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Nouvelles du Ciel de Février 2006 |
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Nouvelles du Ciel de Février 2006 |
Les météorites de fer pourraient être les restes des briques originelles qui ont formé la Terre et les autres planètes avoisinantes
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Les météorites de fer pourraient représenter les fragments restant des astéroïdes qui ont formé la Terre et les planètes du voisinage, selon une équipe de chercheurs du Southwest Research Institute de Boulder (SWRI, USA) et de l'Observatoire de la Côte d'Azur (OCA, France) dont les travaux sont publiés dans le Journal Nature du 16 Février 2006.
Les météorites de fer connues, composées de fer et de nickel, représentent l'un des matériaux les plus primitifs formé dans le Système Solaire. La plupart proviennent des noyaux de petits astéroïdes de plusieurs dizaines de kilomètres de diamètre. Selon William Bottke, chercheur au SWRI à la tête de l'équipe franco-américaine, la façon la plus simple d'expliquer la formation de leurs corps parents seraient de les faire émerger du même disque de débris qui produit aussi la Terre et les autres planètes à proximité. "Les petits corps devraient se former rapidement dans le Système Solaire interne, de telle sorte que beaucoup d'entre eux finissent par fondre et par se différencier par décroissance rapide des éléments radioactifs. Les météorites de fer viennent de ce matériau fondu qui coule au centre de chaque objet, se refroidit et se solidifie".
Pour obtenir le matériau constituant le noyau terrestre, il faut non seulement l'extraire de ces petits corps, mais aussi trouver un moyen de conserver ces restes aux environs pendant des milliards d'années. Les simulations numériques fournissent une solution prometteuse à ces deux problèmes. Elles montrent que les corps parents des météorites de fer qui évitent d'être avalés par les planètes sont rapidement détruits par des impacts. Du fait que chaque destruction produit des millions de fragments, quelques uns vont pouvoir diffuser au travers du Système Solaire interne par interactions avec des embryons planétaires, et certains vont atteindre une position leur fournissant une sécurité relative dans la ceinture des astéroïdes, situées entre Mars et Jupiter. Quelques milliards d'années plus tard, les survivants, qui sont souvent sous la forme de météroïdes de fer, s'échappent de la ceinture des astéroïdes et sont transportés sur la Terre par l'intermédiaire d'un jeu de mécanismes mêlant collisions, forces non-gravitationnelles, et interactions gravitationnelles avec les planètes. Selon Bottke, "Si nous trouvons exactement les météorites de fer qu'il faut, elles pourraient nous fournir des indications sur le matériau précurseur qui fabriqua la Terre primordiale. Cela nous aiderait à éliminer certains problèmes concernant l'origine de la Terre. Je trouve aussi excitant que des composantes plus grandes de ce matériau pourraient encore se cacher parmi les astéroïdes. La chasse est ouverte!".
Les météorites sont les échantillons du matériau extra-terrestre dont l'origine se trouve principalement dans les astéroïdes. Ces corps rocheux ou métalliques sont importants car il fournissent des données primitives des propriétés physiques et chimiques qui ont été établies il y a 4,56 milliards d'années lorsque les planètes se fabriquaient. De même, les météorites nous fournissent les meilleurs indices de la nature des événements qui se sont déroulés durant les phases initiales de l'histoire du Système Solaire.
Le problème de l'utilisation des météorites pour comprendre la formation de la Terre et des autres planètes telluriques (Mercure, Vénus et Mars) est que la plupart viennent d'une région lointaine appelée la ceinture principale des astéroïdes, située entre les orbites de Mars et Jupiter. Les collisions entre astéroïdes produisent des petits fragments de façon continue, tandis que les interactions planétaires et les forces non-gravitationnelles conduisent certains d'entre eux jusqu'à la Terre après un voyage de plusieurs millions à plusieurs milliards de kilomètres.
Du fait que la plupart des astéroïdes évoluant actuellement dans la ceinture principale sont supposés s'être formés sur place, les événements enregistrés dans une vaste majorité des météorites devraient représenter des événements qui se sont produits dans cette région, et pas dans celle au voisinage de la Terre. Les météorites sont cependant si variées qu'il est difficile de comprendre comment elles sont toutes venues d'une région plutôt étroite de l'espace représentée par la ceinture principale. Selon un membre de l'équipe, Dr. A. Morbidelli (OCA, France), "Alors que des dizaines de milliers de météorites rocheuses ont été récoltées, la plupart pourraient n'être reliées qu'à quelques dizaines d'astéroïdes parents. Cela signifie que l'échantillonnage au travers de la ceinture est probablement limité. Ce qui est étrange est que les météorites de fer, en dépit de leur nombre bien plus faible, représentent les échantillons de quasiment deux tiers de tous les astéroïdes parents uniques. "
Pour expliquer cela, l'équipe a suivi l'origine et l'évolution de corps parents de météorites de fer en utilisant différents types de modèles numériques. Ils ont trouvé que tandis que les précurseurs de nombreuses météorites de fer résident aujourd'hui vraisemblablement dans la ceinture principale, ils ne se sont probablement pas formés dans cette région. En fait, leurs résultats suggèrent que les précurseurs de la plupart de ces météorites se sont formés dans la région des planètes telluriques près de la Terre.
Pour explorer cette hypothèse, ils ont d'abord examiné les contraintes fournies par les météorites de fer elles-même. Celles-ci sont atypiques du fait que la plupart viennent de noyaux détruits de petits astéroïdes différenciés qui se sont formés très tôt dans l'histoire du Système Solaire. Ils constituent précisément le type de corps dont les modèles numériques prédisent qu'ils devraient se former à proximité de la Terre. Selon Dr. Robert Grimm (SWRI, USA), "il est difficile de produire des corps différenciés de petite taille dans la ceinture principale sans fondre aussi de nombreux gros astéroïdes. Ces événements produiraient de nombreux signes évidents qui seraient facilement détectés par les observateurs". Il faut noter qu'en dépit des recherches extensives, aucune preuve observationnelle n'a été trouvée indiquant que de nombreux corps, petits ou grands, ont fondu dans la ceinture principale.
