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Nouvelles du Ciel de Janvier 2006 |
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Nouvelles du Ciel de Janvier 2006 |
Surprise ! La plupart des étoiles sont simples
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Les astronomes savent depuis les années 1700 qu'une fraction significative d'étoiles appartient à des systèmes binaires ou multiples. Mais qu'elle est cette proportion ? Étant donné le fait observé que la plupart des étoiles de la taille du Soleil ou plus grandes résident dans des systèmes binaires, de nombreux astronomes ont conclu que plus de la moitié des étoiles de notre galaxie appartiennent à des systèmes d'étoiles multiples.
Mais une nouvelle étude réalisée par Charles Lada (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) montre que l'opinion communément admise est certainement fausse. Le problème, dit Lada, est que les astronomes ont négligé de considérer les habitants stellaires les plus courants de notre galaxie : les naines rouges (type spectral M). Ces étoiles de failbe masse et de faible luminosité composent plus de 70 pour cent de toutes les étoiles dans la Voie lactée.
Lada cite des études réalisées par des groupes dirigés par Geoff Marcy (University of California, Berkeley), Neil Reid (Space Telescope Science Institute), Xavier Delfosse (Laboratoire Astrophysique de Grenoble, France) et d'autres qui constatent que la proportion d'étoiles simples parmi les naines rouges est très élevée. Et parce que les naines rouges sont la population dominante d'étoiles, les étoiles simples doivent représenter les deux-tiers de tous les systèmes stellaires dans la galaxie, conclut Lada dans son étude, qui a été soumise à Astrophysical Journal Letters.
"En assemblant ces pièces du puzzle, l'image qui s'est dégagée était complètement à l'opposé de ce que la plupart des astronomes ont cru," dit Lada.
Ces résultats sont compatibles avec les découvertes de l'étude RECONS en cours à l'Université d'État de Géorgie, qui examine le voisinage local du Soleil. L'étude RECONS a constaté que seulement 43 des 171 naines rouges primaires à moins de 10 parsecs (32.6 années-lumière) du Soleil ont une autre naine rouge ou naine brune comme compagnon. "C'est une limite inférieure, bien sûr, parce que nous découvrons toujours des compagnons," commente Todd Henry, dirigeant de l'équipe RECONS.
Les études comme celles-ci ont des ramifications importantes pour les théories de formation d'étoiles et de planètes, puisque les planètes se forment probablement plus facilement autour d'étoiles simples que dans des systèmes binaires. Effectivement, une planète de faible masse a été annoncée récemment cette semaine autour d'une naine rouge solitaire.
Mais les nouvelles ne sont pas mauvaises pour des planètes d'étoiles binaires. Aux rencontres de l'American Astronomical Society au début du mois, Henry et son collègue Deepak Raghavan ont constaté que 29 de 131 étoiles connues pour accueillir au moins une exoplanète ont aussi un compagnon stellaire. Des modèles théoriques par Alain Boss (Carnegie Institution of Washington) suggèrent que la gravité d'un compagnon stellaire éloigné peut en réalité provoquer la naissance de planètes autour d'une étoile en déclenchant la fusion de blocs denses de gaz dans un disque protoplanétaire. Les blocs s'effondrent rapidement pour former des planètes gazeuses géantes. Jack Lissauer (NASA/Ames Research Center) a présenté les découvertes de son groupe montrant que les planètes de la taille de la Terre peuvent se former dans de larges orbites autour de deux étoiles dans un système binaire étroit et dans des orbites proches autour d'une des deux étoiles dans un système binaire largement séparé.
"Le message à retenir est que la moitié de tous les larges systèmes d'étoiles binaires peut héberger des planètes parce que la séparation est assez grande pour permettre aussi bien la formation que la stabilité ultérieure des orbites planétaires résultantes," note Marcy, co-dirigeant de l'équipe qui a découvert plus de la moitié des 170 exoplanètes connues. "Il y a sûrement des dizaines de milliards d'étoiles semblables au Soleil dans la galaxie qui peuvent facilement héberger des planètes."
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Comètes C/2006 B1 (McNaught) et P/2006 A3 (Hergenrother)
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C/2006 B1 (McNaught) Une nouvelle comète a été découverte le 27 Janvier 2006 par Rob McNaught (Siding Spring Survey), et confirmée par de nombreuses observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 B1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie au 03 Novembre 2005 à une distance de 2,9 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 19 Novembre 2005 à une distance de 3 UA du Soleil.
P/2006 A3 (Hergenrother) E. J. Christensen (Mt Lemon Survey) a annoncé sa redécouverte de la comète P/2000 C1 (Hergenrother) les 06, 07 et 27 Janvier 2006. Les éléments orbitaux de la comète P/2006 A3 (Hergenrother) indiquent un passage au périhélie au 06 Novembre 2006 à une distance de 2,1 UA du Soleil.
La comète P/2006 A3 (Hergenrother) a reçu la dénomination définitive de 175P/Hergenrother.
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Deux étoiles exilées quittent notre galaxie pour toujours
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Des astronomes, en utilisant le télescope MMT (Multiple Mirror Telescope), ont découvert deux étoiles bannies de la galaxie de la Voie lactée. Ces étoiles sont éjectées à une vitesse prodigieuse, si bien qu'elles s'échappent à tout jamais de la galaxie.
La première exilée de fraîche date, dans la direction de la constellation de la Grande Ourse (Ursa Major), est désignée SDSS J091301.0+305120. Elle voyage hors de la galaxie à une vitesse d'environ 2,3 millions de kilomètres par heure et est actuellement située à une distance d'environ 240.000 années-lumière de la Terre. La seconde exilée, dans la direction de la constellation du Cancer (Cancer), est désignée SDSS J091759.5+672238. Elle se déplace à l'extérieur à 2,6 millions de kilomètres par heure et est actuellement située à environ 180.000 années-lumière de notre planète.
La première étoile de cette nouvelle classe d'objets astronomiques a été découverte en 2005. Deux autres ont été découvertes depuis, dont une provenant probablement de la galaxie voisine du Grand Nuage de Magellan. La dernière découverte porte à cinq le nombre d'étoiles exilées connues à ce jour.
Les astronomes soupçonnent qu'environ 1.000 étoiles exilées existent dans la Galaxie. Ce type extrêmement rare d'étoiles serait la conséquence probable de l'approche d'un système binaire d'étoiles trop près du trou noir central de la galaxie. Sous l'influence de la gravité intense, l'une des étoiles serait attirée tandis que l'autre serait éjectée à une vitesse vertigineuse.
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Première image de MSG-2
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Lancé depuis le Centre Spatial de Kourou (Guyane française) le 21 décembre dernier, le satellite MSG-2 (Meteosat Second Generation-2) vient de nous envoyer sa première image de notre planète, acquise le 24 Janvier 2006.
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Découverte de la plus petite planète extrasolaire
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En utilisant une armada de télescopes, une équipe internationale d'astronomes a trouvé la plus petite planète jamais détectée autour d'une étoile normale en dehors de notre Système solaire.
La planète extrasolaire est cinq fois plus massive que la Terre et orbite en 10 ans autour d'une naine rouge, une étoile relativement froide. La distance entre la planète, dénommée OGLE-2005-BLG-390Lb, et son étoile hôte est environ trois fois plus grande que celle entre la Terre et le Soleil. La grande orbite de la planète et sa terne étoile parente rendent sa température superficielle probablement glaciale, environ -220 degrés Celsius. Cette température est similaire à celle de Pluton, mais la planète nouvellement trouvée est environ dix fois moins loin de son étoile que Pluton l'est du Soleil.
Les astronomes ont découvert la planète indirectement par effet de lentille gravitationnelle.
Communiqué du CNRS [26/01/2006] : Découverte d'une exoplanète similaire à la Terre
Les astronomes de la collaboration Probing Lensing Anomalies NETwork (PLANET), dirigée par Jean-Philippe Beaulieu de l'Institut d'Astrophysique de Paris, ont découvert une exoplanète dont les caractéristiques se rapprochent de celles de notre Terre, mais située à 25 000 années-lumière de notre propre système solaire. La nouvelle planète de seulement 5 masses terrestres se trouve à 3 fois la distance Terre-Soleil de son étoile et tourne autour d'elle en 10 ans. Sa température estimée est de l'ordre de 53 degrés Kelvin (-220 degrés Celsius). Elle est donc solide, composée probablement de roches et de glace. Cette détection suggère que ces planètes froides, de masse équivalente à quelques masses terrestres sont beaucoup plus fréquentes que les planètes de type Jupiter. A paraître dans la revue Nature du 26/01/06.
L'étoile-lentille avait été repérée par l'équipe polonaise-américaine de OGLE (Opical Gravitational Lensing Experiment) le 11 juillet 2005, dans le cadre de leurs observations régulières du bulbe galactique. Cette équipe poursuit ces observations depuis 1993, dans le but de détecter des microlentilles gravitationnelles en comparant des images de champs identiques prises chaque nuit. Toute étoile dont l'éclat varie est signalée à plusieurs autres équipes internationales d'astronomes qui en assurent le suivi. Parmi ces équipes, la collaboration PLANET regroupe 32 astronomes provenant de 10 pays et utilise 5 télescopes répartis dans l'hémisphère sud. Cela permet de suivre les alertes d'OGLE de façon continue, chaque télescope prenant le relais du précédent lorsque la nuit se termine sur un continent et commence sur un autre.
