A partir de 20 h 00 local

• Observation de la Lune et de Saturne avec les télescopes de l’observatoire

• Conférence et projection « La Planète Saturne »

Réservation indispensable au 06 50 72 80 06

Complet – Plus de places disponibles

Le Club Antarès n’organisera pas de soirées publiques pour la Nuit des Etoiles cette année

L’observatoire Antarès sera ouvert du Lundi 4 au Samedi 9 Octobre de 15 h à 18 h à l’occasion de la Science en Fête.

Des animateurs seront présents pour vous faire découvrir l’observatoire et ses télescopes ainsi que son historique, ses travaux et ses activités au service des amateurs pour leur faire découvrir l’astronomie.

Entrée gratuite.

Le télescope WFIRST possèdera un miroir principal d’un diamètre de 2,4 mètres, de la même taille que le miroir principal du télescope spatial Hubble. WFIRST disposera de deux instruments, le Wide Field Instrument et le Coronagraph Instrument.

L’instrument à grand champ

L’instrument à champ large WFI fournit des capacités d’imagerie à grand champ et de spectroscopie sans fente nécessaires pour effectuer des études de l’énergie noire, d’exoplanète par technique de microlentille et d’infrarouge proche, tandis que l’instrument coronographe prend en charge l’imagerie à contraste élevé d’exoplanètes et de spectroscopie. L’instrument à champ large comprend des filtres qui fournissent un mode d’imagerie couvrant la bande de 0,48 à 2,0 μ et deux modes de spectroscopie sans fente. Les modes de spectroscopie couvrent la bande de 1,0 – 1,93 μ avec un pouvoir de résolution de 450 à 850 et la bande de 0.8 – 1,8 μm (pas encore définitif) avec un pouvoir de résolution de 70 à 140. Le plan focal à grand champ utilise des détecteurs HgCdTe 4k x 4k avec des pixels de 10 μ. Les détecteurs HgCdTe sont disposés en réseau 6 x 3, fournissant une zone active de 0,281 degrés carrés soit un champ de 0,5 x 0,5°, ce qui correspond au champ de la pleine Lune. L’instrument offrira une fonction d’étalement ponctuel, une photométrie de précision et fournira des observations stables pour la mise en œuvre des études de l’énergie noire, de la microlentille des exoplanètes par la technique de microlentille et dans l’infrarouge proche.

Coronographe

Le Coronagraph Instrument (CGI) sera le premier instrument d’un télescope spatial à utiliser des masques de coronographe de précision optimisés numériquement; des miroirs déformables de grand format pour un contrôle de front d’onde de haut niveau; un système de détection et de contrôle de front d’onde de faible niveau; et des détecteurs CCD multiplicateurs d’électrons (EMCCD) pour le comptage de faible flux de photons. Afin d’exécuter une démonstration convaincante de ses technologies critiques sur des sources astrophysiques, CGI aura la capacité de basculer entre trois modes d’observation:

1.     Mode imagerie à large bande avec un coronographe hybride Lyot et un angle de travail interne de 3 λ / D (150 mas) en une bande passante de 546 à 604 nm;

2.     Un coronographe à pupille pour l’imagerie spectroscopique avec un spectrographe de champ intégral basé sur des lentilles, avec une puissance de résolution spectrale R = 50 dans une bande passante de 675 à 785 nm;

3.     Un coronographe à pupille pour l’imagerie à large bande de disques de débris à des séparations allant de 6 à 20 λ / D dans une bande passante de 784 à 866 nm.

Tous ces modes d’observation sont conçus pour atteindre une exigence de sensibilité du rapport de flux de 5 x 10^-8, y compris les marges et les facteurs d’incertitude du modèle. Les prévisions de budget d’erreur indiquent que le CGI peut atteindre des sensibilités de rapport de flux jusqu’à 5 x 10^-10 en imagerie (100 heures, V = 5) et 4 x 10^-9 en spectroscopie (400 heures, V = 5).

Orbite de WFIRST

WFIRST sera sur le point de Lagrange L2 de l’orbite de la Terre autour du Soleil, à environ 1,8 million de kms de la Terre. Les forces gravitationnelles entre le soleil et la Terre à ce point sont égales, permettant une orbite stable du satellite.

La mission de référence (DRM) de WFIRST utilise le matériel du télescope de 2,4 mètres existant, ainsi que les architectures et le matériel des instruments, des engins spatiaux et des systèmes au sol pour répondre aux exigences scientifiques du WFIRST. L’observatoire WFIRST actuel se positionnera au deuxième point de Lagrange (SEL2). L’orbite n’est pas un Halo, car elle ne passe pas exactement par les mêmes points tous les 6 mois. Elle évolue et s’ouvre de façon quasi périodique, et est donc appelé Quasi-Halo.