Ensuite, ils ont utilisé les simulations numériques pour déterminer comment un disque de corps de type astéroïdal interagissant avec des planètes à l'état d'embryons dans la région des planètes telluriques pourrait évoluer lors des premiers millions d'années de l'histoire du Système Solaire. Ils ont trouvé que certains de ces astéroïdes diffusent suffisamment loin par interaction avec les planètes en croissance pour devenir immergés dans la ceinture des astéroïdes. Selon Dr. D. Nesvorny (SWRI, Boulder), "tandis que la quantité de matériau atteignant la ceinture était toujours faible, les objets qui en faisaient partie l'atteignaient à l'endroit qui était le plus propice à produire des météorites". Finalement, ils ont examiné comment les collisions dans la région des planètes telluriques affecteraient les corps parents des météorites de fer. Ils ont trouvé que presque tous ces petits corps se détruisent avant d'atteindre la ceinture principale, expliquant ainsi pourquoi les observateurs n'arrivent pas à trouver des preuves de présence de ce matériau. Selon Dr. D. O'Brien (OCA, France), "La différence est que chaque destruction produit assez de fragments pour que, statistiquement, il soit inévitable que quelques uns atteignent la ceinture". Cela pourrait expliquer pourquoi les météorites de fer trouvées dans les collections mondiales représentent un échantillon si grand de corps parents différenciés.
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Les Céphéides et leurs cocons
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En utilisant le VLTI (Very Large Telescope Interferometer) à Cerro Paranal (Chili) et l'interféromètre CHARA du Mont Wilson (Californie), une équipe d'astronomes français et nord-américains a découvert des enveloppes autour de trois Céphéides, y compris l'Étoile polaire. C'est la première fois que l'on trouve de la matière entourant les membres de cette classe importante d'étoiles rares et très lumineuses dont la luminosité varie d'une façon très régulière. Les Céphéides jouent un rôle crucial dans la cosmologie, étant un des premiers "pas" sur l'échelle des distances cosmiques.
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M101 sous l'oeil d'Hubble
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Cette nouvelle image prise par le télescope spatial Hubble est la photo la plus grande et la plus détaillée d'une galaxie spirale, M101, publiée à ce jour par Hubble. Le portrait de la galaxie se compose en réalité de 51 expositions différentes de Hubble, prises avec les instruments ACS (Advanced Camera for Surveys) et WFPC2 (Wide Field and Planetary Camera 2) en Mars 1994, Septembre 1994, Juin 1999, Novembre 2002 et Janvier 2003. La nouvelle image composée comprenant également des éléments d'images tirés de photos prises au sol.
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Collision inhabituelle
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Les astronomes ont été témoins d'un événement jamais vu auparavant dans les observations du vaisseau spatial XMM-Newton : une collision entre un pulsar, PSR B1259-63, et un anneau de gaz entourant une étoile voisine dénommée SS 2883.
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Prise de température de la chaude planète extrasolaire
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Une équipe d'astronomes a utilisé le télescope spatial Spitzer pour détecter un fort flux de chaude radiation d'une planète qui grille en orbitant une étoile voisine. Les découvertes ont permis à l'équipe "de prendre la température" de la planète.
"C'est la planète extrasolaire la plus proche de la Terre détectée directement et elle présente l'émission de chaleur la plus forte jamais vue pour une exoplanète," note Drake Deming du GSFC (Goddard Space Flight Center) de la NASA. Deming est l'auteur principal d'un article sur cette observation qui sera publiée le 10 Juin dans Astrophysical Journal.
La planète "HD 189733b" orbite une étoile qui est une proche voisine cosmique de notre Soleil, à une distance de 63 années-lumière dans la direction de la Nébuleuse Dumbbell. Elle orbite l'étoile de très près, à juste un peu plus plus de trois pour cent de la distance entre la Terre et le Soleil. Une telle proximité fait rôtir la planète à environ 844 degrés Celsius, selon les mesures de l'équipe.
La planète a été découverte l'année dernière par François Bouchy du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (France) et son équipe. Les observations de découverte ont permis à l'équipe de Bouchy de déterminer la taille de la planète (environ 1,26 fois le diamètre de Jupiter), et la densité (environ 0.75 grammes par centimètre cube). La faible densité indique que la planète est une géante gazeuse comme Jupiter.
Les observations ont aussi révélé la période orbitale (2,219 jours) et la distance à l'étoile parentale. De cette distance et la température de l'étoile parente, l'équipe de Bouchy a évalué que la température de la planète était au moins de plusieurs centaines de degrés Celsius, mais ils n'étaient pas capables de mesurer la chaleur ou la lumière émise directement de la planète.
"Notre mesure directe confirme cette évaluation," ajoute Deming. Cette température est trop haute pour la présence d'eau liquide sur la planète ou n'importe quelles lunes qu'elle pourrait avoir. Puisque les formes connues de vie exigent de l'eau liquide, il est peu probable que la vie soit apparue ici.
L'année dernière, l'équipe de Deming et un autre groupe basé au Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics ont utilisé le Spitzer pour faire la première détection directe de lumière de mondes étrangers, en observant les chauds rougeoiements infrarouges de deux autres planètes "Hot Jupiter" précédemment détectées ", dénommées HD 209458b et TrES-1.
La lumière infrarouge est invisible à l'oeil humain, mais détectable par des instruments spéciaux. De la lumière infrarouge est perçue comme de la chaleur. Des planètes "Hot Jupiter" sont des géantes gazeuses étrangères qui circulent très près autour de leurs étoiles parentes, comme HD 189733b. De leurs orbites proches, elles absorbent amplement la lumière des étoiles et brillent vivement dans des longueurs d'ondes infrarouges.
L'équipe de Deming a utilisé la même méthode pour observer HD 189733b. Pour distinguer le rougeoiement de la planète de sa chaude étoile parente, les astronomes ont utilisé une méthode élégante. D'abord, ils ont utilisé Spitzer pour collecter la lumière infrarouge totale tant de l'étoile que de sa planète. Puis, lorsque la planète a disparu derrière l'étoile sur une partie de son orbite régulière, les astronomes ont mesuré la lumière infrarouge venant uniquement de l'étoile. Ceci a défini exactement combien de lumière infrarouge appartenait à la planète. Dans des circonstances optimales cette même méthode peut être utilisée pour faire une carte brute de température de la planète elle-même.
"Le signal de chaleur de cette planète est si fort que Spitzer était capable de résoudre son disque, dans le sens que notre équipe pouvait dire que nous avons vu un objet rond dans les données, pas un simple point de lumière," note Deming. "Les actuelles observations du Spitzer ne peuvent pas encore faire une carte de température de ce monde, mais plus d'observations par Spitzer ou de futurs télescopes infrarouges dans l'espace pourront être capables de le faire."
