|
|
Nouvelles du Ciel de Janvier 2008 |
|
|
Nouvelles du Ciel de Janvier 2008 |
Une nouvelle lumière sur l'énergie sombre
|
|
L'accélération de l'expansion de l'Univers est un phénomène pour l'instant inexpliqué. Ce mystère pourrait être levé grâce à une nouvelle méthode mise au point par une équipe internationale de chercheurs, dont plusieurs appartiennent à des laboratoires associés au CNRS(1). Pour cela, les scientifiques ont, pour la première fois, mesuré la position et la vitesse de plus de 10 000 galaxies dans l'Univers lointain(2). Cette campagne d'observation a été menée via l'instrument VIMOS(3), dont le responsable est Olivier Le Fèvre, directeur du Laboratoire d'astrophysique de Marseille (LAM, CNRS / Université de Provence / Observatoire astronomique Marseille Provence). Non seulement cette méthode inédite apporte des informations précieuses sur la nature de l'énergie noire, mais elle ouvre aussi de nouvelles perspectives sur l'identification de l'origine de l'accélération cosmique. Elle fait l'objet d'une publication dans Nature le 31 janvier.
- soit l'Univers est rempli d'une mystérieuse énergie sombre produisant une force répulsive qui contrebalance le freinage gravitationnel produit par la matière contenue dans l'Univers ;
- soit la théorie de la gravitation n'est pas correcte et doit être modifiée, en ajoutant par exemple des dimensions supplémentaires à la description de l'espace.
Or, les observations actuelles du taux d'expansion de l'Univers ne permettent pas de trancher entre ces deux options.
Une collaboration internationale, composée de 51 scientifiques répartis dans 24 institutions, a découvert une nouvelle méthode qui pourrait aider à résoudre ce problème. « Nous avons montré que les sondages qui mesurent les positions et les vitesses des galaxies distantes offrent une nouvelle approche pour percer ce mystère. » déclare Luigi Guzzo, coordinateur de l'étude.
Sonder des galaxies il y a 7 milliards d'années, une première
La technique est basée sur un phénomène bien connu : le déplacement des galaxies résulte de la somme de l'expansion globale de l'Univers (qui éloigne les galaxies les unes des autres), et des effets dus à la matière présente dans l'environnement local. « À partir des vitesses d'un grand échantillon de galaxies, observées 7 milliards d'années dans le passé, nous avons reconstitué la structure en trois dimensions d'un volume important de l'Univers lointain et ainsi observé la distribution des galaxies dans l'espace 3D(4) » indique Olivier Le Fèvre, l'un des co-auteurs de l'article et responsable de l'instrument VIMOS(5), avant de préciser que « les vitesses contiennent également une information sur le déplacement relatif local des galaxies. Ce dernier introduit des distorsions, petites mais mesurables, par rapport à leur déplacement global. La mesure de ces distorsions est une façon de tester la nature de l'énergie sombre. » Ce sont donc ces différences qui dévoilent aux chercheurs des informations sur les composants de l'énergie noire.
Besoin de 70% d'énergie noire pour modéliser l'Univers
Les mesures obtenues soulignent la nécessité d'ajouter un ingrédient supplémentaire d'énergie dans la "soupe cosmique" à partir de laquelle l'ensemble de notre Univers a évolué au cours du temps. Cette conclusion renforce l'hypothèse émise ces dix dernières années, selon laquelle il serait nécessaire de prendre en compte, dans les modèles, une forme simple d'énergie sombre identifiée à la constante cosmologique, introduite par Albert Einstein. Avec cette nouvelle méthode, les scientifiques parviennent au même chiffre que les études précédentes, indiquant que l'énergie sombre compose 70% de l'Univers.
Ces mesures n'auraient pu être possibles sans le concours du spectrographe VIMOS installé sur Melipal(6), l'un des quatre télescopes du VLT de l'ESO. Elles s'inscrivent dans le cadre du sondage VIMOS VLT Deep Survey (VVDS). Le VVDS, dont Olivier Le Fèvre est le responsable scientifique, a permis d'observer le spectre de plus de 10 000 galaxies dans un champ de 4 degrés carrés (20 fois la taille de la pleine Lune), remontant à des époques allant jusqu'à plus de la moitié de l'âge de l'Univers (soit environ 7 milliards d'années dans le passé).
Enfin, les simulations effectuées à partir des données VVDS mettent en évidence que la technique que les chercheurs ont utilisée, appliquée à des sondages explorant des volumes dix fois supérieurs à celui couvert par le VVDS, pourra permettre de déterminer efficacement l'origine de l'accélération cosmique : provient-elle d'une forme d'énergie sombre d'origine exotique ? ou, une modification des lois de la gravitation est-elle nécessaire ?. Les résultats encouragent donc les chercheurs à poursuivre l'exploration de l'Univers par des sondages encore plus ambitieux.
Notes : 1) Il s'agit du Laboratoire d'astrophysique de Marseille (CNRS / Université de Provence / Observatoire astronomique Marseille Provence), du Centre de physique théorique, (CNRS / Université de Provence / Université de la Méditerranée / Université de Toulon), de l'Institut d'astrophysique de Paris (CNRS / Université Paris 6/ Observatoire des sciences de l'univers) et du Laboratoire d'astrophysique de Toulouse et de Tarbes (CNRS / Université Toulouse 3 / Observatoire Midi-Pyrénées). 2) Ici, l'Univers lointain correspond à des galaxies observées à une époque où l'Univers était âgé de 7 milliards d'années (soit la moitié de l'âge de l'Univers). 3) Le LAM a été le coordinateur du consortium d'instituts européens qui a construit le VIsible Multi-Object Spectrograph (VIMOS) pour le très grand télescope VLT de l'ESO (Observatoire européen austral). 4) La façon dont les galaxies sont distribuées dans l'espace 3D est aussi appelée "grandes structures". 5) Installé au foyer de l'un des télescopes
du Very Large Telescope (VLT) de l'ESO, Vimos a été
financé par l'ESO, l'INSU/CNRS, la région Provence-Alpes-Côte
d'Azur en France, ainsi que par le Conseil national de la recherche,
l'Institut national de la recherche en astrophysique (INAF) et le
ministère de l'Education en Italie. Ouvert à l'ensemble
de la communauté des astrophysiciens, il permet en particulier
de conduire le sondage révolutionnaire VIMOS VLT Deep Survey
(VVDS), coordonné par le LAM, qui offre une vision complète
de l'évolution des galaxies et des grandes structures sur
une grande partie de la vie de l'Univers a partir de l'observation
de 16 degrés carrés du ciel dans 4 champs séparés
(voir Consulter
le site web).
Références : A test of the nature of cosmic acceleration using galaxy redshift distortions. L. Guzzo et al., Nature, 31 January 2008.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Flots de surprises
|
|
Après un voyage de plus de 3,5 milliards de kilomètres et de trois ans et demi, le vaisseau spatial MESSENGER de la NASA a fait son premier survol de Mercure peu après 19h00 UTC le 14 Janvier 2008. Chacun des sept instruments scientifiques a fonctionné irréprochablement, produisant un flot des surprises qui étonnent et enchantent l'équipe scientifique. Les 1.213 images montrent d'une manière concluante que la planète ressemble beaucoup moins à la Lune comme beaucoup le supposait auparavant, avec des dispositifs uniques à ce monde le plus proche du Soleil. La curieuse magnétosphère semble être très différente de ce que Mariner 10 a découvert et a sondé la première fois il y a presque 34 ans.
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
"Ce survol nous a permis de voir une partie de la planète jamais vue avant par un vaisseau spatial, et notre petit vaisseau a renvoyé une mine d'or de données passionnantes," indique Sean Solomon, principal investigateur et Directeur du Département de Magnétisme Terrestre à l'Institut Carnegie de Washington. "Du point du vue de la performance du vaisseau spatial et de l'exactitude des manoeuvres, cette rencontre était presque parfaite, et nous sommes ravis que toutes les données scientifiques sont maintenant sur la Terre. L'équipe scientifique apprécie que cette mission a exigé une trajectoire de vol complexe et un vaisseau spatial qui peut résister à l'environnement thermique intense auprès du soleil. Sans les centaines d'ingénieurs et techniciens de l'APL (Applied Physics Laboratory) et tous les organismes partenaires qui ont conçu, assemblé, testé, et gèrent maintenant le vaisseau spatial, nous n'aurions pas été capable de faire les observations scientifiques maintenant entre nos mains."
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
"MESSENGER a montré que Mercure est bien plus différente de la Lune que nous le pensions," commente le co-chercheur de l'équipe scientifique James Head, professeur à l'Université Brown et Président du Groupe de Discipline de Géologie de la mission. Le minuscule vaisseau spatial a découvert un dispositif unique que les scientifiques ont surnommé "The Spider" ("l'Araignée"). Ce type de formation n'a jamais été vu sur Mercure auparavant, et rien comme lui n'a été observé sur la Lune. Il est au milieu du bassin Caloris et se compose de plus d'une centaine de cuvettes étroites à plancher plat (appelées graben) rayonnant d'une région centrale complexe. "The Spider" a un cratère près de son centre, mais si ce cratère est lié à la formation originale ou est venu plus tard n'est pas clair actuellement.
A la différence de la Lune, Mercure a également des falaises ou des escarpements énormes, des structures serpentant jusqu'à des centaines de kilomètres à travers la face de la planète, traçant des motifs d'activité de failles tôt dans l'histoire de Mercure — et du Système solaire. La haute densité et la petite taille de Mercure se combinent pour fournir une pesanteur à la surface d'environ 38% de celle de la Terre et presque exactemment la même que celle de Mars, qui est environ 40% plus grande que Mercure en diamètre (2,7 fois le volume de Mercure). Parce que la pesanteur est plus forte sur Mercure que sur la Lune, les cratères d'impact semblent très différents des cratères lunaires ; le matériel éjecté pendant l'impact sur Mercure tombe plus près des bords et beaucoup plus de chaînes de cratères secondaires sont présents.
"Nous avons vu de nouveaux cratères le long du terminateur du côté de la planète vue par Mariner 10 où l'illumination des images de MESSENGER a révélé des dispositifs très subtiles. Les progrès technologiques qui ont été incorporés dans MESSENGER ont révélé efficacement une planète entièrement nouvelle de ce que nous avons vu il y a plus de 30 ans," commente le co-investigateur de l'équipe scientifique Robert Strom, professeur honoraire à l'Université de l'Arizona et seul membre des équipes scientifiques de MESSENGER et de Mariner 10.
Maintenant que MESSENGER a montré aux scientifiques l'étendue complète du bassin Caloris, son diamètre estimé à 1.280 kilomètres par Mariner 10 a été révisé à la hausse à environ 1.500 kilomètres d'un bord à l'autre. Les plaines à l'intérieur du bassin Caloris sont caractéristiques et ont une réflectivité plus élevée —- albedo—- que les plaines extérieures, les caractéristiques opposées de nombreux bassins lunaires d'impact tels que le bassin d'Imbrium sur la Lune, encore un autre nouveau mystère pour Mercure. Cette conclusion pourrait être le résultat de plusieurs processus—- quand le bassin a été constitué par un grand impact, un matériel plus profond a pu être excavé qui a contribué à la fonte d'impact maintenant préservée sur le plancher du bassin ; sinon, l'intérieur du bassin pourrait avoir refait la surface volcaniquement par le magma produit profondément dans la croûte ou le manteau de Mercure à la suite de l'impact. L'équipe scientifique explore les possibilités avec enthousiasme.
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
"MESSENGER a constaté que le champ magnétique intrinsèque de Mercure est presque identique à ce qu'il était il y a 30 ans. Après avoir corrigé la contribution de l'interaction du vent solaire, le dipôle moyen a la même intensité à quelques pour cent près et a la même légère inclinaison. La recherche porte maintenant sur la structure dans le champ interne pour identifier sa source," ajoute Brian Anderson, le scientifique de l'instrument magnétomètre (MAG).
Les champs magnétiques comme ceux de la Terre, et leurs magnétosphères résultantes, sont produits par les dynamos électriques fonctionnant profondément dans la planète dans un noyau externe métallique liquide. Des quatre planètes terrestres, seule Mercure et la Terre —la plus petite et la plus grande— exhibent une telle structure. Le champ magnétique contient le vent solaire du Soleil, produisant en effet une bulle protectrice autour de la Terre qui, avec l'atmosphère épaisse de la Terre, protège la surface de notre planète des particules énergiques sporadiques du Soleil et des rayons cosmiques plus constants et plus énergiques venant de plus loin en dehors de la galaxie. Le champ magnétique de la Terre ne reste pas le même ; il se déplace autour et les pôles se renversent périodiquement, sur des époques géologiques, changeant l'exposition de la surface à ces particules dangereuses. Des variations semblables sont prévues pour le champ de Mercure, mais la nature de sa dynamo productrice du champ et les temps entre les changements correspondants sont actuellement inconnus.
Les deux prochains survols et la phase orbitale d'une année éclaireront plus sur cette surprise. Le champ magnétique global de Mercure a été un mystère particulier pour les scientifiques. La petite taille de la planète devrait avoir eu comme conséquence le refroidissement et la solidification d'un noyau liquide il y a bien longtemps, éteignant toute activité de dynamo. Comment ce petit monde continue à maintenir un champ magnétique a été une énigme majeure pour les scientifiques planétaires. La solution de ce mystère aidera à comprendre l'histoire du champ magnétique de la Terre et pourquoi il n'y a aujourd'hui aucun champ magnétique global pour Vénus et Mars.
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Les émissions en ultraviolet détectées par l'instrument UVVS (Ultraviolet and Visible Spectrometer) faisant partie du MASCS (Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer) ont clairement montré du sodium, du calcium, et de l'hydrogène dans l'exosphère de Mercure (une mince atmosphère où la densité des atomes est très faible). Il y a une abondance de sodium dans une queue "exosphérique" se prolongeant dans une direction approximativement antisolaire de la planète sur plus de 40.000 kilomètres. Pendant le survol de MESSENGER, il y avait une forte asymétrie nord-sud dans la densité de sodium et d'hydrogène dans la queue de Mercure, peut-être une signature de l'état dynamique au moment de l'interaction du vent solaire avec la magnétosphère et la surface de Mercure.
La suite des instruments qui ont mesuré, pour la première fois, la composition élémentaire et minéralogique de la surface de Mercure inclut les instruments XRS (X-Ray Spectrometer), GRNS (Gamma-Ray and Neutron Spectrometer), et VIRS (Visible and Infrared Spectrograph) de MASCS. Ils ont tous fonctionné comme prévu. En dépit du survol rapide, le GRNS a acquis des observations essentielles pour l'interprétation des mesures qui seront faites pendant la phase orbitale. Le XRS se fonde sur la production de rayons X du Soleil pour produire la fluorescence dans les éléments de surface de Mercure, aussi l'augmentation de l'activité solaire quand MESSENGER s'approchera et entrera dans la phase orbitale de la mission améliorera la résolution du XRS pour la télédétection élémentaire. L'analyse détaillée des spectres de VIRS, avec les images de couleur, a juste commencé à fournir de nouveaux aperçu dans la composition minéralogique des matériaux de surface le long du trajet du vaisseau spatial.
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
L'altimètre laser de Mercure (LMA) a également fonctionné irréprochablement, fournissant un profil topographique des cratères et d'autres dispositifs géologiques le long du trajet de vol du vaisseau spatial à toutes les altitudes de moins de 1500 kilomètres environ du côté nuit de la planète. La poursuite précise et l'acquisition du signal après l'occultation du vaisseau spatial par la planète, dans les minutes juste avant l'approche au plus près, a permis l'acquisition de nouvelles informations sur les variations de longueur d'onde longue dans le champ gravitationnel de la planète. A leur tour, ces résultats éclaireront sur la taille du noyau métallique dense de Mercure.
"Mais," dit le scientifique de projet Ralph McNutt de l'APL, "nous devrions garder ce trésor de données en perspective. Avec deux survols encore à venir et une intensive mission orbitale à suivre, "vous n'avez encore rien vu."
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Comètes SOHO : C/2007 Y8, Y9, Y10, 2008 A3
|
|
Quatre nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2008-B61.
La comète C/2007 Y8 appartient au groupe de Meyer; les comètes C/2007 Y9 et C/2007 Y10 appartiennent au groupe de Kreutz; la comète C/2008 A3, appartenant au groupe de Marsden, a été reliée avec succès à la comète C/2002 R1, selon la suggestion de R. Kracht.
C/2007 Y8 (SOHO) Rainer Kracht C/2007 Y9 (SOHO) Rob Matson C/2007 Y10 (SOHO) Bo Zhou C/2008 A3 (SOHO) Rainer Kracht
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
2007 TU24 passe près de la Terre
|
|
Comme prévu, l'astéroïde 2007 TU24 a fait son approche au plus près de la Terre à 08h33 UTC le 29 Janvier, et s'éloigne maintenant de notre planète. A son point le plus près, l'astéroïde était à 554.200 kilomètres de la Terre, soit approximativement 1,4 fois la distance entre la Lune et la Terre.
Les scientifiques du JPL (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.) de la NASA avait suivi à la trace l'astéroïde à l'avance et déterminé qu'il n'y avait aucune possibilité d'impact. La rare approche d'aussi près fournit une aubaine pour les scientifiques, qui projettent d'examiner minutieusement les images et les données recueillies dans l'espoir d'en apprendre plus sur nos voisins les plus proches du Système solaire - les astéroïdes géocroiseurs. Des observations supplémentaires sont planifiées pour les 01-04 Février en utilisant l'Observatoire d'Arecibo à Porto Rico.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Images du départ
|
|
Après que MESSENGER
ait accompli son survol réussi de Mercure, l'instrument NAC
(Narrow Angle Camera), faisant partie du MDIS (Mercury Dual Imaging
System), a pris des images de la planète en s'éloignant.
