l'ESO et de trois laboratoires français du INSU-CNRS (1). C'est un composant clé de la prochaine génération d'instruments d'optique adaptative pour le "Very Large Telescope" (VLT) de l'ESO, fer de lance européen de l'astronomie au sol.

« Cette caméra révolutionnaire est sans équivalent dans le monde. Elle permettra des progrès considérables dans l'étude de l'Univers, » déclare Norbert Hubin, responsable du département d'optique adaptative à l'ESO. La technologie de la caméra OCam sera utilisée sur  l'instrument de seconde génération du VLT SPHERE afin d'obtenir des images des exoplanètes géantes en orbite autour d'étoiles proches.

Une caméra aussi rapide et aussi sensible est essentielle au fonctionnement des instruments modernes d'optique adaptative pour les grands télescopes au sol. Leurs images sont en effet brouillées par la turbulence atmosphérique qui fait scintiller les étoiles pour le régal des poètes mais au grand dam des astronomes.

Les techniques d'optique adaptative corrigent ce défaut majeur pour que le télescope puisse produire depuis le sol des images aussi fines que depuis l'espace. L'optique adaptative fonctionne suivant un principe de corrections calculées en temps réel à partir d'images obtenues par une caméra particulière à très grande vitesse. De nos jours, cette correction est appliquée plusieurs centaines de fois par seconde. La prochaine génération d'instruments imposera des corrections à encore plus grande vitesse, plus d'un millier de fois par seconde, et c'est là qu'OCam se montrera indispensable.


« La qualité de la correction d'optique adaptative dépend très fortement de la vitesse et de la sensibilité de la caméra » déclare Philippe Feautrier du LAOG à Grenoble, qui a coordonné l'ensemble du projet. « Mais ces qualités sont généralement contradictoires puisque, a priori, plus une caméra est rapide moins elle est sensible.»

 

OCam et son détecteur, le CCD220 développé par l'industriel britannique e2v technologies, résout ce dilemme en étant non seulement très rapide mais aussi extrêmement sensible, réalisant ainsi un bond en avant remarquable dans le domaine. Comme tout équipement électronique, une caméra CCD souffre d'un bruit de lecture. OCam présente un bruit de lecture dix fois moindre que les caméras installées sur le VLT aujourd'hui, ce qui la rend beaucoup plus sensible et donc capable de capter la plus infime quantité de lumière.

 

« Grâce à cette technologie, tous les instruments de nouvelle génération du Very Large Telescope de l'ESO disposeront des meilleures images possibles, avec une précision inégalée »  déclare Jean-Luc Gach du LAM à Marseille qui a dirigé l'équipe qui a construit la caméra.

 

« Nous allons maintenant poursuivre sur notre lancée et développer, avec nos partenaires industriels et académiques, les détecteurs d'optique adaptative qui seront requis pour le futur télescope européen de 42 mètres le "European Extremely Large Telescope" » ajoute Norbert Hubin.

 

Utilisant un détecteur très sensible développé au Royaume-Uni, un système de contrôle développé en France, avec des contributions allemandes et espagnoles, OCam est un merveilleux exemple de coopération européenne réussie, puisque OCam sera largement diffusée et produite commercialement.

 

Film présentant la rapidité d'imagerie et la grande sensibilité de la caméra OCam

 

OCam et le CCD220 sont le résultat de 5 années de travaux financés par la Commission Européenne, l'ESO et l'INSU-CNRS dans le cadre du projet OPTICON du 6ème Programme Cadre de Recherche et Développement de l'Union Européenne. Le développement du CCD220, sous la supervision de l'ESO, a été mené par l'industriel britannique e2v technologies, l'un des leaders mondiaux dans la fabrication de détecteurs scientifiques. L'activité OPTICON correspondante a été menée sous la responsabilité du Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble. La caméra OCam a été construite par une équipe d'ingénieurs français du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, du LAOG et de l'Observatoire de Haute-Provence. Ce projet à succès continuera dans le 7ème Programme Cadre de Recherche et Développement de l'Union Européenne, avec les mêmes partenaires et dans le but de développer un détecteur et une caméra encore plus puissants et capable de travailler avec les étoiles laser artificielles. Ce projet est indispensable pour garantir la qualité des images du futur Extremely Large Telescope européen de 42 mètres de diamètre.

 

Note :

Laboratoire d'AstrOphysique de Grenoble (LAOG –INSU-CNRS, Université Joseph Fourier ; Observatoire des Sciences de l'Univers de Grenoble) ; Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM –INSU-CNRS, Université de Provence ; Observatoire Astronomique de Marseille Provence) ; Observatoire de Haute Provence (OHP – INSU-CNRS ; Observatoire Astronomique de Marseille Provence).

 

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/la-camera-astronomique-la-plus-rapide-et-la-plus-sensible-au-monde

 

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/pr-22-09.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


18 Juin 2009

Io proche de l'équilibre thermique

 

Crédit : IMCCE-Observatoire de Paris, CNRS

 

Io est-il en équilibre thermique? En utilisant des observations astrométriques des quatre satellites galiléens de Jupiter (Io, Europe, Ganymède et Callisto) couvrant la période 1891-2007, un groupe de chercheurs de l'Observatoire de Paris (IMCCE) et de l'Observatoire royal de Belgique a montré que la chaleur induite par les marées à l'intérieur de Io correspond au flux de chaleur observé en surface. La dissipation dans Jupiter induite par les effets de marées créés par Io a également été trouvée proche de sa limite supérieure attendue. C'est la première fois que la dissipation par effet de marée a été mesurée dans une planète géante grâce à l'astrométrie. Ces résultats sont publiés dans le journal Nature du 18 juin 2009.

 

Observée pour la première fois par la sonde Voyager 1 en 1979, la forte activité volcanique de Io est très vraisemblablement due aux effets de marée créés par Jupiter sur son satellite, ces derniers étant responsables de déformations périodiques générant un chauffage important provoqué par friction interne. Le flux de chaleur associé à cette activité géologique a été quantifié par le rayonnement infra-rouge de Io. Cependant, on ignorait si la quantité de chaleur produite dans l'intérieur du satellite était assez importante pour expliquer la perte d'énergie observée en surface.

 

Figure 1 : Vue d'artiste montrant la forte émission de chaleur de Io induite par les marées joviennes (V. Lainey, copyright: IMCCE-Observatoire de Paris, CNRS).

 

Afin de quantifier la quantité de chaleur produite, une équipe de chercheurs menée par V. Lainey et regroupant des astronomes de l'Observatoire de Paris/IMCCE et de l'Observatoire royal de Belgique a déterminé la perte d'énergie orbitale de Io induite par les marées. En effet, tandis que de la chaleur est créée dans le satellite par friction, une perte d'énergie orbitale se produit et rapproche Io de Jupiter, le faisant accélérer sur son orbite. Au contraire, la dissipation de marée dans Jupiter tend à éloigner Io de la planète tandis que la rotation de Jupiter décélère, comme c'est le cas pour le système Terre-Lune. Ainsi, deux effets opposés modifient l'orbite de Io: une décélération due à la dissipation dans Jupiter et une accélération due à la dissipation dans Io.

 

L'idée de déterminer la dissipation par marées dans Io à partir de son évolution orbitale n'est pas nouvelle. Cependant, toutes les études précédentes échouèrent par manque d'une modélisation suffisamment précise de la dynamique orbitale des quatre satellites galiléens. Utilisant un nouveau modèle dynamique de ces satellites et un ensemble d'observations astrométriques (observations de position des satellites sur la sphère céleste) couvrant une période supérieure à un siècle et incluant de nouvelles techniques particulièrement précises (comme celle de l'observation des occultations et éclipses mutuelles), les auteurs de cet article ont réussi à quantifier la dissipation de marées dans Io et Jupiter à partir de l'accélération orbitale de Io. Ils ont pu en déduire que Io est très proche de l'équilibre thermique, ce qui a des conséquences importantes sur la modélisation interne de Io, en particulier sur le mécanisme de transport de chaleur. La dissipation dans Jupiter a également pu être quantifiée et trouvée proche de sa limite supérieure attendue par l'étude de l'évolution à long terme supposée du système. C'est la première fois que la dissipation induite dans une planète géante par effets de marées est mesurée grâce à l'astrométrie. Cela montre qu'une dissipation forte peut exister dans les planètes géantes (essentiellement gazeuses), ce qui est un point clé pour mieux comprendre l'évolution orbitale passée des satellites et pourrait bien avoir des conséquences sur l'étude des planètes extra-solaires.