Le but de ce suivi est de détecter des anomalies sur la courbe d'amplification,
qui pourraient trahir l'existence d'une planète autour de l'étoile qui passe
entre l'observateur et l'étoile-source. C'est ce qui s'est produit la nuit du 10 août
2005, lorsque deux astronomes, Pascal Fouqué et Kristian Woller, observant sur
le télescope Danois de 1,5 m à l'Observatoire de La Silla (ESO, Chili), ont
noté une déviation en flux, alors que l'amplification de la source était
presque terminée, après avoir franchi son maximum le 31 juillet. Une nouvelle
mesure a confirmé cette anomalie et les astronomes ont alerté leurs collègues
australiens, qui ont pu confirmer une variation d'éclat anormale d'une durée
de 7 heures.
Le lendemain, les équipes de OGLE et de MOA (Microlensing Observations
in Astrophysics, collaboration Nouvelle-Zélande-Japon) ont confirmé la détection
et les modélisateurs se sont mis au travail pour voir si la présence d'une
planète pouvait expliquer la déviation. Un astronome allemand, Daniel Kubas
(PLANET), un américain, David Bennett (PLANET) et un français, Arnaud Cassan
(IAP-CNRS-UPMC), ont alors montré indépendamment qu'il s'agissait bien d'une
planète, mais qu'en plus sa masse était la plus petite jamais mesurée
pour une planète hors du système solaire, de l'ordre de 5 masses terrestres
! Cette planète est identifiée par le sigle OGLE-2005-BLG-390Lb, d'après
son étoile OGLE-2005-BLG-390…
Les résultats sont publiés dans la revue anglaise Nature et cosignés par 73 auteurs appartenant à 32 établissements de 12 pays différents (France, États-unis, Australie, Royaume-Uni, Danemark, Allemagne, Afrique du Sud, Nouvelle-Zélande, Chili, Autriche, Pologne, Japon).
© Image préparée par Jean-Philippe Beaulieu (IAP-CNRS-UPMC)
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Comètes C/2006 A2 (Catalina), P/2005 YQ127 (LINEAR), 73P-B/Schwassmann-Wachmann
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R. Hill (Catalina Sky Survey) a annoncé sa découverte d'une comète de magnitude 19 le 21 Janvier 2006. Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 A2 (Catalina) indiquent un passage au périhélie au 21 Août 2005 à une distance de 5,6 UA. A noter qu'une erreur a été commise dans la dénomination de cette comète puisque celle-ci a été découverte dans la deuxième quinzaine de Janvier, et qu'en conséquence sa dénomination aurait dû être celle de 2006 B1.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 19 Mai 2005 à une distance de 5,3 UA du Soleil.
De nouvelles observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 20 Mai 2005 à une distance de 5,3 UA du Soleil.
P/2005 YQ127 (LINEAR) Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 28 Décembre 2005 par le télescope de surveillance LINEAR, et répertorié sous la dénomination de 2005 YQ127, a révélé sa nature cométaire lors d'observations ultérieures. Les éléments orbitaux de la comète P/2005 YQ127 indiquent un passage au périhélie au 04 Novembre 2005 à une distance de 1,9 UA du Soleil, et une période de 7,6 ans.
73P-B/Schwassmann-Wachmann J. A. Farrell (H02 Sulphur Flats Observatory, La Cueva) a annoncé avoir détecté un des fragments de la comète 73P/Schwassmann-Wachmann au cours des nuits du 6 au 9 Janvier 2006. Il s'agit probablement du fragment B aperçu en 1995-1996, selon les éphémérides établies par Zdenek Sekanina (JPL) pour ce nouveau retour des différents composants de la comète.
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Simuler le climat martien pour comprendre l'origine des glaciers
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Une équipe internationale, conduite par François Forget au Laboratoire de Météorologie Dynamique vient de développer une simulation numérique à haute résolution du climat martien il y a plus de 5 millions d'années. Se basant sur un changement d'obliquité de la planète rouge, le modèle permet d'expliquer parfaitement la présence de glaciers rocheux sur les flancs des grands volcans martiens, dont Olympus Mons, et à l'Est du bassin d'Hellas.
Alors que la glace est actuellement instable à la surface de Mars en dehors des régions polaires, les récentes missions spatiales, et en particulier la mission européenne Mars Express de l'ESA (European Space Agency), ont découvert de spectaculaires traces de glaciers dans certaines régions de Mars situées aux moyennes latitudes et même sous les tropiques. Ces traces de glaciers, et parfois même de véritables glaciers rocheux (formés de glace recouverte de roches et de sédiments) ont ainsi été repérées près des flancs ouest des grands volcans martiens de la région de Tharsis et sur le volcan géant Olympus Mons. De l'autre coté de la planète, une petite région grande comme la France et située à l'est du bassin d'Hellas regroupe les exemples les plus spectaculaires de glaciers rocheux, dont le spectaculaire "glacier sablier" découvert par Mars Express en 2005.
Comment expliquer la présence de tels glaciers à ces latitudes sur Mars ? Pourquoi sont-ils regroupés dans certaines régions spécifiques ?
De nouvelles simulations numériques à haute résolution du climat de Mars, effectuées par François Forget au Laboratoire de Météorologie Dynamique de l'Institut Pierre Simon Laplace en collaboration avec une équipe franco-américaine, ont pu reproduire la formation de ces glaciers dans la région de Tharsis et à l'est d'Hellas, et expliquer leur origine.
En pratique, les chercheurs ont utilisé un modèle sophistiqué de l'atmosphère et du cycle de l'eau sur Mars, conçu pour simuler les détails de la météorologie martienne telle que l'observent les missions spatiales actuelles. En faisant tourner le même modèle, mais en supposant que l'obliquité de la planète était passée de 25,2° (valeur actuelle) à 45° (une valeur souvent atteinte dans le passé, le plus récemment il y a 5,5 millions d'années), les planétologues ont découvert une planète Mars au climat relativement comparable à celui que nous observons aujourd'hui, mais sur laquelle le cycle de l'eau était intensifié par le chauffage de la calotte polaire nord en été, une saison relativement torride lorsque l'axe de rotation de Mars est très incliné. Dans ces conditions plus "humides", le modèle prédit la condensation et l'accumulation de glace sur les flancs "au vent" des grandes montagnes martiennes, selon un mécanisme de précipitation couramment observé dans les îles montagneuses sur Terre. Les zones d'accumulation de la glace prédites correspondent précisément aux régions où des traces de glacier ont été découvertes. Ceci indique que le phénomène simulé est probablement celui qui est à l'origine de ces formations.
De nouvelles simulations ont ensuite été conduites en supposant cette fois que le réservoir originel de glace d'eau était la calotte polaire sud plutôt que la calotte nord comme de nos jours. Cela ne correspond pas aux conditions actuelles, mais la géologie du Pôle sud indique que cela a dû être le cas par le passé. Dans ces simulations, l'est du bassin d'Hellas s'est révélé être le lieu d'intenses précipitations, et à nouveau le modèle peut expliquer pourquoi cette petite région est à présent recouverte de formations glaciaires. Le modèle montre que la topographie du bassin d'Hellas perturbe l'écoulement atmosphérique et force l'essentiel de la vapeur d'eau issue de la calotte polaire sud en été à passer à l'est d'Hellas. Là, la rencontre avec des masses d'air plus froid se solde par la condensation d'une grande partie de la vapeur d'eau, et sa précipitation.
Ces simulations montrent que le système climatique que nous observons aujourd'hui sur Mars, exposé aux fortes variations d'obliquité que connaît la planète rouge, est capable de déplacer de vaste quantité de glace et de former des glaciers sous les tropiques et aux moyennes latitudes. Ces glaciers ont dû être exposés à des températures très différentes de celles que connaissent les dépôts de glace présents sur Mars de nos jours. Ainsi, est-il envisageable que certains dépôts de glace aient pu fondre et être le siège d'écoulement d'eau liquide, ce qui expliquerait la présence de ravines et de trace de ruisseau géologiquement récent, en particulier à l'Est d'Hellas.
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Le CNRS met en ligne un dossier sur le "Big Bang"
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Le Centre National de la Recherche Scientifique a mis en ligne un dossier de près de 1000 pages sur le "Big Bang", richement illustré et mis en page, qui fait le point sur l'état des connaissances sur les premiers instants de l'Univers. Les scientifiques ont retracé l'histoire de l'Univers, de ses premiers instants à l'émergence des briques du vivant sur Terre. Astrophysiciens, physiciens des particules, cosmologistes et exobiologistes vous présentent les derniers résultats obtenus dans leur domaine. Ce projet a mobilisé une cinquantaine de personnes pendant près de deux ans.
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En route vers le monde mystérieux de Pluton
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La mission New Horizons est en route pour le monde mystérieux de Pluton, de sa lune Charon, et de ses deux autres minuscules compagnons récemment découverts, S/2005 P1 et S/2005 P2.
Le lancement a eu lieu ce jour à 19h00 UTC depuis le pas de tir 41 de Cape Canaveral (Floride) à l'aide du lanceur le plus puissant de la NASA, une fusée Atlas V-551, emportant 11 kilogrammes de plutonium en guise d'énergie. En effet, l'utilisation des traditionnels panneaux solaires s'avérerait inutile vu le peu de lumière solaire reçue dans la banlieue de Pluton.
Ce monde lointain, situé à 5 milliards de kilomètres du Soleil, ne sera atteint qu'en Juillet 2015 par la sonde. La mission New Horizon est pourtant la mission la plus rapide jamais construite de la main de l'homme. Là où les missions Apollo ont mis trois jours pour atteindre la Lune, la sonde ne mettra que 9 heures pour dépasser l'orbite de notre satellite naturel.
