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Nouvelles du Ciel de Janvier 2007 |
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Nouvelles du Ciel de Janvier 2007 |
Comète P/2006 XG16 (Spacewatch)
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Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 10 Décembre 2006 dans le cadre de l'étude Spacewatch, figurant également sur des images du 15 Novembre 2006 du Mt Lemmon, et répertorié sous la désignation de 2006 XG16, a montré une activité cométaire sur les images CCD prises les 27 et 28 Janvier 2007 par Carl W. Hergenrother avec le télescope du Catalina.
Les éléments orbitaux de la comète P/2006 XG16 (Spacewatch) indiquent un passage au périhélie le 09 Février 2007 à une distance de 2 UA du Soleil, et une période de 6,9 ans.
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Atmosphère d'un monde étranger
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La puissante vision du télescope spatial Hubble a permis aux astronomes d'étudier pour la première fois la structure des couches de l'atmosphère d'une planète orbitant une autre étoile. Hubble a découvert une dense couche supérieure de chaud gaz d'hydrogène où l'atmosphère de la planète super chaude se déverse dans l'espace.
La planète, HD 209458b, ne ressemble à aucun autre monde de notre Système solaire. Elle orbite si près de son étoile et est si chaude que son gaz s'écoule dans l'espace, faisant que la planète semble avoir une queue comme une comète. Cette nouvelle recherche révèle les couches dans l'atmosphère supérieure de la planète où le gaz devient si chaud qu'il s'échappe, comme la vapeur s'élève d'une chaudière.
'La couche que nous avons étudiée est en fait une zone de transition où la température monte d'environ 1.000 Kelvin (environ 726° Celsius) à environ 15.000 Kelvin (environ 14.726° Celsius), ce qui est plus chaud que le Soleil", note Gilda Ballester (University of Arizona, Tucson), dirigeant de l'équipe de recherche. "Avec cette détection nous voyons les détails de la façon dont une planète perd son atmosphère."
La découverte de Ballester, David K. Sing (University of Arizona - Institut d'Astrophysique de Paris), et Floyd Herbert (University of Arizona) paraîtra le 01 Février dans un article du journal Nature.
Les données d'Hubble montrent comment le rayonnement ultraviolet intense de l'étoile hôte chauffe le gaz dans l'atmosphère supérieure, gonflant l'atmosphère comme un ballon. Le gaz est si chaud qu'il se déplace très rapidement et échappe à la gravitation de la planète à un rythme de 10.000 tonnes par seconde, plus de trois fois le rythme de l'eau s'écoulant des chutes du Niagara. La planète, cependant, ne s'évanouira pas d'ici peu. Les astronomes estiment que sa vie est plus de 5 milliards d'années.
La planète grillée est une grande version boursouflée de Jupiter. En fait, c'est ce qu'on appelle une "Jupiter chaude," une grande planète gazeuse orbitant très près de son étoile parente. Jupiter pourrait même ressembler à HD 209458b si elle était près du Soleil, note Ballester.
La planète accomplit une orbite autour de son étoile tous les 3.5 jours. Elle orbite à 7,5 millions de kilomètres de son étoile, 20 fois plus proche que la Terre l'est du Soleil. En comparaison, Mercure, la planète la plus proche de notre Soleil, est 10 fois plus loin du Soleil que HD 209458b l'est de son étoile. A la différence de HD 209458b, Mercure est une petite boule de fer avec une croûte rocheuse.
"Cette atmosphère extrême de la planète pourrait apporter de nouvelles perspectives quant aux atmosphères d'autres Jupiters chaudes," ajoute Ballester.
Bien que HD 209458b n'ait pas de jumelle dans notre Système solaire, elle ne manque pas de parentes au-delà de notre Système solaire. Environ 10 à 15 pour cent des plus de 200 planètes extrasolaires connues sont des Jupiters chaudes. Une étude récente d'Hubble a produit 16 candidats Jupiter chaudes dans la région centrale de notre galaxie de la Voie lactée, suggérant qu'il puisse y avoir des milliards de ces étoiles géantes gazeuses dans notre galaxie.
HD 209458b est l'une des planètes extrasolaires le plus intensément étudiées parce qu'elle est l'une des mondes étrangers connus qui peuvent être vus passant devant, ou transitant, son étoile, entraînant que l'étoile s'estompe légèrement. En fait, la géante gazeuse est la première d'un tel monde étranger découvert lors d'un passage devant son étoile. HD 209458b est à 150 années-lumière de la Terre dans la constellation de Pégase (Pegasus).
Les passages de la planète permettent aux astronomes d'analyser la structure et la composition chimique de l'atmosphère de la géante gazeuse en échantillonnant la lumière des étoiles qui la traverse. L'effet est semblable à trouver des empreintes digitales sur une fenêtre en observant comment la lumière du Soleil filtre à travers le verre.
Les observations précédentes d'Hubble ont révélé de l'oxygène, du carbone, et du sodium dans l'atmosphère de la planète, ainsi qu'une atmosphère supérieure d'hydrogène énorme avec une queue en forme de comète. Ces études décisives ont fourni la première détection de la composition chimique de l'atmosphère d'une planète extrasolaire.
Des observations additionnelles par le télescope spatial Spitzer ont capturé la lueur infrarouge de l'atmosphère chaude de la planète.
La nouvelle étude de Ballester et son équipe est basée sur une analyse des observations archivées faites en 2003 avec l'instrument STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) d'Hubble par David Charbonneau (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Mass.). L'équipe de Ballester a analysé des spectres des atomes chauds d'hydrogène dans l'atmosphère supérieure de la planète, une région non étudiée par le groupe de Charbonneau.
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Une supernova parfaite
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G11.2-0.3 est un reste circulaire de supernova, situé dans la constellation du Sagittaire (Sagittarius), qui contient une dense étoile morte en rotation en son centre, représentant un cas exemplaire qui montre à quoi le reste d'une étoile qui a explosé devrait ressembler après deux mille ans. Quand une étoile massive s'effondre, les couches externes de l'étoile sont soufflées dans une explosion extrêmement énergique. Selon la masse de l'étoile d'origine, un objet dense comme une étoile à neutrons ou un trou noir, peut se former et rester au centre de l'explosion. Une telle étoile à neutrons, connue sous le nom de "pulsar" quand elle tourne rapidement, peut être frappée par l'onde choc thermonucléaire créée quand l'étoile a éclaté, l'entraînant à courir à travers l'espace à des millions de kilomètres par heure.
En combinant les observations de rayons X et radio, des astronomes ont des preuves que G11.2-0.3 est probablement le résultat de la mort explosive d'une telle étoile massive, peut-être relatée en l'an 386. Les observations radar mesure le rythme d'expansion du reste, qui, à son tour, peut être employé pour calculer depuis combien de temps l'étoile a éclaté. Les données radio sont en accord pour associer le reste de supernova avec "l'invitée d'honneur" rapportée par des astronomes chinois il y a presque 2.000 ans. La capacité de Chandra d'indiquer exactement le pulsar presque au centre même de G11.2-0.3 corrobore également l'idée que ce gisement de débris pourrait avoir été créé aux environs de la période des observations chinoises. Etonnamment, l'âge du pulsar déterminé à partir des données de rayons X et radio diffère de l'évaluation standard d'âge du pulsar, habituellement déterminé à partir de la façon dont il tourne rapidement. Dans ce cas, les paramètres de rotation suggèrent que G11.2-0.3 soit 10 fois plus vieux que le reste. Ceci dénote fortement que les âges des jeunes pulsars en rotation peuvent être trompeurs et devraient être considérés avec prudence.
Dans l'image de rayons X de Chandra, le pulsar et un nuage en forme de cigare de particules énergiques, connu sous le nom de nébuleuse de vent de pulsar, sont principalement vus comme des rayons X de grande énergie (en bleu). Une enveloppe de gaz réchauffé des couches externes de l'étoile éclaté entoure le pulsar et la nébuleuse de vent de pulsar et émet des rayons X de faible énergie (représentés en vert et en rouge).
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Comètes SOHO : C/2003 C6, C/2006 V8, V9, V10, W5, W6, W7, X2
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Huit nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-B75 et MPEC 2007-B76.
C/2003 C6 (SOHO) (Rainer Kracht) C/2006 V8 (SOHO) (Rainer Kracht) C/2006 V9 (SOHO) (Bo Zhou) C/2006 V10 (SOHO) (Hua Su)
C/2006 W5 (SOHO) (Tony Hoffman) C/2006 W6 (SOHO) (Tony Hoffman) C/2006 W7 (SOHO) (Rainer Kracht) C/2006 X2 (SOHO) (Rainer Kracht)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz. |
Quatre satellites de Neptune reçoivent un nom
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Par convention, les satellites de Neptune reçoivent des noms empruntés aux mythologies grecques ou romaines associées à Neptune ou Poséïdon ou les océans, et les satellites irréguliers sont nommés d'après les noms des Néréïdes, filles de Nérée et de Doris, et des serviteurs de Neptune.
Le Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) a approuvé les noms suivants pour quatre satellites de Neptune :
S/2002 N 1 = Neptune IX (Halimede) S/2002 N 2 = Neptune XI (Sao) S/2002 N 3 = Neptune XII (Laomedeia) S/2002 N 4 = Neptune XIII (Neso)
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Comète C/2007 B3 (Garradd)
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Gordon Garradd a découvert le 25 Janvier 2007 une comète de magnitude 18 sur les images prises dans le cadre du Siding Spring Survey.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 B3 (Garradd) indiquent un passage au périhélie le 26 Mars 2006 à une distance d'environ 4 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique avec un passage au périhélie le 20 Mars 2008 à une distance de 4.2 UA du Soleil, et une période de 10,6 ans.
P/2007 B3 = 1977 O1 (GARRADD) Le 24 Février 2007, Maik Meyer (Limburg) a rapporté des observations de prédécouverte de la comète P/2007 B3 (Garradd) qu'il a retrouvé sur des images DSS prises le 31 Mai et 03 Juin 1975 et le 26 Février 1996 au Siding Spring. Hirohisa Sato a calculé une nouvelle orbite liant les apparitions. Peu de temps après, avec ces nouvelles indications, Gareth Williams (MPC) a pu identifier la comète avec l'objet X/1977 O1 rapporté par Russel Eberst en 1978 comme figurant sur les clichés pris en Juillet 1977 avec le U. K. Schmidt au Siding Spring.
La comète P/2007 B3 (Garradd) a reçu la désignation définitive de 186P/Garradd
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Ceinture d'astéroïdes extrasolaire
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Des astronomes rapportent qu'ils ont obtenu la meilleure preuve à ce jour d'une ceinture d'astéroïdes au-delà du Système solaire. Une telle ceinture suggérerait que l'étoile Zeta Leporis, qui se trouve à 79 années-lumières, possède non seulement des astéroïdes mais des planètes rocheuses comme la Terre.
Les nouvelles mesures indiquent exactement l'endroit d'un disque de la poussière chaude qui entoure Zeta Leporis. La poussière se trouve à peu près à la même distance de l'étoile que la Ceinture d'astéroïdes de notre Système solaire par rapport au Soleil, selon l'article de Margaret M. Moerchen et Charles M. Telesco (University of Florida, Gainesville), et leurs collègues, à paraître prochainement dans Astrophysical Journal Letters.
La plupart des disques précédemment observés étaient plus froids et se tenaient beaucoup plus loin de leur étoile parente, dans la région qui correspond dans le Système solaire à l'endroit de Pluton et du réservoir des comètes connu sous le nom de Ceinture de Kuiper.
La poussière proche autour de Zeta Leporis a probablement surgi quand plusieurs astéroïdes se sont cognés l'un contre l'autre, concassant la roche en une fine vapeur de particules, ou quand un grand astéroïde, peut-être de 100 kilomètres de diamètre, a subi un choc cataclysmique, selon Moerchen et Telesco.
"La mesure précise du disque de Zeta Leporis est un résultat très passionnant," dit Charles Beichman (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.). "Nous avons maintenant la preuve directe pour des structures autour d'autre étoiles qui sont directement analogues à la Ceinture d'astéroïdes dans notre Système solaire."