Débutant le 14 Janvier 2008, environ 100 minutes après
le passage au plus près de la surface de Mercure par MESSENGER,
jusqu'au 15 Janvier 2008, environ 19 heures plus tard, le NAC a
acquis une image toutes les quatre minutes. Au total, 288 images
ont été capturées au cours de cette séquence;
12 de ces images du départ sont montrées ici. L'image
en haut à gauche a été prise quand MESSENGER
était à environ 34.000 kilomètres de Mercure,
et l'image en bas à droite a été capturée
depuis une distance d'environ 400.000 kilomètres.
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Ce grand jeu d'images du départ prises par le NAC a été assemblé dans un film, qui sera montré demain au cours d'une conférence de presse de la NASA à 18h00 UTC. Demain, par l'intermédiaire du web ou de NASA TV, connectez-vous pour observer la conférence de presse de la NASA, pour voir ce film, et pour l'entendre parler des découvertes principales faites par MESSENGER de son survol historique de Mercure !
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Dans l'intimité d'une étoile en pleine croissance
|
|
En utilisant le VLTI (Very Large Telescope Interferometer) de l'ESO, des astronomes ont sondé l'intérieur du disque de matériel qui entoure un jeune objet stellaire, témoignant de la façon dont il gagne sa masse avant de devenir adulte.
MWC 147 est âgé de moins d'un demi-million d'années. Si l'on associait le Soleil d'un âge moyen de 4,6 milliards d'années à une personne à l'aube de ses quarante ans, en comparaison MWC 147 serait âgé d'un jour.
La morphologie de l'environnement intérieur de ces étoiles jeunes est toutefois une question qui relève du débat et de la connaissance de ce qui est important pour mieux comprendre comment les étoiles et leur cortège planètes se forment.
Les astronomes Stefan Kraus, Thomas Preibisch, et Keiichi Ohnaka ont utilisé les quatre télescopes unitaires de 8.2 mètres du VLT de l'ESO à cet effet, en combinant la lumière de deux ou trois télescopes avec les instruments MIDI et AMBER.
Avec nos observations VLTI/MIDI et VLTI/AMBER de MWC147, nous associons, pour la première fois, les observations interférométriques en proche et moyen infrarouge d'une étoile Herbig Ae/Be, fournissant une mesure de la taille du disque sur une large gamme de longueurs d'onde», a déclaré Stefan Kraus, l'auteur principal de l'article rapportant les résultats. "Différents régimes de longueurs d'onde retracent différentes températures, ce qui nous permet de sonder la géométrie du disque sur la plus petite échelle, mais aussi de contraindre comment la température change avec la distance de l'étoile."
Les observations en proche infrarouge sondent la chaude matière avec des températures allant jusqu'à quelques milliers de degrés dans les régions les plus profondes du disque, tandis que les observations en moyen infrarouge tracent la poussière plus froide plus loin dans le disque.
Les observations montrent que les modifications de température avec le rayon sont beaucoup plus abruptes que prévues par les modèles actuellement favorisés, indiquant que la majeure partie de l'émission en proche infrarouge de matériel chaud est située très près de l'étoile, c'est-à-dire, de une ou deux fois la distance Terre-Soleil (1-2 UA). Cela implique également que la poussière ne peut exister si près de l'étoile, puisque la forte énergie rayonnée par l'étoile réchauffe et finalement détruit les grains de poussière.
Nous avons effectué des simulations numériques détaillées pour comprendre ces observations et parvenu à la conclusion que l'on observe non seulement la partie extérieure du disque de poussières, mais aussi à mesurer la forte émission d'un chaud disque gazeux intérieur. Cela donne à penser que le disque n'est pas passif, retransformant simplement la lumière de l'étoile", explique Kraus. "Au lieu de cela, le disque est actif, et nous voyons la matière, qui est juste transportée des parties extérieures vers l'étoile en formation."
Le modèle qui correspond le mieux est celui d'un disque s'étendant à 100 UA, avec l'étoile augmentant en masse à un taux de sept millionièmes de masse solaire par an.
«Notre étude démontre la puissance du VLTI de l'ESO pour sonder la structure interne de disques autour de jeunes étoiles et pour révéler comment les étoiles atteignent leur masse finale», a déclaré Stefan Kraus.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
L'étoile hyper rapide s'avère être étrangère
|
|
Une jeune étoile s'éloigne de la Voie lactée si rapidement que les astronomes sont intrigués par sa provenance ; d'après son jeune âge elle a voyagé trop loin pour provenir de notre galaxie. Maintenant en analysant sa vitesse, l'intensité de la lumière, et pour la première fois sa composition, les astronomes Alceste Bonanos et Mercedes López-Morales (Carnegie), et leurs collaborateurs Ian Hunter et Robert Ryans (Queen's University Belfast) ont déterminé qu'elle provient de notre galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan (LMC). Le résultat suggère qu'elle a été éjectée de cette galaxie par un trou noir massif non encore observé. La recherche sera publiée dans une prochaine édition d'Astrophysical Journal Letters.
L'étoile, dénommée HE 0437-5439, est une étoile de type précoce et une des dix étoiles à hyper vitesse trouvées à ce jour s'éloignant à toute vitesse de la Voie lactée. "Mais celle-ci est différente des neuf autres," commente López-Morales. "Leur type, vitesse, et âge les rendent conformes à l'éjection du centre de notre galaxie, où nous savons qu'il y a un trou noir super massif. Cette étoile, découverte en 2005, semblait intialement avoir une composition élémentaire comme notre Soleil, suggérant qu'elle aussi soit venue du centre de notre galaxie. Mais cela n'avait aucun sens parce qu'elle aurait mis 100 millions d'années pour arriver à son emplacement, et HE 0437-5439 a seulement 35 millions d'années."
Pour expliquer l'énigme, ou "paradoxe de jeunesse," les découvreurs ont proposé que HE0437-5439 était soit une retardataire bleue - une étoile massive relativement jeune résultant de la fusion de deux étoiles de faible masse de la Voie lactée, ou qu'elle était originaire du Grand Nuage de Magellan.
"Nous avons été intrigués par l'énigme et avons décidé de relever le défi pour résoudre ceci," explique Bonanos. "Les étoiles dans le LMC sont connues pour avoir des abondances élémentaires plus faibles que la plupart des étoiles dans notre galaxie, aussi nous pourrions déterminer si sa chimie était plus comme celle de cette galaxie ou de la nôtre."
L'équipe a confirmé les résultats de l'étude précédente concernant la masse, l'âge, et la vitesse de l'étoile. Elle est d'environ neuf fois la masse de notre Soleil, âgée d'environ 35 millions d'année, et elle s'éloigne en trombe loin de la Voie lactée et du Grand Nuage de Magellan dans l'espace intergalactique à 2.6 millions de km par heure.
Bien que l'étude précédente ait pu estimer approximativement la composition élémentaire de l'étoile, les mesures n'étaient pas assez détaillées pour déterminer si les éléments correspondent aux étoiles dans notre galaxie, ou sont caractéristiques d'étoiles du Grand Nuage de Magellan. Ces astronomes ont pu mesurer les abondances relatives de certains éléments pour la première fois dans n'importe quelle étoile hyper véloce. L'abondance relative d'éléments principaux leur indique d'où l'étoile est originaire.
"Nous avons éliminé que l'étoile vient de la Voie lactée," explique Bonanos. "La concentration des éléments dans les étoiles du Grand Nuage de Magellan est d'environ la moitié de celle dans notre Soleil. Comme preuve d'une scène de crime, les empreintes indiquent une origine dans le Grand Nuage de Magellan."
D'après la vitesse de rotation de l'étoile mesurée par les découvreurs, et confirmée par cette équipe, les astronomes croient que l'étoiles faisaint partie à l'origine d'un système binaire. La binaire pourrait être passée près d'un trou noir de 1.000 la masse du Soleil. Alors qu'une étoile était attirée dans le trou noir, l'autre était arrachée et projetée hors de la galaxie.
"C'est le premier indice d'observation qu'un trou noir massif existe quelque part dans le LMC. Nous attendons avec intérêt de découvrir où ce trou noir pourrait être," conclu Bonanos.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Plan rapproché sur le côté non vu auparavant de Mercure
|
|
Il y a deux semaines, le 14 Janvier 2008, MESSAGER est devenu le premier vaisseau à voir le côté de Mercure montré dans cette image. La première image retransmise vers la Terre après le survol de Mercure, et ensuite publiée sur le Web les heures suivantes, montre le premier coup d'oeil historique sur le côté précédemment non vu. Cette image, prise par l'instrument WAC (Wide Angle Camera) du MDIS (Mercury Dual Imaging System), montre une vue plus proche d'une grande partie de ce territoire.
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Juste au-dessus et à la gauche de centre de cette image se trouve un petit cratère avec un ensemble prononcé de rayons lumineux se prolongeant à travers la surface de Mercure loin du cratère. Les rayons lumineux sont généralement faits dans une explosion formant le cratère quand un astéroïde heurte la surface d'un corps privé d'air comme la Lune ou Mercure. Mais les rayons s'effacent avec le temps lorsque les météorites et les minuscules particules du vent solaire frappent la surface et obscurcissent les rayons. La proéminence de ces rayons implique que le petit cratère au centre du motif rayonnant s'est formé relativement récemment.
Cette image est l'une d'un ensemble planifié de 99. Neuf vues différentes de Mercure ont été capturées dans cet ensemble pour créer un motif de mosaïque avec des images sur 3 rangées et 3 colonnes. Le WAC est équipé de 11 filtres couleurs à bande étroite, et chacune des 9 vues différentes a été acquise à travers les 11 filtres. Cette image a été prise avec le filtre 7, qui est sensible à la lumière proche du rouge extrême du spectre visible (750 nm), et montre des petits dispositifs d'environ 6 kilomètres de diamètre. L'équipe de MESSENGER étudie en détail ce côté précédemment non vu de Mercure pour cartographier et identifier de nouveaux dispositifs géologiques et pour construire l'histoire géologique de planète.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Un bolide traverse le ciel de la France
|
|
En fin d'après-midi le Vendredi 25 Janvier 2008, vers 18h10, de nombreux témoins ont observé en plein jour le passage dans le ciel d'un objet très lumineux semblant se désintéger, que certains ont pris de prime abord pour un avion en feu. Vérifications faites, il s'est avéré qu'il s'agissait plus probablement d'un météore extrêmement lumineux provoqué par l'entrée dans l'atmosphère terrestre d'une météorite qui semble, de plus, s'être fragmenté lors de sa cours au-dessus de la France.
Contrairement à ce qui a été annoncé par quelques médias, le bolide avait une trajectoire plutôt orientée Nord-Sud, et non Sud-Nord. L'objet a été observé principalement dans les régions sud-est et sud-ouest de la France.
Si vous avez observé ce phénomène lumineux assez rare, votre témoignage ou rapport d'observation peut se révéler très utile pour essayer de reconstituer la trajectoire de la météorite à l'origine de ce météore.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Longs escarpements
|
|
Alors que l'équipe
de MESSENGER continue d'étudier les images en haute résolution
prises au cours du survol au plus près de Mercure le 14 Janvier
2008, des escarpements (falaises) qui se prolongent sur de longues
distances sont découverts. Cette photographies, prise par
l'instrument NAC (Narrow Angle Camera) du MDIS (Mercury Dual Imaging
System), montre une région de la surface de Mercure précédemment
non vue par un vaisseau spatial et un grand escarpement traversant
verticalement la scène, sur l'extrême droite de l'image.
Cet escarpement est la continuation au nord de celui vu dans l'image publiée le 16 Janvier. La largeur
de cette image est environ 200 kilomètres, montrant que ces
escarpements peuvent avoir des centaines de kilomètres de
long sur Mercure.
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
La présence de nombreux longs et hauts escarpements, comme ceux découverts à partir des images de la mission Mariner 10 en 1974 et 1975, suggère une histoire pour Mercure qui est différente de celle des autres planètes dans le Système solaire. Ces escarpements géants sont supposés s'être formés quand l'intérieur de Mercure s'est refroidi et que la planète entière s'est en conséquence légèrement contractée. Toutefois, Mariner 10 a pu regarder moins de la moitié de la planète, ainsi l'étendue globale de ces escarpements était inconnue. Les images de MESSENGER, comme celle-ci, fournissent les premiers regards en haute résolution de nombreux secteurs à la surface de Mercure, et les membres d'équipe scientifiques sont occupés à cartographier ces escarpements nouvellement découverts pour voir s'ils sont communs partout sur la planète.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Regard vers le nord
|
|
Pendant que MESSENGER passait rapidement au-dessus de Mercure le 14 Janvier 2008, l'instrument NAC du MDIS a capturé cette photo regardant en direction du pôle nord de Mercure. La surface montrée dans cette image est du côté de Mercure non vu auparavant par un vaisseau spatial. La droite supérieure de cette image montre le limbe de la planète, qui rejoint le terminateur (la ligne entre la partie éclairée par le Soleil, le côte jour, et l'obscurité, le côté nuit) sur la gauche en haut de l'image. Près du terminateur, le Soleil illumine les dispositifs de surface sous un angle faible, projettant de longues ombres et causant que les différences de hauteur de la surface semblent plus importantes dans cette région.
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Il est intéressant de comparer la vue de MESSENGER vers le nord à l'image regardant vers le pôle sud, publiée le 21 Janvier. En comparant ces deux images, il peut être vu que le terrain près du pôle sud est plus fortement criblé de cratères tandis qu'une partie de la région près du pôle nord montre moins de cratères, du matériel homogène de plaines, conformément aux observations générales des pôles faites par Mariner 10. MESSENGER a acquis plus de 1200 images de la surface de Mercure pendant son survol, et l'équipe de MESSENGER est occupé à examiner toutes ces images en détail, pour comprendre l'histoire géologique de la planète dans l'ensemble, de pôle à pôle.
Cette image a été acquise environ 94
minutes après l'approche au plus près de Mercure par
MESSENGER, quand le vaisseau spatial était à une distance
d'environ 32.000 kilomètres.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Un coup d'oeil en haute définition sur Pluton
|
|
"LORRI a détecté la première fois Pluton en Septembre 2006 dans son mode basse résolution," note Alan Stern, Principal Investigateur de New Horizons, du Quartier Général de la NASA, "mais cette fois nous avons pu prendre de plus longues expositions et détecter Pluton en utilisant une résolution d'appareil-photo qui est quatre fois meilleur qu'avant."
New Horizons était encore trop loin de Pluton (3,6 milliards de kilomètres) pour que LORRI résolve tous les détails sur la surface de Pluton – ce qui n'arrivera pas avant l'été 2014, approximativement un an avant l'approche au plus près. A l'heure actuelle, le système entier de Pluton demeure un point lumineux pour la caméra du vaissseau spatial, bien qu'il soit prévu que LORRI commence à résoudre Charon et Pluton - en les voyant comme des objets distincts - en été 2010.
Durant les observations d'Octobre 2007, Pluton était situé dans la constellation du Serpent (Serpens), dans une région du ciel qui renferme beaucoup d'étoiles. "Employer le mode haute résolution de LORRI nous a permis de repérer plus facilement Pluton dans la mer virtuelle d'étoiles environnantes," indique Hal Weaver, scientifique du projet New Horizons du JHU/APL (Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory), qui a fourni l'instrument LORRI.
Etablissant un autre première pour New Horizons, LORRI a également détecté des variations claires d'éclat de Pluton. Pluton tourne sur son axe en 6,4 jours, permettant aux observateurs de voir différentes parties de la surface de la planète (c'est-à-dire, différentes longitudes). A partir des observations au sol et du télescope spatial Hubble les scientifiques ont vu des différences repérables et bien définies dans l'éclat de Pluton qu'ils croient causées par des variations dans la couverture de gel sur sa surface. New Horizons déterminera si c'est en effet l'explication correcte quand le vaisseau spatial survolera Pluton en Juillet 2015.
"En attendant, il est gratifiant de voir que New Horizons lui-même a maintenant les possibilités de dépister des variations d'éclat de Pluton sur les sept et demi années à venir, et d'une perspective légèrement différente que ce que nous voyons normalement depuis la Terre," note Weaver.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Comètes SOHO : C/2007 X14, X15, Y3, Y4, Y5, Y6, Y7
|
|
Sept nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-B48 et MPEC 2008-B49. La comète C/2007 X14 appartient au groupe de Meyer; la comète C/2007 Y4, qui pourrait être le retour de la comète C/2002 R4, appartient au groupe de Marsden; les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2007 X14 (SOHO) Tony Hoffman C/2007 X15 (SOHO) Hua Su
C/2007 Y3 (SOHO) Shihong Yuan, Tony Hoffman C/2007 Y4 (SOHO) Rainer Kracht C/2007 Y5 (SOHO) Arkadiusz Kubczak C/2007 Y6 (SOHO) Shihong Yuan C/2007 Y7 (SOHO) Hua Su, Rainer Kracht, Shihong Yuan
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Premières images de l'astéroïde 2007 TU24
|
|
Les scientifiques du JPL (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.), ont obtenu les premières images de l'astéroide 2007 TU24 en utilisant des données radar haute resolution. Ces données indiquent que l'astéroide est de forme asymétrique, avec un diamètre avoisinant les 250 mètres. L'astéroide 2007 TU24 passera a 1,4 fois la distance Terre-Lune, soit 538.000 km, de la Terre le 29 Janvier 2008 à 08h33 UTC.
"Avec ces premières observations de radar terminée, nous pouvons garantir que l'approche à 1,4 fois la distance Terre-Lune de la semaine prochaine est la plus proche jusqu'à au moins à la fin du siècle à venir," note Steve Ostro, astronome au JPL. "C'est également l'approche au plus près de la Terre de l'astéroïde pour les 2.000 années à venir."
