ESA’s billion-star surveyor Gaia is slowly being brought into focus. This test image shows a dense cluster of stars in the Large Magellanic Cloud, a satellite galaxy of our Milky Way.

Once Gaia starts making routine measurements, it will generate truly enormous amounts of data. To maximise the key science of the mission, only small ‘cut-outs’ centred on each of the stars it detects will be sent back to Earth for analysis.

This test picture, taken as part of commissioning the mission to ‘fine tune’ the behaviour of the instruments, is one of the first proper ‘images’ to be seen from Gaia, but ironically, it will also be one of the last.

Gaia was launched on 19 December 2013, and is orbiting around a virtual point in space called L2, 1.5 million kilometres from Earth.

Gaia’s goal is to create the most accurate map yet of the Milky Way. It will make precise measurements of the positions and motions of about 1% of the total population of roughly 100 billion stars in our home Galaxy to help answer questions about its origin and evolution.

Repeatedly scanning the sky, Gaia will observe each of its billion stars an average of 70 times each over five years. In addition to positions and motions, Gaia will also measure key physical properties of each star, including its brightness, temperature and chemical composition.

To achieve its goal, Gaia will spin slowly, sweeping its two telescopes across the entire sky and focusing the light from their separate fields simultaneously onto a single digital camera – the largest ever flown in space, with nearly a billion pixels.

But first, the telescopes must be aligned and focused, along with precise calibration of the instruments, a painstaking procedure that will take several months before Gaia is ready to enter its five-year operational phase.

As part of that process, the Gaia team have been using a test mode to download sections of data from the camera, including this image of NGC1818, a young star cluster in the Large Magellanic Cloud. The image covers an area less than 1% of the full Gaia field of view.

The team is making good progress, but there is still work to be done to understand the full behaviour and performance of the instruments.

While all one billion of Gaia’s target stars will have been observed during the first six months of operations, repeated observations over five years will be needed to measure their tiny movements to allow astronomers to determine their distances and motions through space.

As a result, Gaia’s final catalogue will not be released until three years after the end of the nominal five-year mission. Intermediate data releases will be made, however, and if rapidly changing objects such as supernovae are detected, alerts will be released within hours of data processing.

Eventually, the Gaia data archive will exceed a million Gigabytes, equivalent to about 200 000 DVDs of data. The task of producing this colossal treasure trove of data for the scientific community lies with the Gaia Data Processing and Analysis Consortium, comprising more than 400 individuals at institutes across Europe.

European Space Agency

Gaia calibration image

Credits : ESA/DPAC/Airbus DS

A Gaia test image of the young star cluster NGC1818 in the Large Magellanic Cloud, taken as part of calibration and testing before the science phase of the mission begins. The field-of-view is 212 x 212 arcseconds and the image is approximately oriented with north up and east left. The integration time of the image was 2.85 seconds and the image covers an area less than 1% of the full Gaia field of view.

Gaia’s overall design is optimised for making precise position measurements and the primary mirrors of its twin telescopes are rectangular rather than round. To best match the images delivered by the telescopes, the pixels in Gaia’s focal plane detectors are then also rectangular. In order to produce this image of NGC1818, the image has been resampled onto square pixels. Furthermore, to maximise its sensitivity to very faint stars, Gaia’s main camera does not use filters and provides wide-band intensity data, not true-colour images. The false-colour scheme used here relates to intensity only. The real colours and spectral properties of the stars are measured by other Gaia instruments.

 

MP3C est l’acronyme de Minor Planet Propriétés Physical catalog (mp3c.oca.eu) Ce portail web permet un accès facile à une variété de propriétés physiques, telles que l’albédo, les couleurs, les tailles et les périodes de rotation d’astéroïdes, obtenues à partir de différentes sources ou de différentes bases de données : mp3c.oca.eu.