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Restes de massif Ausonia Mensa
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Les nouvelles images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montrent le massif Ausonia Mensa sur Mars.
Le HRSC a obtenu ces images au cours de l'orbite 506 avec une résolution d'approximativement 37.6 mètres par pixel. Les scènes montrent la région de Hesperia Planum, contenant le massif, à environ 30.3° Sud et 97.8° Est.
Ausonia Mensa est un grand reste de montagne avec plusieurs cratères d'impact, s'élevant au-dessus de couches basaltiques. La montagne s'étire sur un secteur d'environ 98 kilomètres par 48 kilomètres et a une élévation de 3.700 mètres.
Un grand cratère, d'approximativement 7.5 kilomètres de diamètre et 870 mètres de profondeur, a été partiellement rempli de sédiments. Le flanc nord du cratère est découpé par un grand ravin provoqué par l'érosion.
De nombreuses branches de canaux, résultant aussi de l'érosion, courent le long du bord du sommet du plateau vers les plaines au pied de la montagne.
Un grand cratère domine le flanc occidental de la montagne, d'environ six kilomètres de diamètre, qui montre clairement une couverture d'ejecta et des cratères secondaires.
Des structures créées par le vent sont visibles à environ 50 kilomètres au sud-est du massif, indiquant des canaux de circulation atmosphérique. Ils sont clairement visibles en raison de leur couleur différente.
Fortement érodé, un cratère partiellement rempli d'environ six kilomètres de diamètre est visible au nord du massif. Le cratère est caractérisé par des cratères nombreux, plus petits et plus jeunes.
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Donnez votre nom à un astéroïde !
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L'idée est originale : en devenant sponsor d'un projet très sérieux d'équipement en matériel et logiciels, vous pouvez donner votre nom à un astéroïde découvert par Christophe Demeautis et Daniel Matter.
Christophe fait partie des observateurs assidus des événéments célestes, toujours à l'affût des astéroïdes, des comètes et des étoiles variables. Déjà 96 découvertes d'astéroïdes sont à son actif, ainsi que de nombreuses courbes de rotation d'astéroïdes et de comètes (CdR) ou de courbes de luminosité d'étoiles variables régulières (CdL).
L'astéroïde à nommer : Lors d’une nuit d’observation le 01 novembre 1997, un nouvel astéroïde non encore inscrit dans les bases de données apparut dans un des télescopes de l'équipe, aussi après l’avoir suivi quelques jours il reçut une dénomination provisoire : 1997 VV.
Fin du mois de Juillet 2001, il fut rattaché à une observation faite en 1951, son orbite étant désormais connue avec précision, le nom provisoire de 1997 VV a fait place à un numéro définitif : le n° 26984.
Notre site MPC n°138 à Village-Neuf (68) étant crédité de la découverte par le Minor Planet Center (MPC), c'est donc à nous que revient le privilège de lui donner un nom.
A la recherche d'un partenaire : N’ayant pas hélas un budget infini, nous vous proposons de devenir partenaire afin d’acheter les logiciels et matériel dont nous avons besoins qui s’élève à 2000 €.
Ainsi, celui ou celle qui nous aura aidé financièrement dans notre futur projet, pourra en contrepartie donner un nom à cet astéroïde.
Loin de toute arnaque telle que l’achat d’une étoile dans le ciel ou encore un terrain sur la lune, vous pouvez vérifier à tout moment sur Internet les données relatives à la découverte de (26984) 1997 VV sur le site du MPC utilisé par les astronomes du monde entier (professionnels et amateurs) aux adresses suivantes : http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/NumberedMPs025001.html et http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/MPDiscsNum.html
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Comète P/2006 D1 (Hill)
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Une nouvelle comète de magnitude 19,5 a été découverte le 22 Février 2006 par R. Hill dans le cadre du programme de surveillance Catalina Sky Survey, et confirmée par de nombreux observateurs.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2006 D1 (Hill) indiquent un passage au périhélie au 6 Novembre 2005 à une distance de 1,7 UA, et une période de 13,6 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 26 Octobre 2005 à une distance de 1,8 UA du Soleil, et une période de 13,1 ans.
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Prétendue découverte d'une comète dans Orion
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Depuis quelques jours circule une information erronée, diffusée à l'origine sur le site internet du quotidien régional "la Voix du Nord" (http://www.lavoixdunord.fr/vdn/journal/2006/02/22/REGION/ART8.phtml), et reprise par quelques grands médias (RFM, Europe 1, France 2 et TF1) le jeudi 23 Février, relatant la découverte récente d'une comète par un adolescent de 14 ans prénommé Quentin demeurant à Sin-le-Noble, près de Douai (département du Nord).
Malgré les remarques de plusieurs spécialistes auprès des différents médias qui ont relayé cette information de toute évidence erronée, cette (dés)information a continué de circuler. Il est regrettable de constater que certains journalistes, qui se sont empressés de divulger une information à caractère sensationnel, n'ont visiblement pas pris le soin de vérifier la véracité des faits. Plusieurs d'entre eux ont même persisté dans leur erreur en rediffusant l'information malgré l'évidence de la supercherie et les interventions de spécialistes reconnus dans le monde entier.
Dans ces articles ou reportages, il est fait état d'une prétendue comète dénommée X/2006 B1 confirmée par la NASA, aux dires de l'adolescent, preuve en est le certificat reçu par le jeune garçon et mis sous cadre fièrement par celui-ci. L'auteur de la soi-disante découverte relate sa trouvaille de l'objet dans la constellation d'Orion, sa vérification sur Internet, etc... Le reportage narre également les premiers pas de l'adolescent dès son plus jeune âge en astronomie. Une bien belle histoire...
Mais cette soi-disante découverte est totalement fantaisiste !
En premier lieu, le nom de la comète est plutôt suspect. Le préfixe "X" est attribué aux objets dont il est impossible de calculer l'orbite. Située dans la constellation d'Orion comme le prétend l'adolescent, une nouvelle comète aurait très peu de chance de passer inaperçue, la superbe constellation étant l'une des plus surveillées et photographiées à l'heure actuelle par les astronomes amateurs ou professionnels du monde entier, de même que par les télescopes automatiques de surveillance. Il est donc tout à fait raisonnable de penser que dans le cas d'une telle découverte, l'orbite de l'objet serait très vite déterminée. Auquel cas, la comète porterait le préfixe "C", préfixe attribué aux comètes non périodiques ou de périodes supérieures à 200 ans, ou éventuellement "P" si celle-ci possédait une période inférieures à 200 ans.