 

Figure 2 : L'observation continue des satellites galiléens de Jupiter a permis aux astronomes d'obtenir des résultats importants sur la dissipation induite par marées dans Io et Jupiter. (V. Lainey, copyright: IMCCE-Paris Observatory, CNRS)

 

Référence :

Strong tidal dissipation in Io and Jupiter from astrometric observations, V. Lainey, J.-E. Arlot, Ö. Karatekin & T. Van Hoolst, Nature, 18/06/2009

 

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jun09/io.fr.shtml

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

Dans un papier intitulé "A Survey for Satellites of Venus" qui sera publié en Juillet 2009 dans la revue scientifique Icarus, Scott S. Sheppard (Carnegie, DTM) et Chadwick A. Trujillo (Gemini) ont présenté une étude systématique pour des satellites de Vénus en utilisant le télescope Baade-Magellan de 6,5 mètres et l'imageur CCD à grand champ IMACS à l'Observatoire de Las Campanas au Chili. Dans la partie externe de la sphère de Hill la recherche était sensible à une magnitude limite d'environ 20.4 (bande R), ce qui correspond à des satellites avec un rayon de quelques centaines de mètres en supposant un albedo de 0,1. Dans les parties intérieures de la sphère de Hill la lumière dispersée de Vénus a limité la détection aux satellites d'environ un kilomètre ou plus. Bien que plusieurs astéroïdes de la ceinture principale aient été trouvés, aucun satellite (lune) de Vénus n'a été détecté.

 


16 Juin 2009

Comète P/2009 L2 (Yang-Gao)

 

Nouvelles du Ciel

 

Jin Beize (Beijing, Chine) a annoncé la découverte d'une comète par les astronomes amateurs chinois Rui Yang (Hangzhou, Zhejiang, Chine) et Xing Gao (Urumqi, Xinjiang, Chine) sur des images prises avec un Canon 350D (+ 10.7-cm  f/2.8 camera lens) le 15 Juin 2009 à l'Observatoire Xingming (Mt Nanshan, dans la province chinoise de Xinjiang) dans le cadre du Xingming Observation Nova Survey.

 

Après publication sur la page NEOCP du Minor Planet Center et l'annonce de Jin Beize sur la Comets Mailing List, la comète a été confirmée par E. Guido et G. Sostero (RAS Observatory, Mayhill), par L. Elenin (Tzec Maun Observatory, Mayhill), par P. Camilleri et E. Prosperi (Grove Creek Observatory, Trunkey), par M. Suzuki, R. Ligustri, E. Bryssinck, C. Jacques, et E. Pimentel (RAS Observatory, Moorook), par T. Chen et G.-T. Gao (JiangNanTianChi Observatory, Mt. Getianling), par T. Sakamoto et S. Urakawa (Bisei Spaceguard Center--BATTeRS) et par Y. Ikari (Moriyama).

 

http://tech.groups.yahoo.com/group/comets-ml/message/15663

 

http://tinyurl.com/krp5x5

 

http://www.astrogalaxy.ru/leonidos/new_comet.jpg

 

http://heliospheric-labs.com/gallery/d/19476-1/good01.jpg

 

http://comete.uai.it/comete/good01.jpg

 

Xing Gao a à son actif la découverte de plusieurs comètes sur les images transmises par le coronographe LASCO C2 du satellite SOHO et s'est illustré également en Février 2008 en découvrant avec Tao Chen la comète C/2008 C1 (Chen-Gao) .

Nouvelle du Ciel : Comète C/2008 C1 (Chen-Gao) [03/02/2008]

 

L'Observatoire Xingming est nommé en l'honneur de Xing-Ming Zhou, l'un des chasseurs de comètes amateurs les plus connus décédé à l'âge de 39 ans dans un accident de la route le 05 Août 2004. http://home.earthlink.net/~tonyhoffman/xingming.htm

 

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2009 L2 (Yang-Gao) indiquent un passage au périhélie le 19 Mai 2009 à une distance d'environ 1,3 UA du Soleil, et une période de 6,6 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09M05.html (MPEC 2009-M05)

 

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 21 Mai 2009 à une distance d'environ 1,3 UA du Soleil, et une période de 6,3 ans.

http://www.cfa.harvard.edu/mpec/K09/K09M13.html (MPEC 2009-M13)

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2009L2.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 Juin 2009

Découverte d'une inclusion surprenante dans la météorite d'Isheyevo

 

Crédit : Omar Boudouma, Université Paris VI, Giacomo Briani, LMCM

 

Une étrange inclusion dans la météorite d'Isheyevo vient d'être découverte par une équipe du Muséum et de l'INSU-CNRS associée aux Universités de Lille et Grenoble. Cette inclusion, minéralogiquement primitive et riche en matière organique, présente des excès d'azote lourd les plus élevés jamais mesurés en laboratoire. Cette découverte remettrait en cause les modèles actuels de formation du système solaire. Les résultats sont publiés cette semaine dans la revue PNAS.

 

Au centre : inclusion PX18 (contour mis en évidence en rouge) vue au microscope électronique à balayage à haute résolution
Autour : images NanoSIMS montrant les enrichissements en azote lourd - les points jaunes sont les plus enrichis en 15N

© Omar Boudouma, Université Paris VI, Giacomo Briani, LMCM

 

Une équipe du Laboratoire de Minéralogie et Cosmochimie du Muséum (UMR 7202 MNHN/CNRS) associée à des chercheurs de l'Université de Florence (Italie), du Laboratoire de structures et propriétés de l'état solide (1) et du Laboratoire de planétologie de Grenoble (2), rapporte, dans un article à paraître cette semaine dans les PNAS, la découverte d'une étrange inclusion dans la météorite d'Isheyevo. La minéralogie de cette inclusion (silicates anhydres de magnésium et de fer) est semblable à celle de certaines micrométéorites antarctiques ou stratosphériques. Elle pourrait indiquer une origine cométaire. Cependant, cette inclusion mesure ~ 0.5 mm et donc a un volume 30000 fois plus élevé que les micrométéorites.

Des mesures réalisées avec la NanoSIMS (3) ont permis de montrer que cette inclusion, nommée PX18, a une composition isotopique de l'azote (proportion des divers isotopes de l'azote) extrêmement variable. Elle est, en particulier, 4 fois plus riche localement en azote lourd (15N) par rapport à la composition isotopique de la Terre. Cet enrichissement est le plus grand jamais observé dans la matière extraterrestre. Les zones riches en 15N correspondent à de la matière organique. Ces enrichissements en 15N permettront aux chercheurs de mieux comprendre les mécanismes de formation de la matière organique des météorites. Il est possible que des phénomènes complexes d'irradiation par le protosoleil (ancêtre du soleil) aient engendré cette composition isotopique anormale. La découverte de cette inclusion pose de nombreux problèmes aux modèles actuels de formation du système solaire.

 

Note :

(1) CNRS/Université des Sciences et Technologies de Lille/Ecole nationale supérieure de chimie de Lille

(2) CNRS/Université Joseph Fourier

(3) INSU-CNRS, hébergée au Muséum national d'Histoire naturelle

 

Référence :

Giacomo Briani, Matthieu Gounelle, Yves Marrocchi, Smail Mostefaoui, Hugues Leroux, Eric Quirico, and Anders Meibom. Pristine extraterrestrial material with unprecedented nitrogen isotopic variation. PNAS, 15 juin 2009

 

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1620.htm

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


16 Juin 2009

Le chauffage du vent solaire se situe à l'échelle électronique

 

Crédit : ESA

 

Des chercheurs du laboratoire de Physique des Plasmas, en analysant des données provenant des satellites Cluster (ESA), explicitent le processus du chauffage du vent solaire. L'énergie engendrée par la turbulence est transférée des grandes échelles, 100 km, aux petites échelles électroniques, 10 km. Ceci permettrait d'expliquer les processus d'accélération des électrons, processus que l'on rencontre dans la couronne solaire, mais aussi dans différents environnements astronomiques.

Le vent solaire est un flot de particules ionisées émis par le Soleil à grande vitesse allant de 400 à 800 km/s. La région où ce vent est généré, appelée la couronne solaire, est extrêmement chaude (1 million de degrés) par rapport aux régions voisines. Ce phénomène reste encore un mystère et aucun modèle théorique ne permet encore de l'expliquer complètement. L'accélération du vent solaire, de 400 km/s à 800 km/s est l'autre phénomène non expliqué depuis des décennies. Ce chauffage du vent solaire à de telles températures ou son accélération à de telles vitesses, pourrait être dû aux turbulences électrique et magnétique qui sont observées dans le milieu.

