LES ASTRONEWS de planetastronomy.com:
Mise à jour : 23 Septembre 2007.
 
Conférences et Événements : Calendrier   .............. Rapport et CR
Astronews précédentes : ICI        dossiers à télécharger par ftp : ICI
ARCHIVES DES ASTRONEWS : clic sur le sujet désiré :
Astrophysique/cosmologie ; Spécial Mars ; Terre/Lune ; Système solaire ; Astronautique/conq spatiale ; 3D/divers ; Histoire astro /Instruments ; Observations ; Soleil ; Étoiles/Galaxies ; Livres/Magazines ; Jeunes /Scolaires
 
Sommaire de ce numéro :  
Commission de planétologie de la SAF : C'est la rentrée et Phoenix arrive! (23/09/2007)
Les Japonais, toujours plus haut : La Lune! (23/09/2007)
Baptistina : La source de l'humanité?? (23/09/2007)
Panspermie (suite) : On nous écrit. (23/09/2007)
Les ondes gravitationnelles : Un texte de Jean Holtz. (23/09/2007)
Photon : Lancement de la capsule avec des expériences ESA à bord. (23/09/2007)
Spitzer : Une nouvelle vue de l'Helix. (23/09/2007)
Hubble et Spitzer même combat : Le Lego des galaxies. (23/09/2007)
Le mystère des galaxies naines : Keck sur la piste. (23/09/2007)
Mieux que Hubble : La Lucky Cam depuis la Terre. (23/09/2007)
Akari : Une nouvelle vue de M101 (23/09/2007)
Cassini-Saturne :.Vue imprenable sur Japet. (23/09/2007)
Photos d'amateurs :.La nébuleuse North America par Marc Jousset. (23/09/2007)
Livre conseillé :.Limites et lobes de Roche chez Vuibert. (23/09/2007)
 
 
 
 
 
 
COMMISSION DE PLANÉTOLOGIE DE LA SAF : C'EST LA RENTRÉE ET PHOENIX ARRIVE! (23/09/2007)
 
Le 15 Septembre s'est tenue la première réunion de rentrée de la commission de Planétologie de la SAF présidée par Gilles Dawidowicz et sous la présidence d'honneur du Professeur Audouin Dollfus.
 
 
 
 
 
Gilles a été réélu pour trois ans à la tête de cette commission, votre serviteur a été élu Vice Président et Laurence Guidicelli secrétaire, responsable de la planification, merci à tous de cette belle unanimité.
 
J'ai eu le plaisir de faire le point sur les dernières nouvelles du système solaire et Gilles nous a présenté un document très complet sur la mission Phoenix actuellement en route pour Mars qu'elle devrait atteindre fin Mai 2008.
 
À ce propos la SAF organise une grande fête pour cette arrivée prévue le 25/26 Mai 2008, le lieu est encore en discussion et vous serez prévenus, mais d'ores et déjà retenez cette date.
 
Voici quelques extraits de la présentation de Gilles.
 
Décollage de la mission, le 4 août 2007 à 11h26 heure de Paris
- depuis Cap Canaveral
- à bord d’une fusée Delta II 2925
- coût : près de 400 M$
- masse totale : 670 kg
- voyage : 10 mois et 680 M km parcourus
 
Arrivée prévue le 26 mai 2008 à 1h36 heure de Paris
 
La première correction de trajectoire a été réalisée le 10 août dernier et s’est passée nominalement.
La sonde a allumé ses 4 moteurs pendant 3min 17 sec.
La sonde a accéléré de 18 m/sec et voyage maintenant à près de 33 km/sec par rapport au Soleil.
 
Phoenix a été volontairement lancée sur une trajectoire erronée de sorte à ce que le 3è étage de la fusée Delta n’entre pas en collision avec Mars. Sans les 6 corrections de trajectoire, la sonde manquerait Mars d’environ 950 000 km !
 
La sonde corrigera encore 5 fois sa trajectoire d’ici à l’arrivée sur Mars. La prochaine correction de trajectoire aura lieu le 3 octobre prochain.
 
 
Photo : Gilles Dawidowicz et le professeur Dollfus expliquant les buts de la mission martienne.
 
 
 
 
 
Le site d’atterrissage : cap au pôle Nord de Mars !
La zone visée est l’équivalent en latitude, au centre du Groenland ou à celle de Mourmansk sur Terre.
Dans Vastitas Borealis
Quelque part entre 65° et 75°N  vers 240°E   Entre 3,6 et 4,4 km d’altitude
T° au sol : de –73°C à -33°C
 
 
 
LES INSTRUMENTS À BORD
 
1-Caméra de descente MARDI (Mars Descent Imager)
 
L'instrument MARDI est une caméra qui permettra d'acquérir des images grand angle et en couleurs du site d'atterrissage lors de la descente vers la surface martienne, un peu comme la caméra DIMES des rovers Spirit et Opportunity.
 
MARDI devait rentrer en fonctionnement juste après l'éjection du bouclier thermique, et prendra finalement 1 seule image de la région située en dessous d'elle. Grâce à ces données, les scientifiques seront à même de caractériser géologiquement le site d'atterrissage et de situer l'endroit ou Phoenix se sera posée. 
 
 
2-Bras robotique / caméra – RA pour Robotic Arm
 
Phoenix est munie d'un bras robotique sophistiqué. Capable de creuser une tranchée de 50 cm à 1 m de profondeur et de collecter des échantillons pour d'autres instruments comme le four TEGA et le laboratoire de chimie MECA.
 
Conçu par le JPL. Longueur de 2,34 m, ce bras offre quatre degrés de liberté, et peut exercer une force de 80 Newtons. Une petite pelle est fixée à son extrémité.
 
Une caméra miniature (RAC pour Robotic Arm Camera) est également montée à l'extrémité du bras robotique. Une multitude de petites LEDS de couleurs permettront de prendre des images avec un éclairage rouge, bleu ou vert, la lentille étant protégée de la poussière pour un cache transparent amovible.
Cette caméra réalisera des images macro :
-des échantillons collectées par la pelle,
-du sol,
-des parois des tranchées creusées par le bras.
Elle pourra aussi être déplacée à proximité d'éventuelles roches pour examiner leur texture.
RAC est conçue par le JPL et le Max Planck Institute.
 
 
3-MECA (Microscopy, Electrochemistry and Conductivity Analyzer)
 
L'expérience MECA est un petit laboratoire destiné à analyser de nombreuses propriétés du sol martien.
 
MECA est conçue par le JPL et les Universités d’Arizona et de Neuchâtel.
 
Elle s'organise autour de trois instruments :
 
Un laboratoire humide, qui devra mesurer de nombreuses propriétés du sol, comme le pH, le potentiel d'oxydoréduction, la salinité (magnésium, sodium, chlore, brome et sulfates), l'acidité ou l'alcalinité, ou encore les concentrations en oxygène et dioxyde de carbone. Le laboratoire comprend quatre petits béchers ou auront lieu les mesures. Après qu'un échantillon de sol ait été collecté par le bras robotique et déversé dans le bécher, ce dernier est mélangé à une solution, puis agité, et ce durant une journée environ. Des électrodes mesureront la présence et la concentration de différents solutés. L'expérience se termine avec l'ajout de deux pastilles réactives. La première pastille libérera de l'acide pour détecter d'éventuels carbonates et mesurer des espèces uniquement solubles en milieu acide. La seconde pastille doit permettre de détecter des sulfates et des molécules oxydantes.
 