Au cours des dernières années nous avons assisté à une forte croissance du nombre d’astéroïdes pour lesquels nous avons des propriétés physiques. Cependant, ces données sont dispersées dans une multiplicité de catalogues. L’extraction de données et leur combinaison pour une analyse plus approfondie nécessitent des outils personnalisés, une situation rendue encore plus complexe par la diversité des sources de données : certaines d’entre elles sont bien standardisées (format Planetary Data System), d’autres ne le sont pas.

MP3C est un nouveau service standardisé OVA pour la communauté scientifique française et internationale qui répond à ce problème.

Il emploie les standards de l’Observatoire Virtuel en Astrophysique (OVA) et permet à l’utilisateur d’accéder à des propriétés sélectionnées d’astéroïdes par simple requête SQL. A l’heure actuelle, des données de type différent ont été inclues dans MP3C : les paramètres orbitaux, photométriques, les paramètres de la courbe de lumière, de tailles et d’albédo obtenus par les satellites IRAS, Akari et WISE ; les couleurs du relevé SDSS ; la taxonomie SMASS ; l’appartenance à une famille ; l’information sur les éventuels satellites de ces astéroïdes et des résultats provenant des occultations stellaires. D’autres sources de données seront ajoutées dans un futur proche. L’extraction des propriétés physiques contenues dans MP3C est configurable par les utilisateurs en fonction de critères de recherche. La liste des objets en retour peut être utilisée de façon interactive pour construire des graphiques grâce à des outils standards de l’OVA comme TOPCAT. En outre, les éphémérides et les visibilités des astéroïdes peuvent être calculés pour différents sites d’observation grâce à un lien vers un service del’IMCCE.

La distribution des albedos dans la double famille d’asteroides Nysa-Polana.

Formes d’astéroïdes determinées par inversion de courbe de lumière.

Le service MP3C a été développé par Marco Delbo et Paolo Tanga, astronomes à l’OCA. Il a été implémenté par Jérôme Gerakis, ingénieur à l’OCA, et fait partie des services Observatoire Virtuel de cet établissement (responsable : Eric Slezak).


   

 

 

 

Les journées radio SKA-LOFAR vont être organisées par l’action spécifique SKA-LOFAR en association avec l’ensemble des programmes nationaux de l’INSU (PCMI, PNCG, PNHE, PNST, PNP, PNPS).

Lieu : Amphithéâtre de l’Institut d’Astrophysique de Paris

Date : Mardi 11 février 2014 (début 14h) au Jeudi 13 février 2014 (fin en milieu d’après midi)

Site Web  : journees-radio.sciencesconf.org

 

L’objectif de ces journées scientifiques sera de présenter les nouveaux grands instruments radio (LOFAR, MeerKAT, ASKAP, SKA,...), leurs programmes scientifiques, leurs communautés et leurs projets actuels, susciter de nouveaux projets et acteurs de la communauté française dans toutes les thématiques, faire se rencontrer les experts des instruments et les utilisateurs potentiels.

Les journées incluront des présentations invitées et des contributions et se termineront par un débat sur les suites à leur donner, avec en premier lieu la préparation de la prospective INSU et l’écriture d’un « white paper » regroupant les intérêts de la communauté française pour le SKA.

Le programme sera construit à partir de la diversité des thèmes scienctifiques de LOFAR et SKA : époque de réionisation, physique fondamentale avec les pulsars, HI et évolution des galaxies, cosmologie, magnétisme cosmique, planétologie, exobiologie, « survey » en continue, l’univers transitoire, etc.

Un atelier sur la science de NenuFAR (la super station LOFAR) suivra immédiatement les journées radio, au même endroit. Pour plus d’informations veuillez vous rendre ici.

Ces journées se tiendront du 11 février 2014 au 13 février 2014 et auront lieu dans l’Amphithéâtre Henri Mineur de l’IAP : Institut d’Astrophysique de Paris
Vous pouvez accéder au programme complet ici.

Contact : Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser.