Les sept instruments scientifiques miniaturisés à bord de la sonde devraient lever le voile sur la planète la plus éloignée et la plus méconnue de notre Système solaire, et nous faire découvrir les propriétés des surfaces, la géologie, l'atmosphère et l'environnement de ces corps mystérieux, avant de s'enfoncer dans le monde glacial de la Ceinture de Kuiper pour l'explorer.
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Les disques planétaires de poussières autour de deux étoiles proches ressemblent à notre Ceinture Kuiper
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Ces deux disques lumineux de débris de glace et de poussières semblent être l'équivalent de la Ceinture Kuiper de notre propre Système solaire, un anneau de roches glaciales en dehors de l'orbite de Neptune et la source des comètes à courte période. Les disques encerclent les types d'étoiles autour desquelles pourraient se trouver des zones habitables et des planètes favorables à l'apparition de la vie. Les disques semblent avoir une zone centrale dégagée de débris, peut-être par des planètes.
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Gisements de sulfate dans Juventae Chasma
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Ces images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord du vaisseau spatial Mars Express, montrent la dépression de Juventae Chasma, coupant les plaines de Lunae Planum sur Mars.
Le HRSC a obtenu ces images au cours de l'orbite 243 avec une résolution au sol d'environ 23,4 mètres par pixel. Les scènes montrent la région de Lunae Planum, à approximativement 5° Sud et 297° Est.
La dépression de Juventae Chasma, située au nord de Valles Marineris, entaille plus de 5000 mètres dans les plaines de Lunae Planum. Le sol de Juventae Chasma est en partie couvert par des dunes.
Dans la vallée, au nord-est, se trouve une montagne composée de matière brillante en dégradé. Cette montagne est d'approximativement 2.500 mètres de haut, a une longueur de 59 kilomètres et une largeur de plus de 23 kilomètres.
Le spectromètre d'OMEGA embarqué sur Mars Express pourra confirmer que cette montagne se compose en effet de gisements de sulfate.
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Stardust : les scientifiques confirment la présence d'échantillons cométaires
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Les scientifiques ont confirmé que des échantillons de poussières cométaires et interstellaires ont été rapportés sur Terre par le vaisseau spatial Stardust.
L'équipe scientifique a ouvert la capsule de retour d'échantillons de Stardust mardi dans un service spécial du Johnson Space Center (JSC) de la NASA à Houston.
"La collection de particules cométaires a excédé nos espérances," commente Dr. Donald Brownlee, investigateur principal de Stardust de l'Université de Washington, Seattle. "Nous avons été absolument ravis de voir des milliers d'impacts sur l'aérogel."
À l'intérieur de la capsule, une plaque de la forme d'une raquette retient les particules capturées dans un gel lorsque le vaisseau spatial a survolé à moins de 280 kilomètres la comète Wild 2 en Janvier 2004. Un côté opposé de la plaque tient des particules de poussières interstellaires attrapées par Stardust pendant son voyage de sept ans à travers le Système solaire. L'équipe analyse les cellules de particules capturées et enlève les différents grains de comète et de poussières interstellaires. Elles seront envoyées dans le monde entier aux investigateurs choisis.
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Quelques Nouvelles du Ciel ... brèves
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New evidence for a Dark Matter Galaxy
De nouvelles preuves ont été publiées montrant que VIRGOHI 21, un mystérieux nuage d'hydrogène dans l'amas de la Vierge à 50 millions d'années-lumière de la Terre, est une galaxie sombre, n'émettant aucune lumière d'étoiles.
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SDSS-II Supernova Survey Explodes With New Findings
La population des supernovae a explosé ici sur Terre avec un nombre sans précédent de nouvelles découvertes notées en juste 90 jours par le Sloan Digital Sky Survey (SDSS-II).
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Huge "Superbubble" of Gas Blowing Out of Milky Way
Des astronomes à l'aide du Robert C. Byrd Green Bank Telescope ont découvert une "super bulle" énorme de gaz d'hydrogène se tenant à presque 10.000 années-lumière au-dessus du plan de notre galaxie de la Voie lactée.
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Pre-Supernova White Dwarf Uncovered by Hubble Team
Des astronomes ont annoncé la première détection du rayonnement direct de la surface d'une naine blanche dans un système binaire d'étoiles pré-supernova. C'est un pas en avant important dans l'identification du type d'étoile qui deviendra une supernova de type Ia.
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WHT and TNG Observations Prove that the Large Trans-Neptunian Object 2005 FY9 is Very Similar to Pluto
Les observations spectroscopiques visibles et proche-infrarouges prouvent que l'objet Transneptunien récemment découvert (TNO) 2005 FY9 est très semblable à Pluton.
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Atterrissage de la sonde Huygens : un an déjà
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Il y a un an cette semaine, le 14 janvier 2005, la sonde Huygens de l'ESA atteignait la couche supérieure de l'atmosphère de Titan et, 2 heures et 28 minutes plus tard, elle atterrissait sur la surface du satellite après une descente sous parachutes.
Dans le cadre de la mission commune de la NASA, l'ESA et l'ASI pour l'étude de Saturne et de ses satellites, la sonde Huygens a été larguée depuis l'orbiteur Cassini afin d'explorer Titan, la plus grande lune de Saturne. Il est probable que la chimie organique du satellite soit similaire à celle de la Terre primitive d'il y a environ 4 milliards d'années et qu'elle s'avère de ce fait une précieuse mine d'informations sur l'apparition de la vie sur notre planète.
La mission Huygens est un succès exceptionnel aussi bien sur le plan scientifique que sur le plan ingénierie, et reste à ce jour une des missions spatiales les plus complexes et les plus fructueuses au niveau scientifique jamais entreprises. L'entrée en contact sans encombre de la sonde avec la surface de Titan a établi un nouveau record d'éloignement par rapport à la Terre pour l'atterrissage réussi d'une sonde spatiale d'origine humaine.
Des images claires de la surface de Titan réalisées à moins de 40 km d'altitude ont révélé un monde extraordinaire, similaire à bien des égards à la Terre, notamment en termes de météorologie, de géomorphologie et d'activité fluviale, avec cependant une différence au niveau des composants. Ces images montrent d'importants signes d'érosion par écoulements liquides (probablement du méthane).
La sonde Huygens a permis d'étudier aussi bien l'atmosphère que la surface du satellite, et a de surcroît réalisé le premier prélèvement in situ d'échantillons de chimie organique et d'aérosols en dessous de 150 km. Ces échantillons ont confirmé la présence d'une chimie organique complexe, renforçant ainsi l'idée que Titan est un lieu prometteur pour l'observation des molécules pouvant avoir précédé l'apparition de la vie sur Terre.
Près de 260 scientifiques et de 10 000 ingénieurs et autres professionnels originaires de 19 pays différents ont surmonté leurs différences interculturelles et multidisciplinaires pour obtenir une coopération exceptionnelle.
« La réalisation de ce projet a nécessité deux décennies, pendant lesquelles nous avons sans cesse repoussé les limites de nos possibilités scientifiques, technologiques et organisationnelles », explique Jean-Pierre Lebreton, responsable scientifique du projet Huygens à l'ESA. « Les scientifiques et les ingénieurs ont su utiliser au mieux leurs connaissances et leur intelligence pour surmonter les obstacles techniques, politiques et célestes, et atteindre les objectifs fixés ».
« Leur triomphe a finalement été spectaculaire. Outre les exceptionnelles retombées scientifiques, cette mission devrait être une inspiration et une leçon de collaboration pour les organisations quelles qu'elles soient, tous secteurs confondus ».
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Mission réussie pour Stardust : la capsule a été récupérée
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La capsule contenant les précieux échantillons de poussières cométaires récoltés par le vaisseau spatial Stardust lors de sa rencontre en Janvier 2004 avec la comète Wild 2 s'est posée correctement dans le désert de l'Utah à 10h11 UTC où l'attendaient les hélicoptères chargés de sa récupération. La précieuse capsule a été récupérée à 10h54 UTC et sera ensuite acheminée vers le Centre Spatial Johnson de la NASA à Houston (Texas).
A une distance d'environ 100.000 km de la Terre, Stardust a libéré la capsule de 46 kilogrammes renfermant les poussières cométaires, avant d'allumer ses moteurs pour rejoindre une orbite lui permettant d'éviter notre planète et de se placer en orbite autour du Soleil. Quatre heures plus tard, à 09H57 UTC, la capsule a atteint la première couche de l'atmosphère terrestre, au-dessus du Pacifique. Sa vitesse était alors de 46.435 km/heure, une vitesse record de rentrée atmosphérique pour un objet de fabrication humaine. Un premier parachute a été déployé à 32 km d'altitude. A l'altitude de 10 km, le parachute principal s'est ouvert, permettant à la capsule de se poser en douceur sur le site d'atterrissage prévu.
Cette première mission robotique pour recueillir des particules cométaires est un succès. Les minuscules grains de poussières, qui seront analysés par quelques 25 institutions scientifiques du monde entier, pourraient révéler des informations de premier ordre sur l'histoire de la formation des planètes et sur la composition des comètes.
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La précieuse récolte de particules cométaires de Stardust revient sur Terre
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La mission Stardust touche à sa fin avec le retour sur Terre de la capsule contenant des particules cométaires prélevées dans la queue de la comète Wild 2 que la sonde a survolée le 02 Janvier 2004.
Au terme d'un voyage de sept années, Stardust aura parcouru près de quatre milliards de km depuis son départ de la Terre.