 

Dessin d'artiste représentant le vent solaire atteignant la magnétosphère terrestre. © ESA

 

En utilisant les données des satellite Cluster (ESA), une équipe associant des chercheurs du Laboratoire de Physique des Plasmas (LPP : CNRS, Ecole Polytechnique, Universités de Paris 6 et de Paris 11), de la NASA et de l'Institut Suédois de Recherches Spatiales vient de réaliser une percée dans la compréhension du phénomène de la turbulence dans le vent solaire. Grâce aux données à très haute résolution des magnétomètres alternatifs conçus et fabriqués au LPP, embarqués sur Cluster, ils ont pu ''suivre'' pour la première fois le transfert de l'énergie des grandes échelles (105 km) jusqu'au petites échelles (10 km) dans le plasma du vent solaire. Ceci a d'abord permis de remettre en cause une idée reçue selon laquelle une très grande partie de l'énergie de la turbulence se dissipe à l'échelle des protons ( 100 km). Ils ont en effet montré que l'énergie continue sa cascade vers les échelles plus petites et que les protons n'acquièrent en réalité qu'une fraction de cette énergie, et donc ne sont chauffés que partiellement. Les chercheurs ont pu aussi, et pour la première fois, localiser clairement l'échelle de dissipation qui est à l'échelle électronique.

Ce phénomène nouveau, qui permet de transférer de grandes quantités d'énergie des grandes échelles vers les petites échelles électroniques où elle est dissipée, peut expliquer plusieurs observations d'accélération d'électrons en astrophysique. Aussi, ce travail peut avoir des conséquences sur les modèles classiques de chauffage de la couronne solaire (dit « chauffage cyclotron ») ainsi que sur la modélisation du phénomène de la reconnexion magnétique.

 

Pour en savoir plus :

Site du LPP

 

Référence :

"Evidence of a Cascade and Dissipation of Solar-Wind Turbulence at the Electron Gyroscale".  F. Sahraoui, M. L. Goldstein, P. Robert, Yu. V. Khotyaintsev. Physical Review Letters (102, 231102 (2009)).

 

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/le-chauffage-du-vent-solaire-se-situe-a-l-echelle-electronique

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

Participez à une mission spatiale : aidez l'ESA à choisir un nom pour le prochain vol d'un Européen vers l'ISS. Au vu de l'enthousiasme rencontré lors des précédentes compétitions pour trouver un nom aux missions des astronautes européens, la Direction des vols habités de l'ESA donne une nouvelle fois aux citoyens européens la possibilité de participer à une mission spatiale en proposant un nom pour la mission sur la Station spatiale internationale de l'astronaute de l'ESA Christer Fuglesang.

 

A l'approche de l'équinoxe 2009 de la planète Saturne, la sonde Cassini a détecté des structures verticales, de 150 fois l'épaisseur des anneaux, créées par la petite lune Daphnis projettant de longues ombres à travers les anneaux de Saturne.

 


12 Juin 2009

Une nouvelle explication de la corrélation entre planètes géantes et métallicité des étoiles

 

Crédit : Observatoire de Paris

 

Depuis la découverte à l'Observatoire de Haute Provence d'une planète en orbite autour de l'étoile 51 Peg en 1995, près de 300 systèmes planétaires ont été découverts. La seule caractéristique qui semble singulariser les étoiles hôtes de ces systèmes est leur métallicité (l'abondance d'éléments plus lourds que l'hélium dans l'atmosphère de l'étoile). Ces étoiles (majoritairement des 'naines', c'est à dire des étoiles dans la phase de séquence principale) sont, en moyenne bien plus 'métalliques' que la plupart des étoiles de champ. Jusqu'à présent, cette particularité a été expliquée en supposant que la formation de planètes géantes, ou "Jupiters", devait être favorisée dans les disques circumstellaires plus riches en métaux. Une nouvelle interprétation suggère que le pourcentage d'étoiles présentant des exoplanètes géantes, ou "taux de Jupiters", pourrait dépendre de la densité de gaz H2 dans le disque galactique, décroissante depuis l'intérieur du disque vers sa périphérie. La corrélation observée résulterait alors de la présence au voisinage solaire d'étoiles en provenance des régions internes du disque galactique.

 

Deux observations récentes sont venues compliquer la corrélation entre metallicité et taux de détection d'exoplanètes.

 

(a) La première est que, contrairement aux naines, les étoiles géantes et les étoiles 'massives' du voisinage solaire autour desquelles on a découvert des exoplanètes ne sont pas particulièrement riches en métaux.

 

(b) La seconde observation montre qu'à [Fe/H]<-0.2 dex, c'est à dire pour des étoiles moyennement déficientes en métaux, on détecte plus d'exoplanètes autour d'étoiles de la population du disque épais que du disque mince (Haywood 2008 A&A, 482, 673), mettant de nouveau à mal la corrélation métallicité-taux d'exoplanètes.

 

On montre dans un article récent (Haywood 2009) que ces deux particularités peuvent être expliquées moyennant une révision radicale de l'interprétation de la corrélation entre métallicité et taux d'exoplanètes.

 

Les dernières années ont mis en évidence l'importance des effets de ce qu'on appelle le 'mélange radial' dans le disque galactique. Ce mélange radial est la conséquence de processus dynamiques mal identifiés, mais qui sont responsables de la 'migration' d'étoiles dans le disque. Des étoiles nées dans le disque galactique interne peuvent se retrouver, en quelques milliards d'années, dans les parties externes du disque, et vice-versa. L'enrichissement en métaux du disque interne étant plus rapide que celui du disque externe, les étoiles y sont en moyenne plus riches en métaux que celles nées dans les régions externes du disque.

 

Le mélange radial permet une explication naturelle des points (a) et (b) si le taux d'exoplanètes dépend en fait du lieu où se sont formées les étoiles. En effet, les géantes et les étoiles massives sont des étoiles en moyenne plus jeunes que les naines. L'effet du mélange radial est 'séculaire', il dépend du temps. Les échantillons composés d'étoiles plus vieilles sont donc davantage contaminés par les objets en provenance du disque interne. Les étoiles 'jeunes' (<1-2 milliards d'années) sont, elles, peu affectées par le mélange radial.

 

Il est également possible d'expliquer le point (b), parce que si les étoiles du disque épais sont déficientes, on pense que leur origine est locale ou dans le disque interne. Malgré une métallicité similaire, elles sont donc d'origine très différente des étoiles du disque mince.

 

Tout ceci suggère fortement que, plutôt que de la métallicité, c'est de la distance au centre galactique que dépend le taux de Jupiters. La question est alors de savoir quelle propriété pourrait être responsable de cette dépendance ? Un candidat interessant est la densité de gaz H2. L'hydrogène moléculaire est en effet le constituant principal des disques circumstellaires et des Jupiters. 70% du H2 galactique se trouve à l'intérieur du rayon galactique solaire. Sa densité augmente dans le disque interne, jusqu'à atteindre un maximum à environ 3-5 kpc du Soleil, formant ce qui est appelé l'anneau moléculaire. Sa densité y est 4 à 5 fois celle estimée à la position du Soleil, en proportion du taux d'exoplanètes local (4%) et celui mesuré sur les étoiles riches en métaux (25%).

 

La correlation planète-metallicité observée (en rouge) peut être facilement produite par un modèle (en noir) où le taux d'exoplanètes dépend de la distance au centre galactique, les étoiles riches en métaux provenant du disque interne ayant un taux élevé (environ 25%) de planètes géantes. Aucune dépendence particulière entre planètes géantes et métallicité n'est alors requise. La densité de gaz H2 dans le disque galactique pourrait être la raison de la dépendance du taux planétaire avec la distance au centre galactique. - Crédit : Observatoire de Paris

 

Référence

 On the correlation between metallicity and the presence of giant planets
Haywood M. ApJ Letter, 698, L1


Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jun09/metal.fr.shtml

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

L'impact du vaisseau spatial japonais Kaguya sur la Lune le 10 Juin 2009 a été observé avec succès par Jeremy Bailey (UNSW) et Steve Lee (AAO) avec l'AAT (Anglo-Australian Telescope) de 3,9-m à Siding Spring, Australie. L'impact s'est produit à approximately 18:25:10 UTC, à quelques secondes de l'horaire prévu.