Les scientifiques de la NASA travaillant au projet NEO (Near-Earth Object Program Office) du JPL ont determiné ainsi qu'il n'y a aucune possibilite d'impact avec la Terre dans un futur proche.
L'astéroïde 2007 TU24 a été découvert par le programme de surveillance Catalina le 11 Octobre 2007. La première détection radar de l'astéroïde a été obtenue le 23 Janvier dernier à l'aide de l'antenne de 70 mètres située à Goldstone. L'antenne de Goldstone fait partie de la station de Goldstone du réseau de l'espace profond de la NASA dans le désert de Mojave dans le sud de la Californie. L'antenne de 70 mètres de diamètre de Goldstone est capable de suivre un vaisseau spatial voyageant à plus de 16 milliards de kilomètres de la Terre.
Ostro et son équipe ont planifié d'autres observations radar de l'astéroïde 2007 TU24 en utilisant l'Observatoire d'Arecibo de la NSF (National Science Foundation) à Porto Rico les 27-28 Janvier et 01-04 Février.
L'astéroïde atteindra une magnitude apparente approximative de 10.3 les 29-30 Janvier avant de faiblir rapidement en s'éloignant de la Terre. Cette nuit-là, l'astéroïde sera observable sous des cieux sombres par les télescopes d'amateur avec une ouverture d'au moins 80 millimètres. Un objet avec une magnitude de 10.3 est environ 50 fois plus faible qu'un objet tout juste visible à l'oeil nu dans un ciel bien noir.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Différentes vues
|
|
L'image publiée ici, acquise avec l'instrument
WAC (Wide Angle Camera) sur le MDIS (Mercury Dual Imaging System),
a été capturée 13 minutes après l'approche
au plus près de Mercure par MESSENGER. Les deux-tiers inférieurs
de cette image montrent une grande partie du même terrain
vu dans la première vue, mais sous un angle de vue beaucoup
plus élevé, lorsque le vaisseau spatial commençait
à passer presque au-dessus. Au moment de cette image, MESSENGER
était à une distance d'environ 3.000 kilomètres
de Mercure.
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Une comparaison des images prises sous différents angles de vue fournit des informations importantes sur les propriétés des matériaux qui composent la surface de Mercure. De plus, chaque vue a été prise à travers chacun des 11 filtres couleurs du WAC. L'image montrée ici est du filtre 7, qui est sensible à la lumière proche du rouge extrême du spectre visible (750 nm). L'équipe de MESSENGER travaille pour comparer ces images prises de différentes perspectives et dans différentes couleurs pour comprendre les propriétés de surface sur Mercure. De plus, la connaissance de la variation des propriétés d'image avec l'angle de vue dans cette région permettra une comparaison plus fiable des images d'autres parties de la surface prise sous différents angles d'illumination et de vue.
Cette image couvre un région d'environ 1.000 kilomètres de large.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Traces du passé martien dans le cratère Terby
|
|
Les données d'images ont été obtenues le 13 Avril 2007 au cours de l'orbite 4199, avec une résolution au sol d'approximativement 13 mètres par pixel. Le Soleil illumine la scène de l'ouest (du dessus dans l'image).
Le cratère Terby se trouve à approximativement 27° Sud et 74° Est, au bord nord du bassin d'impact de Hellas Planitia dans l'hémisphère sud de Mars.
Le cratère, baptisé du nom de l'astronome belge Francois J. Terby (1846 - 1911), a un diamètre d'approximativement 170 kilomètres. La scène montre une section d'un deuxième cratère d'impact dans le nord.
Les plateaux en forme de doigt qui attirent l'oeil se prolongent dans la direction nord-sud. Ils s'élèvent jusqu'à 2000 mètres au-dessus du terrain environnant. Le cratère relativement vieux a été rempli de sédiments dans le passé, lesquels ont formé les plateaux par érosion.
Les flancs des plateaux montrent clairement la superposition de matériel de différentes couleurs. Les différences de couleurs indiquent habituellement des changements de la composition du matériel et de telles couches sont appelées 'litières'. Les structures de litière sont caractéristiques des roches sédimentaires, qui ont été déposées par le vent ou l'eau. Les différentes couches de roches s'érodent différemment, formant des terrasses.
Les vallées montrent des ravins, ou des canaux découpés dans le sol par la course de liquide, principalement dans la partie nord de l'image. Ces ravins et la structure de roche de litière indiquent que la région a été affectée par l'eau.
Il est intéressant étudier les sédiments dans cette région parce qu'ils contiennent des informations sur le rôle de l'eau dans l'histoire de la planète. C'est l'une des raisons pour lesquelles le cratère Terby était sélectionné à l'origine comme l'un de 33 emplacements possibles d'atterrissage pour la mission Mars Science Laboratory de la NASA, planifiée pour un lancement en 2009.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Westerlund 2 : une vue stellaire
|
|
Cette image de Chandra de Westerlund 2 montre les rayons X de faible énergie en rouge, les rayons X d'énergie intermédiaire en vert et les rayons X de haute énergie en bleu. L'image montre une très forte densité d'étoiles massives qui sont lumineuses en rayons X, plus l'émission diffuse de rayons X.
Un sytème binaire d'étoiles incroyablement massif appelé WR20a est visible comme un brillant point jaune juste au-dessous et à la droite du centre de l'amas. Ce système contient des étoiles avec des masses de 82 et 93 fois celle du Soleil. Les jets denses de matière éjectés régulièrement par ces deux étoiles massives, appelés vents stellaires, se heurtent et produisent d'abondantes quantités d'émissions de rayons X. Cette collision est vue sous différents angles pendant que les étoiles tournent l'une autour de l'autre en 3,7 jours. Plusieurs autres sources lumineuses de rayons X peuvent également montrer la preuve de collisions entre les vents dans les systèmes binaires massifs.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Comètes SOHO : C/2007 X6, X7, X8, X9, X10, X11, X12, X13
|
|
Huit nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-B45 et MPEC 2008-B46. La comète C/2007 X7 appartient au groupe de Meyer, tandis que les autres appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2007 X6 (SOHO) Michal Kusiak C/2007 X7 (SOHO) Hua Su C/2007 X8 (SOHO) Tony Hoffman C/2007 X9 (SOHO) Rob Matson, Tony Hoffman
C/2007 X10 (SOHO) Tony Hoffman C/2007 X11 (SOHO) Rainer Kracht, Hua Su C/2007 X12 (SOHO) Rob Matson C/2007 X13 (SOHO) Parrish Collison (1), Tony Hoffman
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Compter les cratères de Mercure
|
|
Le 14 Janvier 2008, MESSENGER a survolé Mercure et a capturé des images d'une grandes partie de la surface qui n'avait pas été vue précédemment par un vaissseau spatial. Depuis que les premières images ont été reçues sur Terre un jour après, le 15 Janvier, les membres d'équipe de MESSENGER ont examiné de plus près et étudié ce "nouveau" terrain avec grand intérêt et excitation.
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Une des nombreuses investigations en cours inclut d'identifier et de mesurer les cratères d'impact sur ces régions précédemment non vues. La densité de cratères sur la surface d'une planète peut être employée pour indiquer l'âge relatif de différents endroits sur la surface; plus la surface a accumulé de cratères, plus la surface est ancienne. En comptant les cratères sur différents secteurs de la surface de Mercure, une histoire géologique relative de la planète peut être construite, indiquant quelles surfaces ont été formées en premier et lesquelles ont été formées plus tard.
Cependant, ce processus prend également du temps ; Mercure a beaucoup de cratères ! Cette image montre juste une partie (276 kilomètres de largeur) d'un cliché pris avec l'instrument NAC (Narrow Angle Camera) du MDIS (Mercury Dual Imaging System). Dans cette seule image, 763 cratères ont été identifiés et mesurés (montrés en vert) avec 189 collines (montrées en jaune). Au total, 491 clichés ont été pris par le NAC pour créer des mosaïques en haute résolution de la surface de Mercure.
Naturellement, compter simplement les cratères n'est pas suffisant. Chaque cratère doit être mesuré et classifié pour interpréter pleinement les différences dans la densité de cratère. Beaucoup de petits cratères se forment en tant que "secondaires", lorsque les blocs de matériel éjectés d'un cratère "primaire" retombent à la surface dans les régions entourant le primaire. Afin de se renseigner sur l'histoire des impacts d'astéroïdes et de comètes sur Mercure, les scientifiques doivent distinguer les cratères primaires des secondaires. Une fois que beaucoup plus de cratères seront mesurés, les chercheurs de MESSENGER auront une nouvelle vision de l'histoire géologique de Mercure.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Comètes SOHO : C/2007 W9, W10, W11, W12, X1, X2, X3, X4, X5
|
|
Neuf nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-B35 et MPEC 2008-B36. La comète C/2007 X1 n'appartient à aucun groupe connu, tandis que les autres appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2007 W9 (SOHO) Hua Su C/2007 W10 (SOHO) Tony Hoffman C/2007 W11 (SOHO) Rainer Kracht C/2007 W12 (SOHO) Hua Su
C/2007 X1 (SOHO) Masanori Uchina C/2007 X2 (SOHO) Hua Su C/2007 X3 (SOHO) Rainer Kracht C/2007 X4 (SOHO) Hua Su C/2007 X5 (SOHO) Hua Su
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
La chaleur interne de Jupiter actionne l'éruption de tempêtes géantes
|
|
L'analyse détaillée de deux tempêtes de la taille d'un continent qui se sont déclarées dans l'atmosphère de Jupiter en Mars 2007 montre que la chaleur interne de Jupiter joue un rôle significatif en produisant des perturbations atmosphériques. Comprendre cette manifestation pourrait être la clef pour découvrir les mystères enfouis dans les profondeurs de l'atmosphère jupitérienne. Une équipe internationale coordonnée par Agustin Sánchez-Lavega (Universidad del País Vasco, Espagne) présente ses résultats sur cet événement dans l'édition du 24 Janvier du journal Nature. L'équipe a surveillé la nouvelle éruption de l'activité nuageuse et son évolution avec une résolution sans précédent à l'aide du télescope spatial Hubble, de l'IRTF (Infrared Telescope Facility) de la NASA à Hawaii, et de télescopes aux îles Canaries (Espagne). Un réseau de plus petits télescopes autour du monde a également collaboré à ces observations.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Tableau de Matisse
|
|
Lorsque le vaisseau spatial MESSENGER s'est approché de Mercure le 14 Janvier 2008, l'instrument NAC (Narrow Angle Camera) du MDIS (Mercury Dual Imaging System) a capturé cette image du cratère Matisse. Baptisé du nom de l'artiste français Henri Matisse, le cratère Matisse a été imagé au cours de la mission Mariner 10 et est d'environ 210 kilomètres de diamètre. Le cratère Matisse est dans l'hémisphère sud et peut être vu près du terminateur de la planète (la ligne entre la partie éclairée, le côté jour, et la partie dans l'obscurité, le côté nuit) dans les images publiées précédemment qui montrent une vue d'ensemble de Mercure.
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Sur Mercure, les cratères portent le nom de personnes, maintenant décédées, qui ont apporté leur contribution à l'humanité, telles que des artistes, des musiciens, des peintres, et des auteurs. L'Union Astronomique Internationale (IAU) supervise le processus officiel d'appelation des nouveaux cratères et autres nouveaux dispositifs découverts sur les corps dans tout le Système solaire. Les scientifiques étudiant et cartographiant les dispositifs encore anonymes peuvent suggérer des noms pour examen par l'IAU. Les 1213 images prises par MESSENGER pendant son premier survol de Mercure couvrent une grande région de la surface de Mercure précédemment non vue par un vaisseau spatial, révélant de nombreux nouveaux cratères et d'autres dispositifs qui devront être nommés.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
L'astéroïde 2007 TU24 devrait être observable avec un instrument modeste
|
|
L'astéroïde 2007 TU24, découvert par le Catalina Sky Survey le 11 Octobre 2007 s'approchera de la Terre à moins de 1,4 fois la distance Terre-Lune le 29 Janvier 2008 à 08h33 UTC. Cet objet, entre 150 et 600 mètres de diamètre, atteindra une magnitude apparente approximative de 10.3 les 29-30 Janvier avant de devenir rapidement plus faible au fur et à mesure de son éloignement de la Terre. Pendant un bref moment l'astéroïde sera observable sous des cieux bien sombres avec un télescope ou une lunette astronomique de 80 mm d'ouverture au minimum.
Crédit : Dale Ireland (Silverdale, Washington)
L'illustration ci-dessus, préparée par l'astronome amateur Dale Ireland (Silverdale, Washington), montre le trajet de l'astéroïde dans le ciel pendant les trois jours de l'approche au plus près de la Terre, vu depuis la ville de Philadelphie. Compte-tenu de l'effet de parallaxe qui peut atteindre une fraction de degré selon le lieu d'observation par rapport au trajet de l'astéroïde montré par cette l'illustration, les observateurs sont invités à utiliser le service de génération d'éphémérides en ligne Horizons pour leur lieu spécifique d'observation. Ces tables d'éphémérides personnalisées peuvent être générées à l'adresse :
Etant donné l'estimation du nombre d'astéroïdes géocroiseurs de cette taille (environ 7.000 découverts et des objets non découverts), un objet de cette taille devrait passer aussi près de la Terre environ tous les 5 ans en moyenne. L'intervalle moyen entre les impacts terrestres réels pour un objet de cette taille serait d'environ un tous les 37.000 ans. Pour le passage du 29 Janvier auprès de la Terre, l'astéroïde 2007 TU24 n'a aucune chance de percuter, ou d'affecter, la Terre.
2007 TU24 effectuera le passage actuellement connu le plus proche par un astéroïde potentiellement dangereux de cette taille ou plus grand d'ici 2027. Le radar planétaire de Goldstone a planifié l'observation de cet objet les 23-24 Janvier et les 01-04 Février. L'imagerie radar en haute résolution est prévue, ce qui peut permettre la reconstruction ultérieure de la forme de l'objet en 3 dimensions.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Suivez en direct, depuis l'ESA, le lancement du laboratoire européen Columbus
|
|
La NASA confirme que la Navette Atlantis sera lancée jeudi 7 février avec, à son bord, deux astronautes de l'ESA, l'Allemand Hans Schlegel et le Français Léopold Eyharts. Atlantis doit acheminer le laboratoire Columbus de l'ESA jusqu'à l'ISS - Live Blog trilingue à venir.
La Navette décollera du pas de tir 39-A du Centre spatial Kennedy de la NASA, à Cap Canaveral (Floride), à 14h45 heure locale (20h45 heure de Paris).
L'amarrage à la Station spatiale internationale est prévu samedi 9 février à 18h23 heure de Paris. Quant à l'atterrissage en Floride, il est actuellement prévu lundi 18 février à 15h57 heure de Paris.
Le laboratoire Columbus de l'ESA constitue la plus importante mission européenne jamais conduite dans le cadre de l'ISS ; il s'agit en effet de l'élément clé de la contribution de l'Europe à ce projet international. Lorsque Columbus aura été lancé, raccordé à la Station et vérifié, l'ESA deviendra un partenaire actif de l'exploitation et de l'utilisation du seul avant-poste permanent dont dispose l'humanité dans l'espace.
Columbus, qui voyagera dans la soute de la Navette, sera pré-équipé de cinq bâtis internes. Deux de ses installations externes seront stockées séparément dans la Navette avant d'être fixées sur la structure du laboratoire lorsqu'il sera en orbite.
L'astronaute allemand Hans Schlegel jouera un rôle essentiel lors de deux des trois sorties dans l'espace (EVA) que prévoit la mission. Au cours de la première sortie, il aidera à installer le laboratoire et à le mettre sous tension.
Pendant son long séjour à bord de l'ISS, Léopold Eyharts prendra part de manière décisive à la mise en place, l'activation et la recette en orbite de Columbus et de ses modules d'expérience.
Une fois en orbite, le laboratoire sera suivi par le Centre de contrôle Columbus de l'ESA, situé dans les locaux du Centre allemand d'opérations spatiales du DLR à Oberpfaffenhofen, près de Munich.
L'ESA assurera la retransmission de cet événement majeur dans différents centres. Des experts de l'Agence ainsi que des représentants de l'industrie seront disponibles pour des interviews.
Live Blog trilingue de l'ESA On pourra également suivre le lancement et la mission complète sur le web à l'adresse suivante : www.esa.int/columbus.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Mercure en couleur
|
|
Les nouvelles images en couleur de Mercure prises par vaisseau spatial MESSENGER fournissent aux scientifiques des indices sur la composition de la surface de la planète.
Mercure en couleur
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Cette image couleur a été produite en combinant trois images séparées prises à travers les filtres WAC sensibles à la lumière dans des longueurs d'ondes différentes; des filtres qui transmettent la lumière avec des longueurs d'onde de 1000, 700, et 430 nanomètres (infrarouge, rouge extrême, et violet, respectivement) ont été placés dans les canaux rouge, vert, et bleu, respectivement, pour créer cette image. L'oeil humain est sensible seulement à la gamme de longueurs d'onde de 400 à 700 nanomètres. Créer une image en fausse couleur de cette manière accentue les différences de couleur sur la surface de Mercure qui ne peuvent pas être vues dans une simple image en noir et blanc, comme celle publiée la semaine dernière.
Cette image infrarouge-visible montre une vue en s'approchant de Mercure, environ 80 minutes avant le passage au plus près de la planète par MESSENGER le 14 Janvier 2008, depuis une distance d'environ 27.000 kilomètres.
