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Nouvelles du Ciel de Janvier 2005 |
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Nouvelles du Ciel de Janvier 2005 |
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Documentations en langue française
NWA 2737, une roche martienne d'un type exceptionnel
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La roche noire, cassée en plusieurs morceaux, que les chasseurs de météorites Bruno Fectay et Carine Bidaut ont rapportée du Maroc il y a quatre ans, s'avère être une roche martienne d'un type "exceptionnel".
Cette roche n'a pas été reconnue immédiatement comme une météorite et les chasseurs l'avaient classée avec des centaines d'autres fausses météorites. C'est pour lever le doute qu'un fragment a été confié seulement l'été dernier à des scientifiques et que la vraie nature de l'échantillon a été reconnue. Les travaux ont été conduits par des chercheurs de l'Université de Bretagne Occidentale, de l'Ecole Normale Supérieure de Lyon, de l'Open University (Angleterre), du Field Museum à Chicago (Etats-Unis), de l'Université de Tokyo (Japon) et du NASA Johnson Space Center à Houston (Etats-Unis).
Appelée "Diderot" en hommage à l'encyclopédiste, cette météorite porte aujourd'hui le nom de Northwest Africa 2737 (NWA 2737), selon la nomenclature internationale.
Parmi les 25.000 météorites connues à ce jour, seules une trentaine ont été identifiées comme des météorites en provenance de la planète rouge, arrachées de la surface de Mars par des impacts violents. Bien que la surface de Mars soit aujourd'hui étudiée par les rovers Spirit et Opportunity de la NASA, ces météorites sont les seuls échantillons de la planète rouge à la disposition des chercheurs, un récolte inestimable pour comprendre l'évolution de notre Système solaire.
La majorité de ces météorites sont des roches magmatiques récentes, formées il y a moins de 500 millions d'années. Diderot, qui est aujourd'hui en cours de datation, est de type Chassignite, un type bien particulier représenté auparavant par un seul exemplaire : la météorite tombée en France à Chassigny (Haute-Marne) en 1815. Récupérée quelques jours après sa chute observée par de nombreux témoins, la météorite de Chassigny est l'une des premières météorites à être reconnue comme une roche provenant de l'espace. Agée de plus d'un milliard d'années, cette roche riche en calcium, en olivine, avec quelques éléments oxydés et minéraux hydratés, a apporté des informations importantes sur l'histoire ancienne de Mars. Les analyses ont suggéré une formation de la roche dans un magma plus profond que les météorites de type nakhiltes, à l'intérieur de la croûte martienne.
La Chassignite NWA 2737 est aujourd'hui étudiée par des équipes européennes, américaines et japonaises. Les premiers résultats seront présentés en Mars à Houston lors de la Lunar and Planetary Science Conference, le rendez-vous annuel des planétologues du monde entier.
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Comme pour la Terre et la Lune, un impact peut avoir formé le couple Pluton-Charon
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L'évolution des objets de la Ceinture Kuiper, Pluton et sa lune solitaire Charon, peut avoir quelque chose en commun avec la Terre et notre Lune unique : un impact géant dans le passé lointain.
Le Docteur Robin Canup, assistant du Directeur du Southwest Research Institute's® (SwRI) Department of Space Studies, donne les raisons pour une telle origine pour le couple Pluton-Charon dans un article du 28 janvier du Journal Science.
Canup, qui est actuellement au California Institute of Technology, a travaillé largement sur un scénario semblable de collision géante pour expliquer l'origine de la Lune.
Dans les deux cas Terre-Lune et Pluton-Charon, les simulations hydrodynamiques de particules homogènes dépeignent une origine dans laquelle une grande collision oblique avec la planète en croissance a produit son satellite et a fourni l'actuelle système planète-lune avec sa vitesse angulaire.
Alors que la Lune a seulement environ 1 pour cent de la masse de Terre, Charon représente plus de 10 à 15 pour cent de la masse totale de Pluton. Les simulations de Canup suggèrent qu'un impact proportionnellement beaucoup plus grand, presque aussi grand que Pluton lui-même, soit responsable pour Charon et que le satellite s'est probablement formé intact comme un résultat direct de la collision.
Selon Canup, une collision dans la Ceinture Kuiper primaire, un disque d'objets semblables aux comètes orbitant dans le Système solaire extérieur au-delà du Neptune, pourrait avoir donné naissance à une planète et un satellite avec des tailles relatives et des caractéristiques de rotation angulaire compatibles avec ceux du couple Pluton-Charon. Les objets entrants en collision seraient d'environ 1.600 à 2.000 kilomètres de diamètre, ou chacun d'environ la moitié de la taille de la Lune de la Terre.
"Ce travail suggère que malgré leurs nombreuses différences, notre Terre et le minuscule et distant Pluton pourraient partager un élément clef dans leurs histoires de formation. Cela confirme que des événements d'impact chaotiques peuvent avoir joué un rôle important dans la formation des propriétés planétaires finales dans le Système solaire primaire," dit Canup.
La théorie d'impact géant a été proposée pour la première fois au millieu des années 1970 pour expliquer la formation de la Lune et un mode semblable d'origine a été suggéré pour Pluton et Charon au début des années 1980. Les simulations de Canup sont le premier modèle réussi d'un tel événement pour le couple Pluton-Charon.
Les simulations publiées par Canup et un collègue dans Nature en 2001 ont montré qu'un impact simple par un objet de la taille de Mars dans les dernières étapes de la formation de la Terre pourrait expliquer le déficit en fer de la Lune et la masse et la vitesse angulaire du système Terre-Lune.
C'était le premier modèle pour expliquer simultanément ces caractéristiques sans exiger que le système Terre-Lune soit considérablement modifié après l'impact de formation lunaire.
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Comètes SOHO : C/2004 Y9, Y10, Y11, et C/2005 B2
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Des comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2005-B52. Ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf C/2004 Y10 qui n'appartient à aucun groupe connu..
C/2004 Y9 (SOHO) (X. Gao) C/2004 Y10 (SOHO) (T. Hoffman) C/2004 Y11 (SOHO) (H. Su) C/2005 B2 (SOHO) (K. Cernis)
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Une lumière dans la nuit martienne
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Communiqué de Presse du CNRS :
Avec l'un des spectromètres embarqués sur la sonde Mars Express, des chercheurs du CNRS ont détecté une émission de lumière ultraviolette dans la nuit martienne. Particulièrement intense au pôle sud, elle témoigne de la gigantesque aspiration d'air vers cette région, où l'atmosphère est gelée sur le sol en hiver. Ces résultats permettent de mieux comprendre la circulation d'air autour de la planète et d'y faire manœuvrer des sondes en toute sécurité.
La sonde Mars Express de l'Agence Spatiale Européenne
a détecté une lumière ultraviolette dans la
nuit martienne : une première, puisque jusqu'à
présent, la planète n'était baignée
à notre connaissance que d'un faible « clair de
Phobos », équivalent martien de notre clair de
lune. Cette découverte, réalisée avec l'instrument
SPICAM (Spectroscopy for the investigation of the characteristics
of the atmosphere of Mars) fait l'objet d'un article dans la revue
Science du 28 janvier.
La lumière provient de molécules d'oxyde
d'azote (NO) : un atome d'azote (N) se combine avec un atome
d'oxygène (O) pour former une molécule. Celle-ci est
créée dans un état dit « excité »
et se désexcite spontanément en émettant un
rayonnement ultraviolet. Les longueurs d'onde, caractéristiques
de la molécule, ont permis de l'identifier avec certitude.
Quelle est l'origine des atomes d'oxygène
et d'azote? On le comprend d'autant mieux que le même phénomène
a été observé et expliqué il y a 26
ans sur Vénus. Du côté jour de la planète,
le rayonnement ultraviolet du Soleil décompose les molécules
de dioxyde de carbone (CO2), le principal constituant
de l'atmosphère de Mars, et les molécules d'azote
(N2) : des atomes d'azote et d'oxygène sont
produits en continu dans la haute atmosphère, à une
altitude supérieure à 120 kilomètres (au-dessous,
le flux ultraviolet est très attenué). Mais leur concentration
est trop faible pour qu'ils se recombinent spontanément.
Ce n'est qu'au cours de leur lente descente dans l'atmosphère,
sous l'effet de la diffusion et du brassage par les vents, que leur
concentration augmente. Ils finissent ainsi par se recombiner, produisant
l'émission lumineuse observée à une altitude
d'environ 70 kilomètres. Sur Terre, le même phénomène
se produit avec des molécules d'oxyde d'azote, mais il est
minime par rapport celui des molécules d'oxygène (O2),
qui sont cassées et se recombinent en émettant de
la lumière.
Les scientifiques ont constaté que l'émission est plus intense au pôle sud. Lors des observations, la région était plongée dans la nuit glacée de l'hiver : à cette saison, 30 pour cent de l'atmosphère martienne est congelée au sol, formant une calotte polaire de neige carbonique d'environ un mètre d'épaisseur. En se condensant, l'atmosphère provoque un appel d'air vers le pôle, qui se traduit par des vents horizontaux et verticaux. C'est cette dernière « descente » atmosphérique dont témoigne l'augmentation de l'émission lumineuse observée. Nommée subsidence, elle existe aussi sur Terre, dans la nuit de l'hiver polaire.
Ce type d'observation permet de mieux comprendre
les mouvements de l'atmosphère martienne et d'en faire des
modèles de circulation générale, ceux-là
même que la météo utilise pour prédire
le temps qu'il fera sur Terre. Par le biais de la planétologie
comparée, elles contribuent à affiner notre compréhension
de l'atmosphère terrestre et des autres planètes.
Des modèles de circulation existent déjà pour
la planète Mars, mais ils sont encore incertains en ce qui
concerne la haute atmosphère, par manque quasi-total de mesures.
Or, c'est dans cette haute atmosphère que des manoeuvres
orbitales sont prévues, utilisant le freinage atmosphérique :
la quantité de carburant à emporter est alors moindre
ce qui est une source d'économies. Il est donc primordial,
pour le futur de l'exploration martienne, de mieux comprendre cette
atmosphère et de la décrire par des modèles
fiables. Les nouvelles mesures de SPICAM apportent une contribution
majeure à cette compréhension.
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Le trou noir de la Voie lactée était actif récemment
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On savait depuis des années que le centre de notre galaxie accueillait un trou noir super-massif très calme. De nouvelles observations avec Intégral, l'observatoire de rayons gamma de l'ESA, ont maintenant révélé qu'il y a 350 ans le trou noir était beaucoup plus actif, libérant un million de fois plus d'énergie qu'à présent. Les scientifiques s'attendent à ce qu'il devienne actif de nouveau dans l'avenir.
La plupart des galaxies hébergent un trou noir super-massif en leur centre, pesant un million ou même mille millions de fois plus que notre Soleil.
Notre galaxie aussi, la Voie lactée, accueille un trou noir super-massif en son centre. Les astronomes l'appellent Sgr A* d'après sa position dans la constellation australe du Sagittaire (Sagittarius), "l'Archer".