Stardust a été lancé en Février 1999. Pour éviter d'emporter de grandes quantités de carburant et être ainsi capable d'utiliser le lanceur Delta 2 peu coûteux, Stardust a été envoyé sur une orbite le ramenant deux ans plus tard, le 15 Janvier 2001, à proximité de la Terre pour profiter de l'assistance gravitationnelle de notre planète. La nouvelle orbite d'une période de 2.5 ans, amenant Stardust vers sa destination, a permis au vaisseau d'effectuer un survol à environ 3.300 km de l'astéroïde 5535 Annefrank le 02 Novembre 2002 et de transmettre de fantastiques images révélant un astéroïde plus grand et plus sombre que le supposaient les astronomes.
Après un voyage de presque 5 ans à travers le système solaire, le 02 Janvier 2004 à 18h44 UTC, Stardust a accompli à la vitesse de 21.960 km/h un spectaculaire survol de la comète Wild 2, à environ 230 km de la petite boule de neige sale d'environ 5,4 km de diamètre. La rencontre a eu lieu à une distance d'environ 389 millions de km de la Terre. Stardust a traversé la queue de la comète à la vitesse de 6,1 km/s pour y collecter des poussières, grâce à l'analyseur de poussières allemand CIDA (Comet and Interstellar Dust Analyzer). Au moment précis de la rencontre, l'attrapeur de poussières, consistant en un aérogel, a capturé des milliers de grandes particules et des millions de plus minuscules, pendant que l'instrument CIDA a analysé une multitude d'impacts. La caméra de navigation, qui auparavant avait permis à Stardust de se diriger vers sa cible, a photographié le noyau de la comète avec une résolution de 20 mètres.
Aussitôt après sa rencontre historique, Stardust a repris la direction de la Terre, emportant les échantillons collectés soigneusement confinés dans une capsule d'environ 46 kg qui sera éjectée de Stardust lors du passage du vaisseau spatial à proximité de la Terre.
La capsule éjectée et littéralement poussée par Stardust sera mise dans sa trajectoire pour atteindre son site d'atterrissage. Stardust effectuera alors une manoeuvre finale pour éviter d'entrer en collision avec notre planète et se mettre en orbite autour du Soleil.
Sur sa trajectoire, le vaisseau spatial croisera la Lune. Les derniers 400.000 kilomètres de la mission pour rapporter la capsule contenant les particules cométaires seront effectués en 16h 27m. Il a fallut environ trois jours aux astronautes des missions Apollo pour faire le même voyage.
Quatre heures après avoir été larguée par le vaisseau spatial Stardust, la capsule entrera dans l'atmosphère terrestre à une altitude de 125 km au-dessus du nord de la Californie à la vitesse record de 46.440 kilomètres par heure, dépassant de loin le record de vitesse détenu par le retour du module de commande d'Apollo 10 en Mai 1969.
A une altitude d'environ 32 kilomètres, la capsule libérera un parachute. A l'altitude approximative de 3 kilomètres, la parachute principal sera déployé.
L'atterrissage de la capsule est prévu pour le 15 Janvier 2006 à 10h12 UTC, sur le sol sableux d'une base militaire de l'Utah (Etats-Unis). Les précieux échantillons, les premiers matériaux planétaires solides à être collectés et rapportés sur Terre depuis les échantillons de roches lunaires par les missions Apollo, seront ensuite soumis à de nombreuses analyses.
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Quelques Nouvelles du Ciel ... brèves
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Astronomers Use Spitzer Space Telescope to Challenge Brown Dwarf Formation Models
Un groupe d'astronomes a utilisé le télescope spatial Spitzer pour prouver que les naines brunes se forment comme les étoiles, en attirant la matière d'un nuage de gaz s'effondrant et en formant des disques de matières de potentielles planètes en formation autour d'elles, et que de tels disques sont courants autour de jeunes naines brunes.
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New Maser Measurements Trace Detail in Active Galactic Core
Les coeurs des nombreuses galaxies actives sont difficiles de voir en détail à cause du gaz et de la poussière interstellaire environnante. Des astronomes ont annoncé, cependant, une mesure pour la première fois qui peut aider à mieux tracer la structure de ces régions inhabituelles. L'équipe de recherche a présenté la première détection dans les longueurs d'ondes millimétriques et sous-millimétriques d'émission extragalactique de MASER d'eau dans le coeur de la galaxie active NGC 3079.
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Growing Supermassive Black Holes from Seeds
Les Astronomes ont annoncé aujourd'hui qu'ils ont trouvé le premier échantillon de trous noirs intermédiaires massifs dans des galaxies actives, une découverte qui aidera dans la compréhension du jeune Univers.
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UBC Astronomer to Reveal Results of MOST Satellite's Search for Other Earths
En tirant avantage des capacités uniques du satellite MOST à mesurer les changements infimes de la brillance des étoiles, des scientifiques ont mis sous surveillance astronomique une étoile située à 160 années-lumière pour déterminer l'existence de planètes extrasolaires de la taille de la Terre qui échapperaient à la détection par un autre observatoire existant. La cible de MOST était une étoile semblable au Soleil appelée HD 209458, déjà connue pour avoir une planète géante de 15 fois le diamètre de la Terre et 220 fois sa masse. Nommée HD 209459b, la planète orbite extrêmement près de son étoile parente, à seulement 1/20ème de la distance Terre-Soleil.
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Kuiper Belt Moons Are Starting to Seem Typical
Récemment, la planète Pluton était considérée comme un cas à part aux portes extérieures du Système solaire parce qu'elle possède une lune, Charon. Depuis peu, Pluton n'est plus un cas isolé. Des quatre plus grands objets de la Ceinture Kuiper, trois ont une ou plusieurs lunes.
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Le SDSS révèle un satellite de la Voie lactée sur le point de fusionner
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Des astronomes, en utilisant la base de données du SDSS (Sloan Digital Sky Survey) d'environ 48 millions d'étoiles, ont découvert une faible mais énorme structure stellaire positionnée presque directement au-dessus du disque de la Voie lactée.
L'interprétation la plus probable, selon les chercheurs, est qu'il s'agit d'une galaxie naine satellite fusionnant avec notre galaxie. Très proche et peu peuplé, ce nuage stellaire dans la constellation de la Vierge était passé inaperçu jusqu'à présent.
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L'énergie sombre change-t-elle avec le temps ?
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Selon une conception qui a surgi à la fin des années 90, l'énergie sombre semble agir sur de très grandes distances, poussant l'Univers à une vitesse constante. A l'heure actuelle, beaucoup de chercheurs pensent que l'énergie sombre peut être un flot de particules quantiques qui existe partout dans le vide spatial. Selon ce scénario, l'énergie sombre serait une force constante et invariable.
En observant de puissants et distants éclats de rayons gamma, un chercheur pense avoir trouvé des indices montrant que la force de l'énergie sombre varie dans le temps. Une légère anomalie dans l'éclat des sursauts gamma lointains pourrait être le signe que la force de l'énergie sombre est différente aujourd'hui qu'au premier temps de l'Univers.
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Millipulsar record
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Une équipe d'astronomes a, pour la première fois, mesuré précisément la masse d'un pulsar milliseconde, une minuscule étoile morte tournant des centaines de fois chaque seconde. Ce résultat est d'un intérêt spécial parce qu'il donne de nouvelles visions dans la production des pulsars millisecondes et peut nous éclairer sur les lois qui régissent la matière nucléaire.
L'équipe de recherche a fait des mesures très précises des impulsions à partir d'une milliseconde récemment découverte PSR appelé par pulsar J1909-3744, environ 3700 années légères de parti dans la corona de constellation australis. Ce pulsar tourne toutes les 2.9 millisecondes, ou 340 fois par seconde ; le pulsar et son compagnon nain blanc tiennent le premier rôle l'orbite leur centre de la gravité commun tous les 1.5 jour.
Le millipulsar PSR J1909-3744, situé à environ 3700 années-lumière
dans la constellation de la Couronne australe (Corona australis) est le plus rapide que l'on
connaisse à ce jour, avec 340 tours par seconde. Sa masse est de 1,44 fois celle du
Soleil. Le pulsar est accompagné d'une naine blanche. Son orbite, mesurée avec
précision, s'avère être un cercle presque parfait, d'un diamètre
d'un million de kilomètres.
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Vers un interféromètre infra-rouge à base kilométrique
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Une équipe internationale d'astronomes, conduite par un astronome de l'Observatoire de Paris (LESIA), vient d'obtenir pour la première fois des franges d'interférences entre deux grands télescopes reliés par des fibres optiques monomodes infrarouges. Ce succès obtenu sur le site du Mauna Kea à Hawaii avec les deux télescopes Keck, les plus grands de la planète, est la démonstration que l'utilisation de ces fibres pour le couplage de télescopes est opérationnelle. Cette réussite incontestable vient souligner la qualité des travaux menés à l'Observatoire de Paris en matière d'interférométrie, l'un de ses domaines d'excellence. Il s'agit de la première étape d'un projet ambitieux qui devrait consister à coupler les 7 plus grands télescopes du Mauna Kea pour former un interféromètre géant, baptisé «'OHANA» (Optical Hawaiian Array for Nanoradian Astronomy). Une fois le couplage des sept télescopes effectué, 'OHANA offrira une résolution angulaire équivalente à celle d'un télescope de 800 m de diamètre. On devrait alors pouvoir résoudre l'environnement des trous noirs super-massifs se situant au centre des noyaux actifs de galaxies ou étudier les zones internes des systèmes exoplanétaires en formation, à moins d'une unité astronomique de l'étoile centrale, là où peuvent se former des planètes telluriques. Cet interféromètre ouvre la voie aux futurs observatoires optiques de dimension supérieure au kilomètre comme il en existe dans le domaine radio depuis plusieurs décennies. Les résultats sont publiés dans le numéro du 13 Janvier 2006 de la revue Science.