Le second instrument est un ensemble de deux microscopes, qui devront étudier les particules de sol à différents grossissements. Le premier microscope, un microscope optique comme il en existe dans toutes les salles de TP, possèdera une résolution de 4 microns par pixel. Des diodes électroluminescentes colorées (rouge, verte, bleue et ultraviolet) éclaireront les échantillons, ce qui permettra de faire ressortir les différents constituants du sol (particules minérales, glace d'eau, etc). Le second microscope est autrement plus impressionnant que le premier. Il porte le nom quelque peu grandiose de microscope à force atomique. Contrairement aux microscopes optiques ou électroniques, un microscope à force atomique n'étudie pas la matière en la voyant, mais plutôt en la touchant. Le principe d'un microscope à force atomique est assez simple : l'appareil utilise un capteur extrêmement petit (que les spécialistes appellent des pointes) pour sentir la surface d'un échantillon et en construire une représentation en 3D très précise. Baptisé FAMARS, ce microscope à force atomique permettra d'étudier le sol à l'échelle nanométrique, et pourra observer des particules aussi petites que 10 nm. L'instrument comportera 8 petits pointes attachés à des leviers très flexibles. Si un capteur est contaminé ou endommagé durant la mesure, un autre prendra sa place. Lorsque les 8 capteurs auront été utilisés, le microscope à force atomique ne pourra plus fonctionner. FAMARS sera le premier microscope à force atomique jamais envoyé sur Mars.
Avant d'être examinés par les microscopes optiques et à force atomique, les échantillons collectés par le bras robotique seront déposés sur un porte échantillon d'un genre particulier : une roue mobile portant 69 substrats différents, depuis des aimants jusqu'à des plaques collantes, des plaquettes pour déterminer la dureté, des fragments de tissus et de métaux, etc. Ce système permettra de générer différentes interactions entre les particules de sol et les substrats.
 
Le dernier instrument du package MECA est une sonde permettant d'étudier la conductivité thermique et électrique du sol. Celle-ci sera fixée sur la pelle du bras robotique et sera enfoncé dans la tranchée creusée par le bras robotique.
 
L'expérimentation MECA était auparavant monté sur la sonde Mars Surveyor 2001.
 
4-SSI (Stereo Imager)
 
L'instrument SSI va constituer les yeux du lander. Héritée des sondes Mars Pathfinder et Mars Polar Lander, mais améliorée grâce à des capteurs haute résolution similaires à ceux des rovers Spirit et Opportunity, la caméra SSI pourra prendre des images stéréoscopiques en couleurs du site d'atterrissage à hauteur d'homme (2 m au-dessus de la surface martienne).
 
Des roues à filtres permettront à la caméra d'observer dans 12 longueurs d'ondes différentes (du violet au proche infrarouge) le sol, le ciel et le soleil. Les panoramas réalisés permettront de caractériser la géologie du site d'atterrissage, d'identifier les minéraux des roches et du sol, et de réaliser des cartes permettant de définir les déplacements du bras robotique. En se tournant vers le ciel, la caméra pourra étudier les nuages ainsi que la poussière en suspension dans l'atmosphère martienne (en jaugeant l'atténuation de la lumière du soleil par les particules de poussière). 
 
 
5-MET (Meteorological Station)
 
L'ensemble météorologique, fourni par l’Agence Spatiale Canadienne, comprend des capteurs de pression et de température, ainsi qu'un LIDAR, un instrument similaire à un radar mais utilisant des brèves émissions de lumière laser en lieu et place de pulses d'ondes radio. Ce sera la première fois qu'une station météorologique renverra des données depuis la région polaire Nord de Mars.
 
La majorité des capteurs de température seront montés sur un mat de 1,2 mètres de hauteur. Les capteurs de pression seront quant à eux logés à l'intérieur de l'atterrisseur. Le package météorologique recueillera également les données provenant des thermocouples rivetés sur le bras robotique.
 
Le LIDAR se trouvera au dessus du corps de l'atterrisseur et servira à étudier les aérosols atmosphériques ainsi que les nuages de glace. Son fonctionnement est un peu similaire à celui du radar. Il émet des pulses d'énergie et détecte leur écho lorsqu'elles sont réfléchies par différents obstacles. Contrairement au radar, le LIDAR n'émet pas d'ondes radio, mais des pulses de lumière laser (2500 pulses de lumière dans le proche infrarouge chaque seconde). Une diode laser enverra des flashs lumineux dont le retour sera chronométré de manière à localiser et à caractériser les nuages de glace et la poussière dans l'atmosphère martienne sur une courte distance (2 à 3 km). L'objectif principal de cet instrument est de déterminer la quantité de poussière en suspension dans l'atmosphère au dessus du site d'atterrissage. 
 
6-TEGA (Thermal and Evolved Gas Analyzer)
 
Cet instrument original, qui combine des petits fours et un spectromètre de masse, aura pour tâche d'analyser les échantillons de sol et de glace collectés par le bras robotique. Le TEGA de Phoenix est similaire à l'appareil du même nom embarqué sur la sonde Mars Polar Lander, et se livrera aux premières recherches de composés organiques depuis les sondes Viking en 1976.
 
Le bras robotique commencera par creuser une petite tranchée de quelques centimètres dans le sol. Un échantillon sera prélevé, photographié par la caméra du bras robotique puis déposé dans l'un des 8 fours du TEGA (leur taille est approximativement celle d'une petite cartouche d'encre). Une diode LED servira à confirmer qu'un échantillon de sol a bien été délivré. L'échantillon sera alors porté à très haute température (environ 1000°C), et ce de manière progressive. Bien qu'alimenté uniquement par des panneaux solaires, le TEGA pourra atteindre une telle température, car la masse de l'échantillon à chauffer sera très faible (100 milligrammes environ).
 
Lors du chauffage progressif, le sol va libérer de l'eau et du CO2, ainsi que diverses substances volatiles emprisonnées dans différents minéraux. L'identification des substances volatiles s'effectuera grâce à un spectromètre de masse très sensible, qui pourra mesurer précisément la masse (et donc la nature), ainsi que la concentration des substances libérées au cours du chauffage. Une fois utilisé, un four ne pourra plus servir. Le TEGA devrait aussi jouer le rôle d'un calorimètre, étant donné que l'énergie à fournir pour porter les fours à une certaine température sera contrôlée. En tout et pour tout, le TEGA pourra donc analyser 8 échantillons de sol.
 
TEGA est conçu et réalisé par les Universités d’Arizona et du Texas.
 
 
Rendez vous dans ces colonnes pour plus de nouvelles sur cette mission.
 