Malgré son énorme masse de plus d'un million de soleils, Sgr A* apparaît aujourd'hui comme un trou noir calme et inoffensif. Cependant, une nouvelle recherche avec l'observatoire de rayon gamma Intégral de l'ESA a révélé que dans le passé Sgr A* a été beaucoup plus actif. Les données montrent clairement qu'il agit réciproquement violemment avec son environnement, libérant presque un million de fois autant d'énergie qu'il le fait aujourd'hui.
Ce résultat a été obtenu par une équipe internationale de scientifiques dirigée par le docteur Mikhail Revnivtsev (Space Research Institute, Moscow, Russie, et Max Planck Institute for Astrophysics, Garching, Allemagne). Comme Revnivtsev explique, "il y a environ 350 ans, la région autour de Sgr A* a été littéralement inondée dans une marée de rayons gamma."
Cette radiation de rayons gamma est une conséquence directe de l'activité passée de Sgr A*, dans laquelle le gaz et la matière prise au piège par la gravité du trou sont écrasés et chauffés jusqu'à ce qu'ils émettent des rayons X et des rayons gamma, juste avant la dispararition au-dessous de "l'horizon d'événement'', le point de non-retour dont même la lumière ne peut pas s'échapper.
L'équipe a été capable de dévoiler l'histoire de Sgr A* grâce à un nuage de gaz hydrogène moléculaire, appelé Sgr B2 et situé à environ 350 années-lumière de distance, qui agit comme un enregistrement en direct du passé du trou noir agité.
À cause de sa distance au trou noir, Sgr B2 est seulement maintenant exposé aux rayons gamma émis il y a 350 ans par Sgr A*, au cours d'un de ses "hauts" états. Cette radiation puissante est absorbée et ensuite re-émise par le gaz dans Sgr B2, mais ce processus laisse une signature indubitable.
"Nous voyons maintenant un écho d'une sorte de miroir naturel près du centre galactique, le nuage géant Sgr B2 reflète simplement des rayons gamma émis par Sgr A* dans le passé," dit Revnivtsev. Le flash était si puissant que le nuage est devenu fluorescent dans les rayons X et a même été vu avec des télescopes de rayons X avant Intégral. Cependant, en montrant comment la radiation de haute énergie est reflétée et retraitée par le nuage, Integral a permis aux scientifiques de reconstituer pour la première fois le passé agité de Sgr A*.
Le haut état ou "activité" des trous noirs est étroitement lié avec la manière dont ils grandissent en taille. Les trous noirs super-massifs ne sont pas nés aussi grands, mais, grâce à leur énorme force gravitationnelle, ils grandissent en quelque temps en absorbant le gaz et la matière autour d'eux. Quand la matière est finalement aspirée, un éclat de rayons X et de rayons gamma en résulte. Plus un trou noir est vorace, plus forte est la radiation qui en éclate.
La nouvelle découverte d'Intégrale résout le mystère de l'émission de super-massifs mais faibles trous noirs, comme Sgr A*. Les scientifiques soupçonnaient déjà que de tels trous noirs faibles devraient être nombreux dans l'Univers, mais ils étaient incapables de dire quelle quantité et quel type d'énergie ils émettent. "Il y a juste quelques années nous ne pouvions seulement imaginer un résultat comme celui-ci." dit Revnivtsev. "Mais grâce à Intégral, nous le savons maintenant!"
Quant à la durée du dernier haut état de Sgr A*, il y a 350 ans, Revnivtsev et son équipe ont la preuve qu'il doit avoir duré au moins dix ans et probablement beaucoup plus longtemps. L'équipe s'attend aussi à ce que Sgr A* devienne de nouveau brillant dans l'avenir prévisible. La détection de l'éclat suivant fournira beaucoup d'informations nécessaires sur le cycle des trous noirs super-massifs.
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La découverte de météorite soutient la théorie sur le rôle d'une supernova dans la création du Système solaire
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La preuve claire dans une météorite chinoise pour la présence passée de chlore 36, un isotope radioactif de courte durée, apporte un nouveau soutien au concept controversé qu'un souffle de supernova voisine a été impliqué dans la formation de notre Système solaire.
Connu comme chondrite carbonée de Ningqiang, la météorite primitive est un relique de l'espace qui s'est formée peu de temps après la création du Système solaire. Elle contient des poches de matières plus anciennes encore ou des 'inclusions' qui contiennent du calcium, de l'aluminium et de la sodalite, un minéral riche en chlore.
Une équipe chinoise-américaine de scientifiques incluant Yangting Lin, Ziyuan Ouyang et Daode Wang de l'Académie chinoise de Sciences et Yunbin Guan et Laurie Leshin de l'Université d'État d'Arizona a trouvé le rare isotope de soufre 36 en collaboration avec la sodalite. Bien qu'il puisse s'être formé de façons diverses, le soufre 36 est un produit de décrépitude naturel du chlore 36 et son association avec le chlore dans la sodalite est ainsi la preuve forte pour la présence passée de chlore 36, qui a une demi-vie de seulement 300.000 ans, dans le Système solaire primaire.
Le chlore 36 du Système solaire pourrait s'être formé de deux façons différentes, de l'explosion d'une supernova ou dans l'irradiation d'un nuage nébuleux près du Soleil en formation. L'explication d'irradiation est peu probable dans ce cas, cependant, puisque le minéral de chlore 36 qui a été découvert dedans doit s'être formé à une distance significative du Soleil.
"Il n'y a aucun chlore 36 vivant ancient dans le Système solaire maintenant," dit Leshin, qui est le directeur du Centre pour l'Études des Météorites de l'ASU. "Mais c'est la preuve directe qu'il était ici dans le Système solaire primaire.
"Nous avons maintenant découvert la première preuve solide pour deux radionucléides différents de courte durée dans le Laboratoire GeoSIMS à l'ASU, le fer 60 et le chlore 36, et eux deux fournissent la forte preuve pour la provenance de radionucléides de courte durée du Système solaire. Ceci produit un argument vraiment fort que ces radionucléides ont été produits dans une supernova qui a éclaté près du Système solaire en formation et a semé le Système solaire avec ces isotopes.
Dans un article "Perspectives" dans le journal Science au printemps dernier, Leshin et d'autres ont soutenu que la présence de fer 60 était la preuve que le Système solaire s'est formé en raison de processus violents de creations d'étoiles dans une nébuleuse dense abondante en étoiles de courte vie de grande masse, et de supernovae, une histoire de création très différente de la vision traditionnelle que le Système solaire formée d'un nuage moléculaire se condensant lentement.
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Premières images de la Lune de SMART 1
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SMART 1 a capturé ses premières images rapprochées de la Lune, au cours d'une séquence d'observations lunaires d'essai depuis une altitude comprise entre 1.000 et 5.000 kilomètres au-dessus de la surface lunaire.
SMART 1 est entré dans sa première orbite autour de la Lune le 15 Novembre 2004. Il a passé les deux mois suivant descendant en vrille vers la Lune et testant son tableau d'instrument
Les quatre premiers jours après avoir été capturé par la gravité lunaire étaient très critique. Il y avait eu le risque, étant dans une trajectoire 'instable', de s'échapper de l'orbite de la Lune ou de s'écraser sur la surface. À cause de cela, le système de propulsion électrique (ou ' le moteur ionique') a commencé une poussée pour stabiliser la capture.
Le moteur ionique a été allumé jusqu'au 29 Décembre, permettant à SMART 1 de faire des boucles toujours de plus en plus petites autour de la Lune. Le moteur a été éteint entre le 29 Décembre et le 03 Janvier 2005 pour permettre aux scientifiques de commencer les observations. À ce point, la caméra AMIE a pris les images lunaires en gros plan. Le moteur a été éteint de nouveau pour optimiser la consommation de carburant le 12 Janvier et SMART 1 passera jusqu'au 09 Février à faire une surveillance en résolution moyenne de la Lune, profitant des conditions d'illumination favorables.
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Un concours pour la 1.000ème comète SOHO
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A l'occasion de la découverte le 15 Janvier 2005 de la 900ème comète SOHO par Rainer Kracht, grâce aux images transmises par le coronographe C3 du satellite, les opérateurs de SOHO mettent en place un concours ouvert à tous. Pour gagner, il suffit de trouver la date de passage au périhélie (passage au plus près du Soleil) de la 1.000ème comète SOHO.
Le gagnant du premier prix recevra un ensemble de cadeaux qui inclut le SolarMax DVD, un T-shirt SOHO, des lunettes solaires, et une sélection de matériel SOHO. Les gagnant du second et du troisième prix recevront le même ensemble sans le DVD.
La clôture du concours interviendra lors de la découverte de la 960ème comète.
Lancée le 02 Décembre 1995 de Cap Canaveral par une fusée Atlas, la sonde SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), projet de coopération internationale entre l'ESA et la NASA, a été placée au point Lagrange 1 du système Soleil-Terre, à environ 1.5 millions de km de la Terre, pour étudier la structure interne du Soleil, la Couronne et le vent solaire. Le satellite SOHO a une hauteur de 3.65m, une largeur de 3.65m et pèse 610 kg.
Stabilisée selon trois axes, ses instruments restent pointés en permanence sur le Soleil, et permettent donc de suivre à tout instant l'activité solaire, mais aussi de voir l'approche des comètes Sungrazer lors de leur passage à proximité de celui-ci.
Le satellite SOHO s'est affirmé au cours des dernières années comme un fabuleux outil de recherche pour les Chasseurs de Comètes, amateurs ou professionnels.
En dix années d'existence, SOHO a permis de découvrir déjà 900 comètes et il est fort probable qu'au rythme des découvertes, la 1.000ème soit découverte au cours de l'année 2005.
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UGC 6697 dans Abell 1367, de bonnes conditions pour la formation d'étoiles
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Une nouvelle image de Chandra, combinée avec des données optiques, montre la galaxie UGC 6697, située à environ 1,5 millions d'années-lumière du coeur de l'amas de galaxie Abell 1367. L'image de Chandra révèle un bord pointu qui est à l'intérieur du bord visible de la galaxie, et une longue queue de radiations X se prolongeant au-delà de la galaxie visible. Ces caractéristiques suggèrent que la densité du gaz chaud qui infiltre l'amas est juste bonne, ni trop haute ni trop basse, pour déclencher un éclat de formation d'étoiles en comprimant les nuages de gaz froid dans la galaxie.
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Les traces d'Opportunity depuis l'orbite martienne
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Opportunity (MER-B) s'est posé sur la planète rouge il y a un an. Cette cPROTO image (0.5 cm/pixels) prise par l'instrument MOC (Mars Orbiter Camera) de Mars Global Surveyor (MGS) est la seule image obtenue jusqu'à présent qui montre les traces faites par Opportunity.
L'image a été acquise le 26 Avril 2004, sol 91 d'Opportunity, le premier jour de la mission prolongée du MER-B. A ce moment-là, Opportunity avait récemment achevé l'exploration du cratère Fram voisin et était en route vers le cratère Endurance, où il passera finalement la plupart du reste de l'année 2004. On peut voir le vagabond lui-même dans cette image, une réussite étonnante, considérant que le vaisseau spatial MGS était à presque 400 kilomètres à ce moment-là.