Questions fréquemment posées

Qu’est-ce que WFIRST ?

Le Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST) est un observatoire spatial de la NASA en cours de développement. WFIRST a été recommandé comme priorité absolue pour la prochaine décennie d’astronomie dans le cadre de l’enquête décennale 2010 du National Research Council des États-Unis. En février 2016, WFIRST a été approuvé pour développement et lancement. WFIRST est conçu pour régler des questions essentielles dans les domaines de l’énergie sombre, des exoplanètes et de l’astrophysique.

Quelle est la taille du télescope de WFIRST?

Le télescope WFIRST possède un miroir principal de 2,4 mètres de diamètre, de la même taille que le miroir principal du télescope spatial Hubble (HST). Le miroir a la même sensibilité que le miroir principal de Hubble, mais ne fera qu’un cinquième de son poids, mettant en évidence une avancée dans la technologie des télescopes. WFIRST aura une sensibilité et une résolution comparables à celles du HST, mais avec un champ de vision 100 fois plus grand, combinant une excellente qualité d’image avec une puissance élevée.

Combien d’instruments WFIRST aura-t-il ?

WFIRST disposera de deux instruments, le Wide Field Instrument (WFI) et le Coronagraph Instrument (CGI). Le WFI fournit une imagerie à large champ et une spectroscopie pour l’étude de l’énergie sombre, de microlentille et de supernova. Le CGI fournit une imagerie et une spectroscopie à contraste élevé pour les observations d’exoplanètes et de disques de débris. Le WFI est une caméra multi-bande dans le proche infrarouge de 288 mégapixels, offrant une netteté des images comparable à celle obtenue par le télescope spatial Hubble (HST) sur un champ de vision de 0,28 degré carré, 100 fois plus grande que celle du HST. L’instrument de coronographie consiste en une caméra et un spectromètre à petit champ de vision à contraste élevé couvrant les longueurs d’onde visibles et le proche infrarouge utilisant une nouvelle technologie de suppression de la lumière des étoiles.

Quels sont les thèmes scientifiques de WFIRST?

WFIRST se concentrera sur l’énergie sombre, les exoplanètes et un large éventail de sujets relatifs à l’astrophysique infrarouge et aux sciences planétaires. Les études WFIRST comprennent une vaste zone, une imagerie à haute définition et un étude spectroscopique qui permet des mesures cosmologiques de haute précision sur les amas de galaxies, une étude dans le domaine temporel qui permet la découverte et la surveillance de la courbe de lumière de milliers de supernovæ de type Ia, une étude temporelle du domaine du renflement galactique qui permet la découverte de milliers d’exoplanètes au niveau de l’UA et des séparations plus grandes via la microlentille gravitationnelle, et un programme General Observer (GO) qui permettra un large éventail d’études en astrophysique et en science planétaire.

Comment WFIRST recherchera-t-il la matière noire, l’énergie noire et les exoplanètes?

WFIRST étudiera la matière noire et l’énergie noire avec plusieurs techniques. Il effectuera de grandes études sur les galaxies et les amas de galaxies pour voir les effets de la matière noire et de l’énergie sur leurs formes et distributions dans l’univers. Au total, plus d’un milliard de galaxies seront observées par WFIRST. Il observera également des supernovæ lointaines de type Ia pour les utiliser comme traceurs de matière noire et d’énergie sombre. WFIRST fournira un énorme pas en avant dans notre compréhension de la matière noire et de l’énergie sombre. WFIRST étudiera également les exoplanètes avec deux techniques différentes: la microlentille et la coronographie. La mission observera une région dense dans la direction du centre de la Voie lactée de notre galaxie pour observer les événements de microlentille. L’instrument coronographe fera la démonstration de nouvelles technologies pour effectuer l’imagerie directe d’exoplanètes et de disques autour des étoiles proches.

Les équipes scientifiques ont-elles déjà été sélectionnées pour la mission?

Non. WFIRST a sollicité les commentaires de la communauté scientifique pour obtenir des conseils sur la formulation des enquêtes, et une grande équipe de scientifiques a proposé de participer à un «Groupe de travail sur la science de la formulation», ou FSWG. Les objectifs du FSWG sont d’organiser des équipes d’investigation scientifique pour étudier les conceptions optimales et les exigences techniques pour les enquêtes, et les capacités qui maximiseront le retour scientifique de l’observateur général et des programmes d’archivage. Les plans détaillés de l’enquête et les attributions de temps seront décidés beaucoup plus près du lancement, intégrant une large contribution communautaire. Les membres du FSWG ont un mandat de 5 ans et la NASA prévoit une future compétition pour la mise en œuvre et la participation à WFIRST.