 
POUR ALLER PLUS LOIN :
Sur ce site les informations sur Phoenix :
 
o       Phoenix : Au delà de la légende! (19/07/2007)
o       Phoenix : Mars or bust! (23/08/2007)
 
 
 
 
chickens_up.gif
 
 
LES JAPONAIS, TOUJOURS PLUS HAUT : LA LUNE! (23/09/2007)
 
Comme les Japonais nous avaient surpris avec leur mission Hayabusa vers un astéroïde, et avec leur télescope spatila en IR Akari, ils viennent encore de marquer un point et quel point, en lançant une sonde lunaire le 14 Septembre 2007 de leur maintenant célèbre base de la préfecture de Kagosima grâce à une fusée de type H2-A de Mitsubishi (MHI).
 
Elle s'appelle bien évidemment SELENE ce qui est un acronyme judicieux pour Selenological and Engineering Explorer; le bébé pèse 3 tonnes et embarque 15 instruments dont une caméra et deux petits satellites.
Son nom Japonais est Kaguya, qui est le nom d'une princesse lunaire dans un conte Japonais.
 
D'après la JAXA (la NASA Japonaise) cette sonde doit procéder à une exploration systématique de la Lune avant une mission encore plus ambitieuse de nos amis du Soleil Levant.
Une exploration plus complète des pôles lunaires et de la recherche de glace fait partie de la mission de base.
 
 
La sonde se compose de l'orbiteur principal qui devrait tourner à seulement 100km d'altitude de la Lune et de deux petits satellites esclaves circulant beaucoup plus haut et chargés d'étudier le champ magnétique lunaire (très faible). (document: JAXA).
La sonde devrait tourner deux fois autour de la Terre avant de partir pour la Lune, sur une orbite polaire. (document : JAXA).
 
 
Nos amis Japonais prévoient l'installation d'une base lunaire vers les années 2030 avec des vols humains quelques années avant.
Banzaï!!
 
 
 
POUR ALLER PLUS LOIN :
 
Site de la JAXA et de la mission.
 
Le projet SELENE à la JAXA.
 
Description de la mission.
 
 
 
Ce programme lunaire Japonais ne doit pas nous faire oublier les autres.
 
D'ailleurs à cette occasion, notre ami Gilles Dawidowicz président de la commission de Planétologie de la SAF, reprend le cycle des conférences de la SAF avec une conférence débat sur :
 
 
 
LA SECONDE CONQUÊTE DE LA LUNE  avec : 
Francis Rocard, Centre National d’Études Spatiales
Olivier de Goursac, Société Astronomique de France
Richard Heidmann, Président de l’Association Planète Mars
Bernard Foing,Agence Spatiale Européenne
Philippe Coué, Société Astronomique de France
 
Il y a plus de 40 ans que l’URSS et les États-Unis sont partis à la conquête de la Lune. Puis subitement après Apollo 17 en 1972, tout s’est arrêté...
Aujourd’hui une deuxième vague de découverte de la Lune semble s’amorcer.
Quelques spécialistes viendront débattre avec vous sur les difficultés techniques, politiques et financières qui jalonneront cette nouvelle conquête, et tenteront de vous passionner pour cette formidable compétition qui va s’engager entre les programmes américain, chinois, mais aussi russe, indien, européen et japonais.
 
Jeudi 27 septembre 2007 à 20h15
Salle Bruxelles du FIAP
30, rue Cabanis, 75014 Paris
Métro Glacière (ligne 6)
Entrée : 8 euros (TR : 4 euros), gratuit pour les membres de la SAF.
 
 
 
 
 
 
chickens_up.gif
 
 
 
BAPTISTINA : LA SOURCE DE L'HUMANITÉ? (23/09/2007)
 
Si tout le monde est à peu près d'accord sur la cause de la disparition des Dinosaures il y a 65 millions d'années (un astéroïde d'une dizaine de km percutant le Yucatan) et sa conséquence: la disparition des principales espèces animales et l'évolution des mammifères menant à l'Homme; on ne connaissait pas jusqu'à présent l'origine de cet astéroïde.
 
Il semble que William Bottke et David Nesvorny du Southwest Research Institute (SwRI) de Boulder (Colorado) et David Vokrouhlicky de l'Institut d'astronomie de l'Université Charles de Prague aient réussi à élaborer le scénario de ce qui a donné naissance à cet astéroïde : une collision 100 millions d'années plus tôt de deux astéroïdes de la ceinture principale.
 
Cet astéroïde serait né de la collision d'un géocroiseur de 170km avec un autre de 60km et le choc aurait donné naissance à une multitude de fragments composant une famille d'astéroïdes baptisée Baptistina.
Cette famille comprenait quelques 300 objets de plus de 10km et plus de 100.000 de plus de 1km à l'origine.
 
 
Au cours du temps une partie de ces objets ont migré et quitté la ceinture d'astéroïdes, certains ont été mis sur une orbite pouvant croiser la Terre et la Lune.
 
Nos scientifiques pensent d'ailleurs qu'un de ces fragments aurait créée le jeune cratère Tycho de 85km de diamètre sur la Lune il y a plus de 108 millions d'années.
 
 
De même un gros fragment serait aussi la cause du cratère de 180km de diamètre à Chicxulub au Yucatan, cause du malheur des Dinosaures.
 
Illustration : © Don Davis SwRI
 
 
 
 
On s'en est aperçu en étudiant les sédiments à Chicxulub qui sont d'une composition chimique similaire (chondrite carbonée du style Murchison) à la composition de Baptistina et en effectuant des simulations numériques.
 
Signalons quand même que cette théorie est controversée pour le moment, donc on en reparlera.
 
"Stay tuned" comme on dit là bas!
 
POUR ALLER PLUS LOIN :
 
Schéma de la formation de ces fragments.
 
Article sur le sujet du Figaro.
 
Article de Sciences et Avenir.
 
Article de Radio Canada.
 
Article de Scientific American (en anglais).
 
 
 
 
 
 
chickens_up.gif
 
 
PANSPERMIE (SUITE) : ON NOUS ÉCRIT. (23/09/2007)
 
 
 
Suite à l'article précédent sur la panspermie, Nicolas Biver, grand spécialiste des comètes devant l'Éternel nous fait part de ses remarques :
 
Bonjour Jean-Pierre, et les cométaires,...
 
Merci pour tes astronews, mais j'aurais un commentaire à faire sur cette 'niouse' à propos de panspermie cométaire:
 
Personnellement je considère cela à la limite de la science fiction... j'ai l'impression d'ailleurs que cette équipe de Cardiff n'en est pas à son premier fait puisque je retrouve un article d'eux de 2004 à propos de théorie (fumeuse?) de noyaux de comètes trop sombres pour être vus...
 
Pour en revenir à cette histoire, elle est en grande partie basée sur la détection d'argile dans 9P/Tempel 1, ce que peu de cométaires croient, car c'est une sur-interprétation d'un spectre de Spitzer qu'un grand nombre de collègues juge abusive.
D'ailleurs ces soi-disant argiles n'ont pas été vues dans des échantillons de 81P/Wild 2 recueillis par Stardust.
 