Crédit : NASA/JPL/Malin Space Science Systems
Les traces faites par le vagabond sur la surface sablonneuse de Meridiani Planum ne sont pas tout à fait aussi visibles de l'orbite que sont les traces faites dans le cratère Gusev par le vagabond MER-A, Spirit. La surface plus poussiéreuse du site de Spirit augmente le contraste entre les traces et les surfaces environnantes. En effet, quelques parties de la trace faite par Opportunity ne sont pas visibles dans cette image.
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Les éruptions volcaniques seraient responsables de la Grande Extinction
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Au cours des trois dernières années la preuve avait été construite que l'impact d'une comète ou d'un astéroïde avait déclenché la plus grande extinction de masse dans l'histoire de la Terre, mais la nouvelle recherche d'une équipe dirigée par un scientifique de l'Université de Washington conteste cette notion. Les chercheurs indiquent qu'il n'ont trouvé aucune preuve d'un impact au moment de la Grande Extinction il y a 250 millions d'années. Au lieu de cela leur recherche indique le coupable pourrait avoir été le réchauffement atmosphérique en raison de l'effet de serre déclenché par des éruptions volcaniques.
L'extinction s'est produit à la frontière entre les périodes géologiques du Permien et du Trias à un moment où toute la terre était concentrée dans un supercontinent appelé Pangée. La Grande Extinction est considérée comme la plus grande catastrophe dans l'histoire de la vie sur Terre, avec la disparition de 90 pour cent de toute la vie marine et près des trois quarts de la vie végétale et animale sur Terre.
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La mission Swift image la naissance d'un trou noir
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Le satellite Swift a détecté et pris sa première image d'un éclat de rayon gamma, probablement le cri de naissance d'un tout nouveau trou noir.
Le long et brillant éclat s'est produit le 17 Janvier 2005. Swift s'est tourné automatiquement vers le coeur de l'explosion en moins de 200 secondes. Le satellite était assez rapide pour capturer une image de l'événement, dénommé GRB050117, avec l'instrument X-Ray Telescope (XRT), tandis que les rayons gamma étaient toujours détectés avec l'instrument Burst Alert Telescope (BAT). Lorsque l'instrument complémentaire Ultraviolet/Optical Telescope (UVOT) sera entièrement opérationnel, Swift sera capable de fournir des observations en profondeur de l'éclat de rayons gamma et de sa posluminescence.
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L'oscillation des étoiles indiquent leur âge
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Procyon est la plus brillante étoile de la constellation du Petit Chien (Canis Minor) et la huitième étoile la plus brillante du ciel. C'est une étoile jaune de type F évoluant de la séquence principale vers l'étape de sous-géante. Un jour, celle-ci deviendra une géante rouge. Dans les années 90, les astronomes ont détecté des oscillations minuscules sur Procyon. Ces vibrations ont conduit les astronomes à sonder l'intérieur de l'étoile, comme les tremblements de terre permettent aux sismologues d'étudier le noyau et le manteau terrestre.
Patrick Eggenberger, Fabien Carrier, et François Bouchy, de l'Observatoire de Genève, ont exploité ces oscillations pour établir l'âge de Procyon. Pour ce faire, l'équipe a construit en premier des modèles d'évolution de l'étoile.
Un paramètre clé dans ces modèles est la masse de l'étoile, qui dicte comment son évolution est rapide. La masse de Procyon est connue parce qu'elle a un compagnon, une naine blanche, qui toune autour en orbite en environ 40 ans. Comme les deux étoiles agissent l'une sur l'autre, elles indiquent leur masse. En 2000, Terry Girard, de l'Université de Yale, et ses collègues, ont rapporté que Procyon est de 1,5 masses solaires. L'équipe de Girard a également trouvé que la distance de Procyon à la Terre est de 11.5 années-lumière, une distance légèrement plus grande que les 11.4 années-lumière que le satellite Hipparcos avait mesurée.
Comme une étoile évolue, sa température, sa luminosité, et son diamètre, changent. Actuellement, Procyon est légèrement plus chaude que le Soleil, avec une température de 6.530 kelvins (contre 5.770 K pour le Soleil). Sa luminosité dans toutes les longueurs d'ondes est d'environ 7 fois celle du Soleil, ainsi elle émet autant lumière en un jour que le Soleil le fait en semaine. Les observations interférométriques, avec la distance de l'étoile, indiquent que son diamètre est légèrement de plus de deux fois celui du Soleil.
En tenant compte de tous ces paramètres avec leurs données d'oscillation, Eggenberger et ses collègues indiquent que leur meilleur modèle donne à Procyon un âge de 1.7 ± 0.3 milliard d'années. En comparaison, le Soleil est âgé de 4.6 milliards d'années, presque 3 fois plus.
Dans des travaux en relation, qui seront prochainement édités, les astronomes ont analysé les oscillations d'une autre étoile voisine : Eta Boötis, une sous-géante de type G localisée à quelques degrés à l'ouest d'Arcturus et à 37 années-lumière de la Terre. Les astronomes disent qu'eta Boötis a une masse de 1.6 masses solaires et est âgée de 2.7 milliards d'années.
Le Soleil est plus vieux que Procyon et Eta Boötis, mais il est à une étape moins avançée d'évolution parce qu'il a moins de masse et en conséquence, consomme son carburant plus lentement. C'est une étoile de la séquence principale, convertissant l'hydrogène en hélium en son noyau. Selon un modèle d'évolution du Soleil édité en 1993, le Soleil quittera la séquence principale dans 6.4 milliards d'années et brillera en tant que sous-géante pendant encore 730 millions d'années. Puis il augmentera en une géante rouge. Bien avant cette période, Procyon se sera rétrécie en une naine blanche, de même que son faible compagnon.
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Cassini bombarbé par des poussières interplanétaires provenant de l'anneau A
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De nouveaux résultats de la mission Cassini indiquent que le vaisseau spatial a été bombardé par des éclats sporadiques de poussières interplanétaires lorsqu'il s'est approché de Saturne l'année dernière, selon un scientifique de l'Université du Colorado de Bouder.
Mihaly Horanyi, du LASP (Laboratory for Atmospheric and Space Physics) du CU-Boulder, dit que les éclats de particules de poussièrse sont devenus plus fréquents et intenses lorsque le vaisseau spatial Cassini a survolé la planète de 40 millions de milles de distance au début de 2004. Horanyi, également un professeur de physique au CU-Boulder, a dit que la poussière pourrait s'être échappé dans l'espace de l'anneau extérieur "A" de la planète ou peut-être de ses lunes glaciales, Dioné et Rhéa.
Avant 1993, les chercheurs croyaient que de telles particules de poussière interplanétaires étaient composées de matières primitives originaires de l'espace interstellaire, de collisions d'astéroïdes ou de comètes traversant le Système solaire.
Mais en 1993, Horanyi et ses collègues ont constaté que les éclats particuliers de poussières microscopiques observées par le vaisseau spatial Ulysses coulant de la région de Jupiter émanaient des plumes volcaniques de Io, une lune de Jupiter.
Les particules de poussière s'échappant du système de Saturne sont aussi microscopiques en taille, comprises entre d'un dixième de micron et un centième de micron. Des grains plus grands que ceux-ci seraient domininés par la gravité de la planète, tandis que les champs électromagnétique domineraient des grains plus petits. Seules ceux dans ces limites peuvent s'échapper du Système.
Le détecteur de poussières embarqué sur Cassini collecte les signaux électriques de chaque grain de poussières qu'il prend au piège, permettant aux scientifiques de déduire la masse et la vitesse des particules. Les dynamiques des particules de poussière indiquent que l'anneau A de Saturne est un bon candidat à l'origine de la poussière.
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Le WGPSN a nommé quatre petits satellites de Saturne
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Le Working Group on Planetary Science Nomenclature (WGPSN) de l'IAU a approuvé par la circulaire IAUC 8471 les nouvelles désignations suivantes et nouveaux noms de satellites de Saturne : Saturn XXXI Narvi = S/2003 S 1
Saturn XXXII Methode = S/2004 S 1
Saturn XXXIII Pallene = S/2004 S 2
Saturn XXXIV Polydeuces = S/2004 S 5
Le WGPSN a aussi noté que les appellations de trois des noms des satellites de Saturne donnés sur la circulaire IAUC 8177 étaient erronés et ont été révisés par la suite. Les appellations correctes sont : Saturn XXIII Suttungr = S/2000 S 12
Saturn XXVII Skathi = S/2000 S 8
Saturn XXX Thrymr = S/2000 S 7
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Comètes SOHO : C/2004 T8, Y5, Y6, Y7, Y8
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Des comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2005-B39. Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2004 T8 (SOHO) (H. Su) C/2004 Y5 (SOHO) (B. Zhou) C/2004 Y6 (SOHO) (H. Su) C/2004 Y7 (SOHO) (H. Su) C/2004 Y8 (SOHO) (H. Otterstedt)
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Le groupe de taches solaires éjecte une énorme tempête de radiations
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La tache solaire géante 10720 a produit un puissant flare de classe X7.1 le 20 Janvier à 07h01 UTC. C'est le plus grand des sept flares majeurs observés dans ce grand et complexe groupe de taches solaires depuis son apparition le 15 Janvier 2004.
Depuis cette date, 17 flares solaires de classe moyenne et 5 flares majeurs ont été émis de ce groupe de taches, d'environ 8 fois la taille de Jupiter à son maximum. Les rayons X produits par les flares ne sont cependant pas monté au niveau des tempêtes solaires d'Octobre et Novembre 2004, mais en termes de protons de haute énergie, c'est la plus grande tempête de radiations depuis Octobre 1989.
Les dernières éjections de masse coronale (CME) en provenance du groupe de taches 10720 ont eu ces derniers jours de nombreuses répercutions.
Deux lignes aériennes américaines ont dévié des avions loin des secteurs polaires pour éviter des radiations supplémentaires. Les instruments embarqués sur les satellites SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory) et ACE (Advanced Composition Explorer) ont été aveuglés par les radiations pendant plusieurs heures et d'autres satellites semblent avoir été affectés. Les deux passagers de la Station Spatiale Internationale, Leroy Chiao and Salizhan Sharipov, ont dû prendre certaines précautions pour éviter les radiations lors des alertes majeures. Toutefois, la région de taches solaires qui a causé ces tempêtes solaires devrait se trouver de l'autre côté du Soleil vers le 22 Janvier, et ne devrait pas menacer les astronautes pour la sortie prévue dans l'espace le 27 Janvier prévoyant l'installation d'une nouvelle plate-forme de travail, et mener à bien les expériences scientifiques programmées.
Les effets de la tempête solaire se sont également fait sentir sur Terre. Des aurores se sont produites en raison de l'augmentation de l'activité solaire au-dessus du Nord de l'Europe et de l'Amérique du Nord et au-dessus de la Nouvelle-Zélande les 18 et 19 Janvier. La NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration) a également reçu des rapports de coupure de communications.
La région active 10720 est maintenant située près du limbe nord-ouest du Soleil. Par conséquent, la majeure partie de l'éjecta de masse coronale du 20 Janvier ne percutera pas le champ magnétique terrestre. D'autres flares majeures peuvent encore se produire avant que la région 10720 passe de l'autre côté du Soleil.