Les données WFIRST auront-elles un temps d’exclusivité ?

Il n’y aura pas de période d’exclusivité pour les données WFIRST, et 100 % du temps d’observation sera utilisé.

Quel est le statut de WFIRST?

WFIRST est actuellement en phase finale de conception et de fabrication («phase C»). Les missions de la NASA passent par différentes phases, comme suit:

·        Phase A: Développement de concept et de technologie

·        Phase B: Conception préliminaire et achèvement de la technologie

·        Phase C: Conception et fabrication finales

·        Phase D: Assemblage, intégration et test du système et lancement

·        Phase E: Opérations et maintien en puissance

·        Phase F: Clôture

Quand WFIRST devrait-il être lancé?

Les préparatifs sont en bonne voie pour un lancement au milieu des années 2020.

Quelles institutions sont impliquées dans WFIRST?

La mission WFIRST est gérée par le Goddard Space Flight Center de la NASA avec la participation du Jet Propulsion Laboratory, du Space Telescope Science Institute (STScI), de l’Infrared Processing and Analysis Center (IPAC), de plusieurs partenaires industriels et des membres de l’équipe scientifique d’un grand nombre d’instituts de recherche. Les fonctions du WFIRST Science Center sont la responsabilité conjointe de l’IPAC, du STScI et du GSFC. Les principaux partenaires industriels sont Ball Aerospace, Harris et Teledyne Imaging Sensors.

Quelle science supplémentaire WFIRST permettra-t-il?

En plus des programmes d’étude WFIRST pour étudier l’énergie sombre et les exoplanètes, WFIRST permettra une vaste gamme d’investigations scientifiques en astrophysique et en science planétaire. WFIRST disposera d’un solide programme General Observer qui permettra à la communauté scientifique d’étudier des sujets tels que les objets du système solaire, les transits d’exoplanètes, les naines brunes et les restes stellaires, les populations stellaires de la Voie lactée et les galaxies voisines, l’évolution des galaxies, les quasars, les lentilles gravitationnelles, et les sources de ré-ionisation.

Qui lancera la mission dans l’espace?

Le projet WFIRST étudie actuellement les options des lanceurs. Les lanceurs ne sont généralement sélectionnés que plusieurs années avant le lancement.

Dans quelle orbite sera WFIRST?

WFIRST fonctionnera à partir d’une orbite quasi-halo autour du deuxième point Lagrange Soleil-Terre (L2).

Quelle est la durée de vie de la mission WFIRST?

Selon les plans actuels, WFIRST aura une durée de vie de mission principale de 5 ans et est conçu pour soutenir une mission prolongée de 5 ans (le carburant est le seul consommable qui limitera sa durée de vie).

WFIRST aura-t-il un programme d’observation général ou de recherche d’archives?

Oui. Selon les plans actuels, 25% de la mission principale de 5 ans devrait être consacrée aux programmes d’Observation générale (GO) et 5% à la démonstration de technologies coronographiques. Le reste est consacré aux études de microlentille et aux mesures de l’énergie noire. Ces études devraient également fournir des données utiles pour l’astrophysique générale à effectuer en mode archivistique. La NASA a l’intention de financer un programme de recherche d’archives (AR) pour soutenir l’exploitation scientifique complète des ensembles de données WFIRST. Une plus grande fraction du temps (probablement 100%) d’une mission prolongée serait effectuée en mode GO.

Espace-temps déformé pour aider WFIRST à trouver des exoplanètes

Le télescope d’enquête à champ large de la NASA (WFIRST) recherchera des planètes en dehors de notre système solaire vers le centre de la Voie lactée de notre galaxie, où se trouvent la plupart des étoiles. L’étude des propriétés des exoplanètes nous aidera à comprendre à quoi ressemblent les systèmes planétaires de la galaxie et comment les planètes se forment et évoluent.

La combinaison des résultats de WFIRST avec les résultats des missions Kepler et Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) de la NASA achèvera le premier recensement de planète avec un large éventail de masses et d’orbites, nous rapprochant ainsi de la découverte de mondes terrestres habitables au-delà de notre Terre.

À ce jour, les astronomes ont trouvé la plupart des planètes passant devant leur étoile hôte lors d’événements appelés transits, qui atténuent temporairement la lumière de l’étoile. Les données WFIRST peuvent également repérer les transits, mais la mission surveillera principalement l’effet inverse – de petites poussées de rayonnement produites par un phénomène de flexion de la lumière appelé microlentille. Ces événements sont beaucoup moins courants que les transits car ils reposent sur l’alignement fortuit de deux étoiles largement séparées et sans rapport dérivant à travers l’espace.