Toutefois, la comète C/2006 B1 existe belle est bien. Elle a été découverte le 27 Janvier 2006 à la magnitude 18 dans la constellation du Centaure (Centaurus) par Rob McNaught (Siding Spring Survey) au moyen d'un télescope de 0,5 mètre d'ouverture équipé en CCD, et confirmée par de nombreuses observations ultérieures (http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K06/K06B86.html et circulaire IAUC 8665 publiée le 30 janvier). Cette comète n'est visible actuellement que de l'hémisphère sud. Même un très gros télescope situé dans la région de Douai n'aurait pu la repérer. Le faible éclat de la comète requiérant l'utilisation d'un instrument de diamètre important, l'adolescent n'a donc pas pu observer cette comète depuis le ciel de sa banlieue avec un simple télescope de 115mm d'ouverture, et encore moins la découvrir avec le matériel à sa disposition vu le faible éclat de l'objet.
La dénomination de 2006 B1, indiquant respectivement le millésime de l'année de découverte, le rang de la quinzaine de la découverte et le numéro d'ordre de la découverte dans la quinzaine concernée, ne peut-etre attribué qu'une seule fois, et donc l'existence de C/2006 B1 exclut définitivement celle de X/2006 B1.
Il y a de forte chance que notre adolescent ait tout simplement observé la célèbre nébuleuse d'Orion, et, trompé par les turbulences atmosphériques, a cru voir bouger l'objet.
Quant au certificat arborant les logos de la NASA et du JPL, il s'agit de toute évidence d'un canular. C’est le CBAT (Bureau Central des Telegrammes) qui recense les découvertes de comètes, et non la NASA qui n’a aucune compétence particulière dans l’attribution des noms de comètes.
Interrogé à ce sujet, Dan Green, directeur du CBAT (Bureau Central des Telegrammes) qui a la responsabilité de la dénomination provisoire des comètes dont le nom est par la suite attribué par l'Union Astronomique Internationale (Commission 20, Divison III), a confirmé qu'aucun rapport d'observation venant de France d'une éventuelle comète non encore découverte n'a fait l'objet d'une transmission au CBAT, depuis maintenant plusieurs mois.
Démentie de La Voix du Nord [24/02/2006] La famille du jeune Quentin Louis, de Sin-le-Noble
(près de Douai), a eu aujourd'hui la confirmation que le
certificat prétendument envoyé par la NASA était
faux. Le porte-parole de l'agence spatiale américaine a indiqué
dans un communiqué que la NASA n'éditait pas ce genre
de document. Ce rebondissement remet en cause la découverte
de la comète par le jeune garçon.
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SN 2006X dans la galaxie spirale M100
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Probablement similaire à notre galaxie de la Voie lactée, Messier 100 est une grande galaxie spirale qui présente une structure complexe, avec un coeur brillant et deux principaux bras, montrant des nombreuses jeunes et chaudes étoiles massives ainsi que des noeuds extrêmement chauds (des régions HII ). On voit aussi deux bras plus petits partant de la partie intérieure et s'étendant vers les plus grands bras en spirale.
La galaxie, située à 60 millions d'années-lumière, est légèrement plus grande que la Voie lactée, avec un diamètre d'environ 120.000 années-lumières.
La galaxie était la cible de l'instrument multi-mode FORS1 sur le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, suivant la demande des astronomes de l'ESO Dietrich Baade et Ferdinando Patat, qui, avec leurs collègues Lifan Wang (Lawrence Berkeley National Laboratory, US) et Craig Wheeler (University of Texas, Austin, US), ont procédé à des observations détaillées de la supernova SN 2006X récemment découverte.
SN 2006X a été indépendamment découverte au début Février par l'astronome amateur japonais Shoji Suzuki et l'astronome italien Marco Migliardi. Trouvée le 04 février comme étant la 24ème supernova de l'année, elle avait une magnitude de 17, signifiant qu'elle était 1.000 fois plus faible que la galaxie. Il a été bientôt établi que c'était un autre exemple de supernova de Type-Ia , observée avant qu'elle n'ait atteint sa brillance maximale. La supernova est en effet devenue 25 fois plus brillante en deux semaines environ.
Depuis que SN 2006X est devenue si brillante et puisqu'elle est placée à l'intérieur de la très étudiée galaxie M100, il n'y a aucun doute qu'une grande richesse d'informations seront collectées sur cette supernova et, probablement, sur le système qui a explosé. Comme telle, SN 2006X peut s'avérer comme une étape importante dans l'étude des supernovae de Type Ia. C'est particulièrement important car ces objets sont utilisés pour mesurer l'expansion de l'Univers parce qu'ils ont tous la même luminosité intrinsèque.
Ce n'est pas la première supernova trouvée dans Messier 100. En effet, c'est une des galaxies les plus prolifiques en ce qui concerne les supernovae. Depuis 1900, quatre autres ont été découvertes dans celle-ci : SN 1901B, SN 1914A, SN 1959E et SN 1979C. Des observations récentes avec l'observatoire spatial XMM-Newton de l'ESA ont montré avec surprise que SN 1979C est toujours aussi brillante en rayons X qu'il y a 25 ans. En lumière visible, cependant, SN 1979C s'est depuis lors estompée par un facteur 250. SN 1979C appartient à la classe des supernovae de Type II et est le résultat de l'explosion d'une étoile qui était 18 fois plus massive que notre Soleil.
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Etoile artificielle dans le ciel austral
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Les scientifiques ont célébré un événement majeur à Cerro Paranal au Chili, siège du réseau VLT (Very Large Telescope) de l'ESO. Grâce à leurs efforts, ils ont été capables de créer la première étoile-guide artificielle dans l'hémisphère sud, permettant aux astronomes d'étudier l'Univers dans les détails les plus fins.
Le 28 Janvier 2006, à 23h07 heure locale, un rayon laser de plusieurs watts a été lancé à partir de Yepun (UT4), le quatrième télescope de 8,2m du VLT, produisant une étoile-guide artificielle, à 90 km de haut dans l'atmosphère. Malgré que cette étoile était environ 20 fois plus faible que l'étoile la plus faible que l'on peut voir à l'oeil nu, elle était assez brillante pour l'optique adaptative pour mesurer et corriger les effets de la perturbation atmosphérique. L'événement a été salué avec beaucoup d'enthousiasme et de bonheur par les personnes présentes dans la salle de commande d'un des équipements astronomiques les plus sophistiqués du monde.