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A l'oeil, au toucher et à l'odeur, l'univers de Titan présente des ressemblances frappantes avec la Terre
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Communiqué de Presse de l'ESA N° 5-2005
Le 14 janvier, la sonde Huygens de l'ESA a réalisé une grande première : atterrir sur Titan, la plus grande des lunes de Saturne, à 1,2 milliard de kilomètres de notre planète. Huygens a accompli ce long voyage dans le cadre de la mission Cassini-Huygens, réalisée conjointement par l'ESA, la NASA et l'ASI. Pendant la phase de descente, à partir d'une altitude d'environ 150 kilomètres, et après l'atterrissage sur le sol de Titan, six instruments multifonctions placés à bord de la sonde ont enregistré des données. Les premières analyses scientifiques dérivées de ces données ont été présentées dans le cadre d'une conférence de presse qui s'est déroulée le 21 janvier au Siège de l'ESA, à Paris.
« Nous détenons aujourd'hui les informations nécessaires pour comprendre ce qui façonne le paysage de Titan, » a déclaré Martin Tomasko, chercheur responsable du radiomètre spectral imageur de descente (DISR), pour qui «les traces de précipitation, d'érosion, d'abrasion mécanique et d'autres formes d'activité hydrologique constatées au niveau géologique montrent que les processus physiques qui ont façonné Titan sont très proches de ceux qui ont modelé la Terre ».
A en juger par les spectaculaires images prises par le DISR, Titan présente de remarquables analogies avec la Terre du point de vue météorologique et géologique. Certaines images font apparaître un réseau complexe de chenaux de drainage étroits allant d'une zone claire de plateaux vers des zones de plus basse altitude, plus lisses et plus sombres. Ces chenaux se rejoignent pour former des systèmes fluviaux qui se dirigent vers des lacs asséchés dans lesquels on peut déceler des formes rappelant étrangement les îles et les hauts-fonds de notre planète.
Les données du chromatographe en phase gazeuse et du spectromètre de masse (GCMS) et celles du module scientifique de surface (SSP) confortent les conclusions de Martin Tomasko. Les observations de Huygens plaident fortement en faveur d'une activité hydrologique à la surface de Titan. Le fluide en question est toutefois du méthane, composé organique simple qui peut exister sous forme liquide ou gazeuse sur Titan, où règnent des températures inférieures à -170°C, et non de l'eau, comme sur la Terre.
Les rivières et les lacs de Titan semblent aujourd'hui à sec, mais il est possible que des précipitations soient tombées dans un passé peu éloigné.
Les données de décélération et de pénétration fournies par le SSP montrent que le matériau présent sous la croûte de surface a la consistance du sable. Cet aspect s'explique-t-il par des précipitations de méthane qui se seraient abattues pendant une période incommensurable sur le sol de Titan, ou faut-il y voir le résultat d'un phénomène de remontée de liquide par capillarité depuis le sous-sol vers la surface ?
La chaleur dégagée par la sonde a eu pour effet de réchauffer le sol à l'endroit où celle-ci s'est posée. Le GCMS et le SSP ont tous deux détecté des émanations de méthane gazeux issues par évaporation du matériau de surface, confortant l'idée que le méthane joue un rôle central dans la géologie et la météorologie atmosphérique de ce corps céleste - avec la formation de nuages et de précipitations exerçant sur la surface un effet d'érosion et d'abrasion.
On constate par ailleurs sur les images du DISR la présence de petits galets arrondis jonchant le lit d'une rivière à sec. Les mesures spectrales (couleur) donnent à penser que ces galets seraient composés de glace d'eau sale plutôt que de roches silicatées, même s'ils sont solides comme des rocs compte tenu des températures mesurées sur Titan.
Le sol de Titan semble constitué - au moins pour partie - de précipités issus de la brume organique qui enveloppe la planète. Ce matériau sombre qui se dépose en surface provient de l'atmosphère de Titan. Par un effet de lessivage, les précipitations de méthane entraînent cette substance des hautes altitudes vers le sol, où elle se concentre au fond des chenaux de drainage et dans les lits des rivières, contribuant à la formation des zones sombres visibles sur les images du DISR.
Des indices inédits basés sur la découverte d'argon 40 dans l'atmosphère de Titan témoignent d'une activité volcanique ayant engendré non pas des éruptions de lave, comme sur Terre, mais de glace d'eau et d'ammoniaque.
On peut donc dire que bon nombre des processus géophysiques observés sur Terre se retrouvent sur Titan. Du point de vue de la chimie, en revanche, les différences sont considérables. Titan n'a pas d'eau liquide, mais du méthane liquide ; pas de roches silicatées, mais de la glace d'eau ; pas de sol terreux, mais des dépôts de particules d'hydrocarbures d'origine atmosphérique. Et ses volcans n'ont pas craché de la lave, mais de la glace à très basse température.
Cet univers extraordinaire abrite donc des processus géophysiques de type terrestre mais qui agissent sur des matériaux tout à fait exotiques dans des conditions très différentes des nôtres.
« Nous avons là des résultats extraordinaires. Les chercheurs ont travaillé toute la semaine sans relâche car les données de Huygens sont absolument passionnantes. Et nous n'en sommes qu'au début ! Les données vont occuper les scientifiques pendant de nombreuses années », a précisé Jean-Pierre Lebreton, responsable de la mission Huygens à l'ESA.
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Les fractures de Claritas Fossae
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Les nouvelles images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montrent Claritas Fossae, une série de fractures linéaires situées dans la région martienne de Tharsis.
Les images ont été prises au cours de l'orbite 563 avec une résolution d'approximativement 62 mètres par pixel. La région montrée couvre un secteur centré sur la latitude de 25° Sud et de 253° Est de longitude.
Claritas Fossae est située sur la butte de Tharsis, au sud des trois grands volcans connus comme le Tharsis Montes et s'étend grossièrement du nord au sud sur approximativement 1.800 kilomètres. Les fractures linéaires de Claritas Fossae ont des largeurs comprises entre quelques kilomètres et 100 kilomètres et la région est d'environ 150 kilomètres de large au nord et de 550 kilomètres de large au sud.
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Les jeunes objets de faible masse sont deux fois plus lourds que prévu
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Bien que la masse soit la propriété la plus importante des étoiles, il est prouvé qu'il est très dur de mesurer les plus petites masses d'objets dans l'Univers. Grâce à la nouvelle puissante caméra de haut contraste NACO SDI installée au VLT (Very Large Telescope), un très rare compagnon de faible masse a finalement été photographié.
L'image a permis à l'équipe internationale d'astronomes de mesurer directement pour la première fois la masse d'un jeune objet de très basse masse. L'objet, plus de 100 fois plus faible que son étoile primaire proche, est 93 fois aussi massive que Jupiter, presque deux fois aussi lourde que la théorie le prévoit.
Le faible compagnon de très basse masse, nommé AB Dor C, orbite autour de la très jeune étoile AB Doradus A (AB Dor A), une étoile situé à 48 années-lumière (14.9 parsecs) de la Terre et âgée de seulement 50 millions d'années, à seulement 2.3 fois la distance entre la Terre et le Soleil, ou à la distance entre le Soleil et les astéroïdes au-delà de Mars.
La découvert suggère que, en raison des erreurs dans les modèles, les astronomes ont surestimé le nombre de jeunes "naines brunes" et les planètes extrasolaires "flottant librement".
Les naines brunes sont des objets 75 fois plus massifs que Jupiter, mais pas assez massifs pour brûler comme des étoiles. Si de jeunes objets identifiés comme des naines brunes sont deux fois aussi massifs que ce qu'on supposait, plusieurs sont en réalité des étoiles de faible masse. Les objets récemment identifiés comme des planètes 'flottant librement' sont à leur tour probablement juste des naines brunes de faible masse.
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Deep Impact sur le chemin de la comète Tempel 1
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Cette image du vaisseau spatial Deep Impact a été obtenue avec le télescope Hale de 200 pouces du Caltech au sommet du Mont Palomar à 12h00 UTC le 13 Janvier 2005, environ 15 heures après le lancement avec succès du vaisseau spatial. Deep Impact était à environ 260.000 km de la Terre, se déplaçant à une vitesse d'environ 16.000 km/heure. Cette haute vitesse provoque que le vaisseau spatial apparaît comme un trait traversant le ciel dans la constellation de la Vierge pendant le temps d'exposition de 10 minutes de l'image. Le vaisseau spatial est visible parce qu'il reflète la lumière du Soleil au début de son voyage vers la comète Tempel 1. Cette image a été obtenue par le Dr. Michael D. Hicks et le Dr. Bonnie J. Buratti, tous deux au JPL (Jet Propulsion Laboratory).
Le vaisseau spatial voyagera vers la comète Tempel 1 et lancera un impacteur, créant un cratère à la surface de la comète. Les scientifiques pensent que les matériaux révélés peuvent donner des indices sur la formation de notre Système solaire.
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Les naines rouges détruisent leur disque de poussières
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Les naines rouges sont des étoiles comme notre Soleil à bien des égards, mais plus petites, moins massive et plus faibles. Approximativement 70 pour cent de toutes les étoiles dans notre galaxie sont des naines rouges.
Les astronomes se sont demandés pourquoi il y a tant de naines rouges, mais qu'elles ne semblaient pas avoir de disques protoplanétaires de poussières les entourant, indiquant la formation de planètes.
Ces étoiles sont trop petites pour ôter la poussières de la même manière que les plus grandes étoiles, mais des astronomes de l'UCLA pensent que les naines rouges pourraient avoir des champs magnétiques très intenses produisant un puissant vent solaire qui ôterait la poussière, cachant la preuve de formation de planètes.
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Nouvelles révélations sur Titan le 21 janvier
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Communiqué de Presse de l'ESA N° 4-2005
Une semaine après la fantastique descente de Huygens dans l'atmosphère de Titan et son atterrissage réussi sur le sol de la plus grande et la plus mystérieuse des lunes de Saturne, l'Agence spatiale européenne (ESA) réunira des personnalités scientifiques participant à la mission pour présenter les premiers résultats issus de l'analyse des données envoyées par les instruments et débattre de ces nouveautés.
Au terme d'un voyage de près de sept ans et quatre milliards de kilomètres à travers le système solaire, la sonde Huygens a plongé, le 14 janvier à 11h13 heure de Paris, dans l'épaisse brume atmosphérique de Titan, terminant sa course à 13h45 heure de Paris sur le sol congelé de ce corps céleste. Pendant 1 heure et 12 minutes, Cassini a reçu d'excellentes données émises depuis la surface de Titan. La sonde Huygens a continué d'émettre pendant plusieurs heures, alors même que l'orbiteur avait déjà disparu derrière l'horizon et cessé d'enregistrer les données qu'il était chargé de relayer vers la Terre.
En l'espace de 3 heures et 44 minutes, Cassini a pu nous faire parvenir plus de 474 Mbits de données, dont une série d'environ 350 images prises pendant la phase de descente et au sol. On y découvre un paysage apparemment façonné par l'érosion, avec des canaux de drainage, des motifs rappelant un tracé côtier et, à la surface, des objets ressemblant à des galets.