«Les signaux de microlentille de petites planètes sont rares et brefs, mais ils sont plus forts que les signaux des autres méthodes», a déclaré David Bennett, qui dirige le groupe de microlentille gravitationnelle au Goddard Space Flight Center de la NASA à Greenbelt, Maryland. Sur un million d’événements, la clé pour que WFIRST trouve des planètes de faible masse consiste à rechercher des centaines de millions d’étoiles.

De plus, la microlentille est meilleure pour trouver des planètes dans et au-delà de la zone habitable – les distances orbitales où les planètes peuvent avoir de l’eau liquide sur leurs surfaces.

Microlentille 101

Cet effet se produit lorsque la lumière passe près d’un objet massif. Tout ce qui a une masse déforme le tissu de l’espace-temps, un peu comme la bosselure d’une boule de bowling lorsqu’elle est placée sur un trampoline. La lumière se déplace en ligne droite, mais si l’espace-temps est courbé – ce qui se produit près de quelque chose de massif, comme une étoile – la lumière suit la courbe.

Chaque fois que deux étoiles s’alignent étroitement depuis notre point de vue, la lumière des d’étoiles les plus éloignées se courbe alors qu’elle se déplace à travers l’espace-temps déformé de l’étoile la plus proche. Ce phénomène, l’une des prédictions de la théorie générale de la relativité d’Einstein, a été confirmé par le physicien britannique Sir Arthur Eddington lors d’une éclipse solaire totale en 1919. Si l’alignement est particulièrement proche, l’étoile la plus proche agit comme une lentille cosmique naturelle, se concentrant et intensifiant la lumière de l’étoile de fond.

Les planètes en orbite autour de l’étoile de premier plan peuvent également modifier la lumière des lentilles, agissant comme leurs propres minuscules lentilles. La distorsion qu’ils créent permet aux astronomes de mesurer la masse et la distance de la planète par rapport à son étoile hôte. C’est ainsi que WFIRST utilisera la microlentille pour découvrir de nouveaux mondes.

Mondes familiers et exotiques

« Essayer d’interpréter les populations de planètes aujourd’hui, c’est comme essayer d’interpréter une image dont la moitié est couverte », a déclaré Matthew Penny, professeur adjoint de physique et d’astronomie à la Louisiana State University à Baton Rouge, qui a mené une étude pour prédire les capacités d’étude de microlentille de WFIRST. «Pour bien comprendre comment les systèmes planétaires se forment, nous devons trouver des planètes de toutes les masses à toutes les distances. Aucune technique ne peut le faire, mais l’enquête de microlentille de WFIRST, combinée aux résultats de Kepler et de TESS, révèlera bien plus de choses. »

Plus de 4 000 exoplanètes confirmées ont été découvertes jusqu’à présent, mais seulement 86 ont été trouvées par microlentille. Les techniques couramment utilisées pour trouver d’autres mondes sont orientées vers les planètes qui ont tendance à être très différentes de celles de notre système solaire. La méthode de transit, par exemple, est la meilleure pour trouver des planètes de type sous-Neptunien qui ont des orbites beaucoup plus petites que celles de Mercure. Pour un système solaire comme le nôtre, les études sur les transports en commun pourraient manquer toutes les planètes.

L’enquête de microlentille de WFIRST nous aidera à trouver des analogues de chaque planète de notre système solaire, à l’exception de Mercure, dont la petite orbite et la faible masse se combinent pour la mettre hors de portée de la mission. WFIRST trouvera des planètes qui sont la masse de la Terre et encore plus petites – peut-être même de grandes lunes, comme la lune de Jupiter, Ganymède.

WFIRST trouvera également des planètes dans d’autres catégories mal étudiées. La microlentille est la mieux adaptée pour trouver des mondes à partir de la zone habitable de leur étoile et plus loin. Cela inclut des géants de glace, comme Uranus et Neptune dans notre système solaire, et même des planètes errantes – des mondes parcourant librement la galaxie sans se lier à aucune étoile.

Alors que les géants de glace sont une minorité dans notre système solaire, une étude de 2016 a indiqué qu’ils pourraient être le type de planète le plus courant dans la galaxie. WFIRST mettra cette théorie à l’épreuve et nous aidera à mieux comprendre quelles caractéristiques planétaires sont les plus répandues.