Zeta Leporis s'est présentée en vedette dans les années 1980, quand un satellite a révélé que l'étoile et ses environnements émettaient plus de lumière infrarouge que prévu pour une étoile solitaire. C'est un signe que de la poussière emmaillote Zeta Leporis.
En 2001, Christine Chen et Michael Jura (University of California, Los Angeles) ont observé l'étoile avec un des télescopes de l'observatoire Keck sur le Mauna Kea d'Hawaii. Ils ont constaté que la poussière est probablement confinée à un disque d'un rayon pas plus grand que 6,1 Unités Astronomiques (UA).
En Février 2005, l'équipe dirigée par Moerchen et Telesco a vu Zeta Leporis avec le télescope Gemini South au sommet du Cerro Pachon au Chili. Ces observations ont permis pour la première fois aux chercheurs de mesurer avec précision la taille du disque de poussières.
L'équipe a constaté que la plupart des poussières sont concentrées à une distance de 3 UA de Zeta Leporis. C'est semblable à l'emplacement de la Ceinture d'astéroïdes du Système solaire, qui s'étend entre 2.1 et 3.3 UA du Soleil.
Puisque les astéroïdes sont des restes du processus de fabrication des planètes dans le Système solaire, la nouvelle étude "soutient l'idée que des planètes comme la Terre peuvent exister" en dehors du Système solaire, dit Jura. Comparée à notre Soleil, Zeta Leporis est une jeune étoile, mais elle est quand même assez âgée pour avoir formé des planètes.
L'équipe de Moerchen projette d'autres observations pour révéler la forme du disque de Zeta Leporis. Si celui-ci est circulaire et uniforme en densité, le disque s'est probablement formé par le lent écrasement des astéroïdes sur des milliers d'années. Une forme plus déformée suggérerait que la poussière ait été produite par une collision entre deux grands morceaux de roche il y a seulement 100 ans environ, note Telesco.
"Pendant des années nous avons étudié des disques comme la Ceinture de Kuiper ; maintenant, nous étudions l'architecture des régions astéroïdales intérieures" autour d'étoiles. "C'est un genre de nouveau territoire," ajoute Telesco.
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L'astéroïde Lutetia sous les projecteurs de Rosetta
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Au début du mois Rosetta a vu pour la première fois l'astéroïde 21 Lutetia, une des cibles de sa longue mission. La caméra embarquée OSIRIS a pris des images de l'astéroïde passant à travers son champ de vue au cours de l'approche graduelle du vaisseau spatial vers Mars. La planète sera atteinte le 25 Février 2007 pour la prochaine assistance gravitationnelle de la mission.
Pendant son long voyage vers sa destination finale (la comète 67P Churyumov-Gerasimenko), Rosetta est planifié pour étudier deux astéroïdes - 2867 Steins et 21 Lutetia, se situant dans la ceinture d'astéroïdes entre les orbites de Mars et de Jupiter. Les astéroïdes, comme les comètes, portent des informations importantes sur l'origine du Système solaire - une meilleure compréhension de ceux-ci est un des buts majeurs de Rosetta.
Les deux astéroïdes seront visités de très près en Septembre 2008 et Juillet 2010, respectivement, mais les scientifiques de Rosetta ont déjà saisi l'occasion de collecter des données préliminaires à leur sujet. Cette opportunité aidera les scientifiques à mieux se préparer pour les campagnes plus larges d'observation des deux astéroïdes à venir à l'étape suivante.
Steins a été imagé par Rosetta le 11 Mars, alors que Lutetia était imagé en premier par Rosetta au cours d'une campagne d'observation de 36 heures les 02 et 03 Janvier 2007, quand le vaisseau spatial volait à environ 245 millions de kilomètres de l'astéroïde. OSIRIS (Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System) embarqué sur la navette spatiale Rosetta, était alimenté pour cette observation de télédétection.
Lutetia peut être vu comme une tache presque stationnaire visible au centre de la séquence animée présentée dans cet article. Les taches lumineuses dispersées vues dans le film sont des événements de rayonnements cosmiques - le rayonnement cosmique de grande énergie frappant les détecteurs de l'appareil-photo d'OSIRIS.
Peu est connu au sujet de Lutetia et de Steins. En fait, très peu est connu au sujet des astéroïdes en général. Des nombreux millions d'astéroïdes qui peuplent le Système solaire, seulement quelques uns ont été observés jusqu'ici de tout près.
Selon ce que nous savons jusqu'ici, Steins et Lutetia ont des propriétés plutôt différentes. Steins est relativement petit, avec un diamètre de quelques kilomètres. Lutetia est un objet beaucoup plus grand, environ 100 kilomètres de diamètre.
Les observations de Lutetia de ce mois visaient à la pré-caractérisation de la direction de rotation de l'astéroïde. Ceci peut être fait par l'étude de ce qu'on appelle la « courbe de lumière » de l'astéroïde - en analysant comment la lumière émise par l'objet observé change d'intensité pour l'observateur, on peut déduire dans quelle direction l'objet tourne. Les scientifiques sont maintenant occupés à l'analyse des données d'OSIRIS pour construire la courbe de lumière de Lutetia.
Ayant terminé les observations de Lutetia, Rosetta est maintenant prête pour la prochaine étape importante de la mission : le basculement par la planète Mars. Fin février, l'énergie gravitationnelle de la planète rouge sera employée par le vaisseau spatial pour recevoir une accélération et ensuite une poussée, comme une pierre dans une fronde, sur une trajectoire vers la Terre pour la manoeuvre suivante d'assistance gravitationnelle en Novembre 2007.
En attendant, Rosetta continue de fournir de nouvelles émotions comme cet incroyable vaisseau spatial, voyageant à travers le Système solaire comme une « boule de billard » cosmique, rassemble des données et des images des objets sur son chemin.
L'astéroïde 2867 Steins sera de nouveau visité par Rosetta le 05 Septembre 2008 depuis une distance d'un peu plus de 1700 kilomètres. Cette rencontre aura lieu à une vitesse relativement réduite d'environ 9 kilomètres par seconde pendant la première excursion de Rosetta dans la ceinture d'astéroïdes. Le 10 Juillet 2010 Rosetta fera sa deuxième visite à l'astéroïde 21 Lutetia, passant à moins de 3000 kilomètres de lui, à une vitesse d'environ 15 kilomètres par seconde.
Rosetta recueillera des données uniques au cours du survol de ces roches primordiales. Ses instruments à bord fourniront des informations sur la masse et la densité des astéroïdes, de ce fait nous en diront davantage au sujet de leur composition, et mesureront également leur température en surface et regarderont le gaz et la poussière autour d'eux.
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Effet de refroidissement inattendu dans l'atmosphère supérieure de Saturne
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Des chercheurs de l'UCL (University College London), avec des collègues de l'Université de Boston, ont constaté que la température plus chaude que prévue de l'atmosphère supérieure de Saturne - et que d'autres planètes géantes - n'est pas due au même mécanisme qui réchauffe l'atmosphère autour des aurores boréales de la Terre. Le résultat des recherches rapporté dans Nature (le 25 janvier) élimine ainsi une théorie de longue date.
Un calcul simple pour donner la température prévue de l'atmosphère supérieure d'une planète compense la quantité de lumière du Soleil absorbée par l'énergie perdue vers l'atmosphère inférieure. Mais les valeurs calculées ne correspondent pas aux observations réelles des géantes gazeuses : elles sont systématiquement beaucoup plus chaudes.
On l'a longtemps pensé que le coupable se cachant derrière le processus de réchauffement était l'ionosphère, étant actionné par le champ magnétique de la planète, ou magnétosphère. En utilisant des modèles numériques de l'atmosphère de Saturne les chercheurs ont constaté que les effets nets des vents envoyés par les apports d'énergie polaires ne sont pas de réchauffer l'atmosphère mais en fait de la refroidir.
Le professeur Alan Aylward (UCL Department of Physics & Astronomy), un des auteurs de l'étude, explique : « Les aurores ont été étudiées pendant plus de cent années, pourtant notre découverte nous rappelle les premiers principes. Nous devons examiner à nouveau nos hypothèses de base sur les atmosphères planétaires et ce qui cause le réchauffement observé. »
« Etudier ce qui se produit sur des planètes telles que Saturne nous donne une vision dans ce qui se produit plus près chez nous. Les planètes peuvent perdre leurs atmosphères comme nous le voyons avec Mars. Comprenons-nous complètement comment ceci se produit ? Y a-t-il des mécanismes réchauffant le gaz et le faisant s'échapper que nous ne comprenons pas encore entièrement ? En étudiant ce qui se produit dans d'autres atmosphères nous pouvons trouver des indices sur le futur de la Terre. »
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Comète C/2007 B2 (Skiff)
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Une nouvelle comète a été découverte le 23 Janvier 2007 par Brian Skiff (Lowell Observatory) via le programme de surveillance LONEOS, et confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 B2 (Skiff) indiquent un passage au périhélie le 11 Octobre 2008 à une distance de 2,6 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 20 Août 2008 à une distance de 2,9 UA du Soleil.
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Comètes SOHO : C/2006 U14, U15, U16, V2, V3, V4, 206 V5, V6, V7
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Neuf nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-B37 et MPEC 2007-B38.
C/2006 U14 (SOHO) (Hua Su) C/2006 U15 (SOHO) (Luciano Cane) C/2006 U16 (SOHO) (Tao Chen, Rainer Kracht)
C/2006 V2 (SOHO) (John Sachs) C/2006 V3 (SOHO) (Hua Su) C/2006 V4 (SOHO) (Hua Su) C/2006 V5 (SOHO) (T Hoffman) C/2006 V6 (SOHO) (Hua Su) C/2006 V7 (SOHO) (Hua Su)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz. |
Mission CASSINI-HUYGENS
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Titan Dunes over Possible Craters (T23) Publiée le 24 Janvier 2007
Cette image radar des dunes de Titan est particulière parce qu'elle pourrait montrer une relation d'époque entre différents types de caractérisques à la surface de ce monde glacial.
Prise lors d'un survol de Titan le 13 Janvier 2007, l'imaGe montre trois sortes de terrain. Dans toute l'image, le fin revêtement a été identifié comme des dunes, probablement faites de matière organique et formées par l'action du vent. Les dunes sont des reliefs courants sur Titan. La matière brillante en bas à droite de l'image est interprétée comme étant topographiquement plus haute que les dunes qui l'entourent, et plusieurs caractéristiques circulaires vues au centre en haut peuvent être des cratères qui ont été lentement ensevelis par les dunes. Puisque les dunes semblent se tenir au-dessus des cratères, l'action des dunes est probablement survenue à une époque plus tardive. |
Le jet-stream de Titan
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Deux alignements célestes rares qui se sont produits en Novembre 2003 ont aidé une équipe internationale d'astronomes à étudier le monde lointain de Titan. En particulier, les alignements ont aidé à valider le modèle atmosphérique utilisé pour concevoir la trajectoire d'entrée pour la sonde Huygens de l'ESA.
Maintenant les résultats uniques aident à replacer la descente de Huygens dans un contexte global, et à étudier les couches supérieures de l'atmosphère de Titan.
De temps en temps, Titan passe directement devant une étoile lointaine. Quand c'est ainsi, la lumière de l'étoile est cachée. Puisque Titan a une atmosphère épaisse, la lumière ne "s'éteint" pas immédiatement. Au lieu de cela, elle diminue graduellement pendant que les couches de l'atmosphère glissent devant l'étoile. La façon dont la lumière diminue renseigne les astronomes sur l'atmosphère de Titan.
La première occultation était visible juste après minuit depuis l'Océan Indien et la moitié sud de l'Afrique. La seconde pouvait être vue depuis l'ouest de l'Europe, l'Océan Atlantique, l'Amérique du Nord et l'Amérique Centrale. Des équipes d'astronomes se sont installés le long des trajets d'occultation.