 

Une équipe internationale de planétologues a reçu le soutien de l’Union européenne pour une durée de 3 ans (oct. 2013 - sep. 2016) afin de poursuivre l’exploitation des données de la mission Vénus Express de l’Agence spatiale européenne (ESA) lancée en 2006, et conduire simultanément des observations à partir de télescopes au sol (CFHT, ALMA, IRTF). L’unité de recherche Lagrange (OCA - CNRS - UNS) est chargé d’exploiter les données récoltés à l’occasion des passages de Vénus devant le Soleil pour en déduire les contraintes sur la structure de la mésosphère de la planète.

Vénus est la soeur jumelle de la Terre et notre plus proche voisine dans le Système solaire après la Lune. Elle s’est formée à la même époque et dans la même région que la Terre et Mars. À partir des mêmes ingrédients, elle a presque atteint la taille de notre planète.

Pourtant, Vénus est aujourd’hui une planète inhospitalière et incompatible avec la vie telle que nous la connaissons. Sa surface et son atmosphère ont perdu pratiquement toute trace d’eau, et il règne dans son atmosphère dominée par le dioxyde de carbone un intense effet de serre, qui élève sa température de surface à plus de 450°C.

Enquête sur notre planète-sœur

Comment, et pourquoi, une planète qui avait tout pour devenir identique à la nôtre, a pu poursuivre un destin si différent ?

Vénus est soumise à un gigantesque effet de serre, principalement causé par le dioxyde de carbone (CO2), 100 000 fois plus abondant que sur notre planète. Mais elle nous apprend autant que la Terre sur le mode de fonctionnement d’une planète de type terrestre.

Tout comme pour la Terre, ses couches nuageuses jouent un très grand rôle. Les deux planètes ont une haute atmosphère remarquablement semblable du point de vue des données climatiques de base que sont la pression et la température, mais également des cycles de réactions chimiques semblables, qui font réagir entre elles l’eau et des espèces soufrées, sulfates et halogènes tels le fluor ou le chlore, sous forme gazeuse ou sous la forme d’aérosols liquides.

Enfin, les vents sur Vénus ne cessent d’intriguer la communauté scientifique. Tandis que la planète effectue un tour sur elle-même en 243 jours, l’atmosphère tourne autour d’elle à une vitesse 50 fois supérieure, effectuant une circumnavigation complète de la planète en seulement 4 à 5 jours seulement. Ce phénomène appelé super-rotation, dont les mécanismes ne sont toujours pas compris, est également pressenti pour les atmosphères d’exoplanètes de type terrestre en rotation très lente.

Ne pas comprendre les conditions d’évolution de la planète Vénus, c’est se priver d’une clé de compréhension sur l’origine et l’évolution de notre propre planète vers une situation si favorable à la vie. En d’autres termes, il s’agit de savoir lequel de ces deux destins croisés est la règle – ou l’exception – dans les systèmes exoplanétaires.

Tout comme les études climatiques terrestres les plus fines, les progrès de nos connaissances sur Vénus vont reposer sur l’acquisition de longues séries temporelles de données atmosphériques et leur variation dans l’espace et dans le temps.

Leadership de l’Europe sur Vénus

Les planétologues européens ont acquis un leadership pour l’étude de cette planète au cours de cette dernière décennie, par l’exploitation des données de la mission Vénus Express, mais également l’utilisation simultanée de grands télescopes au sol.

Vénus Express, seul satellite en orbite autour de Vénus a permis depuis 2006 l’exploration détaillée de l’atmosphère, depuis le sol jusqu’à l’espace, grâce à un ensemble d’instruments et de caméras à son bord. Le satellite a poursuivi sa mission bien au-delà de sa période nominale de 500 jours et fait faire des progrès considérables à notre connaissance de cette planète.

La mission ne peut se prolonger indéfiniment, puisque les réservoirs du carburant utilisé pour le positionnement fin de ses instruments et l’altitude de son orbite s’épuisent inexorablement ; d’ici peu, les réserves seront épuisées et Vénus Express terminera sa course en se désintégrant dans l’atmosphère de Vénus.