Joyaux cachées dans le noyau galactique

WFIRST explorera les régions de la galaxie qui n’ont pas encore été systématiquement recherchées pour les exoplanètes en raison des différents objectifs des missions précédentes. Kepler, par exemple, a recherché une région de taille modeste d’environ 100 degrés carrés avec 100 000 étoiles à des distances typiques d’environ mille années-lumière. TESS balaye le ciel entier et suit 200 000 étoiles, mais leurs distances typiques sont d’environ 100 années-lumière. WFIRST recherchera environ 3 degrés carrés, mais suivra 200 millions d’étoiles à des distances d’environ 10 000 années-lumière.

Étant donné que WFIRST est un télescope infrarouge, il verra à travers les nuages ​​de poussière qui empêchent les autres télescopes d’étudier les planètes dans la région centrale surpeuplée de notre galaxie. À ce jour, la plupart des observations de microlentille au sol ont été effectuées à la lumière visible, ce qui rend le centre de la galaxie largement inexploré. Une enquête de microlentille menée depuis 2015 à l’aide du télescope infrarouge du Royaume-Uni (UKIRT) à Hawaï ouvre la voie au recensement des exoplanètes de WFIRST en cartographiant la région.

L’enquête UKIRT fournit les premières mesures du taux d’événements de microlentille vers le cœur de la galaxie, où les étoiles sont les plus densément concentrées. Les résultats aideront les astronomes à sélectionner la stratégie d’observation finale pour l’effort de microlentille de WFIRST.

L’objectif le plus récent de l’équipe UKIRT est de détecter les événements de microlentille à l’aide de l’apprentissage automatique, ce qui sera vital pour WFIRST. La mission produira une telle quantité de données qu’il sera impossible de les parcourir uniquement à l’œil nu. La rationalisation de la recherche nécessitera des processus automatisés.

Des résultats supplémentaires de l’UKIRT indiquent une stratégie d’observation qui révélera le plus grand nombre possible d’événements de microlentille tout en évitant les nuages ​​de poussière les plus épais qui peuvent bloquer même la lumière infrarouge.

«Notre enquête actuelle avec UKIRT jette les bases pour que WFIRST puisse mettre en œuvre la première enquête spatiale dédiée à la microlentille», a déclaré Savannah Jacklin, astronome à l’Université Vanderbilt à Nashville, Tennessee, qui a dirigé plusieurs études UKIRT. «Les missions exoplanètes précédentes ont élargi notre connaissance des systèmes planétaires, et WFIRST nous rapprochera d’un pas de géant pour vraiment comprendre comment les planètes – en particulier celles situées dans les zones habitables de leurs étoiles hôtes – se forment et évoluent.»

Des naines brunes aux trous noirs

La même étude de microlentille qui révèlera des milliers de planètes détectera également des centaines d’autres objets cosmiques bizarres et intéressants. Les scientifiques pourront étudier des corps flottant librement avec des masses allant de celle de Mars à 100 fois celle du Soleil.

L’extrémité inférieure de la plage de masse comprend des planètes qui ont été éjectées de leurs étoiles hôtes et parcourent maintenant la galaxie en tant que planètes errantes. Viennent ensuite les naines brunes, qui sont trop massives pour être qualifiées de planètes mais pas assez massives pour s’enflammer sous forme d’étoiles. Les naines brunes ne brillent pas visiblement comme les étoiles, mais WFIRST pourra les étudier en lumière infrarouge grâce à la chaleur résiduelle de leur formation.

Les objets à l’extrémité supérieure comprennent des cadavres stellaires – étoiles à neutrons et trous noirs – laissés derrière lorsque des étoiles massives épuisent leur carburant. Les étudier et mesurer leurs masses aideront les scientifiques à mieux comprendre les affres des étoiles tout en fournissant un recensement des trous noirs de masse stellaire.

« L’étude de microlentille de WFIRST ne fera pas seulement progresser notre compréhension des systèmes planétaires », a déclaré Penny, « elle permettra également toute une série d’autres études sur la variabilité de 200 millions d’étoiles, la structure et la formation de la Voie lactée intérieure et la population de trous noirs et d’autres objets sombres et compacts qui sont difficiles ou impossibles à étudier de toute autre manière ».

La loi de crédits consolidés FY2020 finance le programme WFIRST jusqu’en septembre 2020. La demande de budget FY2021 propose de mettre fin au financement de la mission WFIRST et de se concentrer sur l’achèvement du télescope spatial James Webb, dont le lancement est maintenant prévu en mars 2021. L’administration n’est pas prête de procéder à un autre télescope de plusieurs milliards de dollars jusqu’à ce que Webb soit lancé et déployé avec succès.

WFIRST est géré à Goddard, avec la participation du Jet Propulsion Laboratory de la NASA et de Caltech / IPAC à Pasadena, du Space Telescope Science Institute à Baltimore, et d’une équipe scientifique comprenant des scientifiques d’institutions de recherche à travers les États-Unis.