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Le cratère lunaire Billy
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Cette image du cratère lunaire Billy a été capturée par l'instrument AMIE (Advanced Moon Imaging Experiment) embarqué sur le vaisseau spatial SMART-1 de l'ESA.
Avec un diamètre de 46 kilomètres, le cratère Billy est un vieux cratère d'impact, situé à la périphérie sud d'Oceanus Procellarum, possédant un bord s'élevant à 1.300 mètres au-dessus de son plancher. Le plancher de Billy a été rempli par de la lave basaltique possédant un albedo très faible, d'où une surface foncée.
Cette image a été prise le 14 Janvier 2006, d'une distance d'environ 1.260 kilomètres.
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L'ESA collabore avec le Japon au nouveau satellite d'astronomie dans l'infrarouge
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Communiqué de Presse de l'ESA N° 05-2006
L'Agence japonaise d'exploration aérospatiale (JAXA) a lancé cette nuit avec succès le nouveau satellite d'astronomie haute performance dans l'infrarouge, ASTRO-F. Elle s'emploie maintenant, en collaboration avec l'ESA et des scientifiques européens, à préparer le satellite en vue de sa mission de cartographie du cosmos.
En orbite autour de la Terre, ASTRO-F (renommé Akari (lumière) depuis sa mise en orbite) se livrera à une étude inédite du ciel dans le domaine de l'infrarouge afin de mettre en évidence les phénomènes lointains invisibles à nos yeux permettant de mieux comprendre les processus de formation et d'évolution au sein de l'Univers.
Selon le Professeur David Southwood, Directeur du Programme scientifique de l'ESA, « le lancement d'ASTRO-F/Akari constitue un événement majeur. Voilà dix ans, notre Observatoire spatial dans l'infrarouge (ISO) contribuait à l'émergence de ce nouveau domaine de l'astronomie avec la participation des Japonais. Nous sommes très heureux d'avoir de nouveau l'occasion de coopérer avec le Japon dans cette discipline.
Notre participation à ce projet aux côtés des Japonais s'inscrit dans notre engagement à long terme en matière d'astronomie dans l'infrarouge, où de nombreuses découvertes restent à faire. Nous sommes désormais engagés dans la mission ASTRO-F/Akari, mais continuons à préparer sans relâche le lancement du télescope infrarouge de prochaine génération de l'ESA, Herschel, qui devrait quitter la Terre d'ici deux ans.
L'aventure ne s'arrêtera pas là, l'astronomie dans l'infrarouge occupant par ailleurs une place essentielle dans les orientations futures de l'ESA en recherche spatiale, définies dans le programme « Vision cosmique 2015-2025 ». Des sujets tels que la formation des étoiles et des exoplanètes ou l'évolution de l'Univers à ses débuts sont au cœur de notre programme. »
La mission Le lanceur japonais M-V a décollé le 21 février 2006, à 22h28, heure de Paris (soit le 22 février à 06h28, heure locale), depuis le Centre spatial d'Uchinoura, dans la région de Kagoshima au Japon, avec à son bord le nouveau satellite d'astronomie dans l'infrarouge.
Dans environ deux semaines, ASTRO-F sera en orbite polaire à 745 kilomètres d'altitude de la Terre. À l'issue de deux mois de vérifications du système et des performances, ASTRO-F cartographiera l'ensemble du ciel pendant environ six mois, avec une sensibilité et une résolution spatiale supérieures et dans une gamme de longueurs d'ondes plus étendue que celle de son unique prédécesseur à ce jour, le satellite IRAS, lancé conjointement par le Royaume-Uni, les Pays-Bas et les États-Unis en 1983.
La mission de cartographie générale du ciel sera suivie par une phase de 10 mois, pendant laquelle le satellite observera en détail des milliers de cibles astronomiques spécifiques. Les scientifiques pourront ainsi étudier ces différents objets plus longuement, en bénéficiant d'une sensibilité accrue, et effectuer des analyses spectrales.
Cette seconde phase prendra fin à l'épuisement des réserves d'hélium liquide destinées à réfrigérer le télescope et les instruments pour les maintenir à une température de quelques degrés seulement au-dessus du zéro absolu. ASTRO-F entamera alors sa troisième phase opérationnelle, continuant à observer des régions sélectionnées du ciel au seul moyen de sa caméra infrarouge dans certaines longueurs d'ondes bien précises.
Participation de l'ESA Les premières observations astronomiques dans l'infrarouge depuis l'espace remontent uniquement à une vingtaine d'année, chaque décennie ayant été marquée par le lancement de satellites novateurs qui ont bouleversé la perception même que nous avions du cosmos.
Les satellites dans l'infrarouge sont en effet à même de détecter des objets froids, y compris des systèmes planétaires, des poussières et des gaz interstellaires ou encore des galaxies lointaines, particulièrement difficiles à observer dans la partie visible du spectre lumineux. L'astronomie dans l'infrarouge permet également d'étudier la formation des étoiles et des galaxies car l'énergie en œuvre lors de ces phénomènes se situe essentiellement dans les longueurs d'ondes de l'infrarouge.
L'ESA et l'Europe sont fortes d'une longue tradition en matière d'astronomie dans l'infrarouge, qui se poursuit maintenant avec la participation du Royaume-Uni, des Pays-Bas et de l'ESA à la mission ASTRO-F. L'ESA offre un soutien réseau depuis la station sol de Kiruna (Suède), où seront acquises les données de plusieurs passages quotidiens.
L'ESA fait également bénéficier ses partenaires de son savoir-faire et de son aide pour le traitement des données de cartographie du ciel, notamment en matière de « reconstitution du pointage », tâche qui consiste à mesurer avec exactitude l'emplacement des objets observés dans le ciel pour accélérer la production de catalogues du cosmos et permettre un recensement des objets astronomiques dans l'infrarouge.
En contrepartie, l'ESA a obtenu 10 % du temps d'observation au cours des deuxième et troisième phases opérationnelles du programme ASTRO-F ; il sera attribué à des chercheurs européens afin qu'ils puissent procéder aux observations figurant dans leurs propositions.
« Cette coopération que le Japon a proposé à l'ESA dans le cadre du programme ASTRO-F aidera les astronomes européens à rester sur la lancée des acquis résultant de l'exploitation d'ISO jusqu'au lancement de la mission de l'ESA dans l'infrarouge, Herschel, prévu pour début 2008 », explique le Professeur D. Southwood.