L'analyse des échantillons atmosphériques prélevés entre une altitude de 160 km et le sol révèle la présence d'un mélange uniforme de méthane et d'azote dans la stratosphère. Elle indique également une augmentation constante de la concentration de méthane dans la troposphère, jusqu'à la surface de Titan. Des nuages de méthane ont été décelés à environ 20 km d'altitude, ainsi qu'une brume de méthane ou d'éthane au voisinage de la surface.
A partir du signal émis par la sonde et capté par un réseau mondial de radiotélescopes terrestres, les chercheurs pourront déterminer au kilomètre près sa trajectoire effective et en savoir plus sur les vents qui soufflent sur Titan. L'analyse préliminaire du signal reçu donne à penser que Huygens émettait encore 3 heures après son atterrissage. Des enregistrements ultérieurs sont en cours d'analyse pour établir pendant combien de temps précisément la sonde a continué d'émettre.
Des échantillons d'aérosols ont également été prélevés à des altitudes comprises entre 125 et 20 km et analysés à bord. Pendant la descente, il a été procédé à un enregistrement sonore pour déceler d'éventuels « coups de tonnerre » déclenchés par des orages lointains, cet accompagnement acoustique rendant plus spectaculaire encore la plongée de la sonde.
Dès l'atterrissage de Huygens, qui s'est produit à une vitesse de l'ordre de 4,5 m/s, les instruments ont envoyé une multitude de données sur la texture de surface de Titan - évoquant du sable ou de l'argile humide recouvert d'une fine croûte solide - et sur sa composition - pour l'essentiel un mélange sale de glace d'eau et d'hydrocarbures donnant au sol une teinte plus sombre que celle escomptée. La température mesurée au sol avoisinait les - 180° C.
Les scientifiques ont été en mesure de présenter une première série de résultats étonnants dès le 15 janvier. Après plusieurs jours de traitement et d'analyse de ces résultats, ils pourront offrir un meilleur aperçu de cet étrange univers lointain à l'occasion d'une conférence de presse qui se tiendra vendredi 21 janvier à 11h00 au Siège de l'ESA, à Paris.
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Régulus tourne beaucoup plus vite que le Soleil
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Depuis des décennies, les scientifiques ont observé que Régulus, l'étoile la plus brillante de la constellation du Lion (Leo), tourne beaucoup plus vite que le Soleil. Mais grâce à un puissant nouveau réseau de télescopes, les astronomes savent maintement avec clarté ce qui arrive à ce massif corps céleste.
Un groupe d'astronomes, dirigé par Hal McAlister, le directeur du CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) de l'Université d'Etat de Georgie, a utilisé le réseau de télescopes du centre pour détecter pour la première fois les distorsions de rotations de Régulus. Les scientifiques ont mesuré la taille et la forme de l'étoile, la différence de température entre ses régions polaires et équatoriales et l'orientation de son axe de rotation. Les observations de Régulus des chercheurs représentent la première production scientifique du réseau CHARA, qui est devenu opérationnel au début de 2004.
La plupart des étoiles tournent tranquillement sur leurs axes de rotation, dit McAlister. Le Soleil, par exemple, achève une pleine rotation en environ 24 jours, ce qui signifie que sa vitesse de rotation équatoriale est approximativement de 4.500 miles par heure (env. 7.240 km par heure). La vitesse de rotation équatoriale de Régulus est presque de 700.000 miles par heure (env. 1.126.500 km par heure) et son diamètre est environ cinq fois plus grand que le Soleil. Régulus bombe aussi sensiblement à son équateur, une rareté stellaire.
La force centrifuge de Régulus provoque que son diamètre équatorial est d'un tiers plus grand que son diamètre polaire.
À cause de son aspect déformée, Régulus, une étoile simple, montre ce que l'on connaît comme "l'obscurcissement de gravité" : l'étoile devient plus brillante à ses pôles qu'à son équateur, un phénomène seulement détecté précédemment dans les étoiles binaires. Selon McAlister, l'obscurcissement arrive parce que Régulus est plus froid à son équateur qu'à ses pôles. Le bombement équatorial de Régulus diminue la traction de gravité à l'équateur, ce qui provoque la diminution de température. Les cherucheurs de CHARA ont constaté que la température aux pôles de Régulus est de 15.100 degrés Celsius, tandis que la température de l'équateur est seulement de 10.000 Celsius. La variation de température cause que l'étoile est environ cinq fois plus brillantes à ses pôles qu'à son équateur. La surface de Régulus est si chaude que l'étoile est en réalité presque 350 fois plus lumineuse que le soleil.
Les chercheurs de CHARA ont découvert une autre singularité lorsqu'ils ont déterminé l'orientation de l'axe de rotation. Celui-ci est incliné d'environ 86 degrés. Mais assez curieusement, l'étoile se déplace dans l'espace dans la même direction que son pôle indique.
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La substance la plus rapide dans l'Univers
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Des astronomes, utilisant le radiotélescope Very Long Baseline Array (VLBA) de la National Science Foundation (NSF), ont découvert des jets de plasma crachés du coeur de galaxies éloignées à des vitesses de moins d'un pour cent de la vitesse de la lumière, plaçant ces jets de plasma parmi les objets les plus rapides jamais vus dans l'Univers.
Selon la théorie de la relativité d'Einstein, aucun objet avec masse ne peut être accéléré à la vitesse de la lumière. Arriver même près de la vitesse de la lumière exige des quantités énormes d'énergie.
Les "Blazars" sont des noyaux galactiques actifs, des régions énergiques entourant des trous noirs massifs aux centres des galaxies. La matière entraînée dans le trou noir forme un disque en rotation appelé un disque d'accrétion. De jets puissants de particules chargées sont éjectés à de hautes vitesses le long des pôles des disques d'accrétion. Lorsque ces jets arrivent à être braqués presque vers la Terre, les objets sont appelés blazars.
Les scientifiques ont suivi à la trace les caractéristiques individuelles dans les jets de trois blazars à des distances de la Terre comprises entre 7.3 et 9 milliards d'années-lumière. Une équipe de l'Université de Boston menée par Svetlana Jorstad avait identifié auparavant les trois blazars comme ayant potentiellement des jets à très haute vitesse basées sur des observations de VLBA au milieu des années 1990. Glenn Piner, professeur associé de physique au Whittier College (Whittier, Californiie), et ses collègues ont observé les blazars de nouveau en 2002 et 2003 avec des observations beaucoup plus longues et ont été capable de confirmer les mouvements ultra-rapides dans les faibles jets blazars.
Leurs mesures ont montré que les caractéristiques dans les jets blazar se déplaçaient à des vitesses apparentes plus de 25 fois plus grandes que celle de la lumière. Ce phénomène, appelé mouvement "superluminal", n'est pas réel, mais est plutôt une illusion causée par le fait que la matière dans le jet se déplace à presque la vitesse de la lumière presque en direction de l'observateur. Parce que les caractéristiques des jets se déplacent en direction de la Terre à presque la même vitesse que les ondes hertziennes qu'elles émettent, elles peuvent sembler se déplacer à travers le ciel à des vitesses plus rapides que la vitesse de la lumière. Les scientifiques peuvent corriger cet effet géométrique pour calculer une limite inférieure à la vraie vitesse des caractéristiques.
"Nous voyons typiquement des vitesses apparentes dans les jets blazars qui sont d'environ cinq fois la vitesse de la lumière et cela correspond à une vraie vitesse de plus de 98 pour cent de la vitesse de la lumière," selon Piner.
"Maintenant, basé sur la confirmation indépendante par deux groupes d'astronomes, nous voyons ces trois blazars avec des vitesses apparentes plus grandes que 25 fois celle de la lumière," ajoute Piner. Cette vitesse apparente, selon les scientifiques, correspond à une vraie vitesse de plus de 99.9 pour cent de la vitesse de la lumière, laquelle est de 299.800 kilomètres par seconde.
En se basant sur d'autres propriétés des blazars, les scientifiques croient que leur interprétation des données est précise et qu'ils ont mesuré les vitesses extrêmement rapides dans les trois jets blazars. Cependant, "nous vraiment devons être quelque peu prudents dans l'interprétation de ces résultats, parce qu'il est possible que les mouvements observés représentent le mouvement de perturbations se propageant dans le plasma plutôt que le plasma lui-même, de la même manière qu'une vague peut se déplacer à la surface de l'océan sans physiquement transporter l'eau," commente Piner.
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C/2005 B1 (Christensen)
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Une nouvelle comète a été découverte le 16 Janvier 2005 par E. J. Christensen du Catalina Sky Survey et confirmée par de nombreux observateurs.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2005 B1 (Christensen) indiquent un passage au périhélie au 14 Février 2005 (magnitude 16.7) à une distance de 5,2 UA du Soleil.
Des nouvelles observations ont permis de relier la comète C/2005 B1 avec l'objet 2004 FS101 découvert le 18 Mars 2004 en tant qu'astéroïde. Avec ces nouvelles données, les éléments orbitaux indiquent un passage au périhélie au 23 Février 2006 (magnitude 14.3) à une distance de 3,2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 23 Février 2006 (magnitude 14.3) à une distance de 3,2 UA du Soleil.
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Titan, depuis une altitude de 10 km
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Cette image est une composition de 30 images de la sonde Huygens. Elles ont été prises d'une altitude variant de 13 km à 8 km lorsque la sonde descendait vers son site d'atterrissage.
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Une météorite sur le sol de Mars ?
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Opportunity découvre de curieuses choses sur Meridiani Planum : en s'approchant d'un morceau de son bouclier thermique reposant sur le sol de Mars, le robot a repéré un caillou de la taille d'une pomme de terre dont la surface est criblée de trous. Le spectromètre à infrarouge (Mini-TES) d'Opportunity a signalé une composition atypique pour cet étrange caillou, indiquant la présence de métal. Les scientifiques de la mission se demandent s'il ne s'agit pas d'une météorite.
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Titan en infrarouge au moment où Huygens a atteint sa cible
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La sonde Huygens a pénétré dans l'atmosphère de Titan ce vendredi 14 Janvier à 09h06 UTC, avec un atterrissage couronné de succès à la surface de Titan trois heures plus tard. Au moyen de l'instrument NIRC2 et du système d'optique adaptative, le W. M. Keck Observatory a pris cette image en infrarouge de Titan au moment où la sonde Huygens a atteint son objectif.
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C/2005 A1 (LINEAR)
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Une nouvelle comète a été découverte le 13 Janvier 2005 par le télescope de surveillance LINEAR et confirmée par de nombreux observateurs.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2005 A1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie au 10 Avril 2005 (magnitude 11.9) à une distance de 1,07 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 10 Avril 2005 (magnitude 11.1) à une distance de 0,90 UA du Soleil.
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Première image de Titan
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C'est l'une des premières images brutes retournées par la sonde Huygens pendant sa descente couronnée de succès. Elle a été prise d'une altitude de 16,2 km avec une résolution d'approximativement 40 mètres par pixel. Elle montre apparemment des canaux de drainage conduisant à un littoral.