Des séquences d'images acquises par les 11 filtres différents de MDIS sont employées pour distinguer de subtiles variations de couleur qui indiquent différents types de roche. En analysant les différences de couleur à travers chacun des 11 filtres, l'équipe de MESSENGER étudie les variétés de minerais et les type de roches présents sur la surface de Mercure. Une telle information sera primordiale pour aborder les questions fondamentales sur la façon dont Mercure s'est formée et a évolué.
Mercure a un diamètre d'environ 4.880 kilomètres, et le plus petit dispositif visible dans cette image couleur est d'une taille d'environ 10 kilomètres.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
Premier spectre de Mercure par MESSENGER
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Pendant son survol de Mercure, le vaisseau spatial MESSENGER a acquis le premier spectre haute résolution de la surface de la planète en ultraviolet, lumière visible et en proche de l'infrarouge. L'image du côté gauche montre une partie de la bande de terrain le long de laquelle l'instrument MASCS (Mercury Atmospheric and Surface Composition Spectrometer) a accumulé plus de 650 observations de la surface.
La bande blanche couvre environ 60 "empreintes" de MASC ou clichés spectraux. Le secteur rouge souligne environ 20 empreintes ramenées à une moyenne pour faire le spectre d'exemple sur la droite, montrant la quantité relative de lumière solaire reflétée à partir de la surface aux longueurs d'onde allant de l'ultraviolet au visible (arc-en-ciel) vers l'infrarouge. Les observations ont été prises le 14 Janvier 2008, débutant lorsque le champ de vision du spectromètre a croisé le côté éclairé de la planète à une distance d'environ 1.900 kilomètres, et continuant jusqu'à ce que le champ visuel laisse la planète à une distance d'environ 8.500 kilomètres de Mercure. Mercure est d'environ 4.880 kilomètres de diamètre, et les empreintes montrées ici sont d'environ 1 à 5 kilomètres.
Le spectre de Mercure montre le degré auquel différentes longueurs d'onde de lumière du Soleil sont absorbées ou reflétées par ses matériaux de surface. Les diminutions dans le spectre indiquent où la lumière du Soleil brillant sur la surface est partiellement absorbée. Les tailles et couleurs des bandes d'absorption sont le diagnostic des minerais dans les roches de surface. Bien que Mercure a été observée télescopiquement pendant des siècles depuis la Terre, et que Mariner 10 a pris des images dans un filtre ultraviolet et deux filtres couleurs lors de ses survols en 1974 et 1975, MESSENGER est la première mission à observer la surface avec assez de résolution spatiale et spectrale pour déterminer la composition de la surface de Mercure.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Interactions cosmiques
|
|
Les trois galaxies, cataloguées comme NGC 7173 (en haut), 7174 (en bas à droite) et 7176 (en bas à gauche), sont situées à 106 millions d'années-lumière en direction de la constellation du Poisson Austral (Piscis Austrinus).
NGC 7173 et 7176 sont des galaxies elliptiques, alors que NGC 7174 est une galaxie en spirale avec des lignes de poussières perturbées et une longue queue tordue. Ceci semble indiquer que les deux galaxies du bas - dont la forme combinée fait penser à celle d'un enfant endormi - agissent l'une sur l'autre actuellement, avec NGC 7176 fournissant du matériel frais à NGC 7174. La matière actuelle en grande quantité autour des membres du triplet indique également que NGC 7176 et NGC 7173 ont agi l'une sur l'autre dans le passé.
Les astronomes ont suggéré que les trois galaxies fusionneront finalement dans un géant "Univers d'îles", de dix à des centaines de fois plus massif que notre propre Voie lactée.
Les groupes compacts sont des petits systèmes relativement isolés, d'en général quatre à dix galaxies proches les unes des autres. Un autre exemple saisissant est le quartet de Robert. Les groupes compacts sont d'excellents laboratoires pour l'étude des interactions de galaxies et leurs effets, en particulier la formation d'étoiles.
Comme l'image saisissante le révèle, il y a beaucoup d'autres galaxies dans le champ. Certaines sont éloignées, alors que d'autres semblent faire partie de la famille. Les études effectuées avec d'autres télescopes ont en effet révélé que le groupe HCG 90 comprend 16 membres, la plupart d'entre eux beaucoup plus petits en taille que les quatre membres avec une entrée dans le catalogue NGC.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Vues fascinantes de la surface de Mercure
|
|
De nouvelles images du vaisseau spatial MESSENGER montrent des vues fascinantes de la surface de Mercure :
Un curieux cratère
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
L'instrument NAC (Narrow Angle Camera) sur le MDIS (Mercury Dual Imaging System) a acquis cette vue de la surface de Mercure iluminée obliquement de la droite par le Soleil. Le cratère non nommé (52 kilomètre de diamètre) au centre de l'image montre un dispositif d'effondrement en forme de combiné télephonique sur son plancher. Un tel dispositif d'effondrement, non vu sur les planchers d'autres cratères dans cette image, pourrait faire penser à de l'activité volcanique sur et juste au-dessous de la surface de ce cratère particulier. Les membres d'équipe de MESSENGER examinent de manière approfondie les plus de 1200 images retournées de ce survol pour d'autres dispositifs en surface qui peuvent fournir des indices sur l'histoire géologique de la planète la plus proche du Soleil.
Le cratère est situé dans l'hémisphère sud de Mercure, sur la face qui n'a pas été vue par Mariner 10 au cours de ses trois survols (1974-1975). Cette scène a été imagée alors que MESSENGER s'éloignait de Mercure, depuis une distance d'environ 19.300 kilomètres, environ 1 heure après l'approche au plus près de Mercure par le vaisseau spatial. L'image couvre une région d'approximativement 236 kilomètres de large, et des cratères d'environ 1,6 kilomètres de diamètre peuvent être vus.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
Crêtes et falaises à la surface du Mercure
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Une histoire complexe d'évolution géologique est enregistrée dans cette image de l'appareil-photo NAC (Narrow Angle Camera), faisant partie de l'instrument MDIS, prise pendant le survol au plus près de Mercure par MESSENGER le 14 Janvier 2008. La partie d'un vieux et grand cratère occupe la majeure partie de la partie inférieure gauche de l'image. Un arrangement de crêtes et de falaises en forme de "Y" traverse le plancher du cratère. Les ombres définissant les crêtes sont projetées sur le plancher du cratère par le Soleil brillant de la droite, indiquant des plaines en marche d'escalier descendante.
La branche principale droite du "Y" croise le plancher de cratère, le bord du cratère, et continue hors du bord supérieur de l'image; elle semble être un classique escarpement en lobe (falaise irrégulièrement formée) commun à tous les secteurs de Mercure imagés jusqu'ici. Ces escarpements lobaires ont été formés pendant une période où la croûte de Mercure se contractait pendant que la planète se refroidissait. En revanche, la branche du Y vers la gauche se termine au bord du cratère et est limitée au plancher du cratère. Ceci et la crête de couleur plus claire qui se prolonge vers le bas font que la crête ressemble aux crêtes plissées qui sont communes sur les grandes plaines volcaniques, ou aux "Mers", sur la Lune.
L'équipe scientifique de MESSENGER étudie quels dispositifs comme ceux-ci renseignent sur l'histoire du refroidissement intérieur de Mercure.
Les restes fantomatiques de quelques cratères sont vus du côté droit de cette image, indiquant probablement que ces cratères autrefois primitifs en forme de cuvette (comme ceux sur le plancher du grand cratère) ont été plus tard inondés par le volcanisme ou d'autres processus de formation de plaines.
Cette image a été prise 18 minutes après l'approche au plus près, quand MESSENGER était à environ 5.000 kilomètres de Mercure. L'image est d'environ 200 kilomètres de large, et des dispositifs d'environ 400 mètres peuvent être résolus.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
Regard en direction du pôle Sud de Mercure
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Il y a une semaine, le 14 Janvier 2008, le vaisseau spatial MESSENGER est passé à 200 kilomètres au-dessus de la surface de Mercure et a capturé les premières images du côté de Mercure non vu précédemment par un vaisseau spatial. Cette image montre cette face non vue auparavant, avec une vue regardant en direction du pôle sud de Mercure. Le limbe sud de la planète peut être vu en bas à droite de l'image. Le bas gauche de l'image montre la transition entre la zone éclairée par le Soleil, le côté jour de Mercure, et l'obscurité, la face nuit de la planète, une ligne de transition connue sous le nom de terminateur. Dans la région près du terminateur, le Soleil brille sur la surface sous un angle faible, entraînant que les bords des cratères et autres caractéristiques élévées de la surface projettent de ombres alongées, accentuant les différences de taille dans l'image.
Cette image fait partie d'une séquence de 42 images acquises par l'instrument NAC (Narrow Angle Camera) du MDIS (Mercury Dual Imaging Syste). A partir de ces 42 images, l'équipe de MESSENGER crée une mosaïque d'images en haute résolution de cette partie de Mercure non vue précédemment. Au total pendant le survol, MDIS a pris plus de 1200 images, lesquelles sont combinées pour créer des mosaïques avec différentes résolutions et de différentes parties de la planète. La création des mosaïques d'images en haute résolution permettra une vue globale de la surface de Mercure et sera utilisée pour comprendre les processus géologiques qui ont fait de Mercure la planète que nous voyons aujourd'hui.
Cette image a été acquise environ 98 minutes après l'approche au plus près de Mercure par MESSENGER, quand le vaisseau spatial était à une distance d'environ 33.000 kilomètres.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Comète P/2008 A2 (LINEAR)
|
|
Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert le 13 Janvier 2008 par le télescope de surveillance LINEAR, a révélé sa nature cométaire lors d'observations de confirmation de l'objet.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2008 A1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 12 Juin 2008 à une distance de 1,3 UA du Soleil, et une période de 5,7 ans.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Comète C/2007 VO53 (Spacewatch)
|
|
Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert dans le cadre du Mt Lemmon Survey le 11 Janvier 2008 a été identifié avec un objet découvert par Spacewatch le 01 Novembre 2007 répertorié sous la désignation de 2007 VO53. Des observations antérieures à la découverte faites au Mt Lemmon et datant du 20 octobre 2007 ont également été retrouvées. Des images de Spacewatch prises le 13 Janvier 2008 ont révélé la nature cométaire de l'objet.
Les éléments orbitaux de la comète C/2007 VO53 (Spacewatch) indiquent un passage au périhélie le 26 Avril 2010 à une distance d'environ 4,8 UA du Soleil.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Nouvelles vues de Mercure
|
|
De nouvelles images du premier survol de Mercure par le vaisseau spatial MESSENGER :
Une vue d'ensemble de Mercure
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Lorsque MESSENGER s'est approché de Mercure le 14 Janvier 2008, l'instrument NAC (Narrow Angle Camera) du MDIS (Mercury Dual Imaging System) a pris des images de la planète à travers chacun de ses 11 filtres. Cette image du croissant complet de la planète a été prise à l'aide du 7ème filtre, en lumière proche de la fin du rouge du spectre visible (750 nm). L'image montre des parties de Mercure précédemment vues par Mariner 10, mais quand Mariner 10 survola la planète à chacune de ses rencontres le Soleil était pratiquement au zénith. Pour ce survol de MESSENGER, le Soleil brille obliquement sur les régions près de la limite jour-nuit (le terminateur) sur le côté droit du croissant, révélant la topographie de la surface dans la forme du relief. Cette image illustre comment MESSENGER, au cours de ses prochains survols et la mission orbitale à venir, nous en apprendra beaucoup plus sur la partie de Mercure déjà imagée par Mariner 10, et pas seulement en raison de sa caméra plus performante et de la proximité plus proche de la planète. La géométrie de l'éclairage solaire fait une énorme différence.
Cette image a été prise environ 80
minutes avant l'approche au plus près depuis une distance
d'environ 27.000 kilomètres et montre des dispositifs aussi
petits que 10 kilomètres.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
Histoire complexe des cratères de Mercure
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Le 14 Janvier 2008, le vaisseau spatial MESSENGER a observé environ la moitié de l'hémisphère non vue par Mariner 10. Ces images, assemblées en mosaïque par l'équipe de MESSENGER, ont été prises par l'instrument NAC (Narrow Angle Camera), faisant partie de l'instrument MDIS (Mercury Dual Imaging System), environ 20 minutes après l'approche au plus près de Mercure par MESSENGER, quand le vaisseau spatial était à une distance d'environ 5.000 kilomètres. L'image montre des dispositifs aussi petits que 400 mètres en taille et est d'environ 370 kilomètres de large.
L'image montre une partie d'un grand cratère frais avec des séries de cratères secondaires situés près de l'équateur de Mercure sur la face de la planète nouvellement imagée par MESSENGER. Les grands cratères à fond plat ont souvent des bords en terrasse de l'effondrement après impact de leurs murs nouvellement formés. Les centaines d'impacts secondaires qui sont creusés à la surface de la planète par l'objet entrant créent de longues chaînes linéaires en rayon à partir du cratère principal. Ces chaînes, en plus du reste de la couverture d'ejecta, créent le terrain compliqué et accidenté entourant le cratère primaire. En comptant les cratères sur la couverture d'ejecta qui ont été formé depuis l'événement d'impact, l'âge du cratère peut être estimé. Ce compte peut alors être comparé à un compte similaire pour le plancher du cratère pour déterminer si du matériel a partiellement rempli le cratère depuis sa formation. Avec leur grandes taille et production de cratères secondaires abondants, ces cratères au plancher plat éclairent et dévoilent l'histoire géologique de Mercure.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
Première image après l'approche au plus près
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Neuf minutes après que le vaisseau spatial MESSENGER soit passé à 200 kilomètres au-dessus de la surface de Mercure, sa distance au plus près au cours du survol du 14 Janvier 2008, l'instrument WAC (Wide Angle Camera) sur le système MDIS (Mercury Dual Imaging System) a capturé cette image. Cette vue fait partie du premier jeu d'images prises après l'approche au plus près.
Le terrain criblé de cratères montré ici est sur la face de Mercure non vue par un vaisseau spatial avant le survol de MESSENGER.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
Premiers résultats de l'altimètre laser
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Le 14 Janvier 2008, l'altimètre laser de MESSENGER (MLA, Mercury Laser Altimeter) est devenu le premier instrument à mesurer la distance entre un vaisseau spatial et la surface de Mercure.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Mercure en détail
|
|
De nouvelles images du premier survol de Mercure par le vaisseau spatial MESSENGER :
Plan rapproché détaillé de la surface non vue précédemment de Mercure
Environ 21 minutes après l'approche au plus près de Mercure par le vaisseau spatial MESSENGER, l'instrument NAC (Narrow Angle Camera) a pris cette image montrant une variété de caractéristiques de surface étonnantes, dont des cratères d'environ 300 mètres de diamètre.
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
C'est l'une d'un jeu de 68 images prises par NAC montrant les paysages près de l'équateur de Mercure sur la face de la planète jamais imagée auparavant par un vaisseau spatial. A partir de tels gros plans hautement détaillés, les géologues planétaires peuvent étudier les processus qui ont modelé la surface de Mercure sur les quatre milliards d'années passées.
Un des plus hauts et plus longs escarpements (falaises) vus à ce jour sur Mercure décrit une courbe du centre en haut vers le côté droite de cette image. (Le Soleil brille à une faible hauteur de la gauche, aussi les escarpements projettent une ombre large.). De grandes forces dans la croûte de Mercure ont poussé le terrain occupant les deux-tiers gauche de l'image vers le haut et au-dessus du terrain vers la droite. Un cratère d'impact a plus tard détruit une petite partie de l'escarpement près du haut de l'image.
Cette image a été prise depuis une distance de seulement 5.800 kilomètres de la surface de la planète et montre une région d'environ 170 kilomètres de large.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
Une surface criblée de cratères
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Pendant sur survol de Mercure, le vaisseau spatial MESSENGER a acquis des images en haute résolution de la surface de la planète. Cette image prise par l'appareil-photo NAC (Narrow Angle Camera) de l'instrument MDIS (Mercury Dual Imaging System), a été obtenue le 14 Janvier 2008, environ 37 minutes après le passage au plus près de la planète par MESSENGER. L'image révèle la surface de Mercure à une résolution d'envion 350 mètres par pixel, et la largeur de l'image est d'environ 370 kilomètres.
Cette image est la 98ème d'un jeu de 99 images qui ont été prises dans un enchaînement de 9 rangées et de 11 colonnes pour permettre la création d'une grande mosaïque en haute résolution du quart nord-est de la région non vue par Mariner 10. Au cours de la rencontre avec Mercure, le MDIS a acquis des ensembles d'images pour sept grandes mosaïques avec le NAC.
Cette image montre un cratère non vu auparavant avec des rayons lumineux distincts de matières éjectées se prolongeant radialement vers l'extérieur depuis le centre du cratère. Une chaîne de cratères tout près est également visible. Etudier les cratères d'impact founit un aperçu de l'histoire et de la composition de Mercure ainsi que sur les processus dynamiques qui se sont produits dans tout le Système solaire. L'équipe scientifique de MESSENGER a commencé à analyser ces images en haute résolution pour résoudre ces questions fondamentales.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
L'horizon de Mercure
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Pendant que le vaisseau spatial arrivait au plus près de Mercure pour son premier survol historique, l'intrument NAC (Narrow Angle Camera) du MDIS (Mercury Dual Imaging System), a acquis une mosaïque d'images de la partie éclairée par le Soleil de la planète. Cette image est l'une des composantes de cette mosaïque et a été aquise le 14 Janvier 2008 à 18h10 UTC, quant le vaisseau spatial était à environ 18.000 kilomètres de la surface de Mercure, environ 55 minutes avant l'approche au plus près de la planète par MESSENGER.