Sicardy recherchait une observation en particulier. "L'atmosphère de Titans agit comme un objectif, ainsi au milieu même de l'occultation, un flash lumineux se produit," explique Sicardy. Si l'atmosphère de Titan était une couche parfaitement uniforme, le flash central serait une pointe de lumière, visible seulement au centre même de l'ombre de la planète. Cependant, en comparant les résultats de nombreux télescopes, Sicardy a constaté que le flash central est tombé à travers la Terre dans une forme triangulaire.
"C'est comme la lumière traversant un verre de l'eau et faisant des motifs lumineux sur la table. La lumière focalisée n'est pas parfaitement ronde parce que le verre n'est pas un objectif parfait," explique Sicardy. L'analyse de la forme du flash a montré que l'atmosphère de Titan était aplatie au pôle nord. C'était parce qu'à l'heure de l'occultation, le pôle sud de Titan était incliné vers le Soleil. Ceci a rechauffé l'atmosphère à cet endroit, l'entraînant à se lever et se déplacer vers le nord de la lune, où l'atmosphère s'est refroidie et est descendue vers la surface.
Il y avait une autre découverte importante que les données d'occultation ont permis à Sicardy et à son équipe de faire. Un vent de haute altitude (au-dessus de 200 kilomètres) se déplaçant rapidement soufflait autour de Titan à la latitude de 50 degrés nord. Ils ont estimé qu'il se déplaçait à 200 mètres par seconde (ou 720 kilomètres par heure) et encerclerait la planète en moins d'un jour terrestre.
"C'est comme le jet-stream sur Terre," dit Sicardy, "De plus, nous avons dit à l'équipe de Huygens de s'attendre à des quelques bosses vers 510 kilomètres d'altitude, due à une faible et soudaine variation de la température."
En effet, Huygens a été secoué avec exactitude par une telle couche pendant son entrée du 14 Janvier 2005. "Une inversion de la température a été en effet détectée par les accéléromètres pendant l'entrée à cette altitude même" note Jean-Pierre Lebreton, scientifique du projet Huygens.
Le travail ne s'arrête pas là. Bien que la descente de Huygens ait eu lieu il y a presque deux ans, la compréhension de ses données continue à fournir des clés essentielles sur Titan.
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La première image de COROT
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Après sa mise en orbite, une série de tests ont été effectués sur le satellite COROT (COnvection ROtation and planetary Transits) avant l'ouverture de l'obturateur destiné à protéger l'instrument pendant les opérations de lancement. Après ouverture de l'obturateur, la première image a été réalisée et le télescope a ensuite été pointé vers les zones d'observation se situant dans la direction opposée au centre galactique, attitude qu'il conservera jusqu'au mois d'avril. Le démarrage de la mission est prévu pour début février après que les opérations de calibration de l'instrument soient effectuées.
Rappelons que les principaux laboratoires associés au CNRS qui ont participé à l'élaboration de ce satellite du CNES (Centre National d'Etudes Spatiales) sont : le LESIA (Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique) (Observatoire de Paris), le LAM (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille) (Observatoire Astronomique Marseille Provence), l'IAS (Institut d'astrophysique spatiale) (Observatoire des Sciences de l'Univers), le LATT (Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse et Tarbes) (Observatoire Midi-Pyrénées).
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Grand spectacle cométaire
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La comète McNaught, la Grande Comète de 2007, n'est plus visible pour les observateurs de l'hémisphère Nord. Elle donne toutefois un spectacle impressionnant dans le Sud, et les observateurs au Chili, en particulier à l'Observatoire de Paranal, pouvaient capturer des images étonnantes, dont une exposition faisant penser à une aurore !
La comète C/2006 P1 a été découverte en Août 2006 par Robert McNaught sur des images prises par D. M. Burton avec le télescope de 0.5-m Upsal Schmidt au cours du Siding Spring Survey (Australie). C'est l'une de 29 comètes découvertes par ce télescope depuis le début 2004 dans un projet pour rechercher systématiquement dans les cieux du sud des astéroïdes, ou des comètes, qui peuvent passer près de la Terre. A ce moment-là, la comète était seulement un objet très faible et à peine diffus, environ 50.000 fois plus faible que ce que l'oeil nu peut voir.
Cependant, pendant que la comète venait plus près du Soleil, son éclat augmentait rapidement, de façon à devenir facilement visible à l'oeil nu au début de Janvier 2007, devenant plus lumineuse que la comète Hall-Bopp et la comète West, gagnant de ce fait son titre de Grande Comète de 2007. C'est même devenu la comète la plus lumineuse en plus de 40 ans.
La comète McNaught a eu son approche au plus près du Soleil le 12 Janvier, étant bien à l'intérieur de l'orbite de Mercure, avec une distance minimum de seulement 17% de la distance moyenne Terre-Soleil. Le 13 Janvier, elle a atteint son éclat maximum quand elle était probablement plus lumineuse que Vénus.
Au début Janvier, elle était visible dans l'hémisphère Nord mais après avoir dépassé le Soleil, elle est devenue seulement visible depuis l'hémisphère Sud, entrant la constellation du Microscope (Microscopium) le 18 Janvier.
Les astronomes des observatoires de l'ESO au Chili sont idéalement placés ainsi pour apprécier le spectacle et ne veulent certainement pas le manquer. La comète montre une chevelure nette et une belle et large queue.
Le ciel de nuit devenant plus sombre, et la comète couchée, elle a révélé un éventail large qui donne aux spectateurs l'impression qu'ils sont témoins d'une aurore, quoique le phénomène est complètement différent. La structure dans la queue est probablement la marque des sursauts passés de l'activité de la comète, libérant des petites particules de poussières dont les trajectoires sont déviées par la lumière solaire.
La comète se dirige maintenant plus au sud et devrait être encore bien visible pour les observateurs de l'hémisphère Sud pendant plusieurs jours.
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Comète P/2007 B1 (Christensen)
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Eric J. Christensen a rapporté la découverte d'une nouvelle comète périodique le 17 Janvier 2007 dans le cadre du Catalina Sky Survey.
Les éléments orbitaux de la comète P/2007 B1 (Christensen) indiquent un passage au périhélie le 08 Février 2007 à une distance de 2.4 UA du Soleil, et une période de 13,5 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 19 Janvier 2007 à une distance de 2.4 UA du Soleil, et une période de 14,1 ans.
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New Horizons s'approche de Jupiter
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Bien que la cible principale du vaisseau spatial New Horizons soit Pluton et la Ceinture de Kuiper, la sonde a l'occasion de se livrer à des études scientifiques sur sa route. A commencer par Jupiter.
Le vaisseau spatial est maintenant à quelques semaines de son approche au plus près de la planète géante, où il capturera quelques images mais recevra également une poussée supplémentaire pour atteindre sa cible. New Horizons atteindra Jupiter le 28 Février 2007, passant à une distance de 2,3 millions de kilomètres du centre de la planète.
Il est prévu que New Horizons fasse 700 observations de Jupiter et de ses lunes au cours du survol. La gravitation de Jupiter accélerera New Horizons en direction de Pluton, lui donnant une vitesse aditionnelle de 14.500 km/h, ce qui propulsera le vaisseau à la vitesse de 83.000 km/h et qui lui permettra d'atteindre Pluton en 2015.
Cette image a été prise le 08 Janvier 2007, avec l'instrument LORRI (Long Range Reconnaissance Imager), lorsque le vaisseau spatial était à environ 81 millions de kilomètres de Jupiter. L'image, qui montre la Grande Tache Rouge, est l'une des 11 images prises le 08 Janvier et marque le début des opérations de rencontre entre New Horizons et Jupiter. La lune volcanique Io est également visible sur la droite de l'image.
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La comète McNaught sous le ciel austral
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La comète C/2006 P1 (McNaught) est très impressionnante dans le ciel austral. Comme le montrent les images publiées depuis les 17 et 18 Janvier, la comète arbore une magnifique queue en éventail estimée à environ 6 degrés à l'oeil nu, et à 15 degrés sur certaines photographies. Le 17 Janvier, la comète était encore visible à la magnitude -2.5, après avoir atteint une magnitude de -5 vers le 14 Janvier.
Cliquez sur les images pour accéder aux images dans leur format réel sur le site d'origine
D'autres photographies :
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Centre galactique
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L'observatoire de rayons gamma Integral a capturé le centre de notre galaxie dans un moment de rare tranquilité. Un petit nombre des sources de haute énergie les plus énergiques entourant le trou noir au centre de la galaxie se sont estompées dans un silence provisoire quand Integral a observé.
Cet événement peu courant permet aux astronomes d'explorer des objets plus faibles et peut leur donner un aperçu de la matière disparaissant dans le trou noir massif au centre de notre galaxie.
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Collision
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Une des plus grandes collisions entre astéroïdes dans le Système solaire serait responsable des pluies de météorites au Paléozoïque. Le groupe de datation d'isotopes autour du conférencier privé Dr. Mario Trieloff (Institute of Mineralogy, Heidelberg University, Allemagne) a publié une nouvelle étude. Selon Trieloff, «Un quart des météorites qui ont percuté la Terre peuvent remonter à un événement cosmique majeur survenu il y a 470 millions d'années».
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Energie sombre
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Des chercheurs du Dark Cosmology Centre de l'Université de Copenhague à l'Institut Niels Bohr ont fait un pas de plus pour comprendre de quoi l'Univers est fait. Participant à la collaboration internationale ESSENCE, ils ont observé des supernovae éloignées, certaines d'entre elles ayant émises la lumière que nous voyons aujourd'hui il y a plus de la moitié de l'âge de l'Univers. En utilisant ces supernovae, ils ont remonté l'histoire de l'expansion de l'Univers en détail et affiné notre connaissance de ce qui pourrait être la cause de la mystérieuse accélération de l'expansion de l'Univers.
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La sonde Rosetta observe l'astéroïde Steins
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La sonde Rosetta poursuit son voyage en direction de la comète Churuymov-Gerasimenko, qu'elle doit rencontrer en Août 2014. Avant cette rencontre elle doit survoler deux astéroïdes, Steins en Septembre 2008 et Lutetia en Juillet 2010, afin de les étudier. Pour effectuer ce survol dans les meilleures conditions il est indispensable de connaître les caractéristiques physiques de ces objets. Le choix des astéroïdes, qui sont très primitifs, a été effectué très rapidement du fait du report du lancement de Rosetta et depuis les chercheurs observent ces deux objets pour déterminer tous leurs paramètres.
Cette fois-ci les chercheurs ont utilisé le système OSIRIS embarqué à bord de la sonde Rosetta pour observer Steins. OSIRIS est constituée de deux caméras, et c'est la Narrow Angle Camera (NAC) qui a été utilisée pour observer l'astéroïde Steins le 11 Mars 2006. Rosetta était à cette époque à environ 1 unité astronomique (150 millions de km) de Steins et 283 images de 300 secondes de temps d'exposition chacune ont été obtenues. La période de rotation de 6 heures a été confirmée. L'astéroïde a une forme irrégulière et aurait un diamètre compris entre 4,8 et 6 kilomètres.
Il va falloir maintenant attendre le 05 Septembre 2008 pour avoir plus d'information sur cet astéroïde, lorsque la sonde Rosetta le survolera à une distance d'environ 1 700 kilomètres à une vitesse de d'environ 9 km/s.
Image ci-contre : Quatre images de l'astéroïde Steins prises avec l'instrument OSIRIS de la sonde Rosetta. Steins est entouré d'un cercle rouge. Du bas en haut les images ont été prises approximativement 5, 10 et 15 heures après la première image.
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La plus brillante comète observée par SOHO
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La comète C/2006 P1 (McNaught) est devenue la comète la plus brillante à avoir été observée par les instruments de SOHO depuis le début des opérations en 1996. Pour être juste, McNaught est la comète la plus lumineuse observée dans les 40 dernières années.
La magnitude apparente maximale exacte de la comète n'est pas encore déterminée, mais on l'estime actuellement à -5.5. Ceci la rend de plusieurs magnitudes plus brillantes que la plus lumineuse comète SOHO observée précédemment : C/2002 V1 (NEAT) d'une magnitude d'environ -0.5.