Avez-vous déjà vu les lunes de Mars, Phobos et Deimos, dans votre télescope ? Pour une brève fenêtre de Juin 2018 à Septembre 2018, les conditions pour apercevoir les satellites sont relativement bonnes. Mais vous aurez besoin d’un télescope d’au moins 280 mm, et ne vous attendez pas à une observation facile !
Vos chances de succès augmentent d’autant plus que vous observerez au voisinage du 31 Juillet – la date de l’approche la plus proche de Mars par rapport à la Terre. Deimos est alors aussi brillant que la magnitude 12,8, et Phobos est encore plus brillant à 11,7. L’une ou l’autre lune serait un jeu d’enfant à repérer dans un télescope de 6 pouces si seulement Mars brillant n’était pas si proche d’eux dans le ciel.
Il est toujours préférable d’essayer de voir les lunes au voisinage de leur élongation orientale ou occidentale (séparation maximale) par rapport à la planète. À ces moments, Deimos peut être trouvé à trois diamètres de Mars du limbe de la planète, et Phobos un diamètre du limbe. Phobos est physiquement plus grand et plus brillant que Deimos, mais Mars le surclasse encore 200 000 fois, ce qui rend la lune intérieure beaucoup plus difficile à discerner.
Malheureusement, l’astuce des premiers observateurs de mettre Mars juste en dehors du champ de vision ne fonctionne pas bien avec les oculaires d’aujourd’hui, qui ont des champs apparents beaucoup plus larges que ceux d’antan. Les lunes elles-mêmes seraient loin sur le côté, près du même bord du champ qui cache Mars. Ce que vous voulez vraiment, c’est que Mars soit près du centre du champ mais caché derrière une petite obstruction, ne laissant que les lunes en vue. Cela peut être fait avec une barre d’occultation qui s’étend au moins à mi-chemin dans le champ, ou même complètement à travers lui.

Un oculaire avec une barre d’occultation n’est pas facilement disponible dans le commerce, de sorte que vous avez besoin d’une barre comme modification temporaire d’un oculaire normal. Une bande étroite de feuille d’aluminium fonctionne bien, tout comme une bande de filtre de gélatine Wratten bleu foncé ou violet.

Autant que nous sachions, vous ne pouvez pas acheter une barre occultante. Mais une barre temporaire est facile à concevoir à partir d’un morceau de fil ou d’une bande étroite de papier d’aluminium. La plupart des oculaires ont un diaphragme de champ – une bague métallique circulaire – au niveau du plan focal. Le bord intérieur de l’anneau est le bord du champ de vision de l’oculaire.

Comme Phobos et Deimos se trouvent à peu près à l’est ou à l’ouest de Mars à leur plus grande élongation, tournez l’oculaire de sorte que votre barre d’occultation maison soit approximativement alignée nord-sud. Ensuite, essayez de repérer les lunes sombres dans la lueur de fond de la planète. Ici, ils sont tous deux à gauche de la barre, au centre.

L’idée consiste à attacher votre barre d’occultation sur le diaphragme de champ (un peu de scotch fait l’affaire), puis, pendant que vous regardez dans l’oculaire, poussez la barre d’occultation avec une pointe pointue. Une barre floue n’est pas bonne pour cacher Mars.
Dans le télescope, puisque les lunes se trouvent plus ou moins à l’est ou à l’ouest de Mars à leur plus grande élongation, tournez l’oculaire de sorte que la barre soit orientée du nord au sud.
« J’ai trouvé qu’un filtre de gélatine Wratten bleu foncé ou violet fonctionne aussi bien, sinon mieux », écrit Stephen James O’Meara. « Coupez le filtre en une forme semi-circulaire et placez-le dans le plan focal de l’oculaire pour masquer la moitié du champ de vision. Puisque Mars brillera faiblement à travers ce masque, vous pourrez juger plus facilement de la distance et de la direction de la planète. Il est également plus facile de garder la planète derrière le masque, surtout si le télescope a un entraînement imparfait ou inexistant.  »

Le 29 août 2003, à 17 h 39, TU, l’astrophotographe James McGaha de l’Arizona a capturé ces images de Mars et de ses minuscules lunes Phobos et Deimos en utilisant une webcam ToUcam sur un réflecteur de 0,9 mètre (36 po) au sommet de Kitt Peak. Pour capturer les faibles lunes, McGaha a dû surexposer la planète (à gauche), donc il a fait un composite (à droite) pour bien montrer les trois objets

Tous les observateurs conviennent qu’un grossissement élevé, une excellente vision et une optique propre sont essentiels pour apercevoir les lunes. Mais un oculaire de grande puissance possède les plus petites lentilles et autres pièces, ce qui complique grandement l’installation d’une barre occultante faite maison. Une option plus facile consiste à ajouter une barre à un oculaire de faible puissance, puis à l’associer avec une lentille de Barlow pour augmenter le grossissement.