Après ça imaginer qu'il y a suffisamment de radioactivité dans les noyaux cométaires pour qu'il y ait de l'eau liquide à l'intérieur, j'en doute fort: il faut regarder les publications: cela a été possible dans certains cas après l'accrétion des noyaux cométaire pour quelques millions d'années (5 Ma au plus environ...), mais l'effet possible est surtout sur la différentiation de l'intérieur des comètes...
 
Cela fait justement penser que nos observations de 73P l'an dernier montre que la comète était homogène en composition... donc vraiment aucune chance d'y avoir eu de l'eau liquide...!
 
Voila... c'est toujours plus facile d'inventer des théories sur des choses invisibles ou sans regarder de près ce que donnent les observations et d'y voir que la vie peut apparaître partout des qu'on parle d'eau.
 
Mais on n'a pas encore trouvé la moindre trace nulle part ailleurs sur terre, bien qu'ayant analysé plus précisément des échantillons martiens, lunaires ou cométaires.
 
A ce propos j'écoutait hier la conversation de L. D'Hendecourt (de l'IAS, qui débattra sur ce thème avec H. cottin et M.O. Monchicourt le Samedi 13 octobre au Bar des Science du village des science à Paris , à l'occasion de la fête de la science): il est très pessimiste sur la possibilité d'apparition de la vie quelque part même à l'échelle de tout notre galaxie: les étapes de l'évolution nécessaires à partir des molécules même complexes tels qu'acides aminés pour en arriver à celles à même de se reproduirent passent par des seuils de probabilité (d'évolution/mutation,...) très très faibles...
 
Nicolas Biver
 
 
Merci Nicolas, la discussion est ouverte!
 
 
 
chickens_up.gif
 
 
LES ONDES GRAVITATIONNELLES : UN TEXTE DE JEAN HOLTZ. (23/09/2007)
 
 
Notre ami Jean Holtz (qui habite l'Ouest de la France, voir sa photo) nous fait parvenir un texte qu'il a écrit pour Les Petites Nouvelles de LARVOR N° 14, sur les ondes gravitationnelles et les détecteurs construits et à venir.
 
Le voici :
 
Prédites par Albert EINSTEIN, les ondes gravitationnelles n’ont encore jamais été détectées directement. Ce rayonnement voyage à la vitesse de la lumière, mais à la différence des ondes lumineuses, ces ondes interagissent très peu avec la matière. Des interféromètres terrestres, VIRGO en Europe et LIGO aux États Unis, ont été construits pour détecter ces ondes. LISA, interféromètre spatial, vient compléter ces détecteurs dans une gamme de fréquences différentes. Le lancement de LISA est prévu pour 2012 ou 2013. La technologie très avancée de LISA nécessite d’être testée, grâce à une mission de préfiguration, LISA Pathfinder, qui devrait être lancée en 2008.
 
 
 
 
Le détecteur VIRGO : voir le site http://www.ego-gw.it/virgodescription/francese/indice.html
 
Le but est de détecter le rayonnement gravitationnel émis par certaines sources cosmiques. La mise en évidence des ondes gravitationnelles permettrait de mieux tester la théorie de la relativité générale de A. Einstein et d'ouvrir une nouvelle fenêtre d'observation en astrophysique.
 
Le passage d'une onde gravitationnelle entraîne une déformation de l'espace temps visible par une variation apparente de longueur.
La technique interférométrique, choisie pour cette mesure, est développée par l'expérience VIRGO à Cascina, près de Pise. L'interféromètre de Michelson à longue base est formé de deux bras de 3 km de long.
La source lumineuse éclairant l'interféromètre comporte un laser de puissance injecté par un laser stabilisé en fréquence. Le faisceau obtenu est filtré par une cavité Fabry-Perot de 140m.
Le LAL (Laboratoire de l'Accélérateur Linéaire de l'IN2P3, Faculté des Sciences de Paris) est responsable de l'ensemble du contrôle commande de la source lumineuse.
Ensuite, les deux bras de l'interféromètre sont placés dans un vide meilleur que 10-8 mb. Le LAL a la charge de la conception et du suivi en usine des modules de 12 m. qui constituent l'ensemble des 6 km du tube.
Le contrôle du système de pompage et le contrôle global en temps réel de l'interféromètre sont réalisés par des logiciels qui configurent l'architecture du système informatique en ligne.
Enfin, le LAL a pris en charge la recherche des sources impulsionnelles (du type Supernova) dans les données de VIRGO.
Le LAL est partie prenante du projet franco-italien VIRGO de recherche directe des ondes de gravitation, ce projet a été mis en route en 1993. L'expérience est installée à Cascina, près de Pise, en Italie. L'installation des deux bras devait se terminer en 2002 et permettre le début de la période d'exploitation de VIRGO comme antenne gravitationnelle. La collaboration VIRGO rassemble une cinquantaine de physiciens, dont 8 du laboratoire du LAL, et une équipe technique de 28 femmes et hommes.
 
Pour info : VIRGO est le nom latin de la constellation de la Vierge et le LAL est le Laboratoire de l'Accélérateur Linéaire unité mixte CNRS et Université Paris-sud. 4 autres labos du CNRS sont impliqués dans le projet VIRGO.
 
Pour le projet américain LIGO (Laser Interferometer Gravitational waves Observatory) deux détecteurs sont installés à Livingstone (Louisiane) et à Hanford (Washington) .
Une vidéo de présentation du projet est disponible sur internet (en anglais) sur le site :
http://www.nsf.gov/news/mmg/mmg_disp.cfm?med_id=58443&from=vid
 
Les détecteurs VIRGO ET LIGO sont opérationnels depuis peu. Le 18 mai 2007 pour VIRGO.
 
Les déplacements dus aux ondes gravitationnelles sont de la taille d'un proton pour une distance de mesure de 3 km, ce qui impose des techniques très particulières pour isoler des déplacements dus aux bruits courants. La comparaison des résultats obtenus par les détecteurs permet d'éliminer des anomalies locales dues aux conditions de détection.
 
 
 
 
Le projet LISA (Laser Interferometer Space Antenna – projet NASA et ESA) a le même objectif, mais doit se passer dans l'espace entre 3 satellites en orbite solaire circulaire, formant un triangle de            5 millions de km de coté, soit 13 fois la distance Terre-Lune. Il sera sensible a des déplacements très inférieurs à la taille d'un atome. Au passage d’une onde gravitationnelle, le satellite se déplacera par rapport aux autres comme un navire au passage d’une vague. Le lancement est prévu dans une dizaine d'années.
 
Dessin : crédit ESA.
 