La limite ultime à la capacité d'un télescope à résoudre des structures de petite taille de sources astronomiques est sa taille. Plus le télescope est grand et plus la résolution angulaire est importante. Les plus grands télescopes actuels ont des diamètres de 8 à 10 m. La taille de la prochaine génération de télescopes atteindra jusqu'à quelques dizaines de mètres, 100 m apparaissant comme une limite technologique pour des systèmes à pupille unique. Cette limite peut-être dépassée si la lumière de plusieurs télescopes est recombinée de façon cohérente. La résolution angulaire est alors déterminée par la distance entre télescopes. Cette technique, l'interférométrie astronomique, a d'abord été suggérée par Hyppolite Fizeau au XIXème siècle et démontrée par Albert A. Michelson avec un télescope pour recombinateur de faisceaux. Antoine Labeyrie a ouvert une nouvelle ère en 1974 lorsqu'il est parvenu à obtenir des franges d'interférences entre deux télescopes distincts. Depuis, une vingtaine d'observatoires interférométriques ont été en opération et ont permis de résoudre des surfaces stellaires ou leurs environnements jusqu'alors restés ponctuels. Avec l'avènement de l'optique adaptative pour les très grands télescopes, l'interféromètre Keck et l'interféromètre du Very Large Telescope (VLTI) ont inauguré l'ère de la très haute résolution angulaire à haute sensibilité avec les toutes premières études d'environnements de coeurs de noyaux actifs de galaxies. Une résolution angulaire plus importante est nécessaire pour accéder au coeur qui abrite un trou noir super-massif.
Crédit : Richard Wainscoat
Les interféromètres actuels ont des bases d'au plus quelques centaines de mètres de longueur. La propagation de faisceaux sur de longues distances nécessite un grand nombre de miroirs ce qui, combiné aux effets de la diffraction, aboutit à une transmission faible. Les fibres monomodes ont le potentiel de transporter la lumière sur de longues distances avec peu de pertes. Elles peuvent par conséquent jouer un rôle clé pour la construction de très grands réseaux de télescopes de taille kilométrique voire supérieure. L'intérêt des fibres monomodes a été étudié par l'Observatoire de Paris et l'Institut de Recherche en Communications Optique et Microondes dans le cadre du projet 'OHANA. Il a ainsi pu être montré que des fibres de 300 m de long pouvaient transporter la cohérence de la lumière dans des bandes de 300 nm de large dans le proche infrarouge avec une transmission de 50% à 95%. L'objectif d'OHANA est de relier les sept plus grands télescopes du sommet du Mauna Kea à Hawaï. Le réseau ainsi réalisé aura un diamètre de 800 m et apportera une résolution inédite dans le proche infrarouge.
Le premier test interférométrique a été réalisé avec les deux télescopes Keck distants de 85 m dans la bande astronomique K' (2-2.3 µm) en utilisant des fibres produites par la société française Le Verre Fluoré. Deux câbles de 300 m de long ont été utilisés simulant ainsi du point de vue de la propagation un interféromètre de 500 m de base. Les entrées des fibres ont été directement placées aux foyers Nasmyth corrigés par optique adaptative. Les câbles reliaient ces foyers au laboratoire de recombinaison situé au sous-sol de l'observatoire. À leur sortie des fibres, la différence de marche entres les faisceaux ont été égalisées au moyen de lignes à retard classiques afin de pouvoir détecter l'étroit paquet de franges. Aucune longue ligne à retard fibrée n'est encore disponible et cela reste un sujet de recherche en développement pour de futurs grands réseaux. Malgré la présence de nuages, les premières franges ont été détectées sur l'étoile 107 Herculis de magnitude 4,6 dans la bande K.
Ce premier succès marque le début de l'effort consistant à recombiner chaque base d'OHANA avant de réaliser le réseau complet. La prochaine étape verra la liaison des télescopes Canada-France-Hawaï et Gemini Nord. Ce succès ouvre aussi la voie vers la conception de grands interféromètres kilométriques à grand nombre de télescopes pour le domaine optique qui apporteront une vision bien plus précise de notre univers par rapport aux systèmes actuels.
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Quelques Nouvelles du Ciel ... brèves
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Satellites see largest jet of particles created between Sun and Earth
En utilisant les vaisseau spatiaux Cluster, ACE et Wind, une équipe de scientifiques américains et européens a découvert et observé pour la première fois les plus grands jets de particules créés entre la Terre et le Soleil par reconnexion magnétique.
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Astronomers Spot The Great Orion Nebula's Successor
La Nébuleuse d'Orion ne brillera pas toujours comme actuellement....Mais un successeur pourrait très bien prendre la relève dans 100.000 ans. Connu sous le nom de W3, ce nuage de gaz rayonnant dans la constellation de vient de commencer à briller avec des étoiles récemment nées.
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Cartwheel Galaxy Makes Waves in New NASA Image
Une nouvelle image du satellite Galaxy Evolution Explorer complète un portrait de l'énorme galaxie Cartwheel après sa rencontre avec une petite galaxie déclenchant des vagues soudaines et brèves de formation d'étoiles.
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NASA's Spitzer Finds Possible Comet Dust Around Dead Star
Le télescope spatial Stipzer a a découvert ce qui pourrait être de la poussière de comète disséminée autour de l'étoile naine blanche G29-38, laquelle est morte il y a environ 500 millions d'années.
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New study highlights role of hit-and-run collisions in the formation of planets, asteroids, and meteorites
Les collisions entre des planètes embryonnaires pendant une période critique dans l'histoire primaire du Système Solaire pourraient expliquer certaines propriétés précédemment non expliquées des planètes, des astéroïdes et des météorites.
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Planetary Systems Can From Around Binary Stars
De nouveaux travaux théoriques montrent que la formation de planètes gazeuses géantes peut se produire autour d'étoiles binaires plus ou moins de la même façon qu'elle se produit autour de simple étoiles comme le Soleil.
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Astronomers Shed Light on Black Holes
Dans une étude du trou noir au centre de la Galaxie de la Voie lactée, les astronomes ont découvert de rapides éruptions près de la région la plus intérieure du trou noir dans de nombreuses longueurs d'ondes différentes et que ces émissions augmentent et baissent ensemble.
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Nébuleuse d'Orion
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Dans une des images astronomiques les plus détaillées jamais produites, le télescope spatial Hubble a capturé une vue unique de la Nébuleuse d'Orion.
Cette turbulente région de formation d'étoiles est l'un des objets célestes les plus spectaculaires et les plus photogéniques de l'astronomie. Plus de 3.000 étoiles de diverses tailles apparaissent dans cette image. Certaines d'entre elles n'ont jamais été vues en lumière visible. Ces étoiles résident dans un paysage de poussières et de gaz spectaculaire de plateaux, de montagnes, et de vallées qui rappellent le Grand Canyon. La Nébuleuse d'Orion est un livre d'images d'étoiles en formation, des massives jeunes étoiles qui forment la nébuleuse aux piliers de gaz dense qui peuvent être la résidence d'étoiles naissantes.
Crédit : NASA,ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team
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Véga plus froide à l'équateur
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Selon de nouvelles observations du NOAO (National Optical Astronomy Observatory), Véga semble avoir une énorme différence de température entre son équateur et ses pôles. Située à une distance de 25 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Lyre (Lyra), Véga tourne autour de son axe une fois toutes les 12,5 heures. En comparaison, la période moyenne de la rotation du Soleil est d'approximativement 27 jours. Véga est environ 2,5 fois plus massive que le Soleil, et 54 fois plus lumineuse. C'est la cinquième étoile la plus brillante du ciel.
Avec la vitesse rapide de la rotation de Véga, à 90% de la vitesse maximale avant dislocation, l'atmosphère de l'étoile est déformée. Ainsi son diamètre équatorial est 23% plus large que son diamètre polaire. Ce type de déformation de rotation peut être également vu dans les images de la planète Saturne, où le diamètre équatorial de la planète est approximativement 10% plus de large que son diamètre polaire.
Une conséquence principale de la rotation rapide de Véga est une baisse significative dans la température atmosphérique effective d'approximativement 2.300 Kelvin (2.000 degrés Celsius) entre le pôle et l'équateur.
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Les trous noirs agitent les galaxies
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Les images de Chandra de 56 galaxies elliptiques ont révélé la preuve de troubles insoupçonnés. Comme ce panel d'images en lumière optique (en gris et blanc) et en rayons X (en bleu et blanc) le montre, les formes des nuages massifs de gaz chaud qui produisent la lumière des rayons X dans ces galaxies diffèrent manifestement de la distribution d'étoiles qui produisent la lumière optique.
A part des cas rares, on pensait que l'activité la plus violente dans des galaxies elliptiques isolées s'était arrêtée il y a longtemps. Les galaxies elliptiques contiennent très peu de gaz frais et de poussières et bien moins que les jeunes étoiles massives qui éclatent comme des supernovae. Ainsi on s'attendait à ce que le gaz interstellaire chaud se soit installé en équilibre dans une forme semblable, mais plus ronde que celle des étoiles.
Étonnamment, cette étude de galaxies elliptiques montre que la distribution de gaz chaud n'a aucune corrélation avec la forme optique. Une puissante source d'énergie doit pousser le gaz chaud autour et l'agiter à peu près tous les cent millions d'années.