ESA/NASA/University of Arizona
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L'Europe à la découverte d'un nouveau monde, Huygens se pose sur Titan
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Communiqué de l'ESA N° 3-2005
Aujourd'hui, à l'issue d'un périple de sept ans à travers le Système Solaire à bord de l'orbiteur Cassini, la sonde Huygens de l'ESA a réussi sa descente dans l'atmosphère de Titan, la plus grosse lune de Saturne, et s'est posée avec succès à sa surface.
Les premières données scientifiques en provenance de la sonde sont parvenus au centre opérationnel de l'ESA (ESOC), à Darmstadt (Allemagne), cet après-midi à 17h19 (CET). Huygens représente la première tentative humaine de poser une sonde à la surface d'un monde du Système Solaire externe. « C'est un immense succès pour l'Europe et ses partenaires américains dans cette ambitieuse expédition internationale pour explorer le système saturnien », a déclaré Jean-Jacques Dordain, le directeur-général de l'ESA.
A la suite de sa séparation d'avec l'orbiteur Cassini le 25 décembre, Huygens a atteint les couches supérieures de l'atmosphère de Titan après un vol en solo de 4 millions de kilomètres, qu'il a effectué en 20 jours. La sonde a entamé sa descente vers les couches de nuages qui masquent la surface de Titan depuis une altitude de 1 270 km à 11h13 (CET). Au cours des trois minutes qui ont suivi, Huygens a dû décélérer de 18 000 à 1 400 km/h.
Une série de parachutes l'a ensuite ralentie à moins de 300 km/h. A une altitude d'environ 160 km, les instruments scientifiques de la sonde ont été exposé à l'atmosphère de Titan. A environ 120 km, le parachute principal a été remplacé par un parachute plus petit afin d'atteindre la surface plus rapidement, avec un contact prévu à 13h34 (CET). Les données préliminaires indiquent que la sonde s'est posée avec succès, vraisemblablement sur une surface solide.
La sonde a commencé à transmettre des données vers Cassini quatre minutes après avoir commencé sa descente et a continué à transmettre après son atterrissage tant que Cassini a été visible au-dessus de l'horizon de Titan. Le premier signe du bon fonctionnement d'Huygens était arrivé plus tôt lorsque le radiotélescope de Green Bank, en Virginie Occidentale (Etats-Unis), a détecté un signal faible mais clairement identifiable en provenance de la sonde européenne. Le réseau global de radiotélescopes mobilisés pour l'occasion a continué à recevoir ce signal bien au-delà de la durée vie prévue d'Huygens.
Les données d'Huygens, relayées via Cassini, ont été reçues par le réseau Deep Space de la NASA et transmis immédiatement à l'ESOC, où leur analyse scientifique est en cours.
« Titan a toujours été l'endroit du système saturnien où le besoin d'effectuer des mesures in situ était le plus critique. C'est un monde fascinant et à présent nous attendons avec impatience les résultats scientifiques », a déclaré le Pr. David Southwood, directeur des programmes scientifiques de l'ESA.
« Les scientifiques du programme Huygens sont aux anges. Cela valait vraiment la peine d'attendre aussi longtemps » estime le Dr. Jean-Pierre Lebreton, responsable de la mission Huygens pour l'ESA. Huygens doit fournir la première analyse directe et détaillée de la chimie atmosphérique de Titan ainsi que les premières images de sa surface cachée et même un « bulletin météo » détaillé.
L'une des principales raisons pour envoyer Huygens vers Titan est que son atmosphère d'azote, riche en méthane, et sa surface pourraient contenir de nombreux composés chimiques qui existaient sur la Terre primitive. Combinées avec les observations de Cassini, les mesures effectuées par Huygens permettront de dresser un portrait sans précédent de la plus mystérieuse lune de Saturne.
« La descente vers Titan représente une occasion unique dans une vie d'homme et le succès d'aujourd'hui est la preuve que notre partenariat avec l'ESA est un excellent choix », a déclaré Alphonso Diaz, administrateur associé de la NASA pour la Science.
La mission Cassini-Huygens » est une coopération entre la NASA, l'Agence Spatiale Européenne et l'Agence Spatiale Italienne (ASI). Le Jet Propulsion Laboratory (JPL), une division du California Institute of Technology à Pasadena, est en charge de la mission pour le compte de l'Office of Space Science de la NASA, à Washington. Le JPL a conçu, développé et assemblé l'orbiteur Cassini.
« Un travail d'équipe extraordinaire a été réalisé en Europe et aux Etats-Unis, entre les scientifiques, l'industrie et les agences, et est à la base de l'immense succès d'aujourd'hui », a conclu Jean-Jacques Dordain.
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Water Fountain Nebula
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Le puissant W. M. Keck Observatory d'Hawaii a pris cette image d'une étoile mourante surnommée "Nébuleuse du Jet d'Eau". Cette nébuleuse est située à 6.500 années-lumière dans la constellation du Scorpion (Scorpius) et a été imagée aux longueurs d'ondes proches de l'infrarouge. La structure en double tire-bouchons de la nébuleuse indique qu'il y a probablement un reste en rotation rapide au centre qui crache des jets jumeaux de matières. En prenant les photos de la nébuleuse à nouveau dans quelques années, les astronomes seront capables de comprendre comment les nébuleuses comme celles-ci évoluent dans le temps.
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Hydrogène primitif
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Un chercheur de l'Indiana University Bloomington a découvert ce qui pourrait être de l'hydrogène primitif, inchangé depuis le Big Bang. Cet hydrogène a été trouvé dans la galaxie UGC 5288, située à 16 millions d'années-lumière de la Terre. Etudiée avec le radiotélescope Very Large Array de la National Science Foundation, au Nouveau-Mexique, la galaxie semble être entourée par un énorme disque de gaz d'hydrogène. Ce pourrait être un endroit pour examiner l'hydrogène primitif qui n'a pas été "pollué" par les éléments plus lourds créés dans les étoiles.
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Comètes SOHO : C/2004 X6, X7, X8, X9, X10, X11, Y2, Y3, Y4
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Des comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2005-A40 et MPEC 2005-A41. Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf les comètes C/2004 X7 et Y4 qui n'appartiennent à aucun groupe connu.
C/2004 X6 (SOHO) (T. Hoffman) C/2004 X7 (SOHO) (R. Kracht) C/2004 X8 (SOHO) (R. Matson) C/2004 X9 (SOHO) (K. Battams)
C/2004 X10 (SOHO) (K. Battams) C/2004 X11 (SOHO) (G. Gallina) C/2004 Y2 (SOHO) (H. Su) C/2004 Y3 (SOHO) (T. Scarmato) C/2004 Y4 (SOHO) (H. Otterstedt)
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Huygens envoie un signal
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L'Agence Spatiale Européenne a annoncé qu'un signal en provenance de la sonde Huygens a été détecté par un réseau de radio-télescopes terrestres. Le signal, détecté par le radiotélescope de l'Observatoire Robert C. Byrd Green Bank entre 11H20 et 11h25, indique que le système de transmission de la sonde fonctionne correctement. Huygens a amorcé sa descente dans l'atmosphère de Titan à 11h13.
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Le catalogue d'Hipparque sur une statue romaine
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Un ancien mystère pourrait avoir été résolu par le professeur associé de physique et d'astronomie Bradley E. Schaefer de l'Université d'Etat de Louisiane (LSU).
Schaefer a découvert que le catalogue d'étoiles d'Hipparque perdu depuis longtemps, lequel remonte à 129 avant J.C., apparaît sur une statue romaine appelée l'Atlas de Farnese.
Hipparque était l'un des plus grands astronomes de l'Antiquité, et son catalogue d'étoiles comprenant environ 1000 étoiles était le premier au monde.
Parmi ses nombreux travaux : la détermination de la distance Terre-Lune, la mesure précise de la révolution de la Lune, l'explication des éclipses, la détermination de l'inclinaison de la Terre sur l'écliptique, la découverte du phénomène de précession des équinoxes, la découverte de la première nova, le classement des étoiles en six grandeurs par ordre décroissant, l'invention de l'astrolabe, et la première méthode de détermination des longitudes. On peut aussi le considérer comme le fondateur de la trigonométrie.
Le catalogue d'Hipparque a été perdu au début de l'ère chrétienne, peut-être dans l'incendie de grande bibliothèque d'Alexandrie.
L'Atlas de Farnese est une statue romaine, datant du deuxième siècle, qui dépeint le titan Atlas tenant un globe céleste sur son épaule. La statue, actuellement logée en Italie, inclut des figures en relief sur le globe dépeignant les constellations de la Grèce antique dans de fins détails. Schaefer a découvert que les figures des constellations sur l'Atlas de Farnese sont une interprétation précise du catalogue d'étoiles d'Hipparque. Selon Schaefer, la découverte conduira probablement à solutionner un débat de longue date.
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Corps en collision dans le disque de formation de planètes
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Les astronomes utilisant le télescope Gemini South de 8 mètres au Chili ont observé de nouveaux détails dans le disque poussiéreux entourant l'étoile voisine Beta Pictoris qui montre qu'une grande collision entre des corps de taille planétaire peut être survenue récemment. Une telle collision créerait beaucoup de poussières mais celles-ci seraient dispersées rapidement par le souffle de l'étoile. En se basant sur la quantité de poussières encore présentes, les astronomes pensent que la collision est survenue il y a seulement environ 100 ans.
Les observations en infrarouge fournissent la meilleure preuve à ce jour de la présence de rencontres énergétiques entre des planétésimaux pendant le processus de formation planétaire. C'est comme si nous regardions en arrière d'environ 5 milliards d'années et que nous observions notre propre Système solaire lors de sa formation.
Beta Pictoris était l'un des premiers disques circumstellaires découverts par des astronomes. Il a été initialement détecté dans les données du satellite IRAS (Infrared Astronomy Satellite) en 1983 par une équipe menée par le docteur Fred Gillett (autrefois Scientifique Principal de Gemini) et ensuite imagée par le docteur Bradley Smith et le docteur Richard Terrile. Sa nature mal proportionnée était apparente même alors, mais jusqu'à récemment, les observations avaient rapporté des données insuffisantes à d'assez hautes résolutions pour montrer la nature massive de cette asymétrie et évaluer la relative distribution de particules dans le nuage.
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Reconstruction de galaxie en spirale
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La plupart des grandes galaxies actuelles sont des spirales, présentant un disque entourant un bombement central. Les exemples célèbres sont notre propre Voie lactée ou la galaxie d'Andromède. Quand et comment ces galaxies en spirale se sont-elles formées ? Pourquoi la plupart d'entre elles présentent un bombement central massif ?
Une équipe internationale d'astronomes présente de nouvelles réponses persuasives à ces questions fondamentales. Pour ceci, ils se fondent sur un ensemble de données d'observations de galaxies prises avec plusieurs télescopes spatiaux et terrestres. En particulier, ils ont employé sur une période de deux ans, plusieurs instruments sur le Very Large Telescope de l'ESO.
Entre d'autres, leurs observations indiquent qu'approximativement la moitié des étoiles actuelles ont été formées dans la période entre 8.000 millions et il y a 4.000 millions d'années, la plupart du temps dans des éclats épisodiques intenses de formation d'étoiles se produisant dans les galaxies infrarouges lumineuses.