 

L'étoile supergéante rouge Bételgeuse, la brillant étoile rouge dans la constellation d'Orion, a régulièrement diminué au cours des 15 dernières années, selon les chercheurs de l'Université de Californie, Berkeley.

 

Les astronomes employant la rangée submillimétrique placé sur Mauna Kea en Hawaï ont trouvé un objet massif au repos dans un nuage sombre qui est susceptible d'être l'ancêtre direct d'une étoile massive ou d'étoiles. Ce pourrait être la première fois que des scientifiques ont été en mesure de voir une telle région avant que des étoiles massives se forment.

 

L'utilisation du guidage laser et de la technique de l'optique adaptative a permis aux astronomes de sonder la nature de galaxies massives dans le jeune Univers.

 

Les astronomes ont enfin découvert des étoiles nouvellement nées au centre chaotique et inhospitalier de notre galaxie de la Voie lactée. La découverte a été faite en utilisant la vision infrarouge du télescope spatial Spitzer.

 

Les étoiles d'un type récemment découvert, baptisées étoiles naines ultra froides, font de jolies balades hors des sentiers battus lorsqu'elles orbitent autour de la Voie lactée. L'une d'elle pourrait être en fait une visiteuse qui trouve son origine dans une autre galaxie.

 

Des débris cosmiques abandonnés loin du reste de la collision de galaxies ont été constatés par le télescope Subaru au sommet du Mauna Kea, à Hawaii. Les champs de débris pourraient faire la lumière sur la formation des galaxies et d'activité de starburst au début de l'Univers en permettant aux astronomes de retracer les trajectoires des galaxies en collision avant leur fusion.

 


11 Juin 2009

SNR 0104-72.3 : le reste de supernova est un suspect inhabituel

 

Crédit : X-ray (NASA/CXC/Penn State/S.Park & J.Lee); IR (NASA/JPL-Caltech)

 

Une nouvelle image de l'observatoire de rayons X Chandra montre un reste de supernova avec un aspect différent. Cet objet, connu sous le nom de SNR 0104-72.3 (SNR 0104 en abrégé), est dans le petit nuage de Magellan, une petite galaxie voisine de la Voie lactée. Les astronomes pensent que SNR 0104 est ce qui reste d'une soi-disant supernova de type Ia causée par l'explosion thermonucléaire d'une naine blanche.

 

Crédit : X-ray (NASA/CXC/Penn State/S.Park & J.Lee); IR (NASA/JPL-Caltech)

 

Dans cette composition faite des rayons X de Chandra en violet et infrarouge, et des données de Spitzer en vert et rouge, SNR 0104 semble différente à d'autres probables restes de type Ia trouvés dans notre propre Galaxie. Tandis que les objets tels que les restes de supernova Kepler et Tycho apparaissent circulaires, la forme de SNR 0104 dans les rayons X ne l'est pas. Au lieu de cela, l'image est dominée par deux lobes lumineux d'émission (vue vers le haut à droite et en bas à gauche). La grande quantité de fer dans ces lobes indique que SNR 0104 a été probablement formé par une supernova de type Ia.

 

Une explication possible pour cette structure est que l'explosion de la naine blanche elle-même était fortement asymétrique et a produit deux jets de fer. Une autre possibilité est que l'environnement compliqué vu dans l'image est responsable. Les enveloppes vertes sur les côtés gauche et droit de SNR 0104 correspondent au matériel environnant qui a été balayé par l'explosion. Ainsi, la forme inhabituelle du reste pourrait être provoquée par un manque de matériel vers le nord et le sud de l'étoile qui interrompt la trajectoire des débris stellaires. Cette explication, cependant, est toujours en question et les scientifiques espèrent que plus de données de Chandra et d'autres télescopes aideront à règler le débat.

 

La présence d'une étoile massive voisine et d'enveloppes de gaz et de poussières vus dans la vue grand champ de Spitzer montre que SNR 0104 pourrait être situé dans une région de formation d'étoiles. Ceci suggère que SNR 0104 peut appartenir à une classe peu étudiée de soi-disant "prompt" supernovae de type Ia provoquées par la disparition de plus jeunes et plus massives étoiles que la moyenne. Encore une fois, plus de données seront nécessaires pour tester cette théorie.


http://chandra.harvard.edu/photo/2009/snr0104/

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

"OBJECTIFS TERRE : La révolution des satellites" à la Cité des Sciences à Paris : Le 16 juin 2009, à l'occasion de l'Année mondiale de l'Astronomie, la Cité des Sciences et de l'Industrie à Paris (France) dévoile sa nouvelle exposition permanente dédiée à l'espace et à l'exploration terrestre. L'ESA y a apporté son soutien, notamment avec ses programmes d'Observation de la Terre et de Vols habités.

 

En novembre 2008, Caroline Moore, une étudiante new-yorkaise de 14 ans, a découvert une supernova dans une galaxie voisine, faisant d'elle la plus jeune personne à ce jour à faire ce genre de découverte. Les observations additionnelles ont déterminé que l'objet, appelé SN 2008ha, est un nouveau type d'explosion stellaire, 1000 fois plus puissante qu'une nova mais 1000 fois moins puissante qu'une supernova. Les astronomes pensent que ce pourrait être la supernova la plus faible jamais vue.

 

Des astronomes annoncent qu'une séquence d'images collectée avec le réseau submillimétrique du Smithsonian révèle clairement la présence d'un disque moléculaire en rotation satellisant le jeune système binaire V4046 Sagittarii.

 

Des astronomes ont confirmé une manière efficace de rechercher les atmosphères de planètes pour des signes de vie, améliorant énormément nos chances de trouver la vie extraterrestre en dehors de notre système solaire.

 

De nouveaux calculs indiquent que, dans les systèmes stellaires voisins, les forces de marées exercées sur les planètes par la pesanteur de leur étoile parente pourrait limiter ce qui est considéré comme la zone habitable et changer les critères pour les planètes où la vie pourrait potentiellement prendre racine.

 


11 Juin 2009

Mercure, Mars, Vénus, la Terre : le choc des planètes !

 

Crédit : ASD/IMCCE-CNRS

 

Des collisions entre Mercure, Mars, Vénus et la Terre sont-elles envisageables ? Pour répondre à cette question, l'équipe de l'Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides (Observatoire de Paris/UPMC/INSU-CNRS) menée par l'astronome Jacques Laskar vient de réaliser une étude statistique inédite sur l'évolution du Système solaire. Dans 1 % des cas environ, les calculs conduisent à des collisions entre planètes ou entre une planète et le Soleil en moins de 5 milliards d'années. Ces résultats sont publiés dans la revue Nature datée du 11 juin 2009.

Le problème de la stabilité du Système solaire est l'un des plus vieux problèmes de la physique. Il a été posé par Isaac Newton après l'énonciation de sa loi de l'attraction universelle : la gravitation est une force responsable aussi bien de la chute des corps que du mouvement des corps célestes. Si l'on considère une planète unique autour du Soleil, on retrouve bien le mouvement elliptique décrit par Kepler. Cependant, dès que plusieurs planètes orbitent autour du Soleil, elles sont soumises à leur attraction mutuelle qui vient perturber leur mouvement. Jusqu'à très récemment, les scientifiques ont accepté une image régulière et quasi périodique du mouvement des planètes, ne permettant ni les collisions ni les rencontres proches.

Il y a tout juste 20 ans et grâce à des calculs précurseurs sur ordinateurs, Jacques Laskar a montré qu'au contraire, le mouvement du Système solaire est chaotique (1). Dès lors, il est devenu impossible de prédire le mouvement des planètes sur une durée de plus de quelques dizaines de millions d'années (Ma). De plus, il n'est plus possible de calculer une seule orbite du mouvement pour répondre à la question de la stabilité du Système solaire, c'est à dire décider si une collision d'une planète avec une autre ou avec le Soleil est possible en moins de 5 milliards d'années (ou 5 Ga), date à laquelle le Soleil parviendra à la fin de sa vie en devenant une étoile rouge. En 1994, Jacques Laskar, dans une première étude à long terme, a montré que la diffusion chaotique de l'orbite de Mercure est telle qu'une rencontre proche ou une collision avec Vénus est possible en moins de 5 Ga. Pour parvenir à ce résultat, il a utilisé des équations moyennées permettant de diviser par plus de 1 000 les temps de calculs. Cependant, cette approximation n'est plus valable au voisinage de la collision.