Mais l’exploitation des données de la mission se poursuivra encore durant de nombreuses années, cependant que de nouvelles générations de scientifiques examineront et réexamineront les données archivées, conjointement avec les données fournies sur Terre par les grands télescopes. Vénus étant la planète la plus proche de la Terre, son observation depuis la Terre permet la cartographie détaillée en latitude et en heure locale de son atmosphère. Les planétologues mesurent directement la vitesse des vents en tous points de la planète par l’effet Doppler-Fizeau (également utilisé pour les mesures de vitesses sur Terre). Des constituants chimiques minoritaires tels le dioxyde de soufre SO2 peuvent également être cartographiés depuis la Terre, en utilisant différents domaines de longueurs d’onde, nous renseignant ainsi sur des processus naturels tels le volcanisme, les éclairs, ou la formation des nuages.

Par ce projet, la Commission européenne permet la coordination des efforts de différents laboratoires européens experts dans l’observation, l’analyse et l’interprétation des données spatiales de Vénus tout comme celles obtenues à partir de grands télescopes terrestres. C’est peut-être au travers de l’étude des propriétés de l’atmosphère de Vénus que se révéleront certaines clés sur l’origine et l’évolution de notre propre atmosphère.

Le projet EuroVénus est soutenu par le septième Programme cadre européen (FP7/2007-2013) sous le numéro de financement 606798 pour une durée de 3 ans (oct. 2013 - sept. 2016) pour l’étude coordonnée de différents aspects de l’atmosphère de Vénus utilisant des données spatiales (en particulier celles de la mission Vénus Express) et des observations à partir de télescopes au sol. Le projet, coordonné par le LESIA et l’Observatoire de Paris, réunit des chercheurs de France (Observatoire de Paris/LESIA, CNRS/Observatoire de la Côte d’Azur/LAGRANGE), de Belgique (Institut d’Aéronomie Spatiale de Belgique), d’Allemagne (Institut Rhénan pour la Recherche Environnementale de l’Université de Cologne), du Portugal (Faculté des Sciences et Centre d’Astronomie et Astrophysique de l’Université de Lisbonne), du Royaume Uni (Université d’Oxford).

La mission Venus Express de l’Agence spatiale européenne, lancée en 2006,
a permis l’exploration détaillée de l’atmosphère depuis le sol jusqu’à l’espace,
grâce à un ensemble d’instruments et de caméras à son bord. Venus Express,
qui a été la première mission vers Vénus en près de deux décennies –
la précédente mission vers Vénus fut lancée en 1989 – a donné aux chercheurs européens
un leadership mondial pour l’étude de cette atmosphère, un cas unique
parmi les planètes du Système solaire. Crédit image : ESA

 

Les constituants chimiques minoritaires de l’atmosphère de Vénus,
tout comme les vents dans la haute atmosphère, peuvent être cartographiés
à l’aide d’instruments au sol dans les domaines de longueur d’onde millimétrique,
sub-millimétrique, visible jusqu’à l’infrarouge thermique.
Ces méthodes ont l’avantage d’établir des cartes instantanées
sur l’ensemble du disque de la planète, au contraire des observations de Vénus Express
depuis l’orbite de Vénus. De nombreux grands instruments au sol
seront mis à contribution dans le projet EuroVénus,
en particulier le grand télescope Atacama Large Millimeter Array (ALMA).
Credit image : ESO

Pour plus d’information : www.eurovenus.eu

 

Des astronomes, dont un jeune chercheur de l’Observatoire de la Côte d’Azur, viennent de mettre en évidence, dans les exoplanètes appellées "Jupiters chauds", des interactions intenses entre circulation atmosphérique, contraste de température jour/nuit et formation de nuages. Les Jupiters chauds orbitent en quelques jours autour de leurs étoiles hôtes. Pour la plupart d’entre elles, les forces de marées ont synchronisé leurs périodes de rotation et de révolution. Comme pour la Lune et la Terre, elles montrent toujours la même face à leur étoile. Ces travaux font la couverture de la revue Astronomy & Astrophysics cette semaine.