 
 
 
LISA permettra de détecter les ondes gravitationnelles émises par des systèmes binaires de deux objets compacts qui sont très proches l’un de l’autre. L’un ou l’autre de ces objets peuvent être des trous noirs, des étoiles à neutrons, des naines blanches ou des étoiles ordinaires. Parce que les masses de ces systèmes binaires sont petites, les observations de tels systèmes sont limités à notre galaxie. La plupart des galaxies contiennent un Trou Noir, d’une masse égale à plusieurs millions de fois la masse solaire. Régulièrement, deux galaxies s’assemblent et leurs trous noirs s’associent en un seul. Une très petite quantité de lumière est émise lors de ce processus qui met en jeu des énergies énormes. Ceci se produisant dans l’obscurité, la meilleure chance de pouvoir étudier ce phénomène réside dans le rayonnement gravitationnel. Le taux d’événements de ce type est estimé à un par millions d’années par galaxie. En prenant en compte les millions de galaxies de l’Univers visible observable, LISA pourrait détecter plusieurs de ces événements associés à des objets super-massifs chaque année.
 
VIRGO ET LIGO doivent permettre de détecter des trous noirs et des étoiles à neutrons. Le projet LISA doit cartographier l'univers lointain et permettre de comprendre ce qu'est l'Energie Sombre mise en évidence par l'observation des super novae, et de valider la Théorie des Cordes (voir PNL N° 7  - La Magie du Cosmos de Brian GREENE).
 
 
 
Réf : Pour La Science  juillet 2007 ; sites internet Virgo, Ligo et Lisa.
 
 
 
 
Voir aussi sur ce site :
 
Les ondes gravitationnelles : CR de la conférence de Alain Brillet à l'IAP. (16/09/2005)
 
Sonder les trous noirs avec les ondes gravitationnelles par Éric Gourgoulhon pour le colloque Einstein (Juillet 2005)
 
 
 
 
 
chickens_up.gif
 
 
 
 
PHOTON : LANCEMENT DE CETTE CAPSULE AVEC DES EXPÉRIENCES ESA À BORD. (23/09/2007)
(Photos ESA si non indiquée)
 
La capsule Photon (ou Foton suivant les orthographes) est en fait une capsule similaire à la capsule historique Vostok (Gagarine) mais inhabitée.
Elle comprend trois sections : un module de batteries à l'extrémité avant, une capsule sphérique récupérable et un module de service à l'arrière. L'ESA participe aux missions Photon depuis 1991, Photon-M3 étant la neuvième réalisée avec l'ESA.

Une capsule automatique Photon, emportant plus de 40 expériences de l'ESA, vient d'être lancée ce 14 Septembre 2007, avec succès par une fusée Soyouz-U, qui a décollé du cosmodrome de Baïkonour (Kazakhstan).
 
 
 
Une capsule Photon de retour sur Terre exposée ici pour le Festiciel d'Evry en 2005.
Capsule Photon M3 dans le hall de montage de Baïkonour avant l'adaptation à la fusée Soyuz U.
 
 
À ce sujet, l'Agence Spatiale Européenne (ESA) communique :
 
Après le décollage, 9 minutes plus tard, la capsule russe Photon-M3 s'est séparée de l'étage supérieur du lanceur et a été placée sur une orbite à 300 km d'altitude qui lui fera faire le tour de la Terre en 90 minutes.
Photon passera 12 jours en orbite, pendant lesquels les expériences embarquées seront exposées à la microgravité et, pour certaines d'entre elles, aux conditions extrêmes qui règnent à l'extérieur de la capsule, avant d'effectuer sa rentrée atmosphérique et d'atterrir dans les steppes, à la frontière de la Russie et du Kazakhstan.  
 
La charge utile européenne de 400 kg se compose d'expériences qui feront progresser la recherche dans de nombreux domaines. Les expériences scientifiques couvrent un large éventail de disciplines, notamment la physique des fluides, la biologie, la cristallogenèse des protéines, l'étude des météorites, la dosimétrie des rayonnements et l'exobiologie (étude de la vie dans l'Univers). Les expériences liées à la technologie pourraient déboucher sur des méthodes d'extraction pétrolière plus efficaces, des alliages semi-conducteurs plus performants et des systèmes de régulation thermique d'un meilleur rendement.
 
Selon Josef Winter, Chef de la Division Charges utiles et Plates-formes de recherche en microgravité à l'ESA, "la mission Photon s'inscrit dans le cadre du programme que conduit l'Agence dans le domaine des sciences de la vie et de la physique dans l'espace".
"Cette mission est très importante pour les chercheurs européens, qui vont pouvoir mener toute une série d'expériences en microgravité avant que le module Columbus de l'ESA soit disponible à bord de l'ISS.
 
La mission Photon-M3 emporte au total 43 expériences scientifiques et technologiques fournies par l'ESA, l'Allemagne, la Belgique, la France, l'Italie, le Canada ainsi que la Russie."
 
L'expérience Aquahab conçue par l'ESA et le DLR est l'une des plus insolites. Il s'agit d'un module aquatique destiné à observer les effets de l'apesanteur sur un organisme unicellulaire, Euglena gracilis, ainsi que sur un petit poisson de la famille des cichlidés.
La charge utile Biobox se compose de deux incubateurs programmables contenant cinq expériences de biologie cellulaire. Trois d'entre elles serviront à étudier les effets de l'apesanteur sur les cellules responsables de l'ostéoformation et de la dégradation osseuse. Une quatrième expérience étudiera les effets néfastes des rayonnements spatiaux sur les tissus cutanés, tandis qu'une autre visera à mieux connaître l'incidence de la microgravité sur les cellules des tissus conjonctifs.
L'expérience Eristo/Osteo, réalisée en commun par l'ESA et l'Agence spatiale canadienne, comprend également deux incubateurs. Il s'agit de deux modules identiques comportant quatre plateaux d'expérience à régulation thermique, qui serviront à tester et évaluer les effets des médicaments et des facteurs de croissance sur l'activité des cellules osseuses.

 
Quant à l'expérience franco-belge TEPLO, elle a pour objectif de mesurer les performances et les caractéristiques de nouveaux concepts de caloducs en apesanteur. Ce type de technologie devrait permettre de réduire sensiblement la masse et la complexité des sous-systèmes de régulation thermique utilisés dans l'espace.
L'installation à utilisateurs multiples dénommée Biopan, montée à l'extérieur de la capsule, est conçue pour exposer automatiquement ses dix expériences à l'environnement hostile du vide spatial pendant toute la durée de la mission. Fixées sur le bouclier thermique de Photon, les expériences Stone-6 et Lithopanspermia consisteront à soumettre des morceaux de roche contenant des organismes vivants aux conditions extrêmes de température et de pression qui règnent lors de la rentrée dans l'atmosphère.

 
Toujours à l'extérieur de Photon, une expérience ambitieuse dénommée YES2 (deuxième satellite conçu par de jeunes ingénieurs) est fixée sur le module de batteries. Encadrés par le Bureau Éducation de l'ESA, environ 450 étudiants des États membres de l'Agence et d'autres pays ont coopéré avec le maître d'œuvre Delta-Utec pour concevoir et réaliser cette charge utile de 36 kg.
 
Le 25 septembre, alors que la mission Photon approchera de son terme, YES2 déploiera un câble de 30 km, le plus long qui ait jamais été embarqué dans l'espace. Une petite capsule de rentrée, fixée à l'extrémité du câble, sera larguée afin de démontrer la possibilité de ramener de petites charges utiles sur Terre pour un coût n'excédant pas une fraction de celui des méthodes actuelles.