De ceci et d'autres preuves, les astronomes ont conçu un scénario innovateur, dénommé "la reconstruction de spirale". Ils prétendent que la plupart des galaxies spirales actuelles sont les résultats d'un ou plusieurs événements de fusion. Si cela est confirmé, ce nouveau scénario pourrait révolutionner la manière dont les astronomes pensent la formation des galaxies.
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Deep Impact décolle pour un voyage sans retour vers la comète Tempel 1
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La sonde américaine Deep Impact a décollé, comme prévu, aujourd'hui à 18h47 UTC, de la base de Cape Canaveral (Floride), à bord d'un lanceur Boeing Delta II. Deep Impact a commencé avec succès sa mission d'investigation de la comète Tempel 1.
Le vaisseau spatial Deep Impact enverra un projectile de cuivre s'écraser sur la comète Tempel 1, une boule de glace et de roches, créant un cratère de la taille d'un stade de football. Un CD contenant les noms de ceux qui ont signé pour ce voyage sans retour sera pulvérisé à la vitesse de 37.000 kilomètres par heure avec le projectile de 370 kilogrammes.
L'impact devrait avoir lieu le 04 Juillet 2005, jour de la fête de l'Indépendance des Etats-Unis.
Le vaisseau spatial Deep Impact survolera l'impact et enverra en direction de la Terre ses données et images en temps réel de ce qui pourrait être le meilleur spectacle de feu d'artifice spatial dans l'histoire.
Les scientifiques de la mission sont confiants qu'un impact sur le noyau d'une comète répondra aux questions de base sur la nature et la composition de ces vagabondes célestes. En formant un cratère profond dans la comète Tempel 1, les scientifiques veulent trouver des indices sur la formation du système solaire.
Les objectifs de la mission sont : - Observer comment le cratère se forme - Mesurer la profondeur du cratère et son diamètre - Mesurer la composition de l'intérieur du cratère et son éjecta - Déterminer les changements de dégazage naturel produit par l'impact
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Des étoiles naissantes dans la galaxie voisine
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Les astronomes d'Hubble ont découvert, pour la première fois, une population d'étoiles récemment nées dans la galaxie satellite de la Voie lactée, le Petit Nuage de Magellan (SMC), visible à l'oeil nu dans la constellation australe du Toucan (Tucana), et situé à 210.000 années-lumière.
L'acuité parfaite du télescope spatial Hubble a arraché une population sous-jacente d'étoiles naissantes incorporées dans la nébuleuse NGC 346 qui se forment encore de l'effondrement gravitationel des nuages de gaz. Elles n'ont pas encore enflammé leur carburant d'hydrogène pour poursuivre la fusion nucléaire. La plus petite de ces étoiles naissante est de seulement la moitié de la masse de notre Soleil.
Bien que la naissance d'étoile soit commune dans le disque de notre galaxie, cette galaxie compagnon plus petite est plus primitive parce qu'elle manque d'un grand pourcentage d'éléments plus lourds qui sont forgés dans dont les générations successives d'étoiles par la fusion nucléaire.
Des galaxies naines comme le SMC sont considérées comme des modules primitifs de plus grandes galaxies. La plupart de ces types de galaxies ont existé il y a longtemps, lorsque Univers était beaucoup plus jeune. Le SMC offre un laboratoire voisin unique pour comprendre comment les étoiles ont surgi dans l'Univers primordial. Blottie parmi d'autres régions d'éclosion avec la petite galaxie, la nébuleuse NGC 346 seule contient plus de 2.500 étoiles récemment nées.
Les images d'Hubble, prise avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys), distingue trois populations stellaires dans la région SMC de NGC 346, un total de 70.000 étoiles. La population la plus vieille est âgée de 4,5 milliards d'années, approximativement l'âge de notre Soleil. La population la plus jeune a surgi il y a seulement 5 millions d'années (environ à l'époque où les premiers homin de la Terre ont commencé à marcher sur deux pieds). Curieusement, ces étoiles naissantes suivent deux chemins de poussières se croissant dans la nébuleuse, resemblant à un motif en "T" dans le champ d'Hubble. Les étoiles derrière ces chemins sont colorées en brun rouge en raison de l'effet de rougeoiement causé par la poussière.
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Les théories sur les étoiles naines blanches sont correctes
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De nouvelles observations du satellite FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) ont donné aux astronomes la preuve que leurs suppositions et calculs au sujet des étoile naines blanches sont corrects. FUSE a fait les observations détaillées de Sirius B, laquelle est 10.000 fois plus petite que son compagnon Sirius A, l'étoile la plus brillante du ciel. Ces nouvelles observations ont aidé les astronomes à déterminer la taille de Sirius B et sa masse.
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Les super amas démarrent petits
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Le télescope spatial Hubble a aidé à révéler un trio d'amas de jeunes étoiles massives qui pourraient avoir été formés par des amas plus petits qui auraient fusionné. Ce groupe fortement compact d'amas a été trouvé dans la région active de formation d'étoiles de NGC 5461 (situé à l'intérieur de la galaxie spirale M101), qui est situé à 23 millions d'années-lumière dans la constellation de la Grande Ourse (Ursa Major). Ces super amas peuvent contenir la masse de plus de 1 million de soleils, et on croit qu'ils sont les précurseurs des amas globulaires masifs. Dans NGC 5461, les amas divers sont distincts, mais agissent réciproquement l'un avec l'autre et se mêleront finalement en un simple amas superbe.
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Incubateurs stellaires avec embryons d'étoiles massives
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Le télescope infrarouge Spitzer montre un aperçu rare des première étapes de formation d'étoiles massives avec cette image saisissante de la Nébuleuse Trifide. La Nébuleuse Trifide est un nuage de gaz et de poussières de formation d'étoile géante situé à 5.400 années-lumière dans la constellation du Sagittaire (Sagittarius).
Spitzer a découvert 30 étoiles embryonnaires dans les quatre coeurs de la Nébuleuse Trifide et des nuages sombres. Des embryons multiples ont été trouvés à l'intérieur de deux coeurs massifs, tandis que l'on a vu un embryon unique dans chacun des deux autres. C'est une des premières fois que des groupes d'embryons ont été observés dans des coeurs simples à ce premier stade de développement stellaire.
Spitzer a aussi découvert environ 120 petites étoiles récemment nées enterrées à l'intérieur des nuages extérieurs de la nébuleuse. Ces étoiles nouveau-nés ont été probablement formées dans la même période que l'étoile massive principale et sont ses plus petites soeurs.
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Mesure cosmique
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Le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) a confirmé le rôle de la pesanteur en structure croissante dans l'Univers, en utilisant le résultat pour mesurer avec précision la géométrie de l'Univers.
Les chercheurs du SDSS, ont détecté les ondulations dans la distribution de galaxies faites par les ondes sonores produites peu après le Big Bang. Ces ondes avaient déjà été décelées au travers des fluctuations du fond de radiation cosmique.
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"Blobs"
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Les astronomes ont des nombreux termes techniques et systèmes de numérotage pour décrire l'Univers, mais un type d'objet mystérieux doit encore être classifié. Pour le moment, ces singularités sont nommées pour leur étrange apparition. Ces objets sont appelés des "blobs".
Les blobs sont d'énormes nuages de matières rougeoyeant intensément qui enveloppe les galaxies lointaines. En utilisant le Télescope Spatial Spitzer et sa puissante vision infrarouge, les astronomes ont eu un aperçu des galaxies à l'intérieur des blobs. Leurs observations révèlent des galaxies monstrueusement brillantes et suggèrent que les blobs puissent entourer des galaxies en train de fusionner.
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La belle galaxie spirale barrée NGC 1300
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Une des plus grandes images du télescope spatial Hubble jamais faites d'une galaxie complète a été dévoilée aujourd'hui à San Diego (Californie) aux rencontres de l'American Astronomical Society.
Le télescope Hubble a capturé une exposition de la lumière des étoiles, du gaz rougeoyant et des nuages sombres de poussières interstellaire en silhouette dans cette image de la galaxie spirale barrée NGC 1300.
NGC 1300, située dans la constellation de l'Eridan (Eridanus) est considérée comme un prototype de galaxie spirale barrée. Les spirales barrées diffèrent des galaxies spirales normales par les bras de la galaxie qui ne forment pas une spirale entière au centre, mais sont connectés aux deux extrémités par une barre droite d'étoiles contenant le noyau en son centre.
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Un trio d'étoiles supergéantes
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Les astronomes ont identifié les trois plus grosses étoiles connues de la science.
Si elles étaients situées au même endroit que notre Soleil, au centre du Système solaire, les étoiles s'étendraient plus loin que l'orbite de Jupiter. Les étoiles supergéantes rouges sont de plus de 1,5 milliards de km de large, relayant le précédent record, Mu Cephei, nommé "Garnet Star" par William Herschel, à la quatrième place.
Les trois énormes étoiles de l'étude sont KW Sagitarii (située à 9.800 années-lumière), V354 Cephei (située à 9.000 années-lumière), et KY Cygni (située à 5.200 années-lumière).
Les astronomes ont comparé un échantillon de 74 supergéantes rouges dans la Voie lactée. L'équipe internationale a fait de nouvelles observations des étoiles avec le télescope de 2,1m du Kitt Peak National Observatory en Arizona, et le télescope de 1,5m du Cerro Tololo Inter-American Observatory, au Chili.
Avec les étoiles proches, les scientifiques peuvent calculer les tailles stellaires de leurs températures et luminosités. Les supergéantes rouges sont des étoiles massives proches de leur fin de vie. Elles sont comparativement froides, lumineuses et très grosses. Les analyses ont aussi produits les plus précises températures jamais trouvées pour ces objets. Les températures des plus froides supergéantes rouges sont d'environ 3.450 K (3.177°C), soit environ 10% plus chaudes que prévu.
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Bonnes nouvelles des grands trous noirs
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Les astronomes ont découvert comment les sinistres trous noirs peuvent créer la vie dans la forme de nouvelles étoiles, prouvant que la formation d'étoiles provoquée par les jets peut avoir joué un rôle important dans la formation de galaxies dans le prime Univers.
En utilisant le Very Large Array (VLA) au National Radio Astronomy Observatory (NRAO) au Nouveau-Mexique, les télescopes Keck d'Hawaii et le télescope spatial Hubble, les astronomes Wil van Breugel et Steve Croft ont montré que l'objet "Minkowski", un système particulier d'étoile éclatée dans la radio galaxie NGC 541, s'est formé lorsqu'un jet de radio, indétectable en lumière visible mais révélé par observations radio, émis d'un trou noir est entré en collision avec le dense gaz.
Les chercheurs ont effectué les observations après les simulations informatiques au Lawrence Livermore National Laboratory par Chris Fragile, Peter Anninos et Stephen Murray, qui avaient montré que les jets peuvent déclencher l'effondrement de nuages interstellaires et induire la formation d'étoiles.
NGC 541 est à environ 216 millions d'années-lumière de la Terre et est grossièrement de moitié de la taille de la Voie lactée.