Doté d'un télescope spatial d'une taille et d'une puissance inégalées (d'un diamètre de 3,5 mètres), Herschel tirera parti du recensement des objets astronomiques dans l'infrarouge effectué par ASTRO-F ainsi que des acquis de ses prédécesseurs, tels que les observatoires ISO de l'ESA et Spitzer de la NASA. Il percera les mystères de la formation et de l'évolution des étoiles et des galaxies et étudiera la chimie du cosmos froid et invisible.
Note ASTRO-F est le fruit d'une véritable coopération internationale. Le satellite a été développé par l'Agence japonaise d'exploration aérospatiale (ISAS/JAXA) avec la participation des Universités de Nagoya et de Tokyo, de l'Institut national de recherche dans le domaine des technologies de l'information et de la communication (NICT) ainsi que d'autres universités et instituts japonais. Sont également impliqués la Corée du Sud, l'ESA, un consortium d'universités britanniques (Imperial College London, Open University, Université du Sussex), financé par le Conseil britannique de la recherche en physique des particules et en astronomie (PPARC), ainsi que l'Institut néerlandais de recherche spatiale (SRON) et l'Université de Groningue (Pays-Bas).
Le soutien de l'ESA en matière de stations sol sera géré par le Centre européen d'Opérations spatiales (ESOC). Le Centre européen d'Astronomie spatiale de l'ESA (ESAC) est quant à lui chargé de la reconstitution du pointage et du soutien aux utilisateurs pour le temps d'observation attribué aux Européens.
ASTRO-F est équipé d'un télescope refroidi d'environ 70 centimètres de diamètre et de deux instruments, un instrument dans l'infrarouge lointain (FIS) et une caméra infrarouge (IRC), qui permettront de cartographier l'intégralité du ciel dans six longueurs d'ondes de l'infrarouge. Ces instruments effectueront également des observations photométriques et spectrométriques détaillées de cibles astronomiques choisies dans 13 bandes dans la gamme des longueurs d'ondes comprises entre 2 et 180 micromètres.
Pendant la phase de cartographie, ASTRO-F dressera une carte complète de notre galaxie dans l'infrarouge avec ses pépinières d'étoiles, qui ne sont observables que dans le domaine de l'infrarouge parce que leur lumière visible est obscurcie par la poussière qui les entoure.
ASTRO-F détectera également les étoiles mortes à proximité du système solaire ainsi que les étoiles avortées que sont les naines brunes, émettant une faible lueur dans l'infrarouge. Le satellite recherchera en outre des systèmes planétaires situés jusqu'à une distance de 1000 années lumières du Soleil et permettra d'étudier leur formation à partir des disques de poussière et de gaz qui enveloppent les protoplanètes.
La cartographie générale du ciel devrait à elle seule conduire à la découverte d'un million de galaxie. ASTRO-F étudiera par ailleurs la structure de l'Univers à grande échelle, en observera les objets les plus lumineux qui s'écartent rapidement de notre galaxie et examinera la formation des étoiles dans les galaxies proches et lointaines.
Dans le cadre d'observations sélectionnées, ASTRO-F fournira une couverture complète, dans plusieurs longueurs d'ondes, d'une grande variété de sources, telles que des astéroïdes du système solaire, des naines brunes, des disques de débris et des étoiles situées dans notre galaxie ou dans des galaxies voisines, et étudiera par ailleurs de multiples radiosources extragalactiques.
L'appel à proposition lancé par l'ESA en vue de l'attribution du temps d'observation mis à sa disposition (10 %) a suscité un vif intérêt de la part des astronomes européens. Les 50 propositions reçues émanaient de 42 responsables de recherche différents rattachés à 32 instituts dans 9 pays d'Europe.
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Hubble confirme les nouvelles lunes de Pluton
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Des astronomes utilisant le télescope spatial Hubble ont confirmé la présence de deux nouvelles lunes autour de la planète éloignée Pluton. Les lunes ont été découvertes par Hubble en Mai 2005, mais l'équipe de recherche a sondé plus profondément dans le système de Pluton avec Hubble le 15 Février pour rechercher des satellites supplémentaires et déterminer les orbites des lunes.
Dans l'image, Pluton est au centre et Charon est juste en dessous. Les lunes, provisoirement nommée S/2005 P 1 et S/2005 P 2, sont situées à la droite de Pluton et Charon.
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L'impact géant donne naissance aux lunes de Pluton
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Dans un article publié aujourd'hui dans Nature, une équipe de scientifiques américains dirigée par le Dr S. Alan Stern du SwRI (Southwest Research Institute), conclut que les deux petites lunes de Pluton récemment découvertes sont très probablement nées dans le même impact géant qui a donné naissance à la beaucoup plus grande lune de Pluton, Charon.
L'équipe soutient aussi que d'autres grands objets binaires de la Ceinture de Kuiper (KBOs) peuvent aussi héberger des petites lunes, et que les petites lunes orbitant autour de Pluton peuvent produire des anneaux de débris autour de Pluton.
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Des astronomes amateurs voient 2003 UB313
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Un groupe d'astronomes amateurs a utilisé le télescope Otto Struve de 2,1 mètres de l'Observatoire McDonald pour faire la première observation visuelle à l'oculaire de 2003 UB313, un objet orbitant dans la Ceinture de Kuiper au-delà de Pluton à 90 UA du Soleil et surnommé temporairement "'Xena" par son découvreur Mike Brown.
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Comètes SOHO : C/2005 Y7, Y8, Y9, Y10
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Quatre nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2006-D03.
C/2005 Y7 (SOHO) (R. Kracht) C/2005 Y8 (SOHO) (R. Kracht) C/2005 Y9 (SOHO) (S. Farmer) C/2005 Y10 (SOHO) (Q. Ye)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz sauf la comète C/2005 Y8 qui appartient au groupe de Meyer.
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Des aurores sur Mars
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Le vaisseau spatial Mars Express a découvert la preuve qu'il existe des aurores du côté nuit de Mars. Ces aurores font des structures en forme de V d'électrons et de ions accélérés, semblables à ce que nous voyons ici sur Terre. Mars ne possède pas de champ magnétique planétaire, aussi la découverte est surprenante. Cependant, il existe des régions magnétiques, des restes d'un vieux champ magnétique planétaire. Puisque, vue de la Terre, Mars nous présente toujours sa face éclairée, seul un vaisseau spatial pouvait détecter les aurores, qui sont seulement visibles la nuit sur Mars.