Carte de vents (flèches) et de températures (couleurs) issu d’un modèle de circulation générale d’un Jupiter-chaud. Le point substellaire est à la longitude zéro. On voit que la circulation est dominée par des vents allant d’ouest en est. De plus l’hémisphère le plus chaud est décalé d’une vingtaine de degrés vers l’est par rapport au point substellaire. Crédits : V. Parmentier/OCA/CNRS/Université Nice Sophia Antipolis.

Le côté « jour » des Jupiter-chauds, perpétuellement éclairé, est plusieurs centaines de degrés plus chaud que le côté nuit, plongé dans l’ombre. Le contraste de températures entre le jour et la nuit est telle que certaines espèces peuvent être stable du côté jour, mais être forcées à condenser du côté nuit. C’est, par exemple, le cas des silicates (le verre), des oxydes de fer ou bien des oxydes de titane. De plus, sur ces planètes, des vents soufflant d’ouest en est transportent le gaz du côté jour au côté nuit en moins de 24h. Quel est le devenir des espèces qui sont transportées et condensent côté nuit ? Si elles pleuvent trop profond dans l’atmosphère, elles disparaissent rapidement, du côté nuit comme du côté jour de la planète. Par contre, si la circulation atmosphérique est assez puissante pour les ramener dans la haute atmosphère, elles restent disponibles à la fois pour être observées côté jour et pour former des nuages côté nuit. Plus les flocons côté nuit sont gros, plus ils chutent vite dans l’atmosphère et plus il devient difficile pour la circulation atmosphérique de les ramener dans l’atmosphère visible. En utilisant un modèle de circulation générale de l’atmosphère d’un Jupiter-chaud, les auteurs de cette étude ont montré que si un composé gazeux condense dans des particules de plus de quelques microns, il devrait rapidement disparaître de l’atmosphère visible et être stocké dans les profondeurs inobservables de la planète. Au contraire, si la taille des condensats est plus petite que le micromètre, une brume pourrait se maintenir dans la haute atmosphère.

Vue d’artiste de l’exoplanète Kepler-7b. Bien que possédant un rayon 1,5 fois plus grand que Jupiter, Kepler-7b est deux fois moins massive. Crédits : NASA/JPL-Caltech/MIT

Certaines observations sont venues confirmer la présence de nuages sur tout ou parties de certains Jupiter-chauds. Par exemple, une brume couvrant l’intégralité de la planète HD189733b, composée de particules d’au maximum un dixième de micromètre a été découverte en mesurant la lumière transmise par la planète durant son transit(1) et, plus récemment, en mesurant la lumière de l’étoile réfléchie par la planète(2). A contrario, sur Kepler-7b, un autre Jupiter-chaud, des nuages ont été découverts dans la partie ouest du côté jour mais pas dans la partie est(3). Comme pour la plupart des Jupiter-chauds, la circulation atmosphérique de Kepler-7b est dominée par des vents rapides d’ouest en est. L’ouest du côté jour est composé d’air froid et nuageux en provenance du côté nuit tandis que l’est du côté jour est composé d’air chaud et transparent en provenance du point substellaire ce qui favorise un ciel couvert à l’ouest mais un ciel clair à l’est du point substellaire.

Dans le futur, la mission spatial EChO(4) pourra, si elle est sélectionnée, cartographier des dizaines de Jupiter-chauds dans une centaine de longueurs d’onde différentes, permettant une compréhension plus profonde de la météo des planètes extra-solaires.

Note(s) :

Source(s) :

3D mixing in hot Jupiters atmospheres. I. Application to the day/night cold trap in HD 209458b, Parmentier et al., A&A, 10/2013

Actualités du CNRS-INSU

Contact(s) :

Vivien Parmentier, Laboratoire Lagrange (Observatoire de la Côte d’Azur/CNRS/Université Nice Sophia-Antipolis)Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser., 04 92 00 30 81.

Les coordonnées ci-dessus peuvent avoir été mises à jour depuis la publication de cet article.