Cette image montre une variété de textures de la surface, dont des plaines lisses au centre de l'image, de nombreux cratères d'impact (quelques uns avec des pics centraux), et de la matière ruggeuse qui semble avoir été éjectée du grand cratère en bas à droite. Ce grand cratère de 200 kilomètres de large a été vu avec moins de détail par Mariner 10 il y a plus de trente ans et a été baptisé du nom de l'écrivain Sholem Aleichem. Dans cette image de MESSENGER, il peut être vu que les plaines de dépôts remplissant l'intérieur du cratère ont été déformées par des stries linéaires. Le secteur ombragé sur la droite de l'image est la limite entre le jour et la nuit, le terminateur. Au total, MESSENGER a acquis plus de 1200 images de Mercure, que les membres de l'équipe scientifique examinent maintenant en détail pour se renseigner sur l'histoire et l'évolution de la planète la plus intérieure.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
L'histoire géologique de Mercure
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Peu après l'approche au plus près de Mercure par MESSENGER le 14 Janvier 2008, l'instrument NAC (Narrow Angle Camera) du MDIS (Mercury Dual Imaging System) a acquis cette image faisant partie d'une mosaïque qui couvre une grande partie de la partie éclairée par le Soleil de l'hémisphère non vu par Mariner 10. Les images comme celle-ci peuvent lues en termes de séquence d'événements géologiques et fournisssent un aperçu des phases successives des processus qui ont agi à la surface de Mercure dans le passé.
Le cratère à double anneau photographié en haut à droite de cette image semble être rempli de matériel lisse de plaines, peut-être de nature volcanique. Ce cratère a été plus tard bouleversé par la formation d'un escarpement (falaise) principal, l'expression extérieure d'un sytème de faille majeure dans la croûte, qui court à côté d'une partie de son bord sud et pourrait avoir conduit au soulèvement vu à travers une partie du plancher du cratère. Un plus petit cratère dans le haut à gauche de l'image a été également coupé par l'escarpement, prouvant que la faille sous l'escarpement était en activité après la formation des deux cratères.
L'équipe de MESSENGER travaille pour combiner les suggestions sur la synchronisation des événements obtenus de cette image avec l'information similaires de centaines d'autres images acquises par MESSENGER pour élargir et affiner l'histoire géologique de Mercure précédemment définie sur la base des seules images de Mariner 10.
Cette image de MESSENGER a été prise depuis une distance d'environ 18.000 kilomètres de la surface de Mercure, à 20h03 UTC, environ 58 minutes après le point d'approche au plus près du survol. La région montrée est d'environ 500 kilomètres de large, et des cratères d'environ 1 kilomètre peuvent être vus dans cette image.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Comètes SOHO : C/2007 V11, V12, V13, V14, W4, W5, W6, W7, W8
|
|
Neuf nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-B09 et MPEC 2008-B10. Ces neuf comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2007 V11 (SOHO) Hua Su C/2007 V12 (SOHO) Shihong Yuan, Hua Su C/2007 V13 (SOHO) Rainer Kracht C/2007 V14 (SOHO) Rainer Kracht
C/2007 W4 (SOHO) Michele Mazzucato C/2007 W5 (SOHO) Hua Su C/2007 W6 (SOHO) Rainer Kracht C/2007 W7 (SOHO) Bo Zhou C/2007 W8 (SOHO) Michele Mazzucato
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Premier coup d'oeil sur la face non vue auparavant de Mercure
|
|
Le vaisseau spatial a transmis des images et d'autres données collectées pendant le survol. Les observations incluent des parties de la planète vues par le seul autre vaisseau spatial ayant visité la planète, Mariner 10, qui a exécuté trois survols les 29 Mars 1974, 21 Septembre 1974 et 16 Mars 1975.
Pendant que le vaisseau spatial MESSENGER s'approchait de Mercure pour son premier survol, la caméra à champ restreint, faisant partie de l'instrument MDIS (Mercury Dual Imaging System), a acquis une série d'images de la planète en soutien à la navigation du vaisseau. Les neuf images montrées ici ont été prises du 09 au 13 Janvier, lorsque MESSENGER se rapprochait entre 2,7 millions de kilomètres et 760.000 kilomètres de Mercure.
Lorsque Mariner 10 a survolé Mercure, le même hémisphère était éclairé à chacune des trois rencontres. Par conséquent, Mariner 10 a pris en image moins de la moitié de la planète.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
Le 14 Janvier 2008, le vaisseau spatial MESSENGER a observé environ la moitié de l'hémisphère manqué par Mariner 10. Cette image a été capturée par la caméra grand angle, faisant partie de l'instrument MDIS (Mercury Dual Imaging System), environ 80 minutes après l'approche au plus près de Mercure, quand le vaisseau spatial était à une distance d'environ 27.000 kilomètres de Mercure. L'image montre des dispositifs aussi petits que 10 kilomètres en taille.
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Comme la partie cartographiée précédemment de Mercure, cet hémisphère apparaît fortement criblé de cratères. Il révèle également quelques dispositifs uniques et caractéristiques. En haut à droite est le basin géant Caloris, dont ses parties occidentales jamais vues auparavant par le vaisseau spatial. Formé par l'impact d'un grand astéroïde ou d'une comète, Caloris est un des plus grands, et peut-être l'un des plus jeunes, bassins dans le Système solaire. La nouvelle image montre le bassin complet intérieur et révèle qu'il est plus lumineux que les régions environnantes et peut donc avoir une composition différente. Des plaines lisses plus sombres entourent complètement Caloris, et beaucoup d'inhabituels cratères bordés de sombre sont observés à l'intérieur du bassin. Plusieurs autres bassins à anneaux multiples sont vus dans cette image pour la première fois.
D'autres images obtenues pendant le survol révèleront les dispositifs de surface en couleurs et en beaucoup plus de détails. Collectivement, ces images et mesures faites par d'autres instruments de MESSENGER fourniront bientôt une vue globale détaillée de la surface de Mercure, apportant des informations clés pour comprendre la formation et l'histoire géologique de la planéte la plus intérieure.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
Alors que MESSENGER s'approchait de Mercure, le 14 Janvier 2008, la caméra à champ restreint sur l'instrument MDIS (Mercury Dual Imaging System) a capturé cette vue du paysage accidenté et criblé de cratères de la planète, illuminée obliquement par le Soleil. Le grand cratère avec double anneau, dans l'ombre, vu en haut à droite de l'image, a été aperçu par Mariner 10 il y a plus de trente ans et a été baptisé Vivaldi, du nom du compositeur italien. Son anneau externe a un diamètre d'environ 200 kilomètres. L'appareil-photo moderne de MESSENGER a révélé des détails qui n'avaient pas été bien vus par Mariner 10, dont la large dépression ancienne recouverte par la partie inférieure gauche du cratère Vivaldi.
Cette image de MESSENGER a été prise depuis une distance d'environ 18.000 kilomètres, environ 56 minutes avant la rencontre au plus près du vaisseau spatial avec Mercure. Elle montre une région d'approximativement 500 kilomètres de large, et des cratères d'environ 1 kilomètre peuvent être vus dans cette image.
Deux autres survols de Mercure sont programmés, le 06 Octobre 2008 et le 29 Septembre 2009, pour guider le vaisseau spatial vers une insertion en orbite autour de Mercure le 18 Mars 2011.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Comètes SOHO : C/2007 V3, V4, V5, V6, V7, V8, V9, V10
|
|
Huit nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-A75 et MPEC 2008-A76. La comète C/2007 V10 appartient au groupe de Meyer; les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2007 V3 (SOHO) Rob Matson C/2007 V4 (SOHO) Arkadiusz Kubczak C/2007 V5 (SOHO) Rainer Kracht C/2007 V6 (SOHO) Hua Su
C/2007 V7 (SOHO) Rainer Kracht C/2007 V8 (SOHO) Hua Su C/2007 V9 (SOHO) Rob Matson C/2007 V10 (SOHO) Zhangwei Jin note : il s'agit pour Zhangwei Jin de sa première découverte de comète SOHO.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Ulysses au pôle Nord du Soleil
|
|
Le 14 Janvier, presque un an après avoir visité le pôle solaire sud, le vaisseau spatial Ulysses a atteint le point le plus élevé de son orbite au-dessus de la calotte polaire nord du Soleil. Avec celui-ci, Ulysses a accompli son troisième passage rapide du sud au nord jusqu'ici.
"Cette étape importante pour la mission conjointe de l'ESA et de la NASA coïncide également avec le début d'un nouveau cycle d'activité solaire", explique Richard Marsden, directeur de mission Ulysses à l'ESA. "La météo spatiale est été calme avant récemment et aussi nous attendons avec impatience des feux d'artifice solaires dans les mois à venir au fur et à mesure de l'augmentation du nombre de taches solaires."
Faisant partie d'une flotte impressionnante de vaisseaux spatiaux interplanétaires qui inclut les sondes jumelles STEREO lancées en 2006 et l'observatoire SOHO, Ulysses est idéalement placé pour fournir une perspective unique pendant que notre étoile se prépare pour le prochain pic de son cycle d'activité. On s'attend à ce que ceci se produise autour de 2012.
Bien que le Soleil ait été relativement calme au cours de la dernière année, ceci ne signifie pas que l'équipe d'opérations du vaisseau spatial a pu se reposer et se détendre. Au contraire, le passage rapide du sud au nord par le périhélie est l'une des périodes les plus angoissantes dans l'orbite de 6,2 années de Ulysses, maintenant dans sa 18ème année d'opérations. C'est parce que le vaisseau spatial subit une perturbation dynamique lorsqu'il vient plus près du Soleil, faisant vaciller la sonde, un mouvement appelé 'nutation'.
"Nous devons garder la nutation sous contrôle", dit Marsden, "autrement nous pourrions perdre le contact avec le vaisseau spatial. Heureusement, l'équipe d'opérations a développé une stratégie robuste pour aborder ce problème, et il n'y a pas eu trop de moments effrayants cette fois autour!" En fait, cette stratégie est si efficace que les mesures scientifiques ont été à peine affectées. On s'attend à ce que la nutation disparaisse au cours des semaines à venir pendant qu'Ulysses se dirige de nouveau loin du Soleil.
Une énigme scientifique de longue date qui a été à l'étude pendant le passage récent du sud vers le nord est l'asymétrie claire nord-sud dans la structure de l'héliosphère qui a été trouvée quand Ulysses a visité les calottes polaires pour la première fois en 1994-95, également près du minimum solaire. A ce moment-là, l'équateur magnétique séparant les champs magnétiques positif et négatif a été poussé de 10 degrés en direction du sud par rapport à l'équateur de rotation du Soleil.
La raison de l'excentrage n'est pas encore entièrement comprise, et les indications préliminaires sont que les données récentes montrent beaucoup moins d'effet que précédemment. Cependant, des études supplémentaires sont nécessaires avant que des conclusions fermes puissent être tirées, car les mesures de Ulyssses ne sont pas conduites simultanément dans chaque hémisphère et des changements temporels ne peuvent pas être éliminés. Néanmoins, les investigations de cette sorte démontrent la valeur des observations à long terme hors de l'écliptique que seul Ulysses peut fournir.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Comètes SOHO : C/2007 S11, U7, U8, U9, U10, U11, U12, U13
|
|
Huit nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-A71 et MPEC 2008-A72. La comète C/2007 S11 n'appartient à aucun groupe connu; la comète C/2007 U7 appartient au groupe de Meyer; les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2007 S11 (SOHO) Rainer Kracht C/2007 U7 (SOHO) Hua Su C/2007 U8 (SOHO) Hua Su C/2007 U9 (SOHO) Hua Su
C/2007 U10 (SOHO) Hua Su C/2007 U11 (SOHO) Hua Su C/2007 U12 (SOHO) Tony Hoffman C/2007 U13 (SOHO) Masanori Uchina
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Mystères galactiques révélés
|
|
Des astronomes ont produit une mine d'or scientifique d'images détaillées et de haute qualité de galaxies voisines qui apporte de nouveaux aperçus importants sur de nombreux aspects des galaxies, y compris leurs structures complexes, comment les étoiles se forment, les mouvements du gaz dans les galaxies, la relation entre la matière "normale" et la matière "foncée" invisible, et beaucoup d'autres choses.
Une équipe internationale de scientifiques a utilisé plus de 500 heures d'observations avec le radiotélescope VLA (Very Large Array) de la NSF ( National Science Foundation) pour produire un jeu d'images de 34 galaxies à des distances de 6 à 50 millions d'années-lumière de la Terre. Leur projet, appelé THINGS (The HI Nearby Galaxy Survey), a demandé deux années pour produire presque un térabyte des données. HI ("H-un") est un terme astronomique pour le gaz d'hydrogène atomique. Les astronomes ont présenté leurs premiers résultats à la réunion de l'American Astronomical Society (AAS) à Austin, Texas.
"Etudier les ondes radio émises par le gaz d'hydrogène atomique dans les galaxies est une manière extrêmement puissante d'apprendre ce qui se passe dans les galaxies voisines. L'étude THINGS utilise cet outil pour fournir des ensembles d'images de qualité et sensibilité les plus élevées pour un échantillon substantiel de galaxies de différents types," commente Fabian Walter (Max-Planck Institute for Astronomy in Heidelberg, Allemagne).
Crédit : Walter et al., NRAO/AUI/NSF
La plupart des galaxies étudiées dans l'étude THINGS ont également été observées à d'autres longueurs d'onde, incluant les images infrarouges du télescope spatial Spitzer et les images en ultraviolet de GALEX. Cette combinaison fournit une ressource sans précédent pour dénouer le mystère sur la manière dont le matériel gazeux d'une galaxie influence son évolution globale.
L'analyse des données de THINGS a déjà rapporté de nombreux profits scientifiques. Par exemple, une étude a éclairé les astronomes sur le seuil de densité exigé pour démarrer le processus de formation d'étoiles. "Utiliser les données de THINGS en combinaison avec les observations des télescopes spatiaux nous a permis d'étudier comment les processus menant à la formation d'étoile diffèrent dans de grandes galaxies en spirale comme la nôtre et des galaxies naines et beaucoup plus petites," commente Adam Leroy et Frank Bigiel du Max-Planck Insitute for Astronomy lors de la réunion de l'AAS à Austin.
Crédit : Walter et al., NRAO/AUI/NSF
Parce que l'hydrogène atomique émet des ondes radio à une fréquence spécifique, les astronomes peuvent mesurer les mouvements du gaz en notant l'effet Doppler dans la fréquence provoquée par ces mouvements. "Parce que les images de THINGS sont fortement détaillées, nous avons pu mesurer le mouvement de rotation des galaxies et des mouvements aléatoires non-circulaires dans les galaxies," ajoute Erwin de Blok (University of Cape Town, Afrique du Sud).
Les mesures de mouvement fournissent de nouvelles informations sur la mystérieuse et invisible "matière foncée" dans les galaxies. "Les mouvements non-circulaires révélés par les observations de THINGS s'avérent être trop petits pour résoudre un problème de longue date en cosmologie, à savoir l'incapacité des simulations sur ordinateur ultramoderne de décrire la distribution de la matière foncée dans les galaxies en disque. On a pensé que les mouvements aléatoires pourraient expliquer cette incapacité, mais nos données montrent que ce n'est pas le cas," explique de Blok.
Les images de THINGS ont révélé ce que Elias Brinks (University of Hertfordshire, Royaume-Uni) a appelé "une complexité renversante de structures dans le ténu milieu interstellaire des galaxies." Ces structures incluent de grandes coquilles et des "bulles," vraisemblablement causées par de multiples explosions d'étoiles massives en supernovae. Analyser le détail de ces structures complexes aidera les astronomes à mieux comprendre les différences dans les processus de formation d'étoiles dans les types divers de galaxies.
Même une question simple comme par exemple de quelle grosseur sont les disques de gaz dans les galaxies en spirale avait été en grande partie éludée par les astronomes auparavant. "La qualité et la sensibilité des images de THINGS nous a permis de voir les bords réels de ces disques dans un grand échantillon de galaxies," note Brinks.
Crédit : Walter et al., NRAO/AUI/NSF
La nouvelle étude a également montré une différence fondamentale entre les galaxies voisines -- une partie de l'Univers "actuel", et des galaxies bien plus éloignées, vues comme elles étaient quand l'Univers était beaucoup plus jeune. "il s'avère que le gaz dans les galaxies dans le premier Univers est beaucoup plus 'excité', probablement parce que les galaxies se heurtaient plus fréquemment alors et il y avait une formation d'étoiles plus intense provoquant des écoulements de matières et des vents stellaires," explique Martin Zwaan (European Southern Observatory).
Ces découvertes, prévoient les scientifiques, sont seulement le sommet de l'iceberg. "Cette étude a produit une quantité énorme de données, et nous n'avons seulement analysé jusqu'ici qu'une petite partie d'elle. Le travail à venir est sûr de nous en dire beaucoup plus sur les galaxies et comment elles évoluent. Nous nous attendons à être surpris," ajoute Walter. En plus des présentations faites lors de la réunion de l'AAS à Austin, les membres d'équipe de THINGS ont également soumis une série de papiers scientifiques à Astronomical Journal.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Un massif nuage de gaz en route pour une collision avec la Voie lactée
|
|
"Le bord principal de ce nuage est déjà en interaction avec le gaz de notre Galaxie," commente Felix J. Lockman, du NRAO (National Radio Astronomy Observatory), chef d'une équipe d'astronomes qui ont utilisé le télescope Robert C. Byrd Green Bank Telescope (GBT) de la National Science Foundation (NSF) pour étudier l'objet. Les scientifiques ont présenté leurs résultats à la réunion de l'American Astronomical Society à Austin, Texas.
Le nuage, appelé "Nuage de Smith", d'après le nom de l'astronome qui l'a découvert en 1963, contient assez d'hydrogène pour faire des millions d'étoiles comme le Soleil. Long de onze mille années-lumière et de 2.500 années-lumière de large, il est à seulement 8.000 années-lumière du disque de notre Galaxie. Il s'abat vers notre galaxie à plus de 240 kilomètres par seconde, visant à frapper le disque de la Voie lactée sous un angle d'environ 45 degrés.