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L'ombre de Phobos
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Les nouvelles images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montrent le déplacement rapide de l'ombre de la lune Phobos à travers la surface martienne.
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Silicates
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Le télescope spatial Spitzer a permis de découvrir une paire inhabituelle de galaxies en collision dont les coeurs sont entourés par des cristaux minuscules de silicates sous une forme cristallisée. Bien que l'on ait déjà decelé ce genre de cristaux dans la Voie lactée, c'est la première fois qu'ils sont découverts à l'extérieur de notre galaxie.
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Abondance de métaux lourds
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Les astronomes ont utilisé la lumière d'un quasar éloigné pour découvrir un nuage d'hydrogène riche en métal qui aurait été invisible autrement; le quasar est à 9 milliards d'années-lumière, mais le nuage est à seulement 6,3 milliards d'années-lumière. En analysant le spectre de cette galaxie, les astronomes ont découvert qu'il contient quatre fois plus de métal que notre Soleil. La découverte de plusieurs de ces nuages pourrait aider à comprendre pourquoi l'Univers semble contenir moins de métal que prévu, ainsi que les mécanismes de formation des galaxies.
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Puppis A
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Une nouvelle image de Chandra d'une région du reste de la supernova Puppis A révèle un nuage déchiré par l'onde de choc d'une explosion de supernova. C'est la première identification en rayons X d'un tel processus dans une phase avancée.
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Tempête sur Saturne
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La sonde Cassini a détecté en ondes radio une gigantesque tempête électrique faisant rage à la surface de Saturne, probablement associée à une tempête visible dans le domaine optique. Cette tempête, de la taille des Etats-Unis est la plus puissante de ce type jamais vue. L'origine de ces tempête est inconnue, mais les chercheurs pensent qu'il pourrait avoir un rapport avec la chaleur intérieure de Saturne. Cassini doit s'approcher plus près de Saturne dans les prochaines semaines, aussi les scientifiques espèrent obtenir une meilleure vue du phénomène.
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Planètes tournant en sens inverse
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Des astronomes de la NASA ont découvert un système solaire curieux à environ 500 années-lumière où les planètes intérieures circulent dans une direction et les planètes extérieures tournent dans la direction opposée. Il est possible que le système provienne de l'effondrement de deux nuages voisin de matières, lesquels étaient en rotation dans des directions opposées.
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Affinage
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Des chercheurs de l'Université de St. Andrew et de l'Université Libre de Bruxelles pensent qu'ils ont une solution qui "affine" la théorie gravitationnelle révolutionnaire d'Einstein pour aider à expliquer l'effet de la matière sombre. Le Docteur Hong Sheng Zhao et le docteur Benoit Famaey ont créé une nouvelle formule qui permet à la force de gravité de varier sur des distances galactiques, correspondant parfaitement aux observations faites par les astronomes.
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Phlegethon Catena
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Les nouvelles images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montrent la région de Phlegethon Catena de Mars.
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Comètes SOHO : C/2005 W16, W17, X2, X3, X4, X5, X6, X7, X8, X9, Y3, Y4, Y5, Y6
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Quatorze nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2006-C59, MPEC 2006-C60 et MPEC 2006-C61.
C/2005 W16 (SOHO) (R. Matson) C/2005 W17 (SOHO) (H. Su) C/2005 X2 (SOHO) (H. Su) C/2005 X3 (SOHO) (H. Su) C/2005 X4 (SOHO) (K. Cernis) C/2005 X5 (SOHO) (J. Ruan) C/2005 X6 (SOHO) (J. Ruan) C/2005 X7 (SOHO) (H. Su) C/2005 X8 (SOHO) (Q. Ye) C/2005 X9 (SOHO) (R. Matson) C/2005 Y3 (SOHO) (Q. Ye) C/2005 Y4 (SOHO) (S. Hönig) C/2005 Y5 (SOHO) (K. Battams) C/2005 Y6 (SOHO) (K. Battams)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz
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Comètes SOHO : C/1996 X3, X4, X5, 1997 B5, B6, B7
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Six nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2006-C49.
C/1996 X3 (SOHO) (R. Kracht) C/1996 X4 (SOHO) (R. Kracht) C/1996 X5 (SOHO) (R. Kracht) C/1997 B5 (SOHO) (R. Kracht) C/1997 B6 (SOHO) (R. Kracht) C/1997 B7 (SOHO) (R. Kracht)
Rainer Kracht suggère qu'une ou deux comètes parmi celles du groupe de Kracht, à savoir C/1996 X4 et C/1996 X5, ont certainement été revues comme C/2002 S4, C/2002 S5, C/2002 S7 et C/2002 S11. C'est plus douteux en ce qui concerne C/1996 X3. K. Battams suggère que les comètes du groupe de Marsden, à savoir C/1997 B5, C/1997 B6 et C/1997 B7, pourraient vraisemblable être revenues comme C/2002 R1 et/ou C/2002 R4, bien que ceci semble particulièrement douteux.
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Un accélérateur de particules au centre de notre Galaxie
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Une équipe d'astrophysiciens (à laquelle participent des chercheurs de l'Observatoire de Paris et du CNRS) a annoncé la détection par les télescopes Cerenkov H.E.S.S. (Namibie) d'un rayonnement gamma de très haute énergie en provenance de gigantesques nuages de gaz qui baignent le centre de notre Galaxie. La source de ces rayons gamma serait l'interaction de particules encore plus énergétiques, traversant toute la Galaxie, avec ces nuages. Grâce aux mesures précises d'intensité et d'énergie de ces rayons gamma que seul permet ce nouvel instrument, il a pu être montré que les particules cosmiques à l'origine ont une énergie bien supérieure à celles qui pénètrent dans l'atmosphère terrestre. Ce surcroit d'énergie des rayons cosmiques au voisinage du Centre Galactique pourrait avoir comme explication l'écho de l'explosion, vieille de plusieurs centaines de siècles, d'une supernova ou une bouffée d'accélération due à la présence d'un trou noir supermassif au centre de la Galaxie.
Dans une publication récente au journal Nature (9 Février 2006), la collaboration H.E.S.S. annonce la découverte d'une émission gamma en provenance d'un ensemble de nuages de gaz situé au voisinage du centre de notre propre Galaxie. La masse d'hydrogène contenue dans ces gigantesques nuages équivaut à 50 millions de fois la masse du soleil. La très grande sensibilité des télescopes H.E.S.S. a permis de voir l'émission gamma de très haute énergie de ces nuages.