Communiqué de l’ESO - Jeudi, 12 Septembre 2013

Deux groupes d’astronomes, dont des chercheurs de l’OCA1, du GEPI2 et de l’Institut Utinam3, ont utilisé les données des télescopes de l’ESO pour dresser la meilleure carte tridimensionnelle à ce jour des régions centrales de la Voie Lactée. Ils ont découvert que les régions centrales, observées sous certains angles, présentent l’aspect d’une cacahuète ou d’un X. Cette forme inhabituelle a été reconstituée au moyen des données publiques du télescope d’observation VISTA de l’ESO combinées aux mesures des vitesses de centaines d’étoiles très peu brillantes situées dans le bulbe central. Ce travail de recherche a donné lieu à la rédaction de deux articles à paraître respectivement dans la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society et récemment publié dans la revue Astronomy & Astrophysics.

 

Cette vue d’artiste montre ce à quoi notre galaxie, la Voie Lactée, ressemblerait, si nous l’observions depuis le dessus et sous un autre angle que celui sous lequel nous l’apercevons depuis la Terre. Le bulbe central apparaît sous la forme d’une cacahuète constituée d’étoiles rougeoyantes et les bras spiraux ainsi que les nuages de poussière associés forment une bande étroite. Crédits : ESO/NASA/JPL-Caltech/M. Kornmesser/R. Hurt

Le bulbe galactique, qui s’étend sur plusieurs milliers d’années lumière, constitue l’une des régions les plus importantes et les plus massives de la galaxie. La structure et l’origine de ce vaste nuage central composé d’environ 10 000 millions d’étoiles demeurent en partie méconnues.

Malheureusement, la présence de nuages denses de gaz et de poussières entre notre point d’observation terrestre, situé à l’intérieur du disque galactique, et cette région centrale distante de quelque 27 000 années lumière, obscurcit notablement nos observations. Les astronomes sont donc contraints d’observer le bulbe à de plus grandes longueurs d’onde, situées dans la partie infrarouge du spectre, capables de transpercer les nuages de poussières.

Des observations antérieures du bulbe, effectuées dans le cadre du sondage infrarouge 2MASS, avaient déjà mis en évidence l’existence de la mystérieuse structure du bulbe en forme de X. Afin de mieux discerner la structure du bulbe, deux groupes de scientifiques ont utilisé les récentes observations effectuées par plusieurs télescopes de l’ESO.

Le premier groupe, qui travaille à l’Institut Max Planck dédié à la Physique Extraterrestre (MPE) de Garching en Allemagne, a utilisé les données du sondage VVV effectué dans le proche infrarouge4 par le télescope VISTA à l’Observatoire de Paranal de l’ESO au Chili (eso1101, eso1128, eso1141, eso1242, eso1309). Ce sondage, dont les données ont été récemment mises à disposition du public, recense des étoiles de luminosité trente fois plus faible que les sondages du bulbe effectués auparavant. L’équipe a identifié un total de 22 millions d’étoiles classées parmi les géantes rouges et dont les propriétés bien connues permettent de déterminer leurs distances5.

« La profondeur du catalogue d’étoiles VISTA excède largement celle de tout catalogue antérieur. Elle nous permet de localiser l’intégralité de cette population d’étoiles, y compris dans les régions les plus obscurcies du ciel  » nous explique Christopher Wegg (MPE), auteur principal de cette première étude. « Connaissant la distribution de ces étoiles, nous pouvons dresser une carte 3D du bulbe galactique. Il s’agit de la toute première cartographie réalisée sans formuler la moindre hypothèse concernant la forme du bulbe.  »

« Il est apparu que la région centrale de notre galaxie à une forme de cacahuète enveloppée dans sa coque, vue par le côté, et celle d’une barre très allongée quand on la regarde de dessus  » ajoute Ortwin Gerhard, co-auteur du premier article et leader du Groupe Dynamique du MPE6. « C’est la première fois que nous pouvons voir cela dans la Voie Lactée, et les simulations de notre groupe mais aussi d’autres équipes montrent que cette forme est caractéristique des galaxies barrée qui se sont développées à partir d’un pur disque d’étoiles.  »