La comète C/2006 P1 (McNaught) est une comète à unique apparition sur une orbite hyperbolique, inclinée à environ 78° sur l'écliptique. Elle a été découverte par Rob McNaught le 07 Août 2006, quand la comète était encore à environ 3 UA du Soleil, ou à près de 450 millions de kilomètres. Au cours des 5 derniers mois la comète McNaught s'est fortement rapprochée du Soleil, passant par la suite à 0.17 UA lorsqu'elle a atteint le périhélie le 12 Janvier 2007.
Autour du périhélie, la proximité de la comète au Soleil a empêché qu'elle soit observable depuis la Terre. SOHO, cependant, pouvait observer la comète pendant cette période. La séquence d'images montre la comète C/2006 P1 pendant son passage dans le champ visuel de l'instrument LASCO C3 entre le 12 et le 16 Janvier 2007. LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment) est un coronographe consacré à observer la couronne du Soleil et qui utilise un disque occultant pour bloquer la lumière directe du soleil, couvrant la partie centrale sur environ 2° du champ visuel de 16° de large.
Mercure est également visible dans la séquence, se déplaçant lentement de droite à gauche, dans la partie centrale gauche de cette vue. Comme le détecteur de LASCO est construit pour étudier la couronne solaire beaucoup plus faible, la comète semble saturée, avec des raies horizontales caractéristiques s'étendant du noyau de la comète.
Ayant dépassée son périhélie, la comète C/2006 P1 (McNaught) s'éloigne encore du Soleil et deviendra de plus en plus visible pour les observateurs terrestres, en particulier dans l'hémisphère sud puisque que son orbite l'emmène maintenant vers des déclinaisons australes plus élevées. Avec l'augmentation de sa distance au Soleil, cependant, l'éclat de la comète diminuera au fil du temps.
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Amas d'étoiles les plus éloignés
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Les chercheurs Harvey Richer, professeur d'astronomie à l'UCB (University of British Columbia), et Jason Kalirai son ancien étudiant en post-doctorat aujourd'hui à l'UCSC (University of California, Santa Cruz), ont acquis une des images optiques les plus profondes prises avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) du télescope spatial Hubble, se concentrant sur un petit champ dans NGC 6397.
Dans la population d'étoiles, l'image d'Hubble a montré une grande galaxie elliptique contenant plusieurs centaines d'amas globulaires. Les chercheurs ont alors utilisé le télescope Gemini Sud au Chili pour déterminer la distance de la galaxie accueillant les amas globulaires, la plaçant à plus d'un milliard d'années-lumière, et par conséquent situant ces amas 10 fois plus loin que les amas les plus lointains observés auparavant.
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Comète P/2007 A3 (Petriew)
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La comète P/2001 Q2 (Petriew) a été observée pour son nouveau retour au périhélie par Filip Fratev (Bulgarie) le 11 Janvier 2007, à la magnitude visuelle de 16.1 et proche de la position prévue.
Les éléments orbitaux de la comète P/2007 A3 (Petriew) indiquent un passage au périhélie le 24 Février 2007 à une distance de 0.9 UA du Soleil, et une période de 5.47 ans.
La comète P/2001 Q2 (Petriew) avait été découverte par l'astronome amateur canadien Vance Petriew le 18 Août 2001 lors d'une Star Party qui se déroulait au Cypress Hills Interprovincial Park (Saskatchewan, Canada). La présence de l'objet avait été confirmée visuellement par les astronomes R. Huziak et P. Campbell, lesquels participaient également à cette manifestation.
La comète P/2001 Q2 (Petriew) a reçu la désignation définitive de 185P/Petriew
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La comète McNaught visible en plein jour
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Le 13 Janvier, de nombreux observateurs à travers le monde, parmi lesquels notre ami Guillaume Cannat, ont observé la comète McNaugth en plein jour sous un beau ciel bleu. La comète, très proche du Soleil, est toutefois délicate à trouver à l'oeil nu. Cependant, en prenant soin de masquer le Soleil derrière un mur, un bâtiment, ou pourquoi pas un panneau publicitaire, et ceci afin d'éviter tout grave accident, vous pouvez apercevoir la comète à un peu moins de 6 degrés à l'est du Soleil. Une paire de jumelles facilitera grandement son repérage mais l'utilisation de cet instrument d'observation demande une très grande prudence en raison de la proximité du Soleil. Ne prenez aucun risque !!!
ATTENTION : Une mauvaise manipulation peut avoir des conséquences néfastes pour vos yeux. Ne regardez jamais le Soleil à l'oeil nu, et encore moins avec des jumelles. La vision directe du Soleil avec des jumelles peut endommager vos yeux de façon permanente.
Si vous bénéficiez d'un beau ciel bleu, il est fort probable que la comète McNaugth sera encore visible ce dimanche 14 Janvier en raison de son incroyable éclat.
Depuis le 12 Janvier, la comète C/2006 P1 (McNaught) est visible sur les images transmises par le coronographe LASCO C3 du satellite SOHO et l'on pourra admirer le 14 son passage à moins d'un degré de Mercure, les deux astres étant alors à environ 5 degrés du Soleil.
Au plus près du Soleil, le 13 Janvier, la comète était à seulement 0.17 UA de notre Soleil, beaucoup plus près que ne l'est Mercure (0.38 UA). Quelques jours après son passage au périhélie, la comète s'offrira à la vue des observateurs situés dans l’hémisphère sud.
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Comète P/2007 A2 (Christensen)
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Une nouvelle comète a été découverte le 10 Janvier 2007 par Eric J. Christensen (Mt. Lemmon Survey). Peu de temps après la première annonce (MPEC 2007-A46), cette comète a été reliée à une découverte faite les 24 et 26 Novembre 2006 au Mt Lemmon, et répertoriée sous la désignation de 2006 WY182.
Les éléments orbitaux de la comète P/2007 A2 (Christensen) indiquent un passage au périhélie le 17 Janvier 2007 à une distance de 2.8 UA, et une période de 15,9 ans.
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Site d'atterrissage de Mars Pathfinder
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Mars Pathfinder s'est posé sur Mars le 04 Juillet 1997 et a continué de fonctionner jusqu'au 27 Septembre de cette année-là. Le site d'atterrissage se trouve sur une ancienne plaine d'écoulement des canaux d'Ares et de Tiu.
La caméra haute résolution HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) de la navette spatiale Mars Reconnaissance Orbiter a pris une image le 21 Décembre 2006 du site d'atterrissage, révélant de nouveaux détails sur la surface et la géologie de la région.
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Nouvelles brèves...
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Certaines rares étoiles anormales apparentées aux naines blanches Des astronomes ont annoncé la découverte de quantités énormes d'une variété peu commune d'oxygène dans deux types très rares d'étoiles. La conclusion suggère que l'origine de ces étoiles excentriques puisse se situer dans la physique derrière les fusions de paires d'étoiles naines blanches.
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Nuages de Magellan Le Grand Nuage de Magellan (LMC) et le Petit Nuage de Magellan (SMC) sont deux des galaxies voisines les plus proches de la Voie lactée. Toutes deux sont visibles seulement dans l'hémisphère austral. En étudiant leurs orbites, les astronomes peuvent se renseigner sur les histoires des Nuages et la structure de la Voie lactée (de son influence sur les mouvements des Nuages).
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Ecoute de l'Univers Des astronomes ont proposé une méthode améliorée pour rechercher la vie extraterrestre intelligente à l'aide des instruments comme l'un actuellement en construction en Australie. Le LFD (Low Frequency Demonstrator) du réseau MWA (Mileura Wide-Field Array), un service pour la radioastronomie, pourrait théoriquement détecter des civilisations comme celle de la Terre autour de n'importe laquelle de ces 1.000 étoiles les plus proches.
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Disque protoplanétaire dans l'environnement d'une étoile morte Les astronomes supposent généralement que les disques de poussières où se forment des planètes sont trouvées autour des jeunes étoiles dans les pépinières stellaires. Aujourd'hui, pour la première fois, un disque protoplanétaire a été trouvé dans l'environnement d'une étoile morte.
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Régions de formation d'étoiles Les nouvelles mesures de distance de haute précision par le radiotélescope VBLA (Very Long Baseline Arra) de la NSF (National Science Foundation) fournissent une avancée majeure pour les astronomes essayant de comprendre comment les étoiles se forment.
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Croissance de trous noirs Des astronomes ont découvert les plus fortes preuves trouvées à ce jour indiquant que la matière a été éjectée par un trou noir de taille moyenne, fournissant une vision de valeur sur un processus qui pourrait avoir été capital pour le développement de plus grands trous noirs dans le jeune Univers. Les scientifiques ont combiné la puissance de tous les télescopes opérationnels du NRAO (National Radio Astronomy Observatory) pour scruter à l'intérieur de la galaxie NGC 4395, située à 14 millions d'années-lumière de la Terre en direction de la constellation des Chiens de Chasse (Canes Venatici).
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STEREO/SECCHI/HI-1B aperçoit la comète McNaught
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Cette image de l'instrument de SECCHI/HI-1B sur le vaisseau spatial STEREO-B a été prise le 11 Janvier 2007, juste après l'ouverture pour la première fois de la porte couvrant l'instrument depuis le lancement de STEREO le 26 Octobre 2006. L'image est dominée par une vue spectaculaire de la comète C/2006 P1 (McNaught).
Le champ visuel de l'instrument HI est centré à environ 14 degrés de centre du Soleil et est de 20 degrés de large (l'image ci-contre est une vue en plan rapproché, et non l'image complète). La queue de la comète est d'approximativement 7 degrés de long et montre de multiples raies. La chevelure sature l'image même au temps d'exposition le plus court de 1 seconde.
Crédit : SECCHI/HI (NRL, UB, RAL, CSL)
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La comète surprise !!!
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Il y a quelques semaines encore, personne ne se doutait que la comète C/2006 P1 (McNaught) découverte le 07 Août 2006 par Rob H. McNaught (Siding Spring) allait nous offrir un si beau spectacle. Bien plus brillante que prévu initialement, à l'approche de son passage au près du Soleil, la comète était visible aussi bien dans les lueurs matinales qu'au coucher du Soleil. Située à seulement quelques degrés sur l'horizon et visible pendant près d'une heure au crépuscule, C/2006 P1 (McNaught) s'est révélée être l'une des très bonnes surprises de ce début d'année, rivalisant d'éclat pendant quelques jours avec la célèbre comète Hale-Bopp observée en 1997.
De nombreux observateurs ont déjà eu l'occasion de l'observer. Une comète bien brillante, arborant une superbe queue et visible à l'oeil nu dans les lueurs crépusculaires, est un spectacle tellement rare qu'il serait dommage de s'en priver.
A la limite de la visibilité à l'oeil nu il y a encore une semaine, son éclat n'a cessé d'augmenté au fil des jours et C/2006 P1 (McNaught) est devenue rapidement visible à l'oeil nu. Si celle-ci n'est pratiquement plus visible le matin sous nos latitudes, elle reste observable dès le coucher du Soleil, mais très basse sur l'horizon. Un horizon très dégagé est donc indispensable pour voir cette comète à l'oeil nu ou aux jumelles pour mieux admirer la superbe queue qu'elle développe.
En raison de sa position, elle se couche maintenant moins d'une heure après le Soleil. Relativement proche angulairement de notre étoile, il est préférable d'attendre que le Soleil soit sous l'horizon pour observer cette belle comète sans prendre trop de risque pour les yeux. Cela ne laisse que très peu de temps pour profiter de ce tableau inhabituel se déroulant dans les lueurs colorées du crépuscule naissant.
Encore visible aujourd’hui et demain, elle se trouvera par la suite trop près du Soleil. Dès le 12 Janvier, la comète C/2006 P1 (McNaught) sera visible sur les images transmises par le coronographe LASCO C3 du satellite SOHO et l'on pourra admirer le 14 son passage à moins d'un degré de Mercure, les deux astres étant alors à environ 5 degrés du Soleil.
Au plus près du Soleil, le 13 Janvier, la comète sera à seulement 0.17 UA de notre Soleil, beaucoup plus près que ne l'est Mercure (0.38 UA). Quelques jours après son passage au périhélie, la comète s'offrira à la vue des observateurs situés dans l’hémisphère sud.