"C'est probablement un nuage de gaz restant de la formation de la Voie lactée ou du gaz dépouillé d'une galaxie voisine. Lors de la rencontre, il pourrait déclencher un jaillissement énorme de formation d'étoiles. Beaucoup de ces étoiles seront très massives, expédiant rapidement leurs vies et éclatant en supernovae. Sur quelques millions d'années, cela ressemblera à une célébration céleste de la nouvelle année, avec des pétards énormes explosant dans cette région de la Galaxie," ajoute Lockman.
Quand le Nuage de Smith a été découvert la première fois, et pendant les décennies après, les images disponibles n'avaient pas assez de détail pour montrer si le nuage faisait partie de la Voie lactée, quelque chose s'échappant de la Voie lactée, ou quelque chose tombant dedans.
Lockman et ses collègues ont employé le GBT pour effectuer une étude extrêmement détaillée de l'hydrogène dans le Nuage de Smith. Leurs observations ont inclus presque 40.000 pointages différents du télescope géant pour couvrir le nuage avec une sensibilité et une résolution sans précédent. Le Nuage de Smith couvre environ 15 degrés dans le ciel, 30 fois la largeur de la Pleine Lune.
"Si vous pouviez voir ce nuage avec vos yeux, ce serait une vue très impressionnante dans le ciel nocturne," ajoute Lockman. "D'un bout à l'autre il couvrirait presque autant de ciel que la constellation d'Orion. Mais dans la mesure où nous savons qu'il est fait entièrement de gaz -- personne n'a trouvé dans lui une simple étoile."
"Sa forme, quelque peu similaire à celle d'une comète, indique qu'il frappe déjà le gaz dans les périphéries de notre Galaxie," note Lockman. "Il ressent également une force de marée de la pesanteur de la Voie laiteuse et peut être être déchiré dans le processus. Notre Galaxie obtiendra une pluie de gaz de ce nuage, puis dans environ 20 à 40 millions d'années, le noyau du nuage s'écrasera contre le plan de la Voie lactée," explique Lockman.
Le nuage heurtera probablement une région légèrement plus loin du centre galactique que notre Système solaire et à environ 90 degrés en avant de nous dans le disque de la Voie lactée. La collision peut déclencher une période de rapide formation d'étoiles alimentée par le nouveau gaz et le choc de la collision. Quelques théories indiquent que l'anneau d'étoiles lumineuses près du Soleil, appelé "Ceinture de Gould", a été créé exactement par un tel événement de collision.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Cycle solaire 24
|
|
La tache solaire qui est apparue le 04 Janvier 2008 à la surface de notre Soleil répond à deux des principaux critères qui déterminent l'entrée dans le nouveau cycle solaire, le vingt-quatrième.
La région de tache solaire possède une polarité magnétique opposée à la polarité des taches solaires du cycle solaire précédent, et se situe à environ 30° de latitude Nord sur le Soleil, une région de haute latitude où apparaissent généralement (au Nord ou au Sud, selon les cycles) les taches solaires d'un nouveau cycle alors que les taches du cycle précédent sont plutôt rassemblées près de l'équateur du Soleil.
Un panel international d'experts, à l'initiative du NOAA Space Environment Center, s'était réuni en Mars 2007 pour prévoir la date d'entrée dans le nouveau cycle solaire, son intensité maximum, et le mois et l'année du maximum.
Le "Solar Cycle 24 Prediction Panel" prévoyait que le minimum solaire marquant le début du cycle 24 se produirait en Mars 2008 (±6 mois). Le panel avait tiré cette conclusion en raison de l'absence des signatures prévues comme condition minimum sur le Soleil au moment de la réunion du panel en Mars 2007 : il n'y avait eu encore aucune tache solaire de haute latitude observée avec la polarité prévue du cycle 24 ; la configuration de la couronne à grande échelle n'avait pas encore abouti à un dipôle simple ; la couche héliosphérique actuelle n'était pas encore aplatie ; et les mesures d'activité, telles que le flux de rayons cosmiques, le flux par radio, et le nombre de tache solaire, n'avaient pas encore atteint les valeurs minimum solaires typiques.
Depuis la tenue de cette réunion, le nombre de taches solaires a atteint son minimum (0.9 en Octobre 2007). L'apparition de la tache AR10981 est un signe évident que le cycle solaire 24 est maintenant amorcé. Cependant le cycle solaire 23 n'est pas encore terminé et les deux cycles coexisteront pendant une période plus ou moins longue. Dans les mois à venir, nous pourrons voir simultanément des taches solaires du cycle finissant et du nouveau cycle naissant.
Selon les experts, l'activité solaire du cycle
24 devrait atteindre son maximum en 2011 ou 2012.
Crédit : NOAA.SWPC
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Comètes SOHO : C/2007 T10, T11, T12, T13, T14, U3, U4, U5, U6
|
|
Neuf nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-A50 et MPEC 2008-A51. Ces neufs comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2007 T10 (SOHO) Hua Su C/2007 T11 (SOHO) Hua Su C/2007 T12 (SOHO) Arkadiusz Kubczak C/2007 T13 (SOHO) Hua Su C/2007 T14 (SOHO) Masanori Uchina
C/2007 U3 (SOHO) Hua Su C/2007 U4 (SOHO) Hua Su C/2007 U5 (SOHO) Masanori Uchina C/2007 U6 (SOHO) Arkadiusz Kubczak
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Epiméthée révélée
|
|
Le proche survol d'Epiméthée par le vaisseau spatial Cassini en Décembre 2007 a renvoyé des images détaillées de la région polaire sud de la lune.
Les vues montrent ce qui pourrait être les restes d'un large cratère d'impact couvrant une grande partie de cette face, et qui pourrait être responsable de la forme légèrement aplatie de la partie sud d'Epiméthée (116 kilomètres de large) vue précédemment à une résolution de beaucoup inférieure.
Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute
L'image montre également deux types de terrain : des secteurs plus foncés et plus réguliers, et un terrain plus lumineux, légèrement plus jaunâtre et plus fracturé. Une interprétation de cette image est que le matériel plus foncé a manifestement descendu les pentes, et a probablement un contenu plus faible de glace que le matériel plus lumineux, qui apparaît plus comme le "substrat rocheux". Néanmoins, les matériaux dans les deux terrains sont probablement riches en glace d'eau.
Les images qui ont été utilisées pour créer cette vue en couleur ont été prises avec la caméra à champ restreint du vaisseau spatial Cassini le 03 Décembre 2007. Les vues ont été obtenues à une distance d'approximativement 37.400 kilomètres d'Epiméthée.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Comète C/2008 A1 (McNaught)
|
|
Une nouvelle comète de magnitude 15.2 a été découverte par Rob H. McNaught (Siding Spring ) sur les images prises avec le télescope Uppsala Schmidt de 0,5 mètre le 10 Janvier 2008. La comète a été confirmée dès le lendemain par J. Young (Table Mountain Observatory, Wrightwood), E. Guido et G. Sostero (RAS Observatory, Mayhill), S. G. McAndrew (North Ryde), et Q.-z. Ye (Lulin Observatory).
Avec la découverte de C/2008 A1, Rob McNaught compte désormais 40 comètes à son actif . Les Grands Chasseurs de Comètes
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 A1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 03 Novembre 2008 à une distance de 1,5 UA du Soleil. Visible uniquement sous les cieux de l'hémisphère sud, la comète pourrait atteindre une magnitude voisine de 10 fin Octobre 2008.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 29 Septembre 2008 à une distance de 1 UA du Soleil.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Trous noirs en rotation rapide
|
|
Les résultats de l'observatoire de rayons X Chandra, combinés avec de nouveaux calculs théoriques, fournissent une des meilleures preuve à ce jour que beaucoup de trous noirs supermassifs tournent extrêmement rapidement. Les images sur la gauche montrent 4 des 9 grandes galaxies incluses dans l'étude de Chandra, chacune contenant un trou noir supermassif en son centre.
Les images de Chandra montrent des paires de bulles énormes, ou de cavités, dans les chaudes atmosphères gazeuses des galaxies, créées dans chaque cas par des jets produits par un trou noir supermassif central. Etudier ces cavités permet de calculer le rendement de puissance des jets. Ceci fixe des contraintes sur la rotation des trous noirs une fois combinée avec les modèles théoriques.
Crédit : NASA/CXC/UFRGS/R.Nemmen et al.; Illustration: NASA/CXC/M.Weiss
Les images de Chandra ont été également employées pour estimer la quantité de carburant disponible pour chaque trou noir supermassif, en utilisant un modèle simple sur la façon dont la matière tombe vers un tel objet. L'impression artistique du côté droit du graphique principal montre le gaz dans une "sphère d'influence" tombant directement vers l'intérieur d'un trou noir avant de rejoindre un disque de matière en rotation rapide près du centre. La majeure partie du matériel dans ce disque est avalée par le trou noir, mais une partie d'elle est emportée vers l'extérieur dans des jets (colorés en bleu) par des champs magnétiques tournant rapidement près du trou noir.
Les travaux précédents avec ces données de Chandra ont prouvé que plus le rythme auquel la matière tombe vers ces trous noirs supermassifs est élevé, plus leur rendement de puissance dans les jets est élevé. Cependant, sans théorie détaillée les implications de ce résultat pour le comportement des trous noirs étaient peu claires. La nouvelle étude utilise ces résultats de Chandra combinés avec les modèles théoriques principaux pour la production de jets, plus la relativité générale, pour montrer que les trous noirs supermassifs dans ces galaxies doivent tourner à un rythme proche du maximum. Si les trous noirs tournent à cette limite, le matériel peut être entraîné autour d'eux à une vitesse proche de celle de la lumière, la vitesse limite de la théorie de la relativité d'Einstein.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Comètes SOHO : C/2007 S5, S6, S7, S8, S9, S10, T7, T8, T9
|
|
Neuf nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-A40 et MPEC 2008-A41. Ces neufs comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2007 S5 (SOHO) Rob Matson C/2007 S6 (SOHO) Hua Su C/2007 S7 (SOHO) Hua Su C/2007 S8 (SOHO) Hua Su C/2007 S9 (SOHO) Hua Su C/2007 S10 (SOHO) Bo Zhou
C/2007 T7 (SOHO) Rob Matson C/2007 T8 (SOHO) Bo Zhou, Tony Hoffman, Rob Matson C/2007 T9 (SOHO) Rob Matson
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Danse de restes de supernovae
|
|
La nouvelle image révèle les vrilles complexes de gaz et de poussières situées dans les restes des explosions stellaires qui ont créé le complexe nuage encore en extension. L'objet a été identifié la première fois au début des années 1970 comme un reste de supernova, un type d'objet qui est enrichi avec des éléments créés dans des explosions stellaires. La nébuleuse a probablement été créée il y a quelques dizaines de milliers d'années par plus d'un type de supernova éclatant dans cette région du Grand Nuage de Magellan.
"La remarquable clarté de ces observations de Gemini Sud montre avec un détail impressionnant la structure complexe du choc de ces deux restes de supernovae," commente le Dr. Rosa Williams (Columbus State University), un astronome qui a énormément étudié DEM L316. "C'est un grand pas en avant dans les efforts pour comprendre cette paire fascinante de restes - s'ils représentent seulement un alignement fortuit dans le ciel ou certaines relations physiques restant à découvrir."
D'autres observations récentes de DEM L316 par les télescopes spatiaux Chandra et XMM-Newton X-ray ont renforcé l'idée que le nuage est réellement deux restes de supernovae qui sont alignés dans le ciel par hasard et non un reste simple avec une forme bipolaire tordue. Les observations de Chandra révèlent que les compositions chimiques des deux coquilles sont très différentes. C'est une forte allusion qu'elles ont été créées dans des types très différents d'éclats de supernovae. Les données montrent que la coquille plus petite (en bas à gauche dans l'image de GMOS) contient sensiblement plus de fer que la plus grande. L'abondance élevée de fer dans la petite bulle indique que le gaz est le produit d'une supernova de type Ia. Ce type d'explosion est déclenché par la chute de la matière d'une étoile sur une naine blanche. Puisque les étoiles naines blanches sont des objets extrêmement vieux, le système devait avoir quelques milliards d'années quand cette explosion de supernova a eu lieu.
En revanche, la bulle plus grande et moins riche en fer est le résultat d'une supernova de type II qui a été déclenchée par l'effondrement d'une étoile massive (plus de sept fois la masse de notre Soleil) quand elle était âgée de seulement quelques millions d'années. Puisque les deux systèmes ancêtres avaient des âges énormément différents quand ils sont devenus "supernovae", il y a peu de chance qu'ils proviennent du même système. Par conséquent, bien que la structure détaillée vue dans l'image de GMOS la fait ressembler à deux bulles qui se heurtent, elles semblent seulement être étroitement proches dans le ciel en raison d'un alignement fortuit dans notre ligne de vue.
Le Grand Nuage de Magellan (LMC) est une galaxie satellite soeur à notre Voie lactée et se trouve à environ 160.000 années-lumière dans la direction de la constellation de la Dorade (Dorado). La nébuleuse DEM L316 est située dans le LMC et ses deux bulles s'étendent sur une distance d'environ 140 années-lumière (une distance approximativement 35 fois plus grande que la distance entre notre Soleil et son voisin stellaire le plus proche).
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Hubble trouve un double anneau d'Einstein
|
|
Découvert dans les images prises avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys), le système de lentille gravitationnel SDSS J0946+1006 montre un double anneau unique d'Einstein dû à l'aligner fortuit de deux galaxies éloignées et d'une galaxie elliptique au premier plan.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Les vies violentes de galaxies : capturées dans la toile de matière cosmique
|
|
Les données recueillies avec l'instrument ACS a permis la cartographie de la matière foncée dans le super amas Abell 901/902. Les résultats ont également mis la lumière sur la violente histoire et l'évolution des galaxies dans ce super amas.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Le risque de collision de 2007 WD5 avec Mars est écarté
|
|
Depuis la dernière mise à jour, quatre observatoires différents ont effectué des mesures supplémentaires du trajet de l'astéroïde 2007 WD5. Ces nouvelles données ont conduit à une réduction significative des incertitudes de position pour l'approche de l'astéroïde au plus près de Mars le 30 Janvier 2008. En conséquence, la probabilité d'impact a nettement chuté, vers approximativement 0.01 % ou 1 chance sur 10.000, éliminant en réalité la collision possible avec Mars.
La meilleure estimation est maintenant que 2007 WD5 passera à environ 26.000 kilomètres du centre de la planète (à environ 7 rayons de Mars de la surface) à environ 12h00 UTC le 30 Janvier 2008. Avec une certitude de 99,7%, le passage ne devrait pas s'effectuer à moins de 4.000 kilomètres de la surface.
La succession des mises à jour au cours des dernières semaines a été typique des scénarios passés d'impact potentiel, avec le risque d'impact augmentant au commencement et descendant plus tard vers zéro. Tout d'abord, la région d'incertitude est très grande et la probabilité de l'impact est plutôt basse. Lorsque l'incertitude rétrécit, mais inclut toujours la planète, la probabilité augmente au commencement. Mais par la suite, comme dans ce cas-ci, la région d'incertitude se rétrécit au point qu'elle ne recouvre plus la planète, et la probabilité d'impact amorce un déclin abrupt. Ces élévations et chutes du risque calculé ont été vues notamment en Décembre 2004 où l'astéroïde 99942 Apophis a brièvement atteint une chance d'impact de 2.7% avec la Terre en Avril 2029. Dans chaque cas, la taille et le moment de la probabilité maximale - et le déclin ultérieur - ne peuvent pas être connues jusqu'à ce que la région d'incertitude se soit rétrécie au point où elle n'intersecte plus la planète.
L'étude Spaceguard de la NASA continue de rechercher les astéroïdes géocroiseurs tels que 2007 WD5, essayant de découvrir 90% de ceux ayant une taille supérieure à 1 kilomètre, un but qui devrait être atteint dans les années à venir. Chaque astéroïde découvert est continuellement surveillé pour la possibilité d'impact. Pour 2007 WD5, ces analyses montrent qu'il n'y a aucune possibilité d'impact avec Mars ou la Terre dans le siècle à venir.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Le satellite Intégral révèle une fabrique d'antimatière au sein de la Voie lactée
|
|
D'où vient le mystérieux nuage d'antimatière présent dans les régions centrales de la Galaxie ? Une équipe européenne d'astrophysiciens, composée notamment de chercheurs du CNRS, de l'Université Paul Sabatier de Toulouse et du CEA, a levé une partie du voile en cumulant l'ensemble des données recueillies depuis quatre ans par Integral, un satellite de l'ESA. Ces travaux sont publiés dans la revue Nature du 10 janvier 2008.
Un disque d'antimatière très asymétrique
Forme "miroir" de la matière, l'antimatière constitue avec la matière un couple étrange : mises en présence, particule et antiparticule s'annihilent mutuellement en énergie. En 2005, les astrophysiciens avaient établi, grâce au spectrographe SPI, embarqué à bord du satellite Integral, une première carte de la répartition de l'antimatière dans la Galaxie : l'antimatière y était essentiellement concentrée autour du centre galactique avec une composante plus ténue répartie le long de son disque équatorial. Dans ces premières données, le nuage d'antimatière semblait très symétrique, suggérant qu'il pouvait provenir de la désintégration de particules exotiques de matière noire dans le halo central symétrique de la Galaxie.
En cumulant maintenant toutes les observations obtenues ces quatre dernières années par SPI, les scientifiques ont pu affiner la cartographie de ce nuage et constater que l'antimatière se distribuait de façon asymétrique de part et d'autre du centre galactique. L'émission d'antimatière du disque galactique apparaît deux fois plus importante d'un côté du centre galactique que de l'autre.