Cette vaste image remplie d’étoiles constitue une infime fraction du sondage VVV effectué par le télescope VISTA de l’ESO dans le domaine infrarouge. Elle montre une région du ciel située à proximité du centre de la Voie Lactée et comporte plusieurs milliers d’étoiles qui composent le bulbe de la Voie Lactée. Les catalogues d’étoiles issus du sondage VVV ont été utilisés pour reconstituer, de manière bien plus précise qu’auparavant, la forme du bulbe. Crédits : ESO/VVV Survey/D. Minniti, I. Toledo

 

 

La seconde équipe internationale, conduite par l’étudiant chilien en thèse Sergio Vásquez (Université Catholique Pontificale du Chili, Santiago, Chili et ESO, Santiago, Chili) a adopté une toute autre approche pour déterminer la structure du bulbe. Ils ont mesuré, au moyen des images acquises, à onze ans d’intervalle, par le télescope MPG/ESO de 2,20 mètres, les infimes déplacements résultant des mouvements des étoiles du bulbe dans le plan du ciel. Ces données ont été combinées aux mesures des vitesses des mêmes étoiles en direction de la Terre ou dans le sens opposé, afin de cartographier les mouvements de plus de 400 étoiles en trois dimensions7.

« C’est la première fois que nous déterminons les valeurs des vitesses, en trois dimensions, d’un si grand nombre d’étoiles individuelles des deux côtés du bulbe »
conclut Sergio Vásquez. « Les étoiles que nous avons observées semblent se répartir le long des bras du bulbe en forme de X, leurs orbites les entraînant de part et d’autre ainsi qu’à l’extérieur du plan de la Voie Lactée. Ce résultat est parfaitement conforme aux prévisions des modèles les plus avancés !  »

Les astronomes pensent qu’à l’origine, la Voie Lactée ressemblait à un disque d’étoiles qui se sont rassemblées en une barre plate il y a des milliards d’années8. La partie centrale de cette barre s’est ensuite constituée en boucle puis a adopté cet aspect semblable à une cacahuète tri-dimensionnelle révélé par les nouvelles observations.

Note(s) : 

  1. Laboratoire Lagrange : Observatoire de la Côte d’Azur/CNRS/Université Nice Sophia Antipolis
  2. GEPI : Observatoire de Paris/CNRS/Université Paris Diderot
  3. Institut Utinam : OSU Theta-CNRS/Université de Franche-Comté
  4. L’abréviation VVV se rapporte au Sondage VISTA relatif aux étoiles Variables de la Voie Lactée. Il s’agit de l’un des six vastes sondages réalisés par le télescope VISTA. Les données issues du sondage VVV sont mises à disposition de la communauté scientifique internationale au travers des Archives Scientifiques de l’ESO. Leur publication a permis l’étude réalisée au MPE.
  5. Parce qu’ils peuvent être utilisés comme chandelles standards, les groupes d’étoiles classées parmi les géantes rouges ont été choisis pour cette étude : lorsque les étoiles géantes atteignent ce stade évolutif, leur luminosité ne dépend quasiment plus de leur âge ni de leur composition. La quantité de gaz et de poussières qui obscurcit les étoiles peut être déduit des couleurs observées des amas de géantes rouges, et la distribution de leur luminosité réelle (en l’absence d’obscurcissement) peut être mesurée. Puis, les groupes de géantes rouges étant caractérisés par de semblables luminosités intrinsèques, les distances à chaque étoile peuvent être déterminées. La bonne couverture spatiale du sondage VVV a permis d’effectuer des mesures sur l’intégralité de la région centrale de la Voie Lactée, puis de reconstruire la structure 3D du bulbe.
  6. Des structures similaires en forme de cacahuète ont été observées à l’intérieur des bulbes d’autres galaxies et leur formation a été prédite par les simulations informatiques qui montrent que cette forme de cacahuète résulte de la configuration des étoiles en orbites qui forment une structure en forme de X.
  7. Les mesures de ces vitesses radiales ont été effectuées au moyen du spectragraphe FLAMES-GIRAFFE qui équipe le Très Grand Télescope de l’ESO et du spectrographe IMACS installé à l’Observatoire de Las Campanas.
  8. De nombreuses galaxies, parmi lesquelles la Voie Lactée, ont leurs régions centrales qui montrent de longues structures étroites et rectilignes appelées barres.