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Comète C/2007 A1 (Lovas)
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La comète P/1986 W1 (= 1986 XIII = 1986p) répertoriée également comme D/Lovas 2 (1986 W1) a été redécouverte accidentellement sur les images du Catalina Sky Survey prises avec le télescope Schmidt de 0,68 mètres le 09 Janvier 2007 par R. A. Kowalski. Des images de confirmation ont été obtenues par E. J. Christensen (Mt. Lemmon). Après publication sur la page de demande de confirmation, de nombreux autres observateurs ont confirmé la redécouverte. La correction aux prévisions de S. Nakano est de Delta(T) = +18.6 jours.
La comète D/Lovas 2 (1986 W1) avait été découverte le 28 Novembre 1986 par le hongrois Lovas, mais n'avait pas observée lors de ses retours au périhélie de Juin 1993 et Mars 2000.
Les éléments orbitaux de la comète C/2007 A1 (Lovas) indiquent un passage au périhélie le 12 Décembre 2006 à une distance de 1.4 UA du Soleil, et une période de 6,62 ans.
La comète C/2007 A1 (Lovas) a reçu la désignation définitive de 184P/Lovas
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Une durée de vie courte pour les amas ouverts d'étoiles
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Des astronomes, au moyen du télescope spatial Hubble, ont trouvé que les jeunes nurseries stellaires, appelées amas ouverts d'étoiles, ont de très courtes vies.
Ceci est glané lors de nouvelles observations par l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble qui a été utilisé pour faire une recherche d'étoiles bleues éjectées de leur amas ouvert "nid" dans la galaxie voisine connue sous le nom de NGC 1313.
Une équipe dirigée par Anne Pellerin (Space Telescope Science Institute) a utilisé Hubble pour observer la galaxie spirale barrée NGC 1313 et a constaté qu'un grand nombre de jeunes étoiles massives bleues (Type B) ne sont pas associées avec d'autres amas compacts d'étoiles. Les étoiles B s'éteignent rapidement en raison de la vitesse rapide à laquelle elles épuisent l'hydrogène qui leur sert de carburant.
Puisque les étoiles B ont des vies très courtes (quelques dizaines de millions d'années), la présence d'un grand nombre d'étoiles massives de type B suggère aux astronomes que les amas d'étoiles peuvent se dissoudre très rapidement, dans un délai de 25 millions d'années. C'est bref comparé à la durée de vie de la galaxie, qui est mesurée en milliards d'années.
La désintégration rapide des amas ouverts est renforcée par le fait que l'équipe a constaté que les étoiles B sont sensiblement plus étalées dans la galaxie que même les plus massives de type O. Les étoiles O sont aussi de courte durée (quelques million d'années ou même moins), elles éclatent en supernovae avant qu'elles puissent être dispersées en dehors de l'amas.
En fait, les explosions de supernovae d'étoiles O pourraient être la raison de la désintégration rapide d'un amas, selon les chercheurs. Les supernovae sont capables de souffler au dehors la poussière résiduelle et le gaz d'une étoile en formation à l'intérieur d'un amas. Ceci pourrait brusquement laisser un amas ouvert avec trop peu de masse pour tenir gravitationellement pendant très longtemps. Dans ce scénario, les amas d'étoiles dérivent comme d'autres étoiles en fonction de l'attraction gravitationnelle agissant sur elle dans la galaxie.
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Comète C/2006 XA1 (LINEAR)
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Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert par le télescope de surveillance LINEAR le 09 Décembre 2006 a révélé sa nature cométaire lors d'observations ultérieures.
Les éléments orbitaux de la comète C/2006 XA1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 21 Juillet 2007 à une distance de 1.8 UA du Soleil.
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Echo de lumière
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La grande image montre une vue de Chandra du milieu de la Voie lactée, avec Sagittarius A* noté. Les images plus petites montrent des plans rapprochés de la région marquée par des ellipses. De clairs changements dans les formes et l'éclat des nuages de gaz sont vus entre les 3 différentes observations en 2002, 2004 et 2005. Ce comportement est conforme aux prévisions théoriques pour un écho de lumière produit par Sagittarius A* et aide à éliminer d'autres interprétations.
Bien que les principaux rayons X du sursaut auraient atteint la Terre il y a environ 50 ans, avant que les observatoires de rayons X soient en place pour les voir, les rayons X refléchis ont pris un chemin plus long et sont arrivés à temps pour être enregistrés par Chandra.
Les nuages du gaz décrits dans l'image luisent par un processus appelé fluorescence. Le fer dans ces nuages a été bombardé soit par les rayons X d'une source qui a eu un sursaut dans le passé soit par des électrons très énergiques.
La détection de la variabilité dans ces nuages de gaz fluorescent élimine la possibilité qu'ils ont été bombardés par des électrons énergiques. Elle aide également à éliminer d'autres explications pour l'émission de rayons X, y compris la possibilité que les nuages de gaz soient les restes d'étoiles éclatées ou que l'écho de lumière ne provienne pas de Sagittarius A* mais d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir attirant la matière d'un compagnon binaire.
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Les restes de la supernova de Kepler
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Il y a 400 ans, les observateurs de ciel -- dont le célèbre astronome Johannes Kepler -- ont noté un nouvel objet lumineux dans le ciel nocturne. Puisque le télescope n'avait pas été encore inventé, seul l'oeil nu pouvait être employé pour voir une nouvelle étoile, qui était initialement plus lumineuse que Jupiter, s'estomper au fil des semaines.
La dernière image de Chandra marque une nouvelle phase dans la compréhension de l'objet maintenant connu sous le nom de reste de la supernova de Kepler. En combinant presque neuf jours d'observations de Chandra, les astronomes ont produit une image en rayons X avec des détails sans précédent d'une des plus lumineuses supernovae enregistrées dans la galaxie de la Voie lactée.
L'explosion de l'étoile qui a créé le reste de Kepler a soufflé les restes stellaires dans l'espace, réchauffant les gaz à des millions de degrés et produisant des particules fortement activées. Une abondante lumière de rayons X, comme celle rayonnant de nombreux restes de supernova, a été produite.
Les astronomes ont étudié Kepler intensivement au cours des trois dernières décennies avec des radiotélescopes, des télescopes optiques ou de rayons X, mais son origine demeurait un puzzle. D'une part, la présence de grandes quantités de fer et l'absence d'une étoile à neutrons dicernable désignait une supernova de Type Ia. Ces événements se produisent quand une étoile naine blanche attire la matière d'un compagnon en orbite jusqu'à ce que la naine blanche devienne instable et soit détruite par une explosion thermonucléaire.
D'autre part, lorsque le reste de supernova est vu en lumière optique, il semble être en expansion dans de la matière dense qui est riche en azote. Ceci suggérerait que Kepler appartienne à un type différent de supernova (connu sous le nom de "Type II") qui est créée de l'effondrement d'une unique étoile massive qui déverse de la matière avant d'éclater. Les supernovae de Type Ia n'ont normalement pas de tels environnements.
Une équipe d'astronomes, dirigée par Stephen Reynolds (North Carolina State University, Raleigh, N.C.), a pu utiliser l'ensemble des données de Chandra pour aborder ce mystère. En comparant les quantités relatives d'atomes d'oxygène et de fer dans la supernova, les scientifiques ont pu déterminer que Kepler résultait d'un Type Ia de supernova.
En résolvant le mystère de l'identité de Kepler, Reynolds et son équipe ont également donné une explication pour la matière dense dans le reste. Kepler pourrait être l'exemple le plus proche d'un type relativement rare d'explosion "rapide" de Type Ia, qui se produit dans de plus massifs ancêtres seulement environ 100 millions d'années après que l'étoile se soit formée au lieu de plusieurs milliard d'années après. Si c'est le cas, Kepler pourrait en apprendre plus aux astronomes sur toutes les supernovae de Type Ia et sur les façons dont les explosions rapides d'étoiles massives diffèrent de leurs cousines plus communes associées à des étoiles de plus faible masse. Cette information est essentielle pour améliorer la fiabilité de l'utilisation des étoiles de Type Ia comme "bougies standard" pour les études cosmologiques de l'énergie sombre ainsi que pour comprendre leur rôle comme source de la majeure partie du fer dans l'Univers.
Dans la nouvelle image de Chandra de Kepler, le rouge représente les rayons X de basse énergie et montre la matière autour de l'étoile -- dominée par l'oxygène -- qui a été réchauffée par une vague du souffle de l'explosion de l'étoile. La couleur jaune montre les rayons X d'énergie légèrement plus élevée, la plupart du fer formé dans la supernova, alors que le vert (rayons X d'énergie moyenne) montre d'autres éléments de l'étoile éclatée. La couleur bleue représente les rayons X de l'énergie la plus élevée et montre un front de choc produit par l'explosion.
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Une supernova dans un berceau d'étoiles
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Cette image de la Nébuleuse de l'Aigle à 24 microns pose une énigme. Deux chercheurs de l'IAS travaillant sur ce projet avec leurs collaborateurs du Spitzer Science Center proposent une explication. La coquille révélerait la mort récente (2000 ans) d'une des étoiles de la nébuleuse dans une explosion de supernova. Une puissante onde de choc se propagerait vers le nuage chauffant à son passage les poussières interstellaires qu'elle rencontre. Si cette interprétation est correcte, la supernova de l'Aigle est la première à être découverte en infrarouge. Elle serait avec la nébuleuse du Crabe l'explosion la plus proche du Soleil a avoir eu lieu dans des temps historiques.
Cette découverte conduit les chercheurs à
reconsidérer l'origine des piliers de gaz et poussières
qui caractérisent cette Nébuleuse. Ils auraient déjà
été touchés par l'onde de choc dont l'action
plus que celle du rayonnement expliquerait la structure peu commune.
Elle relie la formation d'étoiles observée aujourd'hui
dans la Nébuleuse de l'Aigle à l'origine du Système
solaire où l'on retrouve des produits de désintégration
d'éléments radioactifs qui ne peuvent avoir été
synthétisés que par une supernova. Les piliers seront
vraisemblablement rapidement détruits par le choc mais la
formation d'étoiles et de leurs systèmes planétaires
devrait se poursuivre là où elle est déjà
engagée.
Ce travail vient d'être présenté à l'assemblée annuelle de l'American Astronomical Society par Nicolas Flagey étudiant de l'Université Paris-Sud, doctorant à l'Institut d'Astrophysique Spatiale.
Le télescope spatial Spitzer de la NASA poursuit après l'observatoire de l'ESA ISO l'exploration du ciel infrarouge avec un champ de vue plus grand permettant de réaliser de grands relevés du ciel. Un bout de la coquille avait été observé par ISO. Cette émission avait été repérée comme particulière par les chercheurs qui avaient analysé ces données. Mais l'absence d'observations dans l'infrarouge lointain permettant de mesurer la température des poussières et la vue seulement partielle les avaient empêchés de proposer une interprétation.
NASA/JPL-Caltech/N. Flagey (IAS/SSC) & A. Noriega-Crespo (SSC/Caltech)
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Nouvelles brèves...
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Quasar triple Bien qu'environ 100.000 quasars et douzaines de doubles quasars ont été observés ces dernières années, la découverte par des scientifiques du Caltech (California Institute of Technology) et de l'Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL) en Suisse, est la première impliquant des quasars de trois galaxies relativement proches.
Le quasar lointain appelé LBQS 1429-008 a été découvert en 1989 par des astronomes de Cambridge en Angleterre. Des astronomes, dirigés par Dr. Paul Hewett (Cambridge's Institute of Astronomy), ont également trouvé un quasar plus faible dans le même secteur. Toutefois, Hewett et ses collègues ont d'abord cru que le deuxième quasar était dû à un effet de lentille gravitationnelle. Ce concept, suggéré par Albert Einstein dans sa théorie de relativité, implique une grande masse comme un amas des galaxies qui peut provoquer le dédoublement d'une image de lumière, créant essentiellement une image double. Mais les recherches au cours des années passées ont incité les astronomes à proposer que la trouvaille était réellement une paire de quasars proches. Et puis un troisième, encore plus faible, a été trouvé au moyens des observations d'un des télescopes jumeaux Keck de 10 mètres combiné avec des mesures du télescope VLT de 8 mètres de l'ESO situé au Chili.