Une étude statistique sur un modèle complet, sans moyennisation et incluant les contributions de la relativité générale s'est donc révélée nécessaire. Elle est décrite dans le numéro de Nature du 11 juin 2009. Grâce aux calculs précédemment effectués, il est apparu qu'il fallait réaliser un très grand nombre de simulations du mouvement du Système solaire sur 5 Ga, car l'estimation de la probabilité recherchée est faible. Ainsi, pour obtenir une étude statistique significative, l'équipe dirigée par Jacques Laskar et Mickael Gastineau (Observatoire de Paris/UPMC/INSU-CNRS) ont calculé plus de 2 500 trajectoires d'un modèle réaliste du Système solaire, comprenant la relativité générale et la contribution de la Lune.

 

Figure 1 : Exemple d'évolution à long terme des orbites des planètes telluriques : Mercure (blanc), Vénus (vert), Terre (bleu), Mars (rouge). Le temps est indiqué en milliers d'années (kyr). (a) Au voisinage de l'état actuel, les orbites se déforment sous l'influence des perturbations planétaires, mais sans permettre de rencontres proches ou de collisions. (b) Dans près de 1% des cas, l'orbite de Mercure peut se déformer suffisamment pour permettre une collision avec Vénus ou le Soleil en moins de 5 Ga. (c) Pour l'une des trajectoires, l'excentricité de Mars augmente suffisamment pour permettre une rencontre proche ou une collision avec la Terre. (d) Ceci entraîne une déstabilisation des planètes telluriques qui permet aussi une collision entre Vénus et la Terre. - Crédit : ASD/IMCCE-CNRS


Chaque solution nécessitant près de 4 mois de calcul, les chercheurs ont dû rassembler une très grande puissance de calcul, notamment grâce à la mise en place de la nouvelle machine JADE du Centre Informatique National de l'Enseignement Supérieur (C.I.N.E.S) pour mener à bien ce travail et trouver les 7 millions d'heures de calcul nécessaires. Les 2 500 solutions trouvées sont compatibles avec notre connaissance actuelle du Système solaire. Dans la majorité des cas, celui-ci continue d'évoluer comme dans les quelques millions d'années les plus récentes : les orbites planétaires se déforment et précessent (à savoir qu'elles effectuent de lents mouvements) sous l'influence des perturbations mutuelles des planètes mais sans possibilité de collisions ou d'éjection de planètes hors du Système solaire. Néanmoins, dans 1% des cas environ, l'excentricité de Mercure (qui traduit l'élongation de son orbite) augmente considérablement. Dans plusieurs cas, cette déformation de l'orbite de Mercure conduit alors à une collision avec Vénus ou avec le Soleil d'ici à 5 Ga, tandis que l'orbite de la Terre reste peu affectée. En revanche, pour l'une de ces orbites, l'augmentation de l'excentricité de Mercure est suivie d'une augmentation de l'excentricité de Mars, et d'une déstabilisation complète des planètes du Système solaire interne (Mercure, Vénus, Terre, Mars) dans 3,4 Ga. Sur 201 cas étudiés, hormis 5 exemples où l'on assiste à une éjection de Mars hors du Système solaire, tous les autres conduisent à des collisions entre les planètes ou entre une planète et le Soleil en moins de 100 millions d'années après cette déstabilisation. Un cas abouti à une collision entre Mercure et la Terre, 29 cas à une collision entre Mars et la Terre et 18 à une collision entre Vénus et la Terre.


Notes

1 - Laskar, J., 1989. A numerical experiment on the chaotic behavior of the Solar System. Nature 338, 237–238

 

Source

Existence of collisional trajectories of Mercury, Mars and Venus with the Earth. Laskar, J. & Gastineau, M., Nature, 11 juin 2009.

 

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jun09/colli.fr.shtml

INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/mercure-mars-venus-la-terre-le-choc-des-planetes-0

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

La méthode standard pour l'estimation de l'âge des pulsars est connue pour produire des résultats peu fiables, notamment pour les pulsars millisecondes. Les pulsars ordinaires ont tendance à tourner un certain nombre de fois par seconde, et ils ralentissent peu à peu avec l'âge. Dans des systèmes binaires, les échanges de matière peuvent conduire à des accélérations phénoménales. Des astronomes de l'Université de Californie, Santa-Cruz, ont mis au point une méthode de calcul de datation tenant compte des phénomènes de ralentissement ou d'accélérations.

 

Une étude réalisée avec le télescope Keck de 10 mètres indique que les sursauts gamma sans contrepartie optique sont produits dans des galaxies tout à fait normales, situées à des distances raisonnables et non aux confins de l'univers. Ils ont simplement lieu dans des régions obscurcies par d'épais nuages de poussières.

 

Les astronomes Karl Gebhardt (University of Texas, à Austin) et Jens Thomas (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics) ont utilisé de nouvelles techniques de modélisation par ordinateur pour découvrir que le trou noir au coeur de la M87, une des plus grandes galaxies géantes voisines, est deux à trois fois plus massif qu'ont le pensait précédemment. Pesant 6.4 milliards fois la masse du Soleil, c'est le trou noir le plus massif jamais mesuré avec une technique solide, et suggère que les masses admises de trou noir dans de grandes galaxies voisines puissent être de quantités semblables. Ceci a des conséquences pour les théories de la façon dont les galaxies se forment et se développent, et pourrait même résoudre un paradoxe astronomique de longue date.

 

Des chercheurs de l'Ohio State University ont trouvé une manière de mesurer les distances à des objets trois fois plus loin dans l'espace que précédemment possible, par l'extension d'une technique de mesure courante. Ils ont découvert que l'un des rares type d'étoile géante souvent négligé par les astronomes, les céphéides de période ultra-longue (Céphéides ULP), pourrait faire un excellent indicateur pour des distances allant jusqu'à 300 millions d'années-lumière - et au-delà. En cours de route, ils ont également appris de nouvelles choses sur la manière dont les étoiles évoluent.

 


08 Juin 2009

Une nouvelle fenêtre sur les premières étoiles de l'Univers

 

Crédit : NASA/Swift/Mary Pat Hrybyk-Keith and John Jones

 

La découverte de l'astre le plus lointain connu par l'homme ouvre une nouvelle fenêtre sur une période encore inexplorée de l'histoire de notre Univers: celle de la formation des premières étoiles et des premières galaxies qui a conduit à l'Univers que nous connaissons actuellement.  

Depuis quelques années les astrophysiciens espéraient découvrir des explosions d'étoiles massives dans l'Univers très jeune (entre 400 et 700 millions d'années). Cette période de la vie de notre Univers est particulièrement intéressante car elle correspond à la formation des premières étoiles et galaxies qui ont illuminé le cosmos après une longue période d'âges sombres. De telles explosions, appelées "sursauts gamma", se produisent lorsque le cœur d'une étoile de plus de 20 masses solaires s'effondre en un trou noir qui avale les parties centrales de l'étoile en quelques secondes et expulse un jet de matière à des vitesses proches de celle de la lumière (figure 1). Les sursauts gamma sont composés de deux phases : un éclair intense de rayons X et gamma produit au moment même de l'explosion (qui ne traverse pas l'atmosphère terrestre) et une émission résiduelle dans tout le spectre électromagnétique produite par le choc du jet de matière sur le milieu interstellaire. Les sursauts gamma sont observés régulièrement par le satellite Swift de la NASA qui alerte les observatoires au sol qui peuvent ainsi étudier l'émission résiduelle pour mesurer la distance et l'énergie de l'explosion et trouver la galaxie dans laquelle celle-ci s'est produite. La luminosité extrême des sursauts gamma permet de les détecter jusque dans les régions les plus reculées de l'Univers.

 

Figure 1 : Image d'artiste d'une étoile massive produisant un sursaut gamma. © NASA/Swift/Mary Pat Hrybyk-Keith and John Jones.