Bien que les supernovas soient une source d'énergie possible, une cause plus probable a été identifiée. Les scientifiques ont détecté une corrélation entre la forme des nuages chauds de gaz et l'énergie produite aux longueurs d'ondes radio par des électrons de haute énergie. Cette source d'énergie peut être suivie à la trace jusqu'au trou noir supermassif dans les régions centrales des galaxies.
L'activité explosive répétitive alimentée par l'effondrement de gaz dans le trou noir supermassif central est connu pour se produire dans des galaxies elliptiques géantes situées dans des amas de galaxies. L'analyse scientifique des données Chandra indique que les mêmes phénomènes se produisent également dans des galaxies elliptiques isolées.
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Le centre effervescent de notre galaxie
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Une nouvelle mosaïque infrarouge du télescope spatial Spitzer offre une vue stupéfiante du tourbillon stellaire et de l'effervescence qui a lieu au centre de notre galaxie de la Voie lactée. L'image montre les centaines de milliers d'étoiles, pour la plupart vieilles, parmi les nuages incroyablement détaillés de poussières rougeoyantes illuminées par de plus jeunes étoiles massives.
Dans les images en lumière visible, cette région ne peut pas être vue du tout parce que la poussière se trouvant entre la Terre et le Centre galactique bloque notre vue.
Dans cette image en fausses couleurs, les froides et vieilles étoiles sont bleues, alors que les caractéristiques poussiéreuses illuminées par l'embrasement des chaudes et massives étoiles sont montrées dans une tonalité rougeâtre. Aussi bien des nuages filamenteux lumineux que sombres peuvent être vus, dont beaucoup hébergent des pépinières stellaires. Le plan du disque plat de la Voie lactée est apparent comme la bande principale et horizontale des nuages. La tache blanche la plus lumineuse au milieu est le centre même de la galaxie, qui marque également l'emplacement d'un trou noir supermassif.
La région décrite ici est immense, avec une étendue horizontale de 890 années-lumière et une étendue verticale de 640 années-lumière. La Terre est située à 26.000 années-lumière, en dehors dans un des bras en spirale de la Voie lactée. Bien que la plupart des objets vus dans cette image soient situées au centre galactique, les dispositifs au-dessus et au-dessous du plan galactique ont tendance à se tenir plus près de la Terre.
Les scientifiques sont intrigués par les lobes géants de poussières se prolongeant loin du plan de la galaxie. Ils estiment que les lobes pourraient avoir été formées par les vents d'étoiles massives.
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Monstreux trous noirs
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Une analyse de la vue la plus profonde de l'Univers du télescope spatial Hubble offre la preuve irrésistible que les monstrueux trous noirs aux centres des galaxies ne sont pas nés grands, mais ont grandi au fil du temps par des fusions galactiques répétées.
L'étude du HUDF (Hubble Ultra Deep Field) confirme aussi les récentes simulations informatiques qui prévoient que ces galaxies nouvellement mélangées sont ensevelies dans tant de poussières que les astronomes ne peuvent pas voir les trous noirs se régaler d'étoiles et de gaz. Les simulations informatiques, comme le confirme Hubble, suggèrent qu'il faut entre des centaines de millions et un milliard d'années avant que la poussière s'éclaircisse pour que les astronomes puissent voir les trous noirs festoyer.
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Grains en pleine croissance
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De nouvelles observations de la Nébuleuse d'Orion en infrarouge révèlent que de petits grains de poussières situés dans les disques autour des jeunes étoiles sont en pleine croissance, faisant les premiers pas pour former des planètes en dépit du flot de radiations d'étoiles fortement lumineuses dans lesquelles elles baignent.
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Caverne interstellaire
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Le puissant télescope Gemini a produit cette photographie étonnante du complexe N44 (également connu des astronomes sous la dénomination NGC 1929). Un amas de jeunes et chaudes étoiles ont creusé une bulle caverneuse dans cette nébuleuse de 325 par 250 années-lumière de large. De plus petites bulles supplémentaires peuvent être vues à l'intérieur de la nébuleuse, qui pourraient s'être formées par l'effondrement de gaz et de poussières.
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Helix Nebula
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Hélix Nebula (NGC 7293), bien connue des astronomes amateurs, est l'une des nébuleuses planétaires les plus proches. Située à environ 650 années-lumière dans la constellation du Verseau, elle semble toutefois très terne à l'oculaire d'un télescope en raison de son étendue. Des photographies en pose longue révèlent la vraie beauté de cette merveille céleste.
Un nouveau portrait de l'Hélice réalisé avec le télescope spatial Spitzer a été publié lors de la 207ème réunion de la Société Astronomique Américaine.
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Les scientifiques sondent le coeur du trou noir
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Comment la matière se développe-t-elle en spirale vers le centre d'une galaxie et dans la gueule d'un trou noir supermassif ?
Une équipe internationale de scientifiques a mesuré les mouvements internes du gaz entourant le noyau de la galaxie active NGC 1097, située à environ 47 millions d'années-lumière dans la constellation australe du Fourneau (Fornax). En utilisant des techniques spectroscopiques sophistiquées avec le Gemini South Telescope au Chili, l'équipe a mesuré les mouvements en spirale du gaz s'écoulant à l'intérieur de l'anneau nucléaire, et le mouvement de la matière s'écoulant des bras en spirale de la galaxie vers le coeur de la galaxie.
En extrapolant les données obtenues, l'étude montre qu'à environ 30 années-lumière du trou noir, les débris galactiques mettront environ 200.000 ans pour sombrer au coeur du trou noir supermassif.
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Polaris, un système triple d'étoiles
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En poussant au maximum les possibilités du télescope spatial Hubble, les astronomes ont photographié pour la première fois le proche compagnon de l'étoile polaire. Cette séquence d'images montre que l'étoile polaire, Polaris, est vraiment un système triple d'étoiles.
Ces résultats ont été présentés aujourd'hui lors d'une conférence de presse au cours de la 207ème réunion de l'American Astronomical Society à Washington, D.C
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Mystère résolu
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Appelons-le le Triangle des Bermudes de notre galaxie de la Voie lactée : c'est une minuscule tache dans le ciel qui était connue depuis des années pour être la source de souffles mystérieux de rayons X et de rayons gamma.
Une équipe d'astronomes, dirigée par Don Figer du Space Telescope Science Institute (Baltimore, Md), a résolu le mystère en identifiant un des plus massifs amas d'étoiles dans la galaxie. L'amas peu connu, qui n'avait pas été catalogué, est environ 20 fois plus massif que les habituels amas d'étoiles dans notre galaxie, et semblent être la source de puissantes éruptions.
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Comète P/2005 XA54 (LONEOS-Hill) et Centaure (60558) 2000 EC98
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P/2005 XA54 (LONEOS-Hill) R. Hill a annoncé la découverte d'une nouvelle comète dans le cadre du programme Catalina Sky Survey le 06 Janvier 2006. Cette comète a été identifiée par T. Spahr comme étant un objet trouvé à l'origine par le télescope de surveillance LONEOS, le 04 Décembre 2005, et répertorié comme planète mineure sous la désignation de 2005 XA54.
Les éléments orbitaux de la comète P/2005 XA54 (LONEOS-Hill) indiquent un passage au périhélie au 06 Mars 2006 à une distance de 1,7 UA du Soleil, et une période de 15,0 ans.
Centaure (60558) 2000 EC98 Y.-J. Choi et P. R. Weissman (JPL) ont annoncé la détection le 30 Décembre 2005, avec le télescope de 5 mètres du Mont Palomar, d'une chevelure autour de l'astéroïde de type Centaure répertorié sous la dénomination de (60558) 2000 EC98, par suite de sa découverte le 03 Mars 2000 par le télescope de surveillance Spacewatch. La présence d'une chevelure a été confirmée avec les images prises le 01 Janvier 2006 par Y.-J. Choi, et celles prise le 02 Janvier 2006 par D. Polishook. L'objet, dont la magnitude attendue était de 20-21, est maintenant d'environ 17,5 avec une chevelure de 20 secondes d'arc.
Les éléments orbitaux indiquent un passage au périhélie au 24 Avril 2015 à une distance de 5,9 UA du Soleil, et une période de 35,3 ans. (IAUC 8656)
La comète (60558) 2000 EC98 a reçu la dénomination définitive de 174P/Echeclus.
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Un nouveau genre de trou noir
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Des scientifiques, au moyen du satellite Rossy X-ray Timing Explorer, ont trouvé une étoile condamnée satellisant ce qui semble être un trou noir de taille moyenne, une catégorie intermédiaire de trou noir.
Avec la découverte de l'étoile et de sa période orbitale, les scientifiques sont maintenant sur le point de mesurer la masse d'un tel trou noir, une étape qui aiderait à vérifier son existence. La période et la localisation de l'étoile s'intègre à la théorie principale sur la manière dont ces trous noirs pourraient se former.
Ces trous noirs suspectés de masse intermédiaire sont appelés des objets de rayons X ultra-lumineux parce qu'ils sont de brillantes sources de rayons X. En fait, la plupart de ces évaluations de masse de trou noir étaient basées uniquement sur un calcul de la puissance de gravitation nécessaire pour produire la lumière d'une intensité donnée.
Le groupe de scientifiques de l'Université de l'Iowa a fait une mesure qui peut être employée dans l'équation pour calculer directement la masse. En utilisant la physique newtonienne pure et simple, les scientifiques peuvent calculer la masse d'un objet une fois qu'ils connaissent la période orbitale et la vitesse de plus petits objets en rotation autour de lui.