Pour en savoir plus : 

Le communiqué de presse sur le site de l’ESO

Source(s) : 

Vsquez et al., 3D kinematics through the X-shaped Milky Way bulge, A&A 09/2013

Contact(s) :

  • Vanessa Hill, Laboratoire Lagrange (Observatoire de la Côte d’Azur/CNRS/Université Nice Sophia-Antipolis)
    Cette adresse e-mail est protégée contre les robots spammeurs. Vous devez activer le JavaScript pour la visualiser., 04 92 00 30 15

Les coordonnées ci-dessus peuvent avoir été mises à jour depuis la publication de cet article.

 

Du 15 au 17 octobre 2013, le colloque « From Quantum to Cosmos » se tiendra sur le campus de Valrose de l’Université de Nice Sophia-Antipolis (UNS). Organisé avec le CNES par Catherine Nary Man, directrice du laboratoire Artémis (CNRS - UNS - OCA), cette manifestation fait partie d’une série de séminaires qui débuta en 2006 sous l’impulsion de la NASA. Le concept est de réunir la communauté internationale de chercheurs en physique fondamentale. Leurs travaux de recherche et leurs expériences sont menés sur terre ou en lien avec des missions dans l’espace et touchent donc les domaines de la physique fondamentale, mais également l’astrophysique et la cosmologie. « En France, la physique fondamentale n’a pas vraiment d’appartenance à un Institut du CNRS. Il est donc important pour le laboratoire Artémis de participer et de s’impliquer dans ce colloque », explique Catherine Nary Man, directrice du laboratoire Artémis. En effet, le projet de détection des ondes gravitationnelles VIRGO auquel participe le laboratoireArtémis est du ressort de la physique fondamentale et contribue à tester la théorie de la Relativité Générale.

« L’objectif de cette manifestation est de suivre l’état de l’art dans le domaine de la physique fondamentale. Nous aborderons des thèmes comme la relativité générale, le principe d’équivalence, le modèle standard de la physique des particules, la matière noire et l’énergie noire... », précise Catherine Nary Man. Près d’une cinquantaine de spécialistes sont invités à intervenir pour présenter leurs travaux de recherche et les expériences qui ont été menées ces dernières années. Le prix Nobel de physique, Theodor Wolfgang Hänsch, ouvrira les débats auxquels participeront des représentants du CNES, de la NASA, del’ESA, de l’agence spatiale allemande...

Les missions spatiales en cours feront partie des sujets traités, mais ce colloque est également l’occasion de lancer des idées de nouvelles missions et de débattre de leur pertinence, sachant que leur réalisation est souvent très longue à mettre en œuvre. Quelques bourses de l’ESA seront accordées aux étudiants pour leur permettre de participer au colloque.

 

Un suivi de l’astéroïde géo-croiseur (163249) 2002GT a été réalisé par Maxime Devogele, étudiant en thèse à l’Université de Liège (Belgique) et à l’Observatoire de la Cote d’Azur/UNS, et par l’équipe C2PU.

Cet astéroïde, soupçonné d’être binaire, ne sera plus visible depuis la Terre à cette magnitude avant 2020. La sonde spatiale EPOXI, initialement dédiée à l’étude d’exoplanètes et de comètes dans notre système solaire, approchera cet astéroïde en 2020, lors de sa dernière mission. Toute observation faite au préalable depuis la Terre sur 2002 GT aidera à la réussite de cette rencontre.

Vidéo de 2002GT extraite d’une observation d’une durée de 8 h.

On a en a déduit une période de 3.776 h et l’étude photométrique se poursuivra tant que cela sera possible afin de détecter l’éventuel comapgnon. L’étude astrométrique (importante pour affiner l orbite de ce PHA : potentially hazardous asteroid) est en cours.

Aller au haut