Une répartition similaire à celle des sources X binaires
Cette répartition surprenante semble confirmer une autre piste explorée pour expliquer l'origine de l'antimatière présente dans la Galaxie. Elle apparaît très proche en effet de la répartition d'un certain type d'objets appelés sources X binaires de faible masse. Les sources X binaires sont des couples formés d'une étoile orbitant autour d'un objet compact tel qu'une étoile à neutrons ou un trou noir. Leur rayonnement X provient de l'énorme quantité d'énergie dégagée par la chute de la matière de l'étoile sur l'astre compact. Dans de tels systèmes, un plasma chaud constitué d'électrons et de positons est éjecté et une fraction de ces derniers se propage dans le milieu interstellaire avant de s'annihiler en émettant un rayonnement à une énergie caractéristique de 511 keV.
De l'origine de l'antimatière au centre de la Galaxie
Les sources X binaires sont donc une piste pour expliquer une partie de l'origine de l'antimatière dans les régions internes du disque de la Galaxie. Si ce scénario permet d'expliquer la moitié de la quantité considérable d'antimatière produite au centre de la Voie lactée, des sources astrophysiques classiques comme des supernovae thermonucléaires ou le trou noir central super massif pourraient expliquer l'origine de la quantité restante. La place pour un scénario exotique invoquant une particule de matière noire se réduit donc fortement...
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Centaurus A
|
|
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Ancêtres des galaxies
|
|
Des astronomes des Universités Rutgers et de l'Etat de Pennsylvanie ont découvert des galaxies dans l'Univers lointain qui sont les ancêtres des galaxies en spirale comme notre Voie lactée. Ces objets antiques, certaines des premières galaxies à se former, ont été observés tels qu'ils apparaissaient lorsque l'Univers avait seulement deux milliards d'années.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Etoiles à neutrons
|
|
XMM-Newton a donné aux astronomes et physiciens un nouvel aperçu précieux sur les étoiles les plus exotiques dans l'Univers. Connues comme des étoiles à neutrons, la composition de ces objets stellaires extrêmement denses a toujours été quelque chose de mystérieux. Maintenant, XMM-Newton a révélé qu'elles ressemblent presque certainement aux noyaux atomiques surdimensionnés.
******* Des chercheurs du Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements de Toulouse, viennent d'observer trois étoiles à neutrons avec le satellite XMM-Newton de l'ESA. Ils en ont déduit que ces étoiles à neutrons ont des masses plus grandes et des rayons plus petits que ce qui étaient prévus. De plus, leur intérieur pourrait être constitué de neutrons, avec la possibilité d'avoir un modèle constitué de quarks.
Mieux comprendre la structure interne des étoiles et comparer les modèles avec les observations pour valider ou faire évoluer ces modèles, tel est l'un des enjeux en astrophysique. Parmi ces étoiles, les étoiles à neutrons constituent un des objets posant de nombreux problèmes quant à sa structure interne. Les étoiles à neutrons sont les restes de l'explosion d'une supernova. Les modèles prévoient l'effondrement de la matière centrale et la constitution d'un objet dense ayant environ une masse solaire et 10 kilomètres de diamètre. A ces densités extrêmes, la physique prévoit que le coeur des étoiles à neutrons pourrait éventuellement contenir au-delà des simples neutrons, des particules exotiques, comme des pions, des kaons, ou même des quarks.
Des chercheurs du CESR de Toulouse (UMR, CNRS, Université Paul Sabatier, Observatoire Midi-Pyrénées), viennent d'analyser le rayonnement X provenant de trois étoiles à neutrons en utilisant le satellite XMM-Newton de l'ESA. Ces trois étoiles à neutrons se situent à l'intérieur de trois amas globulaires (Omega Centauri, M13, NGC 2808) dont on connaît parfaitement la distance. La connaissance de la distance précise de l'objet étudié est indispensable pour contraindre les paramètres macroscopiques. L'analyse spectrale du rayonnement X provenant de la surface de l'étoile fournit des indicateurs qui, introduit dans des modèles numériques, permettent de contraindre la masse et le rayon de l'étoile à neutrons. Il s'avère que les trois étoiles à neutrons observées sont plus petites et plus massives que ce qui était prévu par les modèles classiques. Elles ont des masses pouvant aller jusqu'à 2,4 masses solaires pour des rayons supérieurs à 8 km. Ces contraintes sont compatibles uniquement avec les modèles les plus récents, prévoyant que le coeur des étoiles à neutrons est composé de neutrons, ou de manière plus inattendue de quarks.
Ces résultats devront être confirmés par de futures observations, mais ils constituent une avancée significative vers la connaissance de ce qu'est la matière à des densités extrêmes : un problème qui intéresse aussi bien les astrophysiciens que les physiciens des particules.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Mystérieuse explosion lointaine
|
|
"Cette découverte spectaculaire repousse le moment où nous savions que les GRBs courts éclataient. L'éclat court est presque deux fois aussi loin que le précédent record détenu auparavant," commente John Graham (Johns Hopkins University, Baltimore, Md). Graham a présenté la découverte de son groupe mardi dans une annonce lors de la réunion d'hiver de 2008 de l'American Astronomical Society à Austin, Texas.
Les GRBs sont parmi les explosions les plus puissantes dans l'Univers, libérant d'énormes quantités d'énergie sous forme de rayons X et de rayons gamma. La plupart des éclats tombent dans une des deux catégories : les éclats longs et les éclats courts, selon s'ils durent plus longtemps ou un peu moins de trois secondes. Les astronomes pensent que les longs GRBs sont déclenchés par l'effondrement et l'explosion d'étoiles massives. En revanche, on a proposé une variété de mécanismes pour les éclats courts. Le modèle le plus populaire indique que la plupart des GRBs courts se produisent quand deux étoiles à neutrons se rencontrent et s'effondrent en un trou noir, éjectant l'énergie dans deux faisceaux d'écoulement opposés.
L'éclat court détenant le record est connu sous le nom de GRB 070714B, puisque c'était le deuxième GRB détecté le 14 Jullet 2007. Swift a découvert le GRB dans la constellation du Taureau. La haute énergie de l'éclat et la durée de 3 secondes le place solidement dans la catégorie des GRBs courts. Les observations rapides de suivi avec le télescope Liverpool de 2 mètres et le télescope William Herschel de 4 mètres ont trouvé une postluminescence optique au même endroit que l'éclat, qui a permis aux astronomes d'identifier la galaxie abritant le GRB.
Par la suite, Graham et ses collègues, Andrew Fruchter (Space Telescope Science Institute, Baltimore), et Andrew Levan (University of Warwick, U.K.), ont tourné le télescope Gemini North d'Hawaii sur la galaxie. Il a révélé que la galaxie hôte a une ligne spectrale d'oxygène ionisé. Le décalage du spectre rapporte un décalage vers le rouge de 0.92. Un décalage vers le rouge de 0.92 traduit une distance de 7.4 milliards d'années-lumière, signifiant que l'explosion s'est produite il y a 7.4 milliards d'années.
"Le fait que cet éclat court est si lointain signifie que cette sous-classe a une large gamme de distances, bien qu'ils tendent toujours à être plus proche en moyenne que les longs GRBs," note Neil Gehrels (Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md), scientifique de Swift.
Gehrels ajoute que l'énergie de GRB 070714B est environ 100 fois plus haute que la moyenne pour des éclats courts, et est plus semblable à l'énergie typique d'un long GRB. "Il est incertain qu'un autre mécanisme soit nécessaire pour expliquer cette explosion, telle qu'une fusion d'une étoile à neutrons et d'un trou noir. Ou il se pourrait qu'il y ait un éventail d'énergies pour des fusion étoile à neutrons-étoile à neutrons, mais cela semble peu probable."
Une autre possibilité est que GRB 070714B a concentré son énergie dans deux faisceaux très étroits, et un des faisceaux s'est avéré justement être dirigé directement vers la Terre. Ceci ferait que l'éclat a semblé plus puissant qu'il était vraiment. Peut-être la plupart des GRBs courts éjectent leur énergie dans des faisceaux plus larges et moins concentrés.
"Nous avons maintenant une bonne idée du type d'étoile qui produit les longs éclats plus lumineux. Mais comment les éclats courts sont formés reste un mystère," ajoute Fruchter.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
L'impact sur Mars semble moins probable
|
|
L'orbite de l'astéroïde 2007 WD5 a été mise à jour en utilisant de nouvelles observations du télescope de 3,5 mètres de l'Observatoire Calar Alto en Espagne. Cette mise à jour incorpore également les observations de prédécouverte du Sloan. Bien que la meilleure estimation de la distance d'approche demeure constante à environ 30.000 kilomètres, l'incertitude en position pour l'approche au plus près a diminué par un facteur de trois. En conséquence, l'estimation de la probabilité d'impact est tombée à 2,5%, ou 1 chance sur 40.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Mission CASSINI-HUYGENS
|
|
Radar Images Titan's South Pole Publiée le 08 Janvier 2008
Cette image radar a été obtenue par le vaisseau spatial Cassini lors de son récent passage par le pôle sud de Titan le 20 Décembre 2007.
Cette portion de bande (T39) est de la région s'étendant d'environ 84 degrés Sud au pôle Sud, avec une longueur d'approximativement 760 kilomètres et une largeur de 150 à 170 kilomètres.
Cette image couvre le pôle sud de Titan, qui peut être vu comme une région de larges vallées planes entourées par un terrain accidenté. Egalement vus dans cette image sont deux dispositifs interprétés comme des lacs.
Leur aspect très foncé dans l'image radar indique qu'ils sont probablement remplis de méthane liquide. D'autres bassins apparemment vides sont vus ailleurs dans la bande radar. En se basant sur cette bande, il semblent y avoir moins de lacs près du pôle Sud que ce que l'on peut voir dans une région typique près du pôle Nord. Puisque c'est la fin de la saison d'été dans l'hémisphère sur Titan, cette interprétation est conforme à une théorie précédemment proposée que le méthane remplit les lacs pendant l'hiver et s'évapore au cours de l'été, les laissant à sec jusqu'à l'automne suivant.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
|
|
|
Publiée le 08 Janvier 2008
Cette image radar a été obtenue par le vaisseau spatial Cassini lors de son récent passage par le pôle sud de Titan le 20 Décembre 2007. Cette image est centrée près de 76.5 degrés Sud et 32.5 degrés Ouest et couvre un secteur de 620 kilomètres sur 270 kilomètres.
De nombreuses preuves d'écoulements de liquide sont vues dans cette image, des canaux sinueux et larges de fleuve à des motifs plus courts et plus chaotiques de drainage. Le terrain extrêmement découpé et accidenté dans la partie sud de l'image a été très érodé par des écoulements de liquide, probablement d'une combinaison de pluies torrentielles de méthane et de décapage (le méthane à fleur de terre montant pour éroder la surface). Les larges vallées vues dans la partie sud de l'image sont particulièrement curieuses, car elles semblent bien à plates, remplies de matériel homogène, et par moments ont des côtés bruquement définis et relativement droits. Des vallées de ce type peuvent être formées par des processus tectoniques, tels que des ruptures, ou par des processus d'érosion, provoqués par l'écoulement de liquide ou de glace.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie |
Amas d'étoiles orphelins
|
|
La vision puissante du télescope spatial Hubble a résolu les objets étranges surnommés "blue blobs" (des nuages de gaz bleus) et a trouvé que ce sont de brillants amas d'étoiles nés dans les tourbillons d'une collision galactique il y a 200 millions d'années.
De tels "blue blobs", pesant des dizaines de milliers de masses solaires, n'ont jamais été vus en détail auparavant dans de tels endroits clairsemés, selon les chercheurs. Les "blue blobs" sont trouvés le long d'un fin pont de gaz déployé entre trois galaxies, M81, M82 et NGC 3077, résidant à environ 12 millions d'années-lumière de la Terre. Ce n'est pas l'endroit où les astronomes s'attendaient à trouver des amas d'étoiles, parce que les filaments de gaz étaient considérés comme trop fins pour accumuler assez de matériel pour fabriquer réellement ces nombreuses étoiles.
Les amas d'étoiles dans cette structure diffuse pourraient avoir été formées à partir de collisions de gaz et de la turbulence ultérieure, laquelle a augmenté localement la densité des jets de gaz. Les collisions de galaxies étaient beaucoup plus fréquentes dans le jeune Univers, aussi les "bleu blobs" ont dû être communs. Après que les étoiles se soient éteintes ou aient explosé, les éléments les plus lourds forgés dans leurs fourneaux nucléaires auraient été éjectés pour enrichir l'espace intergalactique.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Mission CASSINI-HUYGENS
|
|
Saturn's North Pole Hot Spot and Hexagon Publiée le 07 Janvier 2008
Cette image montre le "point chaud" imprévu au pôle nord de Saturne. Les scientifiques ont été étonnés de constater que le pôle nord, en dépit qu'il est dans l'obscurité de l'hiver depuis plus d'une décennie, héberge un chaud vortex cyclonique très semblable à celui trouvé sur un pôle sud de Saturne beaucoup plus ensoleillé.
Créée avec des données du spectromètre infrarouge du vaisseau spatial Cassini, cette image, centrée sur le pôle nord, montre les températures dans l'hémisphère nord de Saturne près de sa tropopause, le dessus de sa couche convectrice.
La fausse couleur désigne les températures de 72 à 84 Kelvin (environ -201 à -189 degrés Celsius). Les latitudes sont montrées de 30 degrés Nord (aux bords) au pôle Nord (au centre). Le pôle chaud est clair au centre de la projection. L'hexagone polaire caractéristique est également évident dans l'initial "anneau" chaud autour du pôle entre 75 et 80 degrés de latitude Nord.
Bien qu'il y ait un pôle chaud semblable dans l'hémisphère sud, il n'y a aucun hexagone et l'atmosphère est autrement beaucoup plus chaude que dans le nord, ayant été réchauffée pendant l'été austral de Saturne pendant plus d'une décennie.
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
|
Mission Stardust : Les comètes ont pu contribuer à la formation des atmosphères de la Terre et de Mars
|
|
Après huit ans de voyage, la mission Stardust de la NASA (programme Discovery) rapportait sur Terre, le 15 janvier 2006, des poussières de quelques microns émanant de la comète 81P/Wild 2. Ces poussières piégées dans un aérogel de silice témoignent de la composition des comètes qui fait encore débat. Formées loin du soleil, les comètes n'ont jamais été portées à haute température et conservent les gaz primordiaux. Des équipes françaises ont participé à cette aventure et reçu pour analyse des grains de la comète, parmi elles, le Centre de recherches pétrographiques et géochimiques de Nancy (CRPG, CNRS). Bernard Marty et ses collègues américains des universités du Minesota, de Berkeley et du Lawrence Livermore National Laboratory livrent cette semaine dans la revue Science les premières analyses de gaz rares de comètes jamais réalisées en laboratoire. Ces gaz présentent des similarités avec ceux piégés dans la matière organique des météorites primitives, avec des concentrations jusqu'à un million de fois plus élevées. Ces données attestent d'un lien génétique possible entre ces objets et d'un processus d'implantation par irradiation précoce par le Soleil naissant. Elles rendent crédible une contribution importante des comètes aux atmosphères des planètes internes. Les équipes scientifiques ont bénéficié, au fil des années, d'un soutien important du CNES et de l'Institut national des sciences de l'univers du CNRS, ainsi que d'un support de la région Lorraine.
Les comètes corps primitifs et lointains du système solaire Les comètes sont des corps lointains formés au-delà de l'orbite d'Uranus et de la zone centrale chaude du système solaire. Constitués de grains de silicate, de métal, de matière organique, mélangés à des glaces d'eau, de monoxyde de carbone, de méthane et de nombreux autres composés, ils ont pu piéger et conserver de grandes quantités d'éléments volatils. Ainsi, les comètes constituent des reliques des premiers instants du système solaire, conservées au froid durant 4,56 milliards d'années et qui contiennent l'enregistrement des premiers processus de formation du système solaire. Les comètes sont des sources potentiellement importantes d'éléments volatils dont l'eau pour les planètes, notamment pour celles formées dans le système solaire interne pauvre en éléments volatils comme Mars et la Terre. Des perturbations mécaniques dans leur région d'origine leur permettent de prendre une orbite elliptique qui les fait passer périodiquement dans le système solaire interne, ce qui offre la possibilité de les échantillonner et les analyser.
Stardust à la rencontre de Wild2/p La mission Stardust du programme Discovery de la NASA avait pour but d'envoyer une sonde traverser la queue de la comète Wild2/p, choisie pour des raisons balistiques et pour son introduction récente dans le système solaire interne. Lors de cette rencontre, des grains cométaires sont venus s'implanter dans une cible d'aérogel de silice. Dès leur retour, le 15 janvier 2006, les échantillons ont été caractérisés et confiés pour analyses à un consortium de laboratoires internationaux, comprenant plusieurs équipes françaises (1) dont le Centre de recherches pétrographiques et géochimiques (CRPG / CNRS) à Nancy.
Les objectifs étaient de répondre aux questions suivantes : - quelle est l'origine de la matière cométaire ? (corps interne au système solaire ou capture de corps interstellaires) ; - quels sont les processus ayant affecté le système solaire naissant ? (irradiation, turbulence…) ; - avons-nous déjà des échantillons cométaires sur Terre ? En effet, il est probable qu'une partie de la matière extraterrestre arrivant sur les planètes soit d'origine cométaire et pas uniquement météoritique, comme c'est le cas pour ces ~30 000 tonnes par an de poussières interplanétaires qui "neigent" à la surface de notre planète. Enfin, les comètes ont pu amener sur Terre des ingrédients nécessaires à l'apparition de la vie -atmosphère, eau, matière organique complexe. L'analyse isotopique de la matière cométaire doit permettre d'explorer ces liens éventuels.