"Nous avons trouvé une augmentation et une chute dans la lumière de rayons X tous les 62 jours, probablement provoqués par l'orbite de l'étoile compagnon autour du trou noir," note Simet, membre de l'équipe de recherche. "Il sera difficile de déterminer la vitesse, cependant, parce que l'étoile est située dans un secteur obscurci par la poussière. Ceci fait qu'il est dur pour les télescopes optiques et infrarouges d'observer l'étoile et d'effectuer les calculs de vitesse. Jusqu'à maintenant, connaître la période orbitale est très révélateur."
Le trou noir suspecté de masse intermédiaire, connu sous le nom de M82 X-1, est un objet ultra-lumineux de rayons X bien étudié dans un amas proche d'étoiles contenant environ un million d'étoiles entassées dans une région de seulement 100 années-lumière de large. Une théorie principale propose qu'une multitude de collisions d'étoiles sur une période courte dans une région serrée crée une colossale étoile de courte durée de vie qui s'effrondre dans un trou noir de 1.000 masses solaires. L'amas près de M82 X-1 a une densité assez élevée pour former un tel trou noir. Aucun compagnon normal ne pourrait fournir assez de carburant pour faire que M82 X-1 brille si intensément. Mais la période orbitale de 62 jours implique que le compagnon doit avoir un densité très faible. Ceci s'adapte au scénario d'une étoile supergigantesque gonflée perdant de la masse à un taux assez élevé pour remplir de combustible M82 X-1.
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Comète C/2006 A1 (Pojmanski)
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Grzegorz Pojmanski (Warsaw University Astronomical Observatory) a annoncé sa découverte d'un objet ayant l'apparence d'une comète sur des images prises le 01 Janvier 2006 au moyen de l'instrument ASAS3V du programme ASAS (All Sky Automated Survey). Un peu plus de sept heures après l'annonce de la trouvaille de Pojmanski, Kazimieras Cernis a annoncé avoir trouvé indépendamment un objet, sur les images SWAN en ultraviolet du satellite SOHO prises sur trois nuits depuis le 25 Décembre 2005, montrant un mouvement cohérent avec celui de C/2006 A1.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 A1 (Pojmanski) indiquent un passage au périhélie au 22 Février 2006 à une distance de 0,5 UA du Soleil. Maik Meyer (http://www.comethunter.de) fait remarquer que ces éléments orbitaux, bien qu'encore incertains, présentent une certaine similitude avec les éléments orbitaux de la brillante comète Bennet visible en 1970 [C/1969 Y1 (Bennett)].
Actuellement visible à la magnitude 12 depuis l'hémisphère sud, la comète C/2006 A1 (Pojmanski) pourrait devenir visible aux jumelles depuis l'hémisphère nord après son passage au périhélie.
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Cratère d'impact en forme de papillon dans Hesperia Planum
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Ces images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord du vaisseau spatial Mars Express, montrent un grand cratère d'impact elliptique dans la région martienne de Hesperia Planum.
Le HRSC a obtenu ces images au cours de l'orbite 368 avec une résolution au sol d'approximativement 16,7 mètres par pixel. Les scènes montrent la région de Hesperia Planum, située approximativement à 35,3° Sud et 118,7° Est.
Un grand cratère elliptique d'impact est visible dans la scène, mesurant environ 24,4 kilomètres de long, 11.2 kilomètres de large et atteignant une profondeur maximum d'environ 650 mètres au-dessous des plaines environnantes.
L'éjecta de cet impact peut être vu s'étendant loin du cratère, y compris deux lobes principaux de matières au nord-ouest et au sud-est du cratère.
La grande caractéristique circulaire, en partie découpée par le bord de l'image, a un diamètre d'approximativement 45 kilomètres.
Ceci semble être un cratère d'impact qui a été plus tard remodelé par des écoulements de lave, préservant le contour du cratère sous-jacent. Les caractéristiques courbées visibles au nord de l'image, connu comme des "chaînes plissées", sont causées par la tectonique de compression.
Alors que la majorité des cratères d'impact sont relativement circulaires, la forme elliptique de ce cratère d'impact suggère un angle d'impact très faible (moins de 10 degrés).
L'axe de longueur du cratère d'impact est considéré comme la direction d'impact du projectile. On observe ailleurs des cratères elliptiques semblables sur Mars, ainsi que sur notre Lune.
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L'occultation stellaire par Charon du 11 juillet 2005
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Un phénomène très rare d'occultation stellaire a permis de déterminer précisément la taille de Charon: en effet, le 11 juillet 2005, le satellite de Pluton est passé devant l'étoile UCAC2 2625713, de magnitude 15. Le phénomène a pu être observé depuis plusieurs sites en Amérique du Sud, lors d'une campagne organisée par une équipe de l'Observatoire de Paris. Cette observation fournit le rayon du satellite, 603.6 +/- 5 km, ainsi que sa densité, 1.71 +/- 0.08 g cm-3.
La prédiction d'un tel événement est un défi quand on sait que Charon a un diamètre angulaire de 55 millièmes de seconde d'arc (mas), soit l'équivalent d'une pièce d'un euro observée à 100 km de distance! La petitesse du diamètre angulaire de Charon explique la rareté d'un tel événement: une seule occultation par Charon avait été observée il y a plus de 25 ans -le 7 Avril 1980 - en Afrique du Sud, et depuis un seul site, ce qui n'avait pas permis la mesure du rayon de Charon.
Des mesures faites à l'Observatoire de Bordeaux et au Brésil dans les mois qui précédèrent le phénomène de juillet 2005 ont permis d'obtenir une précision astrométrique de l'ordre de 20 mas, montrant que l'occultation pouvait être visible de plusieurs gros télescopes au Chili, ainsi que de télescopes plus petits au Brésil, Paraguay, Uruguay et Argentine.
La chance a été du côté des astronomes, puisque l'ombre de Charon a balayé l'Amérique du Sud en incluant tous les gros instruments mobilisés à cette occasion: VLT, Magellan, CTIO, Gemini, SOAR, tous des télescopes de diamètre supérieur à 4 mètres.
L'équipe de l'Observatoire de Paris a ainsi pu recueillir des données du site de Paranal, obtenues avec la caméra d'optique adaptative NACO sur le VLT "Yepun", de 8.2-m de diamètre. Des données ont également été obtenues du site de Cerro El Leoncito en Argentine avec le télescope de 2.15-m "Jorge Sahade", et de San Pedro de Atacama (Chili) avec le télescope amateur italien "Campo Catino Austral Telescope", de 50 cm de diamètre.
Le chronométrage précis de l'occultation dans ces trois sites a permis de reconstituer les "cordes" d'occultation avec des précisions d'une fraction de seconde, correspondant à quelques km au niveau de Charon. Il a alors été possible de déterminer le rayon de Charon, R= 603.6 km avec une barre d'erreur formelle de l'ordre de +/- 1.4 km. Cette barre d'erreur doit être augmentée à environ +/- 5 km compte tenu de la présence de possibles reliefs à la surface du satellite, et d'un éventuel aplatissement de ce dernier.
Cette taille nous fournit la densité de Charon: 1.71 +/- 0.08 g cm-3, ce qui indique un mélange glace/roche, avec une fraction de roche de 55 à 60%. Jusqu'à présent la taille de Charon était estimée entre 600 et 650 km, et sa densité se trouvait dans une fourchette de 1.4 à 1.8 g/cm3.
La mesure de la taille de Charon pourrait avoir un "effet domino" sur la détermination de la taille (et donc la densité) de Pluton, ainsi que sur la structure de son atmosphère. En effet, on peut maintenant réanalyser les "phénomènes mutuels" (éclipses et occultations) de Pluton et Charon observés dans les années 1980 en fixant la valeur du rayon de Charon à sa valeur désormais mesurée par occultation, et en fixant le rayon orbital du satellite à sa valeur mesurée par le télescope spatial Hubble. On n'a alors qu'un paramètre libre, le rayon de Pluton, qui peut être déduit avec beaucoup plus de précision. Ce rayon pourra lui-même contraindre les modèles atmosphériques de Pluton, et discriminer entre les modèles qui incluent la présence de brumes et/ou d'une couche convective, et ceux qui prévoient au contraire une atmosphère transparente avec une brutale couche d'inversion près de la surface.
Cette occultation a enfin été l'occasion de fournir une limite supérieure à une atmosphère de Charon. Par exemple, nous pouvons donner une limite supérieure de 110 nanobar à la surface de Charon pour une éventuelle atmosphère isotherme d'azote. Cette limite descend à 15 nanobar s'il s'agit d'une atmosphère de méthane, une valeur mille fois plus faible que la pression atmosphérique à la surface de Pluton.
Pluton vient de rentrer dans la zone du ciel couverte par la Voie Lactée, nous promettant ainsi un nombre accru d'occultations jusque vers 2015. En attendant, c'est en janvier 2006 que doit être lancée la mission NASA "Pluto-Kuiper Belt Mission", qui doit atteindre la planète et son satellite en juillet 2015.
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Pluton, une planète plus froide qu'elle devrait être
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Mercure est bouillante. Mars est glaciale. La Terre est à la bonne température. Quand on en vient aux températures des planètes, on comprend qu'elles deviennent plus froides en fonction de leur éloignement du Soleil. Mais ensuite il y a Pluton. On a suspecté que ce monde éloigné pourrait être encore plus froid qu'il devrait l'être. Les scientifiques ont montré maintenant que cela est vrai.