 

Le 23 avril dernier à 7h55 le satellite Swift de la NASA a détecté un éclair de rayons gamma d'une durée de 10 secondes qu'il a rapidement localisé. Cet événement a été baptisé GRB 090423, (GRB pour "Gamma-Ray Burst") suivi de la date à laquelle le sursaut a été détecté. En même temps qu'il tournait pour orienter ses télescopes visibles et à rayons X en direction du sursaut, plusieurs télescopes faisaient de même sur la Terre. Dans les minutes qui ont suivi l'alerte le sursaut était observé par divers télescopes qui ont fourni des résultats étonnants : les télescopes équipés de caméras visibles ne détectaient aucune trace de l'explosion tandis que ceux qui étaient équipés de caméras infrarouges, comme le télescope anglais UKIRT et le télescope Gemini à Hawaii, détectaient une nouvelle étoile plutôt brillante. Rapidement les astronomes ont compris qu'il pouvait s'agir d'une explosion extrêmement distante dont la lumière avait été décalée vers le rouge par l'expansion de l'Univers. Une dizaine d'heures après le sursaut gamma plusieurs observations couvrant simultanément les deux domaines visibles et infrarouge (spectres obtenus au télescope italien TNG des îles Canaries et au Very Large Telescope de l'ESO et observations photométriques réalisées avec le télescope allemand GROND – figure 2) ont pleinement confirmé cette hypothèse audacieuse. Ces mesures ont révélé une explosion ayant eu lieu lorsque l'Univers avait seulement 4% de son âge actuel (soit 630 millions d'années, ce qui correspond à un décalage vers le rouge z = 8,1). Les auteurs de ces observations venaient d'identifier l'astre le plus lointain jamais observé par l'homme, une explosion stellaire tellement lumineuse qu'elle a pu être détectée après que la lumière ait voyagé pendant 13 milliards d'années.

 

Figure 2 : Image résiduelle de l'explosion prise par le télescope GROND 15 heures après le sursaut gamma, montrant l'absence de détection visible (aucun signal n'est détecté au-dessus du niveau de bruit de fond dans les filtres visibles g',r',i',z') et la présence d'une émission lumineuse en infrarouge dans les filtres J, H et K. Une telle coupure entre émission visible et infrarouge est caractéristique des astres dont la lumière nous parvient après un voyage de 13 milliards d'années. © GROND/MPE.


Cette découverte, à laquelle est associé Olivier Godet un chercheur post-doctoral de l'Observatoire Midi-Pyrénées (INSU-CNRS, Université Paul Sabatier), tombe comme une excellente nouvelle après le colloque de prospective du CNES qui vient d'officialiser l'engagement du projet du projet Sino-Français SVOM dont l'un des objectifs est précisément la détection et l'étude des sursauts gamma les plus lointains de l'Univers. La mission SVOM, prévue pour un lancement en 2014, permettra de systématiser la détection de ces événements grâce à une combinaison instrumentale unique qui inclut des détecteurs de rayons gamma dans l'espace, un système de diffusion rapide (quelques dizaines de secondes) des alertes vers la Terre, et des télescopes terrestres équipés de caméras infrarouges. Les chercheurs de l'Observatoire Midi-Pyrénées, qui ont une longue tradition d'étude de l'Univers jeune et de l'Univers à haute énergie, jouent un rôle de premier plan dans le projet SVOM. Le Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements (CESR : INSU-CNRS, Université Paul Sabatier) fournira le détecteur de rayons gamma du télescope ECLAIRs, le dispositif embarqué sur le satellite de détection et d'alerte des sursauts gamma réalisé sous la maîtrise d'œuvre du CEA-IRFU à Saclay, tandis que le Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes (LATT : INSU-CNRS, Université Paul Sabatier) prépare un télescope terrestre équipé d'une caméra infrarouge. Sont également impliqués dans ce projet : le Laboratoire d'Astronomie de Marseille (LAM : INSU-CNRS, Université Aix-Marseille I, Observatoire Astronomique de Marseille Provence), l'Observatoire de Haute Provence (INSU-CNRS, Observatoire Astronomique de Marseille Provence), l'Institut d'Astrophysique de Paris (INSU-CNRS, Université de Paris 6). Les perspectives ouvertes par la détection de GRB 090423 sont immenses puisque les astronomes savent maintenant qu'ils ont les moyens d'étudier les premières générations d'étoiles et que celles-ci, lorsqu'elles explosent, deviennent pour quelques heures des "phares" puissants qui éclairent une période inexplorée de l'histoire de notre Univers : celle de la formation des premiers astres lumineux.

 

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/co/ama09/une-nouvelle-fenetre-sur-les-premieres-etoiles-de-l-univers

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

L'explorateur lunaire "KAGUYA" achèvera sa mission scientifique de cartographie de la Lune par un impact controlé sur la surface lunaire le 10 Juin 2009 à 18h30 UTC. Le site d'impact est prévu près de 80° Est/ 63° Sud.

 


05 Juin 2009

Cratères et canaux dans Hephaestus Fossae

 

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

 

L'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) sur l'orbiteur Mars Express de l'ESA a obtenu des images de Hephaestus Fossae, une région sur Mars parsemée de cratères et de systèmes de canaux.

 

Hephaestus Fossae se trouve à environ 21° Nord et 126° Est sur la Planète rouge. Nommée d'après le dieu grec du feu, elle s'étend sur plus de 600 kilomètres sur le flanc occidental d'Elysium Mons dans la région d'Utopia Planitia.

 

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

 

Obtenues le 28 Décembre 2007, les images ont une résolution au sol d'environ 16 mètres par pixel. Elles montrent que la région a des systèmes de canaux d'origine inconnue.

 

Les images couvrent 170 x 80 kilomètres carrés, un secteur presque aussi grand que le Montenegro. La surface est la plupart du temps plane, et est couverte par plusieurs petits cratères d'impact de 800-2.800 m de diamètre. De plus petits cratères sont dispersés à travers la région entière.

 

Le côté gauche de l'image montre un grand cratère d'impact mesurant 20 kilomètres de diamètre. Couvrant un secteur d'approximativement 150 kilomètres carrés, un cratère de cette taille sur Terre pourrait héberger des villes telles que Bonn ou Kiel. Contrairement aux cratères plus petits, il montre une couverture d'éjecta avec des formes d'écoulement entourant le bord.

 

Les grands cratères se sont formés quand du matériel meuble a été éjecté en raison de l'impact, et les plus petits se sont formés en raison d'impacts secondaires, lorsque du matériel plus compact a été éjecté sur une trajectoire ballistique et a percuté le cratère original à des distances variables.

 

La majeure partie de l'eau martienne existe sous forme de glace à fleur de terre. La présence d'une couverture d'éjecta et de canaux d'écoulement autour du cratère suggèrent que l'impact primaire pourrait avoir pénétré assez la surface pour faire fondre un réservoir d'eau congelé enterré.

 

Puisque les plus petits cratères d'impact ne montrent ni une couverture d'éjecta ni n'importe quel genre de canal d'écoulement, ils n'ont pas percuté la surface assez fortement pour atteindre la glace à fleur de terre. Il est possible de calculer la profondeur d'un réservoir d'eau congelé possible sous la surface en déterminant la profondeur des cratères d'impact.

 

http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMSKCVTGVF_0.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


04 Juin 2009

Météorologie : la première carte de la couverture nuageuse de Titan

 

Crédit : NASA/JPL/University of Arizona/University of Nantes

 

La première carte des nuages de Titan va permettre d'enrichir la compréhension du fonctionnement des systèmes atmosphériques planétaires. De 2004 à 2007, plus de deux cent nuages ont été observés sur ce satellite de Saturne.
Publiée dans Nature du 4 juin 2009, la carte a été établie par des chercheurs des laboratoires AIM (CEA, INSU-CNRS, Université Paris Diderot) LPGN (INSU-CNRS, Université de Nantes), et GSMA (CNRS, Université de Reims)(1), associés à l'équipe scientifique de l'instrument VIMS(Visual and Infrared Mapping Spectrometer) à bord de la mission Cassini-Huygens(2).

Titan, le plus gros satellite de Saturne, est le seul satellite du système solaire à posséder une épaisse atmosphère, au sein de laquelle on peut observer une météorologie très active : évaporation depuis des lacs, formation de nuages, précipitations. Cette météorologie implique non pas l'eau mais le méthane, et dans une moindre mesure l'éthane. Comme sur la Terre, la météorologie de Titan connait des cycles saisonniers très marqués (succession d'hivers, de printemps, d'automnes et d'étés) du fait de la forte inclinaison de l'axe de rotation du satellite. En revanche, ces cycles sont beaucoup plus longs : dix fois plus éloignée du Soleil que la Terre, Titan met 29 ans pour faire le tour du Soleil quand la Terre le fait en un an. Du fait de cette course autour du Soleil, Titan connaît des saisons qui durent environ 7 ans.

Depuis la première détection d'un nuage en 1995, puis les premières images réalisées avec des télescopes terrestres et avec les instruments embarqués sur la sonde Cassini-Huygens, les scientifiques avaient une vision encore ponctuelle et partielle de la couverture nuageuse de Titan.