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Sedna peut s'être formé loin au-delà de Pluton
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Récemment, les astronomes ont annoncé la surprenante découverte d'un très grand planétoïde de la ceinture de Kuiper, (90377) Sedna, sur une orbite excentrique de 12.500 ans centrée approximativement à 500 unités astronomiques du Soleil. Le diamètre estimé de Sedna est d'environ 1.600 km, les deux-tiers de celui de Pluton. Les études initiales sur l'origine de Sedna ont spéculé qu'il pourrait avoir été éjecté de la région des planètes géantes de notre Système solaire loin à l'intérieur de l'orbite de Pluton, ou qu'il a peut-être été capturé de la ceinture de Kuiper lors d'un passage près d'une étoile.
Dans un rapport publié en Janvier 2005 dans The Astronomical Journal, le scientifique planétaire Alan Stern, du Space Science and Engineering Division au Southwest Research Institute® (SwRI®), montre que Sedna pourrait s'être formé loin au-delà de la distance de Pluton.
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La vision infrouge d'Hubble d'une probable planète extrasolaire
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Les astronomes de l'ESO au moyen du VLT (Very Large Telescope) ont détecté la planète candidate en Avril 2004 avec des observations en infrarouge. Les astronomes ont détecté un faible compagnon à la naine brune, appelé 2MASSWJ 1207334-393254 (2M1207). Ils ont suspecté que le compagnon est une planète parce qu'il est plus petit et plus froid que la naine brune.
Les observations ultérieures effectuées avec le télescope spatial Hubble fournissent la preuve de l'existence d'un candidat planétaire compagnon à une jeune naine brune relativement brillante localisée à 225 années-lumière dans la constellation de l'Hydre. En se basant sur les observations du VLT et de Hubble, les astronomes sont sûrs à 99 pour cent que le compagnon est en orbite autour de la naine brune. La masse du compagnon possible est évaluée à environ cinq fois la masse de Jupiter.
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Chandra trouve la preuve d'un essaim de trous noirs près du centre de notre galaxie
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Un essaim composé de 10.000 ou plus de trous noirs pourrait satelliser le trou noir supermassif de la Voie lactée, selon de nouveaux résultats de l'Observatoire de rayons X Chandra. Cet essaim représenterait la plus haute concentration de trous noirs dans notre galaxie.
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Spitzer voit la conséquence d'une collision planétaire
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Le télescope spatial Spitzer a trouvé un anneau de poussières orbitant au voisinage de Véga qui est probablement le résultat d'une série de collision de protoplanètes. Véga est la cinquième étoile la plus brillante dans le ciel, située à seulement 25 années-lumières dans la constellation de la Lyre (Lyra). Il est peu probable que l'étoile a eu cette quantité de poussières durant sa vie entière. Cet anneau a dû se former récemment, peut-être lorsqu'un objet de la taille de Pluton, environ 2000 km, a été pulvérisé probablement au cours du dernier million d'années.
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Observation dans le coeur de la Voie lactée
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Le coeur de la Voie lactée est obscurci par un mur épais de poussières que les télescopes optiques ne peuvent pas traverser. Mais les astronomes ont utilisé les capacités infrarouges de télescope Magellan de 6,5m pour regarder à travers le mur, et cartographier des étoiles jamais vues auparavant. Les astronomes ont trouvé des milliers d'étoiles entassées dans un secteur de seulement 6 années-lumière de large. Le but de ces observations était de découvrir des étoiles qui pourraient être des naines blanches, des étoiles à neutrons, et même des trous noirs. On pense que ces objets binaires spéciaux sont plus courants dans le centre chargé de la Voie lactée.
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XMM-Newton voit la course rapide de matière autour d'un trou noir
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En utilisant une technique de tir radar basée sur l'effet Doppler, les scientifiques ont chronométré trois blocs de gaz chaud orbitant autour d'un trou noir en 27 heures, soit à 30.000 kilomètres par seconde, environ un dixième de la vitesse de la lumière.
Le Dr Jane Turner (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, USA et University of Maryland Baltimore County, USA) et son équipe ont observé au moyen du satellite XMM-Newton une galaxie bien connue dénommée Markarian 766, située à environ 170 millions d'années-lumière dans la constellation de la Chevelure de Berenice (Coma Berenices). Le trou noir dans Markarian 766 est relativement petit bien que fortement actif. Sa masse est de quelques millions de fois celle du Soleil; d'autres systèmes de trou noir centraux sont de plus de 100 millions de masses solaires. La matière s'engouffre dans ce trou noir comme l'eau tourbillonne en s'écoulant, formant ce que les scientifiques appellent un disque d'accrétion. Des jets éclatent sur ce disque très probablement lorsque des lignes de champs magnétiques émanant du trou noir central agissent réciproquement avec des régions sur le disque.
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La comète Machholz rend visite aux Sept Soeurs
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Si la météo est favorable, vous devriez aisément trouver la comète C/2004 Q2 Machholz à l'oeil nu, puisque la petite comète passe à seulement 2 degrés de l'amas des Pléiades (M45), surnommé également "Les Sept Soeurs".
Si le ciel ne vous est pas trop familier, pas de panique ! Pour localiser l'amas, il vous suffit de repérer la célèbre constellation d'Orion qui est facilement reconnaissable. Dans le prolongement des trois étoiles centrales d'Orion, Mintaka, Alnilam, Alnitak, se trouve Sirius, tandis qu'à l'opposé, sur une même ligne imaginaire, on trouve Aldébaran reconnaissable à sa teinte rouge, entouré des Hyades. La même ligne se prolonge enfin jusqu'à l'amas des Pléiades, mini-Petite Ourse dont les sept étoiles principales sont visibles à l'oeil nu.
La comète Machholz, d'une magnitude de 4.1, sera alors au plus près de la Terre, à environ 52 millions de kilomètres de notre planète.
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Comètes SOHO : C/2004 W7, W8, W9, W10, W11, X4, X5
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Des comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2005-A12 et MPEC 2005-A13. Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2004 W10 qui appartient au groupe de Marsden.
C/2004 W7 (SOHO) (T. Hoffman) C/2004 W8 (SOHO) (X. Leprette) C/2004 W9 (SOHO) (X. Gao)
C/2004 W10 (SOHO) (R. Kracht) C/2004 W11 (SOHO) (R. Matson) C/2004 X4 (SOHO) (S. Farmer) C/2004 X5 (SOHO) (Jr. and T. Hoffman)
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La carte de la matière sombre
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Les données du télescope spatial Hubble, analysées par des astronomes de l'Université de Yale utilisant les techniques de lentilles gravitationnelles, ont généré une carte de l'espace démontrant l'infrastructure groupée de matière sombre à l'intérieur des amas de galaxies. Ces amas contiennent des centaines de galaxies liées ensemble par la gravité. Environ 90 % de leur masse est de la matière sombre. Le reste est des atomes ordinaires sous la forme de gaz chaud et d'étoiles.
Dans cette étude, le professeur adjoint d'astronomie et de physique Priyamvada Natarajan et ses collègues de Yale démontrent que, au moins dans la large gamme de galaxies typiques dans les amas, il y a un excellent accord entre les observations et les prédictions théoriques du modèle de concordance.
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Premières lumières du Swift X-ray Telescope
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Le Swift X-ray Telescope (XRT) a vu sa première lumière, capturant une brillante image de Cassiopeia A, un rémanant bien connu de supernova dans la galaxie de la Voie lactée, et a également découvert sa première posluminescence d'éclat de rayons gamma.
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MS 0735.6+7421, la plus puissante éruption dans l'Univers
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Les astronomes, au moyen du téléscope spatial Chandra X-ray Observatory, ont détecté la plus puissante éruption vue dans l'Univers. Un supermassif trou noir, dénommé MS 0735.6+7421, a produit cette éruption résultant de l'absorption de l'équivalent de 300 millions de notre soleil par le gigantesque trou noir. Ce trou noir, en digérant cette gigantesque masse de matière, continue à renvoyer d'énormes quantités de gaz sous pression d'une masse égale à mille milliards de soleils.
Ces éruptions de gaz du trou noir qui durent depuis cent millions d'années, selon les estimations de l'équipe d'astronomes qui a fait cette découverte, ont été observées à une distance de 2,6 milliards d'années-lumière dans la constellation de la Girafe (Camelopardalis). Comparativement aux autres trous noirs connus qui se situent à environ 12 milliards d'années-lumière, ce trou noir est relativement récent, selon ces scientifiques.
Cette découverte montre l'appétit des grands trous noirs, et l'impact profond qu'ils ont sur leurs environnements.
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Où sont les points de Lagrange ?
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L'ESA a publié un article répondant à la question : "Où sont les points de Lagrange ?".
Les points de Lagrange sont situés dans l'espace où les forces gravitationnelles et le mouvement orbital d'un corps s'équilibrent avec une autre corps. Ces points d'équilibre gravitationnel ont été découverts par le mathématicien française Louis Lagrange en 1772 dans son étude gravitationnelle du problème de trois corps. Il existe cinq points de Lagrange dans le système Terre-Soleil et chaque point existe également dans le système Terre-Lune.
Le vaisseau spatial SOHO, par exemple, est au point L1 du système Soleil-Terre, situé à l'intérieur de l'orbite terrestre, alors que Gaia et le télescope spatial James Webb (JWST) sont conçus pour le point L2, à l'extérieur de l'orbite terrestre. Le télescope spatial Spitzer (SST) suit la Terre au point L4. Et des propositionsont été lancés pour placer une station lunaire au point L1 du système Terre-Lune, ainsi qu'un télescope de surveillance des NEO au point L4 du système Soleil-Vénus. Il pourrait y avoir des astéroïdes (des "Trojans") partageant l'orbite de la Terre au point L4 et L5, mais ils seraient dur de les répérer depuis les observatoires terrestres, et les chercheurs n'ont rien trouvé à ce jour.
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Les champs magnétiques pourraient modeler les nébuleuses
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Les nébuleuses planétaires sont créées lorsque de grandes étoiles perdent de la matière vers la fin de leur vie. Cette matière se répand en une sphère parfaite, mais les astronomes ont trouvé des exemples où la matière est tordue dans une inhabituelle ellipse ou une forme bipolaire (comme un sablier). Une équipe d'astronomes allemands a détecté la présence d'un champ magnétique autour d'étoiles centrales dans quatre nébuleuses planétaires. Ce sont ces champs magnétiques qui pourraient donner aux nébuleuses leurs formes inhabituelles.
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Feux d'artifices galactiques
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Les astronomes du Gemini Observatory ont entamé l'année 2005 avec une remarquable image de NGC 6946. La galaxie, vue de face, est illuminée avec des feux d'artifices galactiques colorés alimentés par les naissances et les morts d'une multitude d'étoiles brillantes massives.
Au cours du siècle précédent, huit supernovae ont explosé dans les bras de cette galaxie spirale, à savoir en 1917, 1939, 1948, 1968, 1969, 1980, 2002, et 2004, faisant de NGC 6946 la plus prolifique galaxie connue pour des événements de supernovae durant les 100 dernières années.
NGC 6946 est située entre 10 et 20 millions d'années-lumière à la limite des constellations de Céphée (Cepheus) et du Cygne (Cygnus), et a été découverte le 09 Septembre 1798 par Sir William Herschel (1738-1822).
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