Adapté et traduit à partir d’un article de Sky & Telescope de 2003.

L’URL de la station météo a changé. Ses données sont mises à jour toutes les minutes . Elle est disponible 24 h / 24 7/7.
Vous pouvez y accéder en cliquant sur l’URL suivant :

http://meteo-antares.xyz/Main.html

Diverses nouvelles pages. avec des cadrans, et des onglets vous permettent de savoir le temps qu’il fait à La Seyne sur Mer ainsi que les extrêmes qui ont été enregistrés. Et surtout allez voir la mine d’informations disponible en cliquant sur l’onglet Extras et son menu Plugins

Le club Antarès recherche des animateurs bénévoles pour animations de soirées d’observation. Une connaissance de base de l’astronomie est nécessaire. La formation pour utiliser les télescopes de l’observatoire sera assurée. Une connaissance de l’informatique et du logiciel PowerPoint est souhaitable. Adresser votre candidature à observatoire.antares@free.fr

La nouvelle coupole de 2,30 m de diamètre a été installée sur la terrasse de l’observatoire. Elle abritera un télescope C11 de 280 mm de diamètre et elle servira pour les travaux scientifiques du Club. Elle devrait entrer en fonction début Novembre.

Les membres  du club pendant l’installation de la coupole supervisée par l’ingénieur Marvelle (en noir sur la photo).

Les scientifiques ont découvert une relique rare de l’univers primitif: le trou noir supermassif le plus connu. Cette bête mangeuse de matière est 800 millions de fois la masse de notre Soleil, qui est étonnamment grande pour son jeune âge. Les chercheurs rapportent la découverte dans la revue Nature.
« Ce trou noir est devenu beaucoup plus grand que prévu dans seulement 690 millions d’années après le Big Bang, qui remet en question nos théories sur la formation des trous noirs », a déclaré le co-auteur Daniel Stern du Jet Propulsion Laboratory à Pasadena en Californie.
Les astronomes ont combiné les données du WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) de la NASA avec des enquêtes au sol pour identifier des objets lointains potentiels à étudier, puis ont suivi les télescopes Magellan de Carnegie Observatories au Chili. L’astronome Carnegie, Eduardo Bañados, a dirigé l’effort pour identifier les candidats parmi les centaines de millions d’objets que WISE a trouvés et qui mériteraient d’être suivis par Magellan.
Pour que les trous noirs deviennent si grands dans l’univers primitif, les astronomes spéculent qu’il doit y avoir des conditions spéciales pour permettre une croissance rapide – mais la raison sous-jacente reste mystérieuse.
Le trou noir nouvellement découvert est un matériau dévorant voracement au centre d’une galaxie – un phénomène appelé un quasar. Ce quasar est particulièrement intéressant car il vient d’une époque où l’univers commençait tout juste à émerger de ses âges sombres. La découverte fournira des informations fondamentales sur l’univers alors qu’il ne représentait que 5% de son âge actuel.
« Les quasars sont parmi les objets célestes les plus brillants et les plus lointains et sont cruciaux pour comprendre l’univers primitif », a déclaré le co-auteur Bram Venemans de l’Institut Max Planck d’astronomie en Allemagne.
L’univers a commencé dans une soupe chaude de particules qui s’est rapidement écartée dans une période appelée inflation. Environ 400 000 ans après le Big Bang, ces particules se sont refroidies et ont fusionné en gaz d’hydrogène neutre. Mais l’univers est resté sombre, sans sources lumineuses, jusqu’à ce que la gravité ait condensé la matière dans les premières étoiles et galaxies. L’énergie libérée par ces galaxies antiques a provoqué l’excitation et l’ionisation de l’hydrogène neutre, ou la perte d’un électron. Le gaz est resté dans cet état depuis ce temps. Une fois que l’univers a été réionisé, les photons pouvaient voyager librement dans l’espace. C’est le point où l’univers est devenu transparent à la lumière.
Une grande partie de l’hydrogène entourant le quasar nouvellement découvert est neutre. Cela signifie que le quasar n’est pas seulement le plus lointain – c’est aussi le seul exemple que nous puissions voir avant que l’univers ne soit réionisé.
« C’était la dernière grande transition de l’univers et l’une des frontières actuelles de l’astrophysique », a déclaré M. Bañados.
La distance du quasar est déterminée par ce que l’on appelle son redshift, une mesure de combien la longueur d’onde de sa lumière est étirée par l’expansion de l’univers avant d’atteindre la Terre. Plus le décalage vers le rouge est élevé, plus la distance est grande, et les astronomes plus lointains regardent dans le temps lorsqu’ils observent l’objet. Ce quasar nouvellement découvert a un décalage vers le rouge de 7,54, basé sur la détection des émissions de carbone ionisé de la galaxie qui héberge le trou noir massif. Cela signifie qu’il a fallu plus de 13 milliards d’années pour que la lumière du quasar nous atteigne.
Les scientifiques prédisent que le ciel contient entre 20 et 100 quasars aussi brillants et aussi éloignés que ce quasar. Les astronomes attendent avec impatience la mission Euclid de l’Agence spatiale européenne, qui a une participation significative de la NASA, et la mission WFIRST (Wide-field Infrared Survey Telescope) de la NASA, pour trouver plus d’objets éloignés.
«Avec la construction de plusieurs installations de nouvelle génération, encore plus sensibles, nous pouvons nous attendre à de nombreuses découvertes passionnantes au tout début de l’univers dans les années à venir», a déclaré M. Stern.