 

Avec les observations de VIMS, entre juillet 2004, date de l'arrivée de la sonde Cassini en orbite autour de Saturne, et décembre 2007, le seul modèle climatique prédisant la distribution nuageuse de Titan (3) se voit confirmé. La circulation atmosphérique globale (i.e. à l'échelle du satellite) joue un rôle primordial dans l'apparition et la répartition des nuages. Dans l'hémisphère d'été, des nuages de méthane se forment à proximité du pôle et autour de 40° de latitude : ils sont le résultat du réchauffement saisonnier de la surface de Titan, suffisant pour permettre une forte évaporation du méthane. L'élévation de cet air chargé en méthane est canalisée par la circulation générale de l'atmosphère, formant ainsi sporadiquement des nuages par condensation à des latitudes bien délimitées. Dans l'hémisphère d'hiver, la circulation générale dicte aussi la formation de nuages. La couverture nuageuse y est en revanche d'une nature différente : au delà de 60° de latitude, la branche de la circulation d'air, descendante cette fois-ci, apporte en continu de l'éthane depuis la haute atmosphère, qui se condense pour former des nuages plus bas (au niveau de régions plus froides). Tout au long de la période d'étude, entre 2004 et 2007, les observations de VIMS confirment ainsi le modèle climatique, aussi bien dans l'hémisphère sud (été) que nord (hiver).

Si la répartition géographique des nuages est très bien prédite, en revanche l'évolution de la couverture nuageuse dans le temps est moins bien comprise.  
En effet, le modèle de climat prévoit la disparition des nuages de l'hémisphère sud (au pôle et à 40°S) avec le basculement de la circulation atmosphérique lors de l'équinoxe, au mois d'août 2009, puis leur réapparition dans l'hémisphère nord (de façon symétrique, au pôle et à 40°N) à la saison opposée, à partir de 2014. Selon ce modèle, les nuages de l'hémisphère sud auraient même déjà dû disparaître progressivement depuis 2005, alors que l'automne, normalement plus froid et aride, approche. Or, ce n'est pas ce qui est observé en réalité. Les auteurs de l'étude montrent que des nuages apparaissent encore de façon régulière au cours de l'année 2007, laissant à penser que l'hémisphère sud connait une fin d'été plus chaude et humide que ce qui était prédit. Cette différence avec les modèles climatiques semble indiquer une inertie du système climatique de Titan plus importante que prédite, peut-être liée à l'inertie thermique de sa surface qui resterait encore suffisamment chaude pour continuer d'évaporer du méthane et former des nuages alors que l'éclairement du soleil diminue.

D'autres observations par la sonde Cassini, dont on espère prolonger la mission jusqu'en 2017, pourraient s'avérer cruciales car elles vont permettre de suivre l'évolution de la couverture nuageuse au moment du basculement de la circulation lors de l'équinoxe. Le suivi et la cartographie des nuages à cette période sera un révélateur de la circulation atmosphérique dans une période de changement rapide, et fournira des indications précieuses sur la dynamique du système atmosphérique de Titan.
L'ensemble de ces observations devraient permettre d'améliorer les modèles de circulation atmosphérique de Titan, et aideront, de façon générale, à mieux comprendre comment fonctionne une atmosphère planétaire, y compris celle de la Terre.

 

Cartes globales des détections de nuages par VIMS durant la période juillet 2004 - décembre 2007, présentées en projection cylindrique (haut) et en projections polaires (bas). Les nuages se répartissent en trois zones bien distinctes, autour des deux régions polaires, et sur une bande centrée autour de la latitude 40°S. La carte de fond a été réalisée par l'instrument VIMS de Cassini. Crédit : NASA/JPL/University of Arizona/University of Nantes

 

Nuage imagé par VIMS le 26 mars 2007 lors d'un survol de Titan par Cassini (on observe encore l'activité nuageuse au pôle Sud alors que l'on s'attendrait à la voir disparaître).

Crédit : NASA/JPL/University of Arizona/University of Nantes

 

Notes

1 - Laboratoire Astrophysique, Interactions, Multi-échelles (AIM), Université Paris Diderot, INSU-CNRS, CEA/Irfu ; Laboratoire de Planétologie et Géodynamique de Nantes, INSU-CNRS, Université de Nantes ; Groupe de Spectrométrie Moléculaire et Atmosphérique, CNRS, Université Reims Champagne-Ardenne.

2 - La mission Cassini-Huygens est une mission spatiale conjointe des agences spatiales américaine (NASA), européenne (ESA) et italienne (ASI).

3 - Voir communiqué de presse INSU-CNRS du 12/01/2006 : http://www.insu.cnrs.fr/a1651,prevision-climatique-titan-temps-brumeux-nuageux.html

 

Référence

"Global circulation as the main source of cloud activity on Titan", S. Rodriguez , S. Le Mouélic , P. Rannou , C. Sotin, G. Tobie , J.W. Barnes, C.A. Griffith, M. Hirtzig, K.M. Pitman, R.H. Brown, K.H. Baines, B.J. Buratti, R.N. Clark, P.D. Nicholson, Nature, 4 Juin 2009.

 

Source : INSU/CNRS http://www.insu.cnrs.fr/a3043,meteorologie-premiere-carte-couverture-nuageuse-titan.html

 

http://www.sciences.univ-nantes.fr/geol/WEBUMR6112/MissionSpatiales/MissionCassiniHuygens/Nature_VIMS_clouds.html

 

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


04 Juin 2009

La famille stellaire dans le voisinage bondé et violent s'avère étonnamment normale

 

Crédit : ESO/P. Espinoza

 

En utilisant le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, les astronomes ont obtenu une des vues les plus nettes à ce jour de l'Amas des Arches (Arches Cluster) - un extraordinaire amas dense de jeunes étoiles près du trou noir supermassif au coeur de la Voie lactée. En dépit des conditions extrêmes les astronomes ont été étonnés de trouver les mêmes proportions de jeunes étoiles de faible masse et de masse élevée dans l'amas comme on en trouve dans des endroits plus tranquilles de notre Voie lactée.

 

Crédit : ESO/P. Espinoza

 

Le massif Amas des Arches est un amas d'étoiles plutôt particulier. Il est localisé à 25.000 années-lumière vers la constellation du Sagittaire (Sagittarius, l'Archer), et contient environ un millier de jeunes étoiles massives, de moins de 2,5 millions d'années [1]. C'est un laboratoire idéal pour étudier comment les étoiles massives sont nées dans des conditions extrêmes car proches du centre de notre Voie lactée, où elles subissent des forces d'opposition énormes des étoiles, du gaz et du trou noir supermassif qui résident là. L'Amas des Arches est dix fois plus lourds que les typiques amas d'étoiles dispersés dans toute notre Voie lactée et est enrichi avec des éléments chimiques plus lourds que l'hélium.

 

En utilisant l'instrument d'optique adaptative NACO sur le VLT de l'ESO, situé au Chili, les astronomes ont scruté l'amas en détail. Grâce à l'optique adaptative, les astronomes peuvent supprimer la majeure partie de l'effet de flou de l'atmosphère, et ainsi les nouvelles images NACO de l'Amas des Arches sont encore plus nettes que celles obtenues avec des télescopes dans l'espace. Observer l'Amas des Arches est très difficile en raison des quantités énormes de poussières absorbantes entre la Terre et le Centre Galactique, que la lumière visible ne peut pas pénétrer. C'est pourquoi NACO a été employé pour observer la région dans la lumière proche infrarouge.

 

La nouvelle étude confirme que l'Amas des Arches est l'amas le plus dense de jeunes étoiles massives connu. Il est d'environ trois années-lumière de large avec plus de mille étoiles entassées dans chaque année-lumière cubique - une densité extrême un million de fois plus grande que dans le voisinage du Soleil.

 

Les astronomes étudiant les amas d'étoiles ont constaté que les étoiles de masse plus élevée sont plus rares que leurs soeurs moins massives, et leurs nombres relatifs sont identiques partout, suivant une loi universelle. Pendant de nombreuses années, l'Amas des Arches a semblé être une étonnante exception.

 

« Avec les conditions extrêmes dans l'Amas des Arches, on pourrait en effet imaginer que les étoiles ne se formeront pas comme dans notre voisinage solaire tranquille, » note Pablo Espinoza, l'auteur principal du papier rapportant les nouveaux résultats. « Cependant, nos nouvelles observations ont prouvé que les masses des étoiles dans cet amas suivent en fait la même loi universelle ».