 
 
 
Nos amis américains travaillent aussi en collaboration avec le programme Foton pour des expériences biologiques principalement.
 
Voici deux animations de l'ESA concernant le vol Photon :
 
14MB QT movie animation
http://esamultimedia.esa.int/multimedia/foton/06_Launch_4_Foton_Automation.mov
 
8MB QT animation
http://esamultimedia.esa.int/multimedia/foton/05_Launch3_Foton_Orbital_Injection.mov
 
 
 
 
 
chickens_up.gif
 
 
 
 
SPITZER : UNE NOUVELLE VUE DE L'HELIX. (23/09/2007)
Photo : NASA/JPL-Caltech/ J. Hora (Harvard-Smithsonian CfA)
 
 
Voici maintenant 4 ans que Spitzer (anciennement SIRTF) le télescope spatial en IR est en orbite (lancement le 25 Août 2003), il porte le nom de Lyman Spitzer, cet astronome qui a eu le premier l'idée de mettre un télescope dans l'espace.
 
À l'occasion de cet anniversaire, les scientifiques de la mission nous offrent une très belle vue de la nébuleuse de l'Helix (NGC 7293).
 
 
L'Helix est située dans la constellation Aquarius c'est à dire le Verseau, et à une distance de seulement 650 années lumière de nous, bref une voisine.
 
C'était une étoile similaire à notre Soleil.
La taille de cette nébuleuse est de 6 années lumière de large.
 
La qualité des images de Spitzer est principalement due à l'excellent refroidissement de ses instruments (protection par un bouclier contre les rayonnements solaires et cryostat à Hélium, voir explications dans cet ancien astronews) et à la particularité de son orbite s'éloignant de la "chaude" Terre.
 
 
Helix est une nébuleuse planétaire , terme impropre car c'est l'explosion d'une étoile de masse solaire qui laisse en son centre une naine blanche. Elle est composée de gaz entourant cette étoile centrale.
 
 
 
 
Dans cette nouvelle vue (prise en 2004 et retraitée maintenant), on utilise les rayonnements IR suivants : 3,2µ (apparaît en bleu); 4,5µ (en vert) et 8µ (en rouge). Ce que l'on voit c'est principalement des nuages d'Hydrogène moléculaire; parfois ils s'agglutinent pour former l'avant de ces points bleu-verts ressemblant à des comètes immenses, ils ont été excités par les UV de l'étoile centrale (rayonnement très énergétique) et dont la queue se termine en rouge (moins énergétique).
 
Peut être que notre Soleil ressemblera à cela dans quelques 5 milliards d'années.
 
À voir sur ce site : Spitzer : de la poussière dans l'œil de l'Helix. (15/02/2007)
 
 
 
 
 
chickens_up.gif
 
 
HUBBLE ET SPITZER MÊME COMBAT : LE LEGO DES GALAXIES. (23/09/2007)
 
 
Les télescopes spatiaux Hubble (dans le domaine du visible) et Spitzer (dans l'Infra Rouge) viennent de découvrir 9 des plus petites et des moins brillantes galaxies jamais observées dans l'Univers lointain.
 
Chacune de ces petites galaxies est 100 ou 1000 fois plus petite que notre propre galaxie.
 
Les théories actuelles prédisent que des petites galaxies au début de la formation de l'Univers ont évolué vers des galaxies plus importantes par phénomène d'absorption, ces neuf galaxies découvertes semblent être les blocs de "Lego" élémentaires, comme des briques élémentaires, qui ont donné naissance à nos galaxies actuelles.
 
 
Elles ont d'abord été mises au jour par Hubble et leurs masses déterminées, se révélant si petites, on a demandé à Spitzer de confirmer ces données ce qu'il a fait.
 
Ces jeunes galaxies sont une opportunité unique de jeter un œil dans l'Univers vieux (jeune?) de seulement un milliard d'années après le Big Bang.
 
Hubble a détecté des très jeunes étoiles bleues dans ces galaxies, elles ont à peine quelques millions d'années.
Mais l'indice principal a été dans les images de Spitzer l'absence d'étoiles rouges, signifiant l'absence d'étoiles de générations suivantes brillants dans l'IR.
 
Le bas de l'illustration montre plusieurs de ces galaxies avec leur distance exprimée en valeur de décalage vers le rouge. Trois de ces galaxies paraissent assez irrégulières. Certaines semblent être en interaction avec des galaxies voisines avec lesquelles elles fusionnent pour former de plus grandes structures.
 
Crédit photo : NASA, ESA, et N. Pirzkal (STScI/ESA)
 
 
 
 
 
 
 
 
chickens_up.gif
 
 
LE MYSTÈRE DES GALAXIES NAINES : KECK SUR LA PISTE. (23/09/2007)
 
 
Il existe une différence entre le nombre de galaxies naines (dwarf galaxies en anglais) faiblement lumineuses et localisées dans l'environnement de notre galaxie, prévus par les théories actuelles, et le nombre de ces galaxies réellement détectées, c'est ce qu'on a appelé le mystère des galaxies naines manquantes.
 
Le mystère de ces galaxies naines manquantes vient du modèle de la "matière noire froide" (Cold Dark Matter ou CDM), qui explique la croissance et l'évolution de l'univers.
Cette théorie prévoit que les grandes galaxies comme la notre doivent être entourées par une multitude de plus petites galaxies (plusieurs centaines) , des "galaxies naines." Or on n'a pas dénombré un tel nombre en orbite autour de la Voie Lactée, on n'en a trouvé que 11, d'où le mystère.
Une explication à cette anomalie serait que ces galaxies naines seraient invisibles et comporteraient peu ou pas d'étoiles mais seulement de la matière noire.
Ces galaxies naines seraient bien là, mais on ne les verrait pas!
 
Et bien il semble que ce mystère soit résolu par les astronomes du Keck à Mauna Kea (Hawaï)
 
 
 
Ils ont (Dr. Joshua Simon, du Calttech et Dr. Marla Geha de l'Institut d'Astrophysique du Canada) étudié à cet effet, une population des plus sombres et plus légères galaxies connues (les points rouges de la carte ci contre), contenant plus de 99% de matière noire grâce au 10m du Keck II équipé du spectrographe DEIMOS.
 
Cela leur a permis de calculer les masses de ces galaxies qui se sont avérées être 10.000 fois plus faible que celle de notre galaxie.
 
 
On voit ici la répartition de ces galaxies naines autour de notre propre galaxie.
Crédit : WM Keck Observatory.
 
 
 
 
Des centaines d'étoiles de ces nouvelles galaxies naines étudiées ont été aussi l'objet d'étude, et on s'est aperçu qu'elles se déplaçaient beaucoup plus lentement (quelques km/s) que les étoiles d'autres galaxies (quelques centaines de km/s)
 
 
La formation de telles galaxies si petites et si légères n'est pas parfaitement maîtrisée du point de vue théorique mais on fait des progrès. Cela prouve quand même que la théorie du CDM est valide et qu'un grand nombre de galaxies de matière noire doivent exister.
 