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Pulsar de la Nébuleuse du Crabe L'analyse détaillé de l'émission du pulsar de la nébuleuse du Crabe, au moyen du radiotélescope Arecibo de Porto Rico, montre des asymétries et conduit les scientifiques à spéculer que la nébuleuse pourrait être le premier objet cosmique à posséder trois pôles magnétiques.
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Vie sur Mars Les deux sondes Viking de la Nasa pourraient avoir découvert et détruit par ignorance des organismes martiens lors de leur mission d'exploration il y a trois décennies, selon des astrobiologistes.
"Je pense que les résultats des missions Viking ont été un peu négligés au cours des dix dernières années", a expliqué Dirk Schulze-Makuch dans une présentation faite ce week-end devant la conférence de la Société Astronomique américaine qui se tient jusqu'à mercredi à Seattle (Etat de Washington, nord ouest).
Ce chercheur et son collègue Joop Houtkooper de l'Université Justus-Liebig à Giessen en Allemagne partent de l'hypothèse que Mars abrite des micro-organismes qui utilisent un mélange d'eau et de peroxyde d'hydrogène (H2O2), un puissant oxydent, comme fluide interne.
Ces deux astrobiologistes relèvent également que les expérimentations utilisées par les scientifiques de la mission Viking pourraient avoir détruit les micro-organismes martiens.
Les scientifiques qui travaillaient sur les sondes Viking dans les années 70 ne cherchaient pas des micro-organismes dépendant de H202 car à cette époque-là personne ne savaient qu'ils pouvaient exister.
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Formation des planètes géantes Les planètes géantes gazeuses comme Jupiter et Saturne se forment peu après leurs étoiles, selon une nouvelle recherche. Les observations du télescope spatial Spitzer prouvent que les géants de gaz se forment dans les 10 premiers millions d'années de vie d'une étoile comme le Soleil, ou pas du tout.
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Bulbes de galaxies Fisher et son collègue Niv Drory (Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik) ont étudié les images d'archives de 40 galaxies, situées à environ 150 millions d'années-lumière, du télescope spatial Hubble et du SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Les images d'archives d'Hubble étaient du coeur même - le bulbe - de ces galaxies. Les images du SDSS ont fourni une vue des mêmes galaxies dans leur intégralité - fournissant des informations sur le bulbe dans son contexte. Fisher et Drory constatent que les propriétés globales des galaxies sont étroitement couplées au type de bulbe qu'une galaxie contient, même lorsque le bulbe compte pour seulement quelques pour cent de la masse de la galaxie. Les bulbes classiques sont le résultat de fusions, selon Fisher.
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Quasars Les astronomes croient maintenant que les quasars sont de jeunes galaxies alimentées par des trous noirs supermassifs en leurs centres. Ces trous noirs peuvent être des millions ou des milliards de fois plus massifs que notre Soleil. Récemment, Wilhite et d'autres chercheurs de l'Université de l'Illinois et de la NCSA ont constaté que cette variabilité est liée aussi bien à la masse du trou noir au centre du quasar, qu'à l'efficacité du quasar à convertir l'énergie potentielle de la gravité en énergie lumineuse. En utilisant des données obtenues par le SDSS (Sloan Digital Sky Survey), les chercheurs ont surveillé l'éclat et ont estimé la masse centrale de trou noir de plus de 2.500 quasars, observés sur une période de quatre ans. Ils ont constaté que, pour un éclat donné, les quasars avec des masses de grand trou noir sont plus variables que ceux avec des masses de faible trou noir.
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Andromède plus grande que prévu Les astronomes ont trouvé un énorme halo d'étoiles en limite de la galaxie d'Andromède et se prolongeant au loin au-delà du disque en spirale vu dans les images de la célèbre galaxie, notre plus proche voisine galactique. La découverte, rapportée lors de la réunion de la Société Astronomique Américaine à Seattle, suggère qu'Andromède n'est pas moins de cinq fois plus grande que les astronomes pensaient auparavant.
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Lentilles gravitationnelles La découverte d'une nouvelle classe de lentilles gravitationnelles, les groupes de galaxies, par une équipe internationale d'astronomes en utilisant l'étude CFHTLS (Canada-France-Hawaii Legacy Survey), vient 20 ans après la publication en Janvier 1987 de la première image d'un arc gravitationnel, faite également au CFHT avec une des premières caméras CCD en fonction dans un observatoire. Cette découverte d'arcs gravitationnels au centre des groupes de galaxies est une étape importante dans notre compréhension des structures à grande échelle de l'Univers. Ces nouveaux résultats permettront une meilleure compréhension de la distribution de la matière sombre et des mécanismes de formation des groupes de galaxies, structures intermédiaires dans la masse entre les galaxies et les amas des galaxies.
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Trous noirs supermassifs Des astronomes ont trouvé la preuve d'un trou noir supermassif au coeur d'une galaxie elliptique naine à environ 54 millions d'années-lumière de la galaxie de la Voie lactée où la Terre réside. C'est seulement la deuxième fois que l'on dicerne un trou noir supermassif dans une galaxie naine, et seulement la troisième fois que les astronomes observent un noyau double au coeur d'une galaxie, selon Victor P. Debattista (University of Washington). La galaxie, appelée VCC128, se situe dans l'Amas de la Vierge et est d'environ un pour cent de la taille de la Voie lactée.
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Systèmes binaires Des astronomes ont utilisé le radiotélescope VLA (Very Large Array (VLA) de la NSF (National Science Foundation) pour imager en détail un jeune système d'étoiles multiples, apportant des indices importants sur la façon dont de tels systèmes se sont formés. La plupart des étoiles de la taille du Soleil ou plus grandes dans l'Univers ne sont pas seules, comme notre Soleil, mais sont des membres de systèmes binaires d'étoiles. Les astronomes sont divisés sur la façon dont de tels systèmes peuvent se former, produisant des modèles théoriques concurrents pour ce processus.
Les modèles théoriques populaires pour la formation de système multiples d'étoiles sont, premièrement, que les deux proto-étoiles et leurs disques de poussières proviennent de la fragmentation d'un plus grand disque , et, deuxièmement, que les proto-étoiles se forment indépendamment et que l'une capture l'autre dans une orbite commune.
Les données obtenues avec le VLA suggèrent qu'il pourrait y avoir plus d'une manière de former un système multiple d'étoiles.
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Nébuleuses planétaires Une équipe d'astronomes a trouvé des centaines d'objets rougeoyants colorés, des nébuleuses planétaires, qui pourraient aider à résoudre un problème comptable cosmique : pourquoi la matière de certaines vieilles étoiles semble disparaître.
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Champs magnétiques intenses Les astronomes étudiant les étoiles binaires fortement énergique appelées "polaires", ont obtenu la première preuve d'observation que les champs magnétiques intenses produits par la composante naine blanche peuvent induire des éclats, des taches solaires et toute autre activité explosive dans son partenaire.
Les "polaires" sont des systèmes binaires se composant d'une naine blanche (une vieille étoiles avec une masse de la moitié de celle de notre Soleil mais d'un diamètre approximativement égal à celui de la Terre) et d'un objet stellaire rouge, très froid, et de faible masse. Les deux étoiles sont emprisonnées dans une orbite proche (moins que le diamètre du Soleil), complétant une orbite en seulement 80 à 180 minutes. Une caractéristique spéciale de ces systèmes est que la naine blanche contient un champ magnétique très fort de l'ordre de 13 à 66 millions de gauss (13-66 mégagauss).
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Composition chimique Une étude publiée dans l'édition de cette semaine d'Astrophysical Journal Letters, dirigée par Jacob Bean, un étudiant diplômé de l'Université du Texas à Austin, avec les scientifiques Michael Endl et Fritz Benedict, apporte de nouvelles vues sur la façon dont les planètes se forment autour des étoiles les plus nombreuses dans notre galaxie de la Voie lactée. Le travail de Bean prouve que la composition chimique des étoiles "naines rouges" avec des planètes en orbite est différente de la plupart des étoiles comme le Soleil qui hébergent des planètes - et indique que les astronomes doivent prendre en considération la composition chimique dans leurs recherches de planètes autour de ces étoiles.
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Jeunes étoiles dans une galaxie voisine
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Cette nouvelle image prise avec le télescope spatial Hubble représente des brillantes étoiles bleues nouvellement formées qui soufflent une cavité dans le centre d'une région de formation d'étoiles dans le petit nuage de Magellan.
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Etoile hypergéante
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En utilisant le télescope spatial Hubble et le W.M. Keck Observatory, les astronomes ont appris que le flot gazeux provenant d'une des plus lumineuses étoiles géantes dans le ciel est plus complexe qu'on le pensait à l'origine.
Les sursauts d'activité sont de VY Canis Majoris, une étoile rouge supergéante qui est également classifiée comme une hypergéante en raison de sa luminosité très élevée. Les éruptions ont formé des boucles, des arcs, et des noeuds de matières se déplaçant à des vitesses diverses et dans de nombreuses directions différentes. L'étoile a connu beaucoup de sursauts d'activité au cours des 1.000 dernières années à l'approche de sa fin de vie.
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La comète C/2006 P1 (McNaught) visible matin et soir
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De par sa position, la comète C/2006 P1 (McNaught) est actuellement visible aussi bien dans les lueurs matinales qu'au coucher du Soleil. Parce que la comète est très proche du Soleil, elle est seulement visible un court moment avant le lever ou après le coucher du Soleil et se tient à seulement quelques degrés au-dessus de l'horizon. La comète est bien plus brillante que prévu.
Le matin, C/2006 P1 (McNaught) est repérable au sud-est à la droite et un peu plus bas qu'Altaïr. En soirée, c'est à mi-chemin entre l'ouest et l'ouest-sud-ouest qu'il faut rechercher la comète qui se trouve un peu plus bas et à la droite de Vénus.
Au plus près du Soleil, le 13 Janvier, la comète sera à seulement 0.17 UA de notre Soleil, beaucoup plus près que ne l'est Mercure (0.38 UA). Dès le 12 Janvier, la comète C/2006 P1 (McNaught) sera visible sur les images transmises par le coronographe LASCO C3 du satellite SOHO et l'on pourra admirer le 14 son passage à moins d'un degré de Mercure, les deux astres étant alors à une élongation d'environ 5 degrés du Soleil.
Date Geo R.A. Geo Dec Distance R (AU) El ° Mag 08 janv. 2007 19h 17m 14.2s -08° 21' 33" 1.0539 0.2576 14.0 0.2 09 janv. 2007 19h 24m 04.9s -09° 01' 58" 1.0095 0.2306 13.2 -0.3 10 janv. 2007 19h 31m 28.8s -10° 04' 36" 0.9648 0.2064 12.1 -0.9 11 janv. 2007 19h 39m 22.9s -11° 37' 49" 0.9213 0.1868 10.6 -1.5 12 janv. 2007 19h 47m 35.8s -13° 49' 21" 0.8817 0.1742 8.7 -1.9 13 janv. 2007 19h 55m 45.5s -16° 40' 53" 0.8497 0.1709 6.7 -2.0 14 janv. 2007 20h 03m 26.4s -20° 02' 52" 0.8282 0.1774 5.4 -1.9 15 janv. 2007 20h 10m 21.4s -23° 37' 23" 0.8180 0.1926 6.3 -1.6 16 janv. 2007 20h 16m 27.2s -27° 07' 20" 0.8179 0.2139 8.6 -1.1 17 janv. 2007 20h 21m 49.8s -30° 22' 13" 0.8254 0.2392 11.4 -0.6 18 janv. 2007 20h 26m 37.5s -33° 17' 49" 0.8383 0.2667 14.1 -0.1 19 janv. 2007 20h 30m 58.3s -35° 53' 44" 0.8550 0.2954 16.7 0.4 20 janv. 2007 20h 34m 58.2s -38° 11' 23" 0.8741 0.3247 19.0 0.8
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Matière sombre en 3D
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Une équipe internationale d'astronomes à l'aide du télescope spatial Hubble a créé une carte tridimensionnelle qui fournit le première vision directe de la distribution à grande échelle de la matière sombre dans l'Univers.