 

Dans cette image les astronomes ont pu également étudier les étoiles les plus lumineuses dans l'amas. « L'étoile la plus massive que nous avons trouvée a une masse de 120 fois environ celle du Soleil, » ajoute le co-auteur Fernando Selman. « Nous concluons de ceci que si les étoiles massives de plus de 130 masses solaires existent, elles doivent vivre pendant moins de 2,5 millions d'années et finir leurs vies sans éclater comme les supernovae, comme le font habituellement les étoiles massives. »

 

La masse totale de l'amas semble être environ 30.000 fois celle du Soleil, beaucoup plus qu'ont le pensait auparavant. « Ce nous pouvons voir beaucoup mieux est dû aux images exquises de NACO, » ajoute le co-auteur Jorge Melnick.

 

Note

[1] le non de "Arches" ne vient pas de la constellation où l'amas est situé (Sagittarius, Le Sagittaire, autement dit, l'Archer), mais parce qu'il est situé près de filaments arqués détectés dans les cartes radio du centre de la Voie lactée.

 

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2009/pr-21-09.html

 

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

 


 

Fête du Soleil : un grand rendez-vous européen renaît : Du 2 au 21 juin 2009, la réunion des CCSTI (Centres de culture scientifique, technique et industrielle) avec le soutien de l'Agence Spatiale Européenne, met en lumière l'un des grands évènements de l'Année Mondiale de l'Astronomie : la Fête du Soleil. Sur proposition de la Société Astronomique de Bourgogne, ils relancent ainsi une idée originale née il y a 105 ans. En 1904, Camille Flammarion et Gustave Eiffel créaient la première Fête du Soleil avec pour cadre la jeune et déjà fameuse tour Eiffel. En 2009 comme en 1904, la Fête du Soleil propose de croiser les regards entre sciences, arts et technologies, avec le Soleil comme source d'inspiration, objet de recherche, et aussi source d'énergie… Une trentaine de sites à travers toute la France – villes, observatoires, écoles, musées, clubs d'astronomie, acteurs de la culture scientifique ou artistique, professionnels du solaire - ont répondu avec enthousiasme à l'appel des organisateurs et proposent au public des manifestations rivalisant d'imagination.

 

Le 48e Salon international de l'Aéronautique et de l'Espace de Paris se tiendra du lundi 15 au dimanche 21 juin. Les quelques 2000 exposants s'attendent à recevoir plus de 200 000 visiteurs à l'occasion de cette manifestation traditionnelle, qui revêt cette année un caractère particulier puisqu'il s'agit de son centenaire (le premier Salon de l'Aéronautique s'est déroulé en 1909 au Grand Palais à Paris).

Le fondateur du Cirque du Soleil luttera contre le manque d'eau sur Terre en orbite : Le Canadien Guy Laliberté, fondateur du Cirque du Soleil et de la fondation One Drop, partira pour la Station spatiale internationale (ISS) le 30 septembre. Guy Laliberté se rendra à l'ISS avec les astronautes professionnels Maksim Souraïev (Russie) et Jeffrey Williams (États-Unis) à bord du Soyouz TMA-16 qui sera lancé par la fusée-porteuse Soyouz-FG le 30 septembre depuis le cosmodrome de Baïkonour. Guy Laliberté passera 12 jours sur orbite. Il sera le premier explorateur spatial privé de l'histoire du Canada et la première personne à exécuter une Mission sociale poétique dans l'espace, indiqué la fondation One Drop sur son site internet. Guy Laliberté est né à Québec (Canada) en 1959. Accordéoniste, échassier et cracheur de feu, il a fondé le Cirque du Soleil, un cirque sans animaux, en 1984.

 

Feu vert de la Nasa pour un lancement de la navette Endeavour le 13 juin : La Nasa a donné son feu vert mercredi pour un lancement le 13 juin de la navette spatiale Endeavour avec sept astronautes à bord vers vers la Station spatiale internationale (ISS). Le lancement est prévu à 11h17 UTC du pas de tir 39A au Centre spatial Kennedy près de Cap Canaveral en Floride. Le vol d'Endeavour pour une mission de 16 jours a pour objectif de livrer et d'installer le dernier élément du laboratoire japonais Kibo, une plate-forme destinée à conduire des expérimentations dans le vide de l'espace. Endeavour acheminera également un nouveau membre d'équipage à l'ISS, l'Américain Tim Kopra, qui remplacera le Japonais Koichi Wakata, dont le retour sur Terre se fera à bord d'Endeavour.

 


04 Juin 2009

Comète P/2009 L1 (LINEAR) = P/2002 JN16 (LINEAR)

 

Nouvelles du Ciel

 

La comète P/2002 JN16 (LINEAR) a été retrouvée dans le cadre du projet ROCOT (Recovery of periOdic COmeTs). Le 01 Juin 2009, Leonid Elenin a détecté un objet diffus avec une courte queue sur 16 images obtenues avec le télescope Maksutov-Newtonian de 0.36-m f/3.8 équipé d'une ST-10XME à l'Observatoire Tzec Maun (Mayhill, NM, USA), et a demandé confirmation le jour suivant à l'Observatoire de Tenagra. Michael Schartz a observé P/2002 JN16 le 03 Juin avec le télescope Ritchey-Chretien de 0.81-m f/7 + SITe.

 

La comète P/2002 JN16 (LINEAR) avait été découverte en tant qu'astéroïde le 09 Mai 2002 par le télescope de surveillance LINEAR. L'objet, répertorié 2002 JN16, et possédant une orbite inhabituelle, a révélé à C. A. Trujillo (California Institute of Technology) sa nature cométaire sur les images prises le 17 Mai dans le cadre d'un programme de recherche fait par M. Brown et par lui-même avec le télescope Schmidt de 1.2-m à l'Observatoire de Palomar. A la demande de Trujillo, J. Tonry a obtenu des images de confirmation avec le télescope de 2.2-m de l'Université d'Hawaii (Mauna Kea) le 22 Mai 2002. La comète P/2002 JN16 (LINEAR), dont le passage au périhélie avait lieu fin Juillet 2002, avait été observée pour la dernière fois le 01 Septembre 2002.

 

Les éléments orbitaux de la comète P/2009 L1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 24 Janvier 2009 à une distance de 1.78 UA du Soleil, et une période de 6.49 ans.

 

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2009 L1 (LINEAR) a reçu la dénomination définitive de 221P/LINEAR en tant que 221ème comète périodique numérotée. 

http://www.cfa.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/0221P.html

http://tech.groups.yahoo.com/group/comets-ml/message/15634

 

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

 


 

Deux scientifiques russes, Gregoriy A. Krasinsky et Victor A. Brumberg, ont calculé en 2004 que le Soleil et la Terre s'éloignaient d'environ 15 centimètres par an. Selon Takaho Miura et trois de ses collègues, cet éloignement serait lié aux effets de marée. C'est le même processus qui conduit graduellement l'orbite de la Lune à l'extérieur : les marées provoquées par la Lune dans nos océans transfèrent graduellement l'énergie de rotation de la Terre au mouvement lunaire. Par conséquent, tous les ans l'orbite de la Lune augmente d'environ 4 centimètres et la rotation de la Terre ralentit de 0.000017 seconde. De même, l'équipe de Miura suppose que la masse de notre planète soulève un bombement de marée minuscule mais soutenu au Soleil. Ils calculent que, grâce à la Terre, le taux de la rotation du Soleil ralentit de 3 millisecondes par siècle (0.00003 seconde par an). En d'autres termes, à la réponse à la question "pourquoi l'Unité Astronomique augmente-t-elle ?", les quatre chercheurs concluent que c'est "parce que le Soleil perd son moment angulaire."

 

La nature de l'objet étrange connu sous le nom de SCP 06F6, observé par le télescope spatial Hubble en 2006, fait toujours l'objet de spéculations. D'après une étude par des astrophysiciens à l'Université de Warwick, ce serait peut être un nouveau type d'une classe totalement nouvelle de supernova affectant une étoile carbonée située à deux milliards d'années-lumière.

 

Le bombardement de météorites pourrait avoir rendu la Terre plus habitable : le grand bombardement de météorites survenu il y a approximativement quatre milliards d'années pourrait avoir rendu la jeune Terre et Mars plus accueillante pour la vie en modifiant leurs atmosphères, suggère les conclusions d'un papier publié dans le journal Geochimica et Cosmochima Acta.

 


 

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