Les caractéristiques de surface sur Cérès – le plus grand monde entre Mars et Jupiter – et son évolution intérieure ont une relation plus étroite qu’on ne pourrait le penser.

Une étude récente, publiée dans Geophysical Research Letters, a analysé les caractéristiques de surface de Cérès pour révéler des indices sur l’évolution de l’intérieur de la planète naine. Plus précisément, l’étude a exploré les caractéristiques linéaires – les chaînes de fossés et les petits cratères secondaires communs sur Cérès.

Les résultats s’accordent avec l’idée que, il y a des centaines de millions d’années (jusqu’à un milliard d’années), les matériaux sous la surface de Cérès poussaient vers l’extérieur, en créant des fractures dans la croûte.

« Alors que ce matériau remontait sous la surface de Cérès, des parties de la couche externe de Cérès ont été séparées, en formant les fractures », a déclaré Jennifer Scully, auteur principal et associé de l’équipe scientifique Dawn au Jet Propulsion Laboratory de la NASA à Pasadena en Californie.

L’indication du matériau surgissant de la surface de Cérès permet d’établir une autre perspective sur la façon dont la planète naine a pu évoluer.

À la recherche d’une aiguille dans une botte de foin

Les scientifiques de Dawn ont généré une carte de plus de 2 000 entités linéaires sur Cérès, d’une longueur supérieure à 0,6 mile (un kilomètre), situées à l’extérieur des cratères d’impact. Les scientifiques ont interprété les observations de Dawn sur deux types de traits linéaires pour mieux comprendre leur lien avec le matériau éjecté. Les chaînes de cratères secondaires, la plus commune des caractéristiques linéaires, sont de longues chaînes de dépressions circulaires créées par des fragments jetés hors des grands cratères d’impact lorsqu’ils se sont formés sur Cérès. Les chaînes de fossés, d’autre part, sont des expressions de surface des fractures souterraines.

Parmi les deux caractéristiques, seules les chaînes de puits donnent un aperçu de l’évolution de l’intérieur de Cérès. Scully a déclaré que le plus grand défi de l’étude était la différenciation entre les chaînes de cratères secondaires et les chaînes de puits. Bien que les caractéristiques soient remarquablement similaires, les chercheurs ont pu les distinguer en fonction de leurs formes détaillées. Par exemple, les cratères secondaires sont relativement plus arrondis que les chaînes de fossés, qui sont plus irrégulières. De plus, les chaînes de puits n’ont pas de rebords surélevés, alors qu’il y a généralement une jante autour des cratères secondaires.

Comment les caractéristiques ont-elles été formées ?

Bien qu’il soit possible que le gel d’un océan souterrain global ait formé les fractures, ce scénario est peu probable, car les emplacements des chaînes de puits ne sont pas uniformément dispersés à la surface de Cérès. Il est également peu probable que les fractures formées par les contraintes proviennent d’un impact important car il n’y a aucune preuve sur Cérès d’impacts suffisamment importants pour générer des fractures de cette ampleur. L’explication la plus probable, selon les scientifiques de Dawn, est qu’une région de matériel éjecté a formé les chaînes de puits. Le matériau peut être remonté de l’intérieur de Cérès parce qu’il est moins dense que les matériaux environnants.

Les scientifiques de Dawn ont hâte de voir comment ces caractéristiques aideront d’autres chercheurs à modéliser l’évolution de l’intérieur de Cérès, ce qui permet de vérifier si des remontées d’eau ont pu se produire près des fractures.

Traduit par Bernard Candela à partir de JPL News