Première carte tridimensionnelle de la distribution de la matière noire dans l'Univers
Pour les astronomes, cartographier la répartition de la masse dans l'Univers à partir de sa composante lumineuse est un défi considérable ; un exercice aussi compliqué que de déterminer l'extension d'une ville seulement à partir de clichés aériens pris de nuit. En effet, la matière lumineuse (étoiles, galaxies, gaz ionisé) ne représente seulement qu'un sixième de toute la matière dans l'Univers. Le reste est invisible et composé notamment de cette mystérieuse matière appelée la matière noire.
Néanmoins, malgré la complexité de la tâche, une cartographie tridimensionnelle de l'ensemble de la masse, lumineuse et matière noire, a pu être réalisée pour la première fois dans le champ COSMOS. Une équipe internationale d'astronomes a réalisé cet exploit en utilisant l'effet de lentille gravitationnelle pour mesurer la distribution à grande échelle de la matière. Cette nouvelle carte apporte un gain d'information comparable à ce qu'apportent des clichés d'une ville de jour plutôt que de nuit pour en voir tous les moindres détails.
La carte de la matière noire a été construite en mesurant la forme d'un demi-million de galaxies lointaines. Pour nous atteindre, leur lumière a dû traverser des "champs" de matière noire et les faisceaux de lumière ont été légèrement déformés. Ce phénomène est une conséquence directe de la théorie de la relativité générale d'Albert Einstein qui prédit que la présence importante de masse déforme localement l'Espace-Temps. En conséquence, la trajectoire de particules passant au voisinage de cette concentration de masse est déviée. Les photons, particules associées au rayonnement électromagnétique, n'échappent pas à cette règle. La déformation observée sur les formes des galaxies a donc été employée pour reconstruire la distribution de la masse intervenant le long de la ligne de visée.
"Cartographier la distribution de la matière noire dans l'espace et le temps est fondamental pour comprendre comment les galaxies se sont développées et regroupées au cours du temps . Les résultats obtenus grâce au sondage COSMOS semblent conformes aux théories standard de la formation des grandes structures de l'Univers." déclare Jean Paul Kneib, chercheur CNRS au Laboratoire d'Astrophysique de Marseille.
Le sondage COSMOS nous révèle ainsi une carte tridimensionnelle de la matière noire dans l'Univers et va permettre de suivre pour la première fois la relation entre la distribution de matière noire et la formation et l'évolution des galaxies. Une telle cartographie de l'Univers par effet de lentille gravitationnelle faible motive d'ores et déjà de futures missions spatiales en cours de développement. On peut donc imaginer que dans les prochaines décennies, c'est l'Univers dans son ensemble qui pourra être cartographié, probablement de manière plus détaillée encore, permettant peut-être ainsi de contraindre l'existence et la nature de l'énergie noire, force insaisissable qui accélérerait l'expansion de l'Univers.
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Disque de débris autour d'une jeune étoile
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Hubble a observé une "tempête" de particules dans un disque autour d'une jeune étoile révélant le processus par lequel les planètes se développent à partir de minuscules grains de poussières. Les particules sont aussi cotonneuses que des flocons de neige et sont approximativement dix fois plus grandes que des grains de poussières interstellaires typiques. Elles ont été détectées dans un disque entourant l'étoile AU Microscopii âgée de 12 millions d'années. L'étoile est à 32 années-lumière dans la constellation australe du Microscope (Microscopium).
Le fait que les particules soient floconneuses suggère qu'elles proviennent de beaucoup plus grands mais invisibles objets de la taille d'une boule de neige qui se sont heurtés doucement avec d'autres. Ces objets invisibles sont censés résider dans une région surnommée "anneau de naissance", envisagée en premier en 2005 par les astronomes Linda Strubbe et Eugene Chiang de l'Université de Berkeley. L'anneau est entre 6 et 7.4 milliards de kilomètres de l'étoile. Lorsque les objets plus grands se cognent l'un contre l'autre, ils libèrent des particules floconneuses qui sont propulsées à l'extérieur par la pression intense de la lumière des étoiles.
AU Microscopii est une naine rouge, l'étoile la plus commune dans notre galaxie de la Voie lactée. C'est le laboratoire parfait, par conséquent, pour étudier comment les planètes se forment autour d'étoiles ordinaires. Les naines rouges sont plus faibles, plus froides et moins massives que le Soleil.
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Une comète dans les lueurs matinales
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L'éclat de la comète C/2006 P1 (McNaught) augmente considérablement ces jours-ci à l'approche de son passage au périhélie prévu pour le 13 Janvier. Très proche angulairement du Soleil, la comète est cependant repérable pendant encore quelques jours dans les lueurs matinales avant son passage au plus près du Soleil. De nombreux observateurs ont eu l'occasion de l'observer, à la limite de la visibilité à l'oeil nu, très basse sur l'horizon. Comme sa distance angulaire continue à diminuer chaque jour d'avantage, un horizon très dégagé est indispensable pour tenter de la voir, à l'oeil nu ou aux jumelles.
Au plus près du Soleil, le 13 Janvier, la comète sera à seulement 0.17 UA de notre Soleil, beaucoup plus près que ne l'est Mercure (0.38 UA). Dès le 12 Janvier, la comète C/2006 P1 (McNaught) sera visible sur les images transmises par le coronographe LASCO C3 du satellite SOHO et l'on pourra admirer le 14 son passage à moins d'un degré de Mercure, les deux astres étant alors à une élongation d'environ 5 degrés du Soleil.
La comète C/2006 P1 (McNaught) a été découverte par R. H. McNaught (Siding Spring) le 07 Août 2006.
Date Geo R.A. Geo Dec Distance R (AU) El ° Mag 05 janv. 2007 18h 59m 39.6s -07° 35' 50" 1.1800 0.3446 15.1 5.7 06 janv. 2007 19h 05m 04.8s -07° 42' 27" 1.1394 0.3152 14.9 5.3 07 janv. 2007 19h 10m 55.2s -07° 56' 32" 1.0974 0.2860 14.5 4.8 08 janv. 2007 19h 17m 14.2s -08° 21' 23" 1.0540 0.2576 14.0 4.2 09 janv. 2007 19h 24m 04.9s -09° 01' 46" 1.0096 0.2307 13.2 3.6 10 janv. 2007 19h 31m 28.8s -10° 04' 21" 0.9649 0.2065 12.1 3.1 11 janv. 2007 19h 39m 23.0s -11° 37' 29" 0.9214 0.1869 10.6 2.5 12 janv. 2007 19h 47m 35.9s -13° 48' 57" 0.8818 0.1743 8.7 2.1 13 janv. 2007 19h 55m 45.7s -16° 40' 24" 0.8497 0.1709 6.7 2.0 14 janv. 2007 20h 03m 26.6s -20° 02' 04" 0.8282 0.1774 5.4 2.1 15 janv. 2007 20h 10m 22.0s -23° 36' 52" 0.8181 0.1925 6.3 2.4 16 janv. 2007 20h 16m 28.0s -27° 06' 51" 0.8179 0.2139 8.6 2.9 17 janv. 2007 20h 21m 50.7s -30° 21' 47" 0.8254 0.2391 11.4 3.4 18 janv. 2007 20h 26m 38.6s -33° 17' 26" 0.8383 0.2666 14.1 3.9 19 janv. 2007 20h 30m 59.5s -35° 53' 23" 0.8550 0.2954 16.6 4.4 20 janv. 2007 20h 34m 59.6s -38° 11' 05" 0.8741 0.3246 18.9 4.8
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Nouvelle classe de supernovae
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DEM L238 et DEM L249 sont deux restes de supernova dans le Grand Nuage de Magellan. Les données des observatoires de rayons X Chandra et XMM-Newton suggèrent que les étoiles responsables de ces champs de débris étaient exceptionnellement jeunes quand elles ont été détruites par les explosions thermonucléaires.
Dans une supernova de Type Ia, une naine blanche, la dense étape finale dans l'évolution d'une étoile comme le Soleil, attire tellement de masse d'une étoile compagnon en orbite qu'elle ne peut pas supporter son propre poids. L'étoile s'effondre et les températures deviennent assez élevées pour que la fusion du carbone se produise. La fusion commence dans toute la naine blanche presque simultanément et une explosion se produit.
Une caractéristique étonnante de ces images est que le fer dans les régions centrales de DEM L238 et de DEM L249 est beaucoup plus dense que dans la plupart des supernovae de Type Ia. L'explication la plus probable pour ces résultats est que les naines blanches ont éclaté dans des environnements trés denses. Ceci implique que les étoiles qui se sont transformées en naines blanches étaient plus massives que d'habitude, puisque de telles étoiles expulsent plus de gaz dans leurs environnements. Ces étoiles auraient éclaté en beaucoup moins de temps - environ 100 millions d'années - que les milliards d'années dont les supernovae de Type Ia ont besoin habituellement, comme le pensent les astronomes.
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Les lacs de Titan
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La sonde Cassini-Huygens, actuellement en orbite autour de Saturne, effectue régulièrement des survols des satellites majeurs de cette planète. Un objectif principal de cette mission conjointe NASA-ESA est notamment l'étude de Titan, le second plus gros satellite du système Solaire avec ses 5150 km de diamètre. Du fait de son atmosphère permanente, composée essentiellement d'azote et contenant du méthane ainsi que des composés organiques, la surface de Titan est invisible pour des capteurs fonctionnant dans les domaines visible et infra-rouge, à quelques rares fenêtres près. La surface du satellite a été révélée en partie par la sonde Huygens de l'ESA, qui a atterri dans une région proche de l'équateur le 14 janvier 2005 : les caméras de Huygens ont pu montrer des structures ressemblant à des réseaux de drainage et des lacs asséchés. L'instrument Radar de l'orbiteur Cassini est un système hyper-fréquences (bande Ku) qui permet d'étudier la surface de Titan à travers son atmosphère opaque. Cet instrument fonctionne en mode radiomètre, scatteromètre, altimètre et imageur SAR. C'est ce dernier mode qui permet d'observer la surface de Titan à une résolution meilleure que le kilomètre. Il a déjà permis la découverte de plusieurs structures cryo-volcaniques, de cratères d'impact et de vastes champs de dunes. Le survol T16 effectué au dessus du pôle nord de Titan le 22 juillet 2006 a révélé plus de 75 structures sombres au radar, de forme irrégulière pouvant atteindre plusieurs dizaines de kilomètres, dans une région où le méthane et l'éthane liquide sont attendus de façon abondante sur Titan. Les structures découvertes présentent clairement des morphologies lacustres et sont associés à des chenaux et des dépressions topographiques. Tout indique que ces sont là les premiers lacs extra-terrestres découverts dans notre système Solaire, confirmant qu'un cycle hydrologique actif existe sur la surface et dans l'atmosphère de Titan.
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Le trou noir va où aucun trou noir n'est allé auparavant
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Les astronomes ont trouvé un trou noir où peu pensait qu'ils pourraient jamais exister, à l'intérieur d'un amas globulaire d'étoiles. La conclusion a de larges implications pour la dynamique d'amas d'étoiles et également pour l'existence d'une nouvelle classe encore théorique de trous noirs appelés trous noirs de "masse intermédiaire".
La découverte, faite principalement avec le satellite de XMM-Newton par une équipe internationale dirigée par Tom Maccarone de l'Université de Southampton en Angleterre, est rapportée dans l'actuelle édition de Nature.
Les amas globulaires sont des paquets denses de milliers à des millions de vieilles étoiles, et beaucoup de scientifiques doutaient que les trous noirs pouvaient survivre dans un environnement si particulier. Les simulations sur ordinateur prouvent qu'un trou noir nouvellement formé pourrait s'effondrer en premier vers le centre de l'amas mais subirait rapidement un effet gravitationnel qui l'éjecterait en interagissant avec la myriade d'étoiles de l'amas.