La théorie de la matière noire froide peut maintenant être complétée par ces nouvelles observations.
Nos astronomes pensent que les rayons UV des premières étoiles auraient "soufflé" l'Hydrogène des galaxies naines en train de se former empêchant ainsi la formation de nouvelles étoiles, d'où le peu d'étoiles visibles dans ce type de galaxies.
Cette théorie prédit une centaine de galaxies "invisibles" autour de notre Voie Lactée; le défi maintenant est de les trouver toutes;
 
 
Ces résultats sont présentés dans un article de 22 pages (en anglais of course) intitulé : " Kinematics of the Ultra-Faint Milky Way Satellites: Solving the Missing Satellite Problem" disponible sure le Net en pdf.
Il va paraître dans la revue Astrophysical Journal du 10 Nov 2007.
 
 
 
 
chickens_up.gif
 
 
 
MIEUX QUE HUBBLE : LA LUCKY CAM DEPUIS LA TERRE. (23/09/2007)
 
 
Hubble notre télescope spatial qui possède l'immense avantage d'être au dessus de l'atmosphère terrestre, ne fait que 2,4m de diamètre et il entre maintenant en concurrence avec des télescopes terrestres possédant des corrections sophistiquées.
 
Ces corrections sont bien connues de nos lecteurs, c'est l'optique adaptative (en anglais AO Adaptative Optics)
 
C'est sur ce principe là que les astronomes du Caltech (California Institute of Technology) et de l'Université de Cambridge ont mis au point une nouvelle caméra qui donne des images plus précises que celles de Hubble.
Ce principe marche notamment très bien dans le domaine des Infra Rouges, mais cette caméra a été essayée derrière l'optique adaptative du 200 pieds (5,1m) du télescope Hale du Mont Palomar et a permis de faire aussi des avancées dans le domaine visible.
 
De plus cette caméra est rapide , elle peut prendre de l'ordre de 20 images par seconde et un logiciel trie les photos les plus pointues et élimine les autres. Cette technique a été baptisée Lucky Imaging" et la caméra "Lucky Camera" par nos amis Américains.
 
Les résultats dans le visible sont étonnants, vous pouvez vous en rendre compte en comparant ces deux photos de la nébuleuse de l'œil de chat NGC 6543 (elles alternent automatiquement) avec et sans correction.
 
Voici la page où l'on peut voir d'autres résultats de cette caméra : http://www.astro.caltech.edu/~nlaw/lucky_palomar/
 
Les images produites sont les plus pointues jamais obtenues à partir du sol terrestre comme on peut le voir sur cette comparaison du centre de M13 avec Lucky Cam (à gauche) et avec Hubble (photo de droite).
 
 
Crédit photos : Caltech/Cambridge
 
M13, l'amas globulaire d'Hercules, est situé à 25.000 années lumière de nous et est un des objets les plus familiers du ciel.
 
 
Les astronomes espèrent maintenant pouvoir mettre cette instrumentation sur des télescopes plus grands afin d'obtenir des images encore plus performantes.
 
Le communiqué de presse de Cambridge (en anglais).
 
 
 
 
chickens_up.gif
 
 
 
 
 
AKARI : UNE NOUVELLE VUE DE M101 (23/09/2007)
 
 
Akari, c'est le télescope spatial Japonais en Infra Rouge qui continue son petit bonhomme de chemin, nos lecteurs le connaisse bien.
 
Il s'intéresse en ce moment aux galaxies lointaines comme par exemple la superbe M101, galaxie spirale de 170.000 années lumière de diamètre située à 23 millions d'années lumière, donc pas tout à fait à côté.
Akari l'a observée dans 4 longueurs d'onde IR : 65, 90, 140, et 160 micron avec son instrument FIS (Far Infrared Surveyor).
 
 
 
Credits: Composite: JAXA, visible (green): the National Geographic Society, far-ultraviolet (cyan): GALEX/NASA
 
Voici une image composite de cette galaxie M101 :on y remarque :
 
 
 
 
Les poussières chaudes sont distribuées le long des bras en spirale avec de nombreux points chauds aux extrémités correspondants à des régions énormes de formation d'étoiles, ce qui est inhabituelle, car c'est généralement dans la partie plus centrale.
 
 
 
On pense que M101 a subi une collision avec une autre galaxie voisine ce qui a déplacé une partie du gaz, gaz qui se déplace vers l'extérieur à la vitesse de 150km/s allumant ainsi la formation d'étoiles.
 
 
Akari s'est aussi penché sur des galaxies encore plus distantes afin d'étudier l'évolution de leur forme.
 
 
 
Les ingénieurs japonais ont procédé à des observations les plus étendues jamais faites dans le domaine de l'IR lointain (quatre longueurs d'onde étudiées).
 
Comme on le voit sur la photo ci-contre (© JAXA), l'Univers lointain à différentes longueurs d'onde.
Champ de vision : 10°.
Les taches blanches sont des galaxies de luminosité diverses.
Cela semble indiquer que les galaxies que l'on voit actuellement ont certainement brillé plus fortement dans l'IR dans le passé, à l'époque de leur jeunesse.
 
 
Les données d'Akari montrent aussi que le nombre de galaxies augmente quand la luminosité diminue, cela semblant indiquer des fusions de galaxies.
 
 
Les récentes études d'Akari vont probablement conduire à élaborer un nouveau modèle d'évolution des galaxies.
 
 
Communiqué de presse de la JAXA (en anglais).
 
 
Les dernières nouvelles d'Akari à l'ESA.
 
 
 
 
 
chickens_up.gif
 
 
 
CASSINI SATURNE : VUE IMPRENABLE SUR JAPET (23/09/2007)
(photos : NASA/JPL).
 
 
Entre les 8 et 10 Septembre 2007, la sonde Cassini s'est intéressée au satellite Japet, satellite très bizarre à au moins deux points de vue : le bourrelet montagneux qui parcourt son équateur et la différence de luminosité entre ses deux hémisphères qui a permis aux américains de la qualifier comme étant le Yin/Yang du système solaire.
 
Ce dernier passage a permis d'imager cette chaîne montagneuse de 20km de haut (rappel : diamètre de Japet : 1450km)
 
Signalons que ce passage a été planifié par nos amis de la Freie Universität Berlin (bien connue de nos lecteurs car aussi en charge de la super caméra à bord de Mars Express); ce survol a été effectué à une altitude incroyable de 1600km de ce petit corps, soit 100 fois plus près que le dernier passage de Cassini en 2004.
 
Les résultats ont été à la hauteur de nos attentes, voyez plutôt.
 
Vue "brute" du bourrelet prise le 10 Sept 2007 d'une distance de 3870km.
Vue plus détaillé de ce bourrelet prise la même jour, le pixel vaut ….23m. la "montagne" est de l'ordre de 10km de haut à cet endroit.
 