Les scientifiques continuent de débattre si Pluton est une planète ou devrait être considérée comme une exilée de la Ceinture de Kuiper. Indépendamment de sa classification, Pluton et sa lune Charon abritent certainement des secrets sur l'histoire des débuts de la formation des planètes. Charon est approximativement de la moitié du diamètre de la planète elle-même et elles forment une paire unique dans notre Système solaire. Comment elles se sont retrouvées ensemble reste un mystère.
Située trente fois plus loin du Soleil que la Terre, la lumière du Soleil atteignant la surface de Pluton est faible au mieux, avec le jour ressemblant aux crépuscules sombres de chez nous. La température sur Pluton varie largement durant le cours de son orbite puisque Pluton peut s'approcher du Soleil à 30 UA et peut s'éloigner jusqu'à 50 UA.
La lumière réfléchie du Soleil recueillie avec des instruments comme le télescopte Keck d'Hawaii et le télescope spatial Hubble a suggéré que la surface de Pluton puisse être plus froide qu'elle devrait être, contrairement à Charon. Cependant, aucun télescope capable de mesurer directement leur émission thermique (leur chaleur) n'était capable de scruter assez finement pour distinguer les deux corps. Leur faible proximité présentait un défi formidable puisqu'ils ne sont jamais éloignés de plus de 0,9 secondes d'arc.
Pour la première fois, des astronomes utilisant le SMA (Submillimeter Array) basé sur le Mauna Kea à Hawaii ont pris des mesures directes de chaleur des deux mondes et ont constaté que Pluton est en effet plus froid que prévu, plus froid même que Charon.
Nous connaissons tous Vénus et son effet de serre incontrôlé", dit Mark Gruwell du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), et co-auteur de l'étude avec Bryan Butler du NRAO (National Radio Astronomy Observatory). "Pluton est un exemple dynamique de ce que nous pourrions appeler un anti effet de serre. La nature aime nous laisser des mystères, et celui-ci était un grand."
Au cours des observations, le SMA a utilisé sa configuration la plus étendue pour obtenir des données interférométriques de haute résolution, permettant des lectures de température séparées pour Pluton et Charon. Ils ont constaté que la température de la surface couverte de glace de Pluton était d'environ 43 K (-230° Celsius) au lieu des 53 K attendus (-220° Celsius ), comme sur son voisin Charon. Ceci s'adapte à l'actuel modèle où la basse température de Pluton est provoquée par l'équilibre entre la glace superficielle et son atmosphère d'azote mince, pas seulement avec la radiation solaire entrante. La lumière du soleil (l'énergie) atteignant la surface de Pluton est utilisée pour convertir un peu de glace d'azote en gaz, plutôt que pour réchauffer la surface. C'est similaire à la manière dont l'évaporation d'un liquide peut refroidir une surface, comme l'évaporation de la sueur refroidissant votre peau.
"Ces résultats sont vraiment passionnants et amusants aussi," ajoute Gurwell. "Imaginez prendre la température de quelque chose à presque cinq milliards de distance sans faire une visite à domicile !"
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Splendide retour des Quadrantides
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L'année débute pour les observateurs de l'hémisphère nord par un splendide retour de l'essaim météoritique des Quandrantides, lequel est actif du 01 au 05 Janvier. C'est l'un des essaims les plus actifs de l'année avec un taux horaire estimé à 120 météores, et qui peut varier entre 60 et 200, avec un maximum d'activité généralement très court (de 3 à 5 heures). Cette année, le maximum d'activité est prévu pour le 03 Janvier vers 18h20 UTC.
Les conditions d'observations sont idéales. Le très fin croissant de Lune, âgé de seulement quatre jours (NL le 31 Décembre 2005), se couche en milieu de soirée, ne gênant en rien les observations. C'est donc dans un ciel dépourvu de Lune que les nombreuses "étoiles filantes" émanant de cet essaim se donneront en spectacle.
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Comète C/2005 Y2 (McNaught)
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Une nouvelle comète, découverte à la magnitude 17.7 par R. H. McNaught (Siding Spring Survey) le 30 Décembre 2005, a été confirmée par les observations de J. G. Ries. (McDonald Observatory) et G. Hug (Farpoint Observatory).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2005 Y2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie au 25 Juillet 2006 à une distance de 3,7 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 05 Décembre 2004 à une distance de 3,2 UA du Soleil, et une période de 14,2 ans.
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Cinématique perturbée des galaxies spirales de l'amas de la Vierge
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Une équipe internationale, constituée d'astronomes de Paris, Montréal et Marseille, a observé le gaz ionisé de 30 galaxies spirales de l'amas de la Vierge à l'aide d'un interféromètre de Fabry-Perot et d'une caméra à comptage de photons (FaNTOmM) installés sur 4 télescopes différents: Observatoire de Haute-Provence, du mont Mégantic, ESO (Observatoire Européen Austral) et CFH (Canada-France-Hawaii). En pénétrant dans les régions centrales d'un amas, les galaxies subissent plusieurs effets d'environnement tels que des interactions gravitationnelles avec d'autres galaxies ou un balayage de leur milieu interstellaire par le gaz chaud présent dans le milieu intra-amas. Ces observations montrent clairement les perturbations morphologiques et cinématiques subies par leur gaz ionisé.
Un amas de galaxies est un regroupement de quelques centaines à quelques milliers de galaxies de tous types morphologiques (irrégulières, spirales, lenticulaires et elliptiques). L'intérieur d'un amas de galaxies ou milieu intra-amas (MIA) est rempli d'un gaz très chaud à une température de plusieurs millions de degrés qui est observé grâce à son rayonnement émis en X. Lorsqu'une galaxie traverse un amas, sa morphologie, sa cinématique et ses propriétés spectrales vont être fortement altérées par divers processus appelés effets d'environnement. Deux mécanismes importants entrent en jeu dans l'évolution de la galaxie : les interactions gravitationnelles et le balayage par la pression dynamique du milieu intra-amas.
En effet, une galaxie subit des interactions gravitationnelles au cours de sa traversée de l'amas car elle est perturbée par les champs de gravité des autres galaxies de l'amas et de l'amas lui-même. Ce type d'interaction qui agît sur des échelles de temps longues (plusieurs milliards d'années) a pour conséquences de perturber sa morphologie, créant éventuellement des traînées d'étoiles en dehors du plan de la galaxie, ou de déclencher des flambées de formation de nouvelles étoiles à partir des nuages de gaz d'hydrogène du milieu interstellaire (MIS) de la galaxie.
De plus, le gaz chaud du milieu intra-amas exerce une pression sur le milieu interstellaire d'une galaxie. Cette pression agit comme un vent qui balaie le gaz du MIS, d'où le nom balayage par la pression dynamique pour cet effet d'environnement. Plus la galaxie se déplace vite par rapport au MIA et plus la densité de gaz chaud est importante (généralement vers les parties les plus centrales de l'amas), plus le balayage sera fort et plus la galaxie perdra facilement son gaz. Ce type d'interaction est efficace sur une échelle de temps de l'ordre de quelques dizaine de millions d'années, bien plus courte que pour les interactions gravitationnelles. Une conséquence importante de cet effet est que la formation stellaire devient de moins en moins efficace car le réservoir de gaz est progressivement vidé.
L'équipe de chercheurs menée par Laurent Chemin, Chantal Balkowski et Véronique Cayatte a effectué les observations d'un échantillon d'une trentaine de galaxies de l'amas de la Vierge (l'amas le plus proche de la Voie Lactée situé à ~50 millions d'années-lumière) dans le but d'étudier comment les propriétés morphologiques, cinématiques et dynamiques du gaz ionisé des galaxies se comportent avec leur environnement.
Les observations ont été réalisées aux télescopes de 1.93-m de l'Observatoire de Haute-Provence, de 1.6-m de l'Observatoire du mont Mégantic (Canada), de 3.6-m à l'ESO (Chili) et de 3.6-m au CFHT (Hawaii) entre 2000 et 2005. Une observation typique demande 2h00 de temps de pose. Les données ont été obtenues par la technique d'interférométrie Fabry-Perot avec la caméra à comptage de photons très sensible de l'Université de Montréal (FaNTOmM). Grâce à ce genre d'instrumentation, il est possible d'obtenir des cartes d'émission du gaz hydrogène ionisé (raie Halpha à 656,3 nm) et des champs de vitesse de galaxies avec de très grandes précisions angulaire (de l'ordre de la seconde d'arc) et spectrale (de l'ordre de la dizaine de km/s). Une carte d'émission Halpha permet d'étudier la répartition des régions de formation d'étoiles dans une galaxie et un champ de vitesse permet de mesurer ses propriétés cinématiques ainsi que sa rotation.
L'étude des champs de vitesse des galaxies permettra d'estimer comment varient leur vitesse de rotation circulaire (c'est-à-dire leur masse et leur potentiel), les propriétés de leur halo de matière noire, les perturbations cinématiques (mouvements non-circulaires du gaz) en fonction de leur environnement (leur position dans l'amas, la densité locale de galaxies, la densité du gaz intra-amas, ...). Cela servira à comprendre comment les effets d'environnement interviennent dans l'évolution dynamique des galaxies d'amas.
Les observations ont notamment permis de couvrir pour la première fois la cinématique complète de NGC 4438, qui est un exemple typique de galaxie subissant des effets d'environnement. Cette galaxie localisée très proche du centre de l'amas de la Vierge dispose de la morphologie la plus perturbée parmi toutes les galaxies de l'amas.
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Sources ou Documentations
non francophones