La nouvelle conclusion fournit la première preuve convainquante que certain trou noir pourrait non seulement survivre mais se développer et s'épanouir dans les amas globulaires. Ce qui a étonné les astronomes est à quelle rapidité le trou noir a été trouvé.
"Nous nous préparions à une longue et systématique recherche de milliers d'amas globulaires avec l'espoir de trouver juste un trou noir," a indiqué Maccarone. "Mais bingo, nous en avons trouvé un dès que nous avons commencé la recherche. C'était seulement le deuxième amas globulaire que nous avons regardé."
La recherche continue à en trouver plus, note Maccarone, pourtant seul un trou noir était nécessaire pour résoudre le débat vieux de dix ans sur les trous noirs et les amas globulaires.
Les scientifiques disent qu'il y a deux classes principales de trous noirs. Des trous noirs supermassifs contenant la masse de millions à des milliards des soleils sont trouvés dans le coeur de la plupart des galaxies, y compris la nôtre. Un quasar est un genre de trou noir supermassif. Les trous noirs de talle stellaire contiennent la masse d'environ dix soleils. Ceux-ci sont créés du noyau effondré d'étoile massive. Notre galaxie contient probablement des millions de ces trous noirs.
Les trous noirs sont, par définition, invisibles. Mais la région autour d'eux peut s'embraser périodiquement quand le trou noir s'alimente. Quand le gaz tombe dans un trou noir, il se réchauffera à des températures élevées et rayonnera brillamment, en particulier dans les rayons X. L'équipe de Maccarone a trouvé un tel trou noir de masse stellaire s'alimentant par chance dans un amas globulaire dans une galaxie appelée NGC 4472, à environ cinquante millions d'années-lumière dans l'amas de la Vierge.
XMM-Newton est extrêmement sensible aux sources variables de rayons X et peut efficacement rechercher à travers de grandes parties du ciel. L'équipe a également employé l'Observatoire de rayons X Chandra, qui a la bonne résolution angulaire pour indiquer exactement l'endroit de la source de rayons X. Ceci leur a permis d'ajuster la position de la source de rayons X avec des images optiques pour montrer que le trou noir était en effet dans un amas globulaire.
Les amas globulaires sont certaines des structures les plus anciennes dans l'Univers, contenant des étoiles échelonnées sur 12 milliards d'années. Les trous noirs dans un amas se seraient probablement formées il y a plusieurs milliards d'années, c'est pourquoi les astronomes ont supposé qu'ils auraient été éjectés depuis un long moment.
Les détails dans la lumière de rayons X détectée par XMM-Newton laissent peu de doute qu'il s'agisse d'un trou noir - l'objet est trop lumineux, et varie de beaucoup pour être tout autre chose. En fait, la source est "extra lumineuse", - un objet ultralumineux de rayons X, ou ULX. Les ULXs sont plus lumineux que la "limite d'Eddington" pour les trous noirs de masse stellaire, le niveau d'éclat auquel la force vers l'extérieur des rayons X équilibre les forces de la gravité puissante du trou noir. Ainsi on suggère souvent que les ULXs pourraient être des trous noirs de masse intermédiaire - des trous noirs de milliers de masses solaires, plus lourds que les trous noirs stellaires de 10 masses solaires, et plus lumineux que les trous noirs de millions à des milliards de masse solaire dans les quasars. Ces trous noirs pourraient alors être les liens manquants entre les trous noirs formés dans l'agonie d'étoiles massives et ceux aux centres des galaxies.
Il est peut-être possible pour un trou noir de masse stellaire de gagner assez de masse par le fusionnement avec d'autres trous noirs de masse stellaire ou en accrétant des étoiles gazeuses enfermées dans un amas. Environ 100 masses solaires suffiraient. Une fois retranché, le trou noir a l'occasion de fusionner avec d'autres trous noirs ou de s'accroître en gaz d'un voisinage local nombreux avec l'étoile substance. De cette façon, ils pourraient se développer en IMBHs.
"Si un trou noir est assez massif, il y a de fortes chances qu'il puisse survivre aux pressions de la vie dans un amas globulaire, puisqu'il serait trop lourd pour être éjecté," note Arunav Kundu (Michigan State University), co-auteur de l'article. "C'est ce qui est fascinant dans cette découverte. Nous pouvons voir comment un trou noir peut se développer considérablement, devenir plus retranché dans l'amas, et puis s'acrroître encore plus.
"D'autre part," ajoute Kundu, "il y a une variété de façons de faire des ULXs sans requérir aux trous noirs de masse intermédiaire. En particulier, si la lumière part dans une direction différente de celle d'où le gaz provient, il ne met aucune force sur le gaz. Aussi, si la lumière peut être "focalisée" vers nous en refléchissant, le gaz de la même manière que la lumière d'une ampoule de lampe-torche rebondit sur le petit miroir dans la lampe-torche, faisant que l'objet semble plus lumineux qu'il est vraiment."
Les travaux en cours aideront à déterminer si cet objet est un trou noir de masse stellaire montrant une façon peu commune d'aspiration en gaz, lui permettant d'être extra lumineux, ou un IMBH. L'équipe, qui inclut également Steve Zepf (Michigan State University), et Katherine Rhode (Wesleyan Universit), a des données pour des milliers d'autres amas globulaires, lesquelles sont maintenant analysées pour déterminer si le phénomène est courant.
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Les Quadrantides
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L'année débute pour les observateurs de l'hémisphère nord par un retour de l'essaim météoritique des Quadrantides, 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). Avec une vitesse de 41 km/s, les Quadrantides sont moyennement rapides.
L'essaim météoritique des Quadrantides, observé pour la première fois en 1825, tire son nom du fait que les étoiles filantes semblent provenir d'un même point du ciel (le radiant) situé au nord de l'étoile beta du Bouvier, dans la région du ciel où l'astronome français Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande avait placé, au XVIIIe siècle, la constellation du Quadrant mural. Ce radiant est circumpolaire et donc observable toute la nuit sous nos latitudes. L'astéroïde 2003 EH1, lequel est probablement une comète éteinte ou actuellement inactive, semble être un très sérieux candidat pour expliquer l'essaim des Quadrantides.
Cette année, le maximum d'activité est prévu pour le 04 Janvier vers 00h30 UTC, soit à seulement quelques heures de la Pleine Lune (PL le 03). L'observation des "étoiles filantes" de faible intensité est donc fortement compromise, le fond du ciel étant trop lumineux en raison de la présence de notre satellite naturel, et seuls quelques météores, les plus brillants, pourront être observés.
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Sources ou Documentations non francophones
Le
17 janvier 2007, COROT a livré sa première image dans
la constellation da la Licorne, à proximité d'Orion.
L'image est parfaite.
La sonde Rosetta (ESA) lancée
le 02 Mars 2004 et en route vers la comète Churuymov-Gerasimenko
vient d'observer l'astéroïde Steins avec l'une des caméras
d'OSIRIS. Steins est l'un des deux astéroïdes que la
sonde doit survoler en 2008 et il est important de connaître
ses caractéristiques physiques. Les chercheurs, dont des
chercheurs de l'Observatoire de Paris et de l'Observatoire Astronomique
Marseille Provence, ont pu en déduire sa période de
rotation et estimer sa forme. Steins est un petit astéroïde,
irrégulier, d'un diamètre compris entre 4,8 et 6 kilomètres.
En examinant
NGC 6397 situé à 8.500 années-lumière,
l'un des amas globulaires d'étoiles les plus proches de la
Terre, une équipe d'astronomes a découvert par hasard
d'autres systèmes d'amas d'étoiles dans une galaxie
éloignée cachée derrière.
Ce
jeu d'images de Chandra montre la preuve d'un écho de lumière
généré par le trou noir supermassif de la Voie
lactée, alias Sagittarius A* (que l'on prononce "A star").
Les astronomes croient qu'une masse équivalente à
celle de la planète Mercure a été dévorée
par le trou noir environ 50 ans plus tôt, entraînant
un sursaut de rayons X qui s'est alors réfléchi dans
le nuages de gaz près de Sagittarius A*.
En utilisant l'observatoire
de rayons X Chandra, les scientifiques ont créé une
nouvelle image étonnante d'un des plus jeunes restes de supernova
dans la galaxie. Cette nouvelle vue des débris d'une étoile
éclatée aide les astronomes à résoudre
un mystère de longue date, avec des implications pour comprendre
comment une vie d'étoile peut finir de façon catastrophique
et pour évaluer l'expansion de l'Univers.
La
nébuleuse de l'Aigle est une région de formation d'étoiles
emblématique devenue une icône du ciel depuis les images
spectaculaires prises par le télescope spatial Hubble. C'est
un berceau d'étoiles que les astrophysiciens scrutent pour
comprendre leur formation. Une image infrarouge prise par le télescope
spatial Spitzer révèle une émission inattendue
en forme de coquille, la possible clé de la structure si
spectaculaire de cette nébuleuse.
En
analysant le champ COSMOS, le plus grand champ de galaxies jamais
observé avec le télescope spatial Hubble, une équipe
internationale de scientifiques conduite par des chercheurs de l'Université
de Caltech (Etats-Unis) et comprenant des chercheurs de laboratoires
associés du CNRS et du CEA, a réalisé la première
carte tridimensionnelle de la matière noire dans l'Univers
utilisant l'effet de lentille gravitationnelle. Cette première
historique semble confirmer les théories standard de formation
des grandes structures de l'Univers. Cette étude fait l'objet
d'une publication dans la revue Nature du 7 janvier 2007.
Le
champ COSMOS couvre une région du ciel grande comme neuf
fois la taille de la Lune (1,6 degré carré). Le sondage
COSMOS réalisé par Hubble comprend 575 images de la
caméra ACS (Advanced Camera for Surveys), correspondant à
près de 1 000 heures d'observation. Suite aux observations
effectuées avec Hubble, de nombreuses observations complémentaires
avec des télescopes au sol (comme le Subaru, le VLT et le
CFHT) et dans l'espace (XMM-Newton) ont été réalisées.
En particulier, les images multicouleurs du Subaru et du CFHT, ainsi
que les milliers de spectres du VLT mesurés avec l'instrument
VIMOS ont permis d'estimer la distance des différentes structures
permettant ainsi de réaliser cette cartographie en 3 dimensions.
Cette carte tridimensionnelle démontre que la matière
lumineuse, se concentre le long des régions les plus denses
de la matière noire. On peut y identifier un réseau
de filaments, se croisant là où se trouvent les amas
de galaxies. D'autre part, la cartographie couvre près de
la moitié de l'âge de l'Univers et permet donc de suivre
l'évolution de la distribution de la matière noire
devenant de plus en plus structurée au fil du temps.
Le
grand champ visuel est une image composée de DEM L238 (à
droite) et DEM L249, avec les données en rayons X de Chandra
en bleu et les données optiques en blanc. L'encart indique
comment DEM L238 apparaît dans les trois bandes d'émissions
de rayons X (les rayons X de basse énergie sont montrés
en rouge, les énergies moyennes en vert et les hautes énergies
en bleu.) La région centrale de DEM L238 est en vert indiquant
qu'elle est riche en fer. Cette surabondance de fer identifie cet
objet comme une supernova de Type Ia, une possible mort explosive
d'une étoile.
L'instrument
Radar de Cassini, en orbite autour de Saturne, observe régulièrement
la surface de Titan avec une résolution meilleure que le
kilomètre. Grâce aux hyperfréquences, le Radar
traverse l'atmosphère opaque de Titan, pour sonder le sol,
et éventuellement le fond des lacs de méthane ou éthane
liquide. Il a permis de découvrir des structures dont la
morphologie et la topographie correspondent bien à ces premiers
lacs extra-terrestres. Ce résultat a été publié
dans le numéro du 4 janvier 2007 de Nature par l'équipe
internationale de l'instrument Cassini Radar, dont Pierre Encrenaz
(LERMA) de l'Observatoire de Paris, et Professeur à l'UPMC.