Les gaz rares, indicateurs d'origine et de processus des systèmes naturels Les auteurs ont ainsi analysés pour la première fois les gaz rares (hélium et néon) dans de la matière cométaire. Ces éléments inertes chimiquement sont des indicateurs exceptionnels d'origine et de processus pour les systèmes naturels, y compris le système solaire. Jusqu'à présent, leur observation à distance dans les comètes était techniquement très difficile et peu fiable. Les grains prélevés à une vitesse de 6 km/s par la sonde ont explosé lors de leur entrée dans l'aérogel, créant une cavité tapissée de matière cométaire fine et une trace d'entrée plus longue du grain terminal (2). Ce choc rendait problématique l'analyse d'éléments volatils dans les grains terminaux car ceux-ci ont dû être intensivement dégazés lors de leur explosion. Cependant, la cavité d'explosion pouvait avoir conservé la trace des éléments volatils originaux et c'est cette hypothèse que les auteurs ont cherché à vérifier.
Dans une première série d'analyse effectuée au CRPG à Nancy, des parcelles d'aérogel provenant du mur des cavités d'explosion d'un grain ont été fondues sous ultravide en utilisant un laser infra-rouge. Puis, les gaz libérés ont été analysés par spectrométrie de masse statique. Ces données ont été comparées à celles obtenues pour de l'aérogel vierge de toute altération. Elles montrent des excès en hélium et néon dont les compositions isotopiques attestent de leur origine extraterrestre. Une deuxième série d'analyse sur d'autres fractions d'aérogel provenant de la même cavité ont été analysées à l'Université du Minnesota en utilisant un micro-four, avec des résultats très similaires quant aux abondances et rapports isotopiques. De plus, ces dernières analyses ont démontré que les gaz étaient originalement contenus dans des phases réfractaires, c'est-à-dire formées à haute température, et non dans des glaces cométaires comme on le pensait initialement.
La composition isotopique du néon extrait de ces phases est très différente de celle du gaz de la nébuleuse à partir de laquelle s'est formé le Soleil. Elle est par contre similaire à celle des gaz rares piégés dans la matière organique des météorites, suggérant un processus d'incorporation également similaire. Dans le cas des météorites, cette composition a été expliquée par une altération de la composition isotopique lors de l'implantation de gaz rares de la nébuleuse dans des grains solides sous forte irradiation des rayonnements ultra-violet. De plus, les abondances d'hélium et de néon dans le grain originel sont très élevées, suggérant de façon indépendante une acquisition par irradiation intense de grains, seul processus permettant d'atteindre les concentrations observées. Ces grains irradiés dans le système solaire interne ont ensuite été mélangés à des glaces dans des régions lointaines, lors d'un brassage à grande échelle de la matière du système solaire entre l'étoile centrale et les régions externes.
Des gaz rares en grande quantité L'analyse minéralogique par d'autres équipes des grains ramenés par Stardust indique qu'ils contiennent de l'olivine, du métal, du pyroxène, phases qui ne peuvent se former qu'à haute température près du Soleil naissant, avant d'être mélangées à de la glace dans le système solaire lointain. Ensemble, ces études indiquent des processus de mélange de la matière à très grande échelle et une irradiation intense par le Soleil jeune, à une époque où notre étoile était beaucoup plus dynamique qu'actuellement et utilisait une partie de son énergie juvénile pour façonner la matière pré-planétaire.
Les très grandes quantités de gaz rares piégés dans la matière de Wild2/p ne trouvent d'équivalent que dans certaines poussières interplanétaires, suggérant qu'une fraction non négligeable de ces poussières, qui sont régulièrement échantillonnées dans la haute atmosphère par la NASA, sont effectivement composée de débris fins de comètes. De telles quantités confortent également la possibilité que les comètes aient pu apporter des contributions significatives d'éléments volatils à la surface des planètes internes telle que la Terre ou Mars, peut-être lors du dernier bombardement intense voici 3,8 milliards d'années qui a affecté la surface de la Lune et celle de la Terre.
Notes : (1) Les laboratoires français participant à Stardust sont l'unité Nano-analyses (CNRS / Muséum national d'histoire naturelle), l'Institut d'astrophysique spatiale (CNRS / Université Paris-Sud 11), le laboratoire des sciences de la Terre (CNRS / ENS Lyon / Université de Lyon 1), le CRPG à Nancy, le Centre de spectrométrie nucléaire et de spectrométrie de masse (CSNSM, CNRS / Université Paris-Sud 11) et le laboratoire de structures et propriétés de l'état Solide (CNRS / Université Lille 1 / Ecole nationale supérieure de chimie Lille). (2) Le fragment qui pénètre le plus l'aérogel.
Références : Helium and Neon Abundances and Compositions in Cometary Matter. Bernard Marty, Russell L. Palma, Robert O. Pepin, Laurent Zimmermann, Dennis J. Schlutter, Peter G. Burnard, Andrew J. Westphal, Christopher J. Snead, Saša Bajt, Richard H. Becker, Jacob E. Simones, Science. 4 janvier 2008
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Une jeune planète extrasolaire dans sa pépinière cosmique
|
|
Les scientifiques du Max Planck Institute for Astronomy à Heidelberg ont découvert la plus jeune planète extrasolaire connue. Son étoile hôte est toujours entourée par le disque de gaz et de poussières dont elle est issue tout récemment. Cette découverte permet aux scientifiques de tirer des conclusions importantes sur le moment de la formation de planètes.
Comment les systèmes planétaires se forment ? Sont ils courants ? Quelle est leur architecture ? Combien y a t'il de planètes habitables comme la Terre dans la Voie lactée ? Dans la décennie passée, les astronomes sont clairement presque parvenus à trouver des réponses à ces questions passionnantes. Avec la découverte de la première planète orbitant une autre étoile que le Soleil en 1995, le champ de recherche des planètes extrasolaires était né.
Aujourd'hui, presque 12 ans après, plus de 250 exoplanètes ont été découvertes. Un groupe de scientifiques au Max Planck Institute for Astronomy à Heidelberg recherche également ces objets. Une planète à côté d'une étoile lumineuse apparaît comme un ver luisant à côté d'un phare. Il n'est pas (encore) possible de faire directement des images de la plupart des planètes extrasolaires. Par conséquent, les astronomes emploient souvent une méthode de détection indirecte.
Lorsqu'une planète satellise son étoile hôte, elle attire l'étoile dans des directions en alternance périodiquement par sa pesanteur. L'étoile se déplace alors parfois vers nous, et à d'autres moment loin de nous. Quand elle se déplace vers nous, les ondes lumineuses sont "comprimées", la lumière devient plus bleue. Quand l'étoile s'écarte, les ondes sont "étirées" et la lumière est "décalée vers le rouge". Le changement périodique de couleur, ou le décalage des lignes spectrales, connu sous le nom de "effet Doppler", peut ainsi révéler une planète invisible et permet aux astronomes de déduire une limite inférieure à sa masse. Jusqu'à maintenant cette méthode de "vitesse radiale" demeure la technique la plus fructueuse pour la détection des exoplanètes. Cependant, aucune planète n'a jamais été trouvée autour d'une étoile comme le Soleil récemment née. La détection de jeunes planètes fournirait la clef la plus importante pour répondre à des questions comme : comment et où les planètes se forment-elles, et quelles échelles de temps sont impliquées dans ce processus ?
Avec ceci à l'esprit, une équipe d'astronomes du Max Planck Institute for Astronomy (MPIA) à Heidelberg (Allemagne) a surveillé les variations de vitesse radiale d'environ 200 jeunes étoiles pour rechercher des planètes extrasolaires. Une de ces dernières était l'étoile voisine TW Hydrae, qui est âgée de seulement 8-10 millions d'années (environ 1/500ème de l'âge de notre Soleil). Comme d'autres étoiles à ce jeune âge, elle est toujours entourée par un disque circumstellaire de gaz et de poussières, supposé être le lieu de naissance des planètes.
L'équipe a maintenant découvert un compagnon planétaire qui orbite la jeune étoile TW Hydrae dans un trou intérieur dans son disque. "Quand nous avons surveillé la vitesse radiale de TW Hydrae, nous avons détecté une variation périodique qui ne pouvait pas résulter de l'activité stellaire et indiquait la présence d'une planète" commente Johny Setiawan (MPIA), chef du programme d'observation. La détection a été faite avec le spectrographe FEROS au télescope de 2.2 mètres appartenant à la Max Planck Society et à l'ESO (European Southern Observatory) à La Silla au Chili.
La planète nouvellement découverte, appelée TW Hydrae b, est un poids lourd ; elle est environ dix fois plus massive que Jupiter, la plus grande planète dans notre Système solaire. La planète satellise son étoile hôte en seulement 3.56 jours à une distance d'environ 6 millions de kilomètres. Ceci correspond à 4 pour cent de la distance du Soleil à la Terre.
L'activité stellaire représente un problème critique pour la détection des planètes extrasolaires – en particulier quand l'étoile est jeune et que sa surface est toujours très instable. Par exemple, quand les taches solaires (comme celles sur notre Soleil) sont grandes, elles peuvent imiter les variations de vitesse radiales provoquées par une planète en orbite. "Pour exclure toute fausse interprétation de nos données, nous avons étudié en détail tous les indicateurs d'activité de TW Hydrae. Mais leurs caractéristiques sont sensiblement différentes de celles de la principale variation de vitesse radiale. Elles sont moins régulières et ont des périodes plus courtes," commente Ralf Launhardt (MPIA), qui coordonne plusieurs programmes de recherche pour des planètes extrasolaires autour de jeunes étoiles.
Les planètes se forment de la poussière et du gaz dans un disque circumstellaire peu de temps après la naissance d'une étoile. Tous les aspects de ce processus ne sont pas encore compris. Toutefois, la découverte de TW Hydrae b fournit de nouvelles contraintes sur les théories de formation de planètes. En se basant sur des études statistiques, les astronomes ont estimé que la vie moyenne d'un disque circumstellaire est de 10-30 millions d'années. Ce serait alors le temps maximum disponible pour former des planètes dans un disque. La détection de TW Hydrae b fournit maintenant la première mesure directe d'une véritable limite supérieure de la période de formation d'une planète géante : elle ne peut pas être plus ancienne que son étole hôte, c'est-à-dire 8–10 millions d'années. "C'est l'une des découvertes les plus passionnantes dans l'étude des planètes extrasolaires," note Thomas Henning, directeur du Planet and Star Formation Department au MPIA. "Pour la première fois, nous avons directement montré que les planètes se forment en effet dans les disques circumstellaires. La découverte de TW Hydrae b ouvre la voie pour lier l'évolution des disques circumstellaires avec les processus de formation et de migration de planètes." C'est le système idéal pour tester les modèles informatiques de formation de planètes.
Les scientifiques du Max Planck Institute for Astronomy développent actuellement les instruments de deuxième génération pour détecter les planètes extrasolaires avec d'autres techniques, telles que l'imagerie directe, en mesurant le minuscule mouvement réfléchi d'une étoile dans le plan du ciel (astrométrie), ou l'effet d'atténuation quand une planète se déplace devant l'étoile (photométrie de transit). Dans un proche avenir, ces instruments ouvriront la porte pour trouver d'autres planètes extrasolaires qui ne peuvent pas être détectées par la méthode de vitesse radiale. Nous obtiendrons une meilleure compréhension de la formation de planètes quand nous comprendrons la diversité des systèmes planétaires. Nous pourrons alors placer notre propre Système solaire dans un contexte universel. Finalement, peut-être qu'à l'avenir nous serons capable de répondre à la question : "Sommes nous seul dans l'Univers ?"
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
Comète C/2007 Y2 (McNaught)
|
|
Une nouvelle comète de magnitude 18.5 a été découverte par Rob H. McNaught sur les images prises avec le télescope Uppsala Schmidt de 0,5 mètre dans le cadre du Siding Spring Survey le 31 Décembre 2007.
La comète a été confirmée par D. M. Burton (Australian National University, ANU) avec le télescope de 1 mètre du Siding Spring. 1.0-m reflector at Siding Spring). Après publication sur la page de confirmation, C. Jacques et E. Pimentel (CEAMIG-REA Observatory, Belo Horizonte) ont également confirmé la nature cométaire de l'objet.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 Y2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 18 Mai 2008 à une distance de 4,1 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 08 Avril 2008 à une distance de 4,2 UA du Soleil.
Avec la découverte de C/2007 Y2, Rob McNaught compte désormais 39 comètes à son actif . Les Grands Chasseurs de Comètes
Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie
|
|
Sources ou Documentations non francophones
L'expansion
de l'Univers est actuellement plus rapide qu'elle ne l'était
par le passé. Mais, cette accélération ne peut
s'expliquer avec les lois fondamentales de la physique sans émettre
de nouvelles hypothèses. Parmi les plus probables, deux sont
aujourd'hui particulièrement étudiées, à
savoir :
Les
astronomes ont régardé de près l'objet connu
sous le nom de MWC 147, situé à environ 2600 années-lumière
en direction de la constellation de la Licorne (Monoceros). MWC
147 appartient à la famille des objets Herbig Ae/Be. Ils
ont un certain nombre de fois la masse de notre Soleil et sont encore
en pleine formation, accumulant de la masse en avalant la matière
présente dans un disque qui les entoure.
New
Horizons a fait sa première détection de Pluton en
utilisant le mode haute résolution de son intrument LORRI
(Long Range Reconnaissance Imager) au cours de trois séquences
différentes d'observations en Octobre 2007.
Durant
le survol de Mercure par MESSENGER le 14 Janvier 2008, une partie
de la séquence planifiée d'observations comprenait
de prendre des images de la même partie de la surface de Mercure
sous cinq angles du vue différents. La première vue
de cette séquence a été prise juste après
le passage au plus près de Mercure par MESSENGER, à
un faible angle de vue. 
L'instrument
HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord de Mars Express
a renvoyé des scènes saisissantes du cratère
Terby sur Mars. La région est d'un grand intérêt
scientifique par l'information qu'elle détient sur le rôle
de l'eau dans l'histoire de la planète.
Cette
image de l'Observatoire de rayons X Chandra montre Westerlund 2,
un jeune amas d'étoiles d'un âge estimé à
environ un ou deux millions d'années. Jusqu'à récemment
cet amas était peu connu sur parce qu'il est fortement obscurci
par la poussière et le gaz. Cependant, en utilisant les observations
en infrarouge et en rayons X pour surmonter cet obscurcissement,
Westerlund 2 s'est révélé être l'un des
plus intéressants amas d'étoiles dans la galaxie de
la Voie lactée. Il contient une partie des plus chaudes,
des plus brillantes et des plus massives étoiles connues.
Une image basée sur les données
prises avec le VLT (Very Large telescope) révèle un
triplet de galaxies entrelacé dans une danse cosmique.
Le triplet fait partie
de ce qu'on appelle un "Groupe Compact", comme compilé
par l'astronome Canadian Paul Hickson au début des années
1980. Le groupe, qui est la quatre-vingt-dixième entrée
dans le catalogue et est par conséquent connu comme HCG 90,
contient réellement quatre membres principaux. L'un d'entre
eux - NGC 7192 - se tient au-dessus du trio, en dehors de cette
image, et est une autre galaxie en spirale particulière.
Pour
la première fois depuis plus de trente ans, un vaisseau spatial
a rendu visite à Mercure, la planète la plus proche
du Soleil. Le vaisseau spatial MESSENGER (MErcury Surface, Space
ENvironment, GEochemistry, and Ranging) a fait son premier survol
de Mercure le 14 Janvier 2008, passant à 200 kilomètres
au-dessus de la surface de la planète.
Un nuage géant
de gaz d'hydrogène se dirige rapidement vers une collision
avec notre galaxie de la Voie lactée, et quand il la percutera
-- dans moins de 40 millions d'années -- déclenchera
un spectaculaire jaillissement de feux d'artifice stellaires.
L'étude
détaillée du GBT a nettement changé la compréhension
du nuage par les astronomes. Sa vitesse prouve qu'il tombe dans
la Voie lactée, ne le quittant pas, et les nouvelles données
montrent qu'avant il défonce le gaz de la Voie lactée
au cours de sa chute.
Cette petite tache
d'une dimension équivalente à notre planète,
officiellement numérotée AR10981 par le Space Weather
Prediction Center de la NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration),
a été visible pendant seulement trois jours avant
de disparaître.
L'instrument
GMOS (Gemini South Multi-Object Spectograph) a récemment
capturé une image spectaculaire d'un complexe vaste nuage
appelé DEM L316 situé dans le Grand Nuage de Magellan.
La nébuleuse en forme de cacahuète semble être
un objet simple, mais la dernière recherche indique qu'elle
est réellement composée de deux distincts nuages de
gaz et de poussières formés par des types différents
d'explosions de supernova.
Une nouvelle image
spectaculaire de Chandra de la galaxie voisine Centaurus A fournit
une des meilleures vues jusqu'ici des effets d'un trou noir supermassif
actif. Les jets opposés de particules de haute énergie
peuvent être vu se prolongeant vers les extensions externes
de la galaxie, et de nombreux plus petits trous noirs dans des systèmes
d'étoiles doubles sont également visibles. 
En utilisant la puissante combinaison
du satellite Swift et de l'Observatoire Gemini, des astronomes ont
détecté un mystérieux type d'explosion cosmique
plus éloigné dans le temps qu'auparavant. L'explosion,
connue sous le nom de court éclat de rayons gamma (GRB),
a eu lieu il y a 7,4 milliards d'années, plus qu'à
mi-chemin du Big Bang.