 
 
 
Cette étrange matière noire couvre le fond et les côtés de certains cratères de la zone de transition entre les deux hémisphères de Japet. Nous n'avons pas encore d'explication à ce phénomène. Image prise le 10 Sept 2007 d'une distance de 6000km
Image brute N00092219.jpg prise le même jour d'une distance de 21.000 km. Même genre de terrain, aucune explication pour le moment.
 
 
Une autre belle et surprenante photo.
 
 
 
 
Ce survol à très basse altitude a permis aussi de faire un montage mosaïque de ce satellite en entier avec moult détails.
 
 
 
Cette vue est disponible en haute résolution chez nos collègues de la Planetary Society et dont voici une reproduction en basse résolution.
 
 
Ce satellite est un des objets les plus mystérieux du système solaire, on pense que sa face sombre est recouverte d'hydrocarbures polycycliques aromatiques (PAH), une des briques du vivant et que sa face brillante est recouverte en partie de glace d'eau.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Voir la carte du survol de Japet.
 
Carolyn Porco, responsable de l'imagerie du Ciclops nous donne à voir une sélection d'images brutes étonnantes.
 
L'ESA publie aussi des informations sur le sujet.
 
 
Comme d'habitude, vous trouverez toutes les dernières images de Cassini au JPL
Les animations et vidéos : http://saturn.jpl.nasa.gov/multimedia/videos/videos.cfm?categoryID=17
 
Les prochains survols : http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm
Tout sur les orbites de Cassini par The Planetary Society; très bon!
 
Voir liste des principaux satellites.
 
 
 
 
chickens_up.gif
 
 
PHOTOS D'AMATEUR : LA NÉBULEUSE NORTH AMERICA PAR MARC JOUSSET. (23/09/2007)
 
Notre ami Marc Jousset est un grand spécialiste du ciel profond, il possède d'ailleurs un site très complet sur ses photos que je vous conseille d'aller visiter.
 
 
 
Cette fois-ci il nous propose la célèbre nébuleuse North America (NGC 7000) en Noir et Blanc; elle est située dans le Cygne près de l'étoile Deneb (hors champ) à 1600 années lumière de nous, donc une voisine.
 
Sa forme très caractéristique rappelle le continent nord américain, notamment le golfe du Mexique.
 
A droite, on trouve la nébuleuse du Pélican
 
 
 
 
 
 
 
 
Voici les caractéristiques techniques de cette photo.
 
Lunette Takahashi FSQ 106 ED f/5
Caméra : SBIG STL11000M C2 à t° -20°C   Monture : Astrophysics AP1200 GTO
Filtres : H-alpha 6nm Astrodon  Poses : 12 x 20 min bin 1x
Prise le 14 Sept 2007.
 
 
 
 
 
chickens_up.gif
 
LIVRE CONSEILLÉ :. LIMITES ET LOBES DE ROCHE CHEZ VUIBERT/SAF. (23/09/2007)
 
Voici un livre qui fait le point sur ces notions essentielles en astronomie que sont les limites et les lobes imaginés par le mathématicien Français Édouard Roche. (dont la SAF avait consacré un numéro spécial de sa revue l'Astronomie du mois de Novembre 2006, que vous pouvez encore vous procurer auprès de la SAF).
 
 
Les spécialistes internationaux sont ici réunis pour faire le point sur les recherches actuelles et ouvrir ainsi de nouvelles perspectives d’applications pour la limite et les lobes de Roche.
 
Cet ouvrage de référence dresse le bilan des connaissances scientifiques actuelles sur le sujet. Il est unique au monde, les travaux de recherche étant restés jusqu’ici dispersés dans les revues spécialisées.
 
 
 
En cherchant à expliquer l’origine de l’anneau de Saturne, le mathématicien et astronome Édouard Roche mit en lumière une notion clé : un satellite ne peut être stable qu’au-delà d’une certaine distance de la planète. C’est ainsi qu’en 1849 la limite de Roche prit son nom.
Avec le développement de l’exploration spatiale du système solaire, elle suscite un intérêt sans cesse croissant en planétologie.
 
Il en va de même pour l’autre concept découlant du cas de l’interaction rapprochée de deux astres dotés d’atmosphères. Leur déformation donne les lobes de Roche ; ils connaissent de plus en plus d’applications : en astrophysique des étoiles doubles et, récemment, dans l’étude des planètes extrasolaires proches de leur étoile.
 
Conjuguant les approches historique, théorique et observationnelle de ces notions, ce livre expose les différents aspects sans cesse plus complexes du problème de Roche comme la formulation des limites pour des satellites solides, la théorie relativiste de la rupture d’une étoile passant à proximité d’un trou noir, ou encore l’élaboration d’un modèle de Roche généralisé.
 
 
 
Les 38 astronomes qui y ont apporté leur concours exercent dans treize pays : Allemagne, Belgique, Canada, Chine, États-Unis, France, Grande-Bretagne, Grèce, Israël, Italie, Japon, Pays-Bas et République tchèque.
Ils sont dirigés par Jean Michel Faidit, qui est de la même région que Roche (Montpellier) et spécialiste de l'histoire des sciences. Il a aussi fondé le planétarium de cette ville.
Parmi les nombreux collaborateurs on compte :
André Brahic; Jean Pierre Luminet; Jack Lissauer; AC Levasseur Regourd; Roger Ferlet etc..
 
SOMMAIRE
 
 
LE PROBLÈME DE ROCHE :
1 - Approche historique et didactique ;
2 - Champs de marée et limites de stabilité des astres ;
3 - Déformation des atmosphères dans les systèmes binaires serrés et les étoiles en rotation - Modèle de Roche et modèle de Roche généralisé (GRM) ;
4 - Le problème de Roche axisymétrique ;

LES LIMITES DE ROCHE :
5 - Orbites et limites de Roche ;
6 - Zone de Roche et accrétion ;
7 - Rupture des corps solides ;
8 - Système solaire ;
9 - Noyaux galactiques ;

LES LOBES DE ROCHE :
10 - Orbites et lobes de Roche ;
11 - Transfert de masse - Roche Lobe Overflow ;
13 - Étoiles doubles ;
14 - Planètes extrasolaires ;
15 - Galaxies naines et amas stellaires.
 
 
Bien entendu ce livre ne se lit pas de la première page à la dernière page comme un roman policier, mais plutôt, il sert de référence lorsqu'un sujet ayant trait à ce domaine se présente. D'autre part certains paragraphes font appel à quelques formules mathématiques qui ne doivent pas vous effrayer.
 
J'ai particulièrement apprécié les paragraphes suivants :
 
 
Bref un excellent livre de référence.
 
Signalons que la SAF (Société Astronomique de France) a participé à l'élaboration de ce livre qui peut être aussi acheté dans ses locaux.
 
 
Broché: 383 pages   59€
Éditeur : Vuibert (18 juin 2007)
Langue : Français
ISBN-10: 271174017X
 
 
 
 
chickens_up.gif
 
 
 
 
 
 
 
Bonne Lecture à tous.
 
chickens_up.gif
 
 
 
 
C'est tout pour aujourd'hui!!
 
Bon ciel à tous!
 
JEAN PIERRE MARTIN
 
 
Astronews précédentes : ICI