La clef pour une meilleure compréhension des rayons cosmiques est la connaissance de leur distribution spatiale. Diffusent-ils uniformément dans toute la Galaxie ou bien leur densité et distribution en énergie dépend elle de l'endroit considéré dans la Galaxie (par exemple la proximité d'un accélérateur de particules)? Nous pouvons mesurer directement le rayonnement cosmique uniquement dans le système solaire, situé à 25000 années lumières du centre de la galaxie. Mais une astuce permet aux astrophysiciens de traquer les rayons cosmiques partout dans la Galaxie: quand une particule cosmique rentre en collision avec une molécule de gaz interstellaire, des rayons gamma sont produits.
Crédit : H.E.S.S.
La partie centrale de notre Galaxie est un bestiaire très riche, contenant des exemples de tous les objets les plus exotiques connus des astronomes: restes d'explosion de supernova, trou noir supermassif etc... Elle contient aussi de grandes quantités de gaz interstellaire qui se condensent en nuages. Si des rayons gamma sont détectés dans la direction d'un tel nuage de gaz, les scientifiques en déduisent la densité de rayonnement cosmique à cet endroit du nuage. L'intensité et la distribution en énergie de ces rayons gamma reflètent celle des rayons cosmiques.
Cette technique a déjà été utilisée à basse énergie, environ 100 millions d'électron-volts (les accélérateurs que l'on a sur terre peuvent atteindre des énergies d'un milliard d'électron-volts) par le satellite EGRET pour cartographier les rayons cosmiques dans notre Galaxie. A des énergies vraiment élevées - le vrai domaine des accélerateurs cosmiques - aucun instrument n'était jusqu'alors assez sensible pour "voir" les nuages de gaz interstellaire briller en rayonnement gamma de très haute énergie. H.E.S.S. a démontré pour la première fois la présence de rayonnement cosmique dans cette région centrale de notre Galaxie.
La surprise provenant des données H.E.S.S. est que la densité de rayons cosmiques excède largement celle constatée dans le voisinage solaire. Ce qui est interessant est que cette différence s'accroit avec l'énergie, ce qui implique que les rayons cosmiques ont été accélérés récemment. Donc ces données suggérent que ces nuages sont éclairés par un accélérateur de rayons cosmiques proche qui était actif ces derniers 10 000 ans. Les candidats pour de tels accélérateurs sont les gigantesques explosions stellaires qui ont apparemment eu lieu près du centre de notre Galaxie dans un passé "récent". Un autre site possible d'accélération est le trou noir supermassif au centre de la Galaxie. Jim Hinton (Max-Planck Institute for Nuclear Physics, Heidelberg, Germany), un des scientifiques ayant participé à la découverte, conclut "Ce n'est que la première étape. Nous continuons bien évidemment à pointer nos télescopes vers le centre de la Galaxie et nous allons continuer de travailler dur pour localiser le site exact de l'accélérateur - Je suis convaincu que nous ne sommes pas au bout de nos surprises!"
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Comète P/2005 SB216 (LONEOS)
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Un objet à l'apparence d'astéroïde, découvert le 30 Septembre 2005, dans le cadre du programme de surveillance LONEOS et répertorié comme 2005 SB216, a révélé sa nature cométaire lors d'observations faites par L. Buzzi (Schiaparelli Observatory) le 04 Février 2005, et plus tard par S. Foglia, G. Galli, S. Minuto, et D.Crespi (Novara Veveri) le 07 Décembre 2005. Le même jour, F. Bernardi, D. J. Tholen, et J. Pittichova (Mauna Kea/University of Hawaii) ont également confirmé l'objet comme une comète.
Les éléments orbitaux de la comète P/2005 SB216 (LONEOS) indiquent un passage au périhélie au 11 Février 2007 à une distance de 3,8 UA, et une période de 18,98 ans.
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Découverte de deux systèmes solaires gigantesques
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Deux énormes étoiles hypergéantes encerclées par des disques monstrueux de ce qui pourraient être des planètes en formation ont été identifiées grâce au télescope spatial Spitzer. Les découvertes ont étonné les astronomes parce que les étoiles aussi grandes que celles-ci sont supposées être inhospitalières pour des planètes.
"Ces étoiles extrêmement massives sont extrêmement chaudes et brillantes et ont des vents très forts, faisant le travail de construction de difficiles planètes," note Joel Kastner (Rochester Institute of Technology, New York). "Nos données suggèrent que le processus de formation des planètes peut être plus compliqué que ce que l'on pensait, survenant même autour des étoiles les plus massives que la nature produit."
Kastner est le principal auteur d'un article décrivant la recherche dans le numéro d'Astrophysical Journal Letters du 10 Février.
Des disques poussiéreux autour d'étoiles sont pensés pour être des indicateurs de systèmes planétaires présents ou futurs. Autour de notre propre Soleil orbite un disque mince de débris planétaires, appelé la Ceinture de Kuiper, qui inclut de la poussière, des comètes et de plus grands corps semblables à Pluton.
L'année dernière, des astronomes utilisant le Spitzer ont annoncé la découverte d'un disque de poussières autour d'une étoile miniature, ou naine brune, avec seulement huit millièmes de la masse du Soleil. Des disques ont aussi été découverts auparavant autour d'étoiles cinq fois plus massives que le Soleil. Les nouveaux résultats du Spitzer étendent la gamme d'étoiles qui arborent des disques pour y inclure les "extra grandes." Le télescope infrarouge a détecté d'énormes quantités de poussière autour de deux étoiles vraiment volumineuses, R 66 et R 126, situées dans la galaxie voisine la plus proche de la Voie lactée, le Grand Nuage de Magellan. Appelées des hypergéantes, ces flambantes étoiles chaudes sont de vieilles descendentes de la classe la plus massive d'étoiles, mentionnées comme des étoiles de classe "O". Elles ont respectivement 30 ans et 70 fois la masse du Soleil. Si une hypergéante avait été située à la place du Soleil dans notre système solaire, toutes les planètes intérieures, y compris la Terre, tiendraient confortablement dans sa circonférence.
Crédit : NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)
Les astronomes estiment que les disques des étoiles sont aussi gonflés, s'étendant sur une orbite jusqu'à environ 60 fois plus loin que Pluton autour du Soleil. Les disques sont probablement chargés d'environ dix fois la masse contenue dans la Ceinture Kuiper. Kastner et ses collègues disent que ces structures poussiéreuses pourraient représenter les premiers ou les derniers pas du processus de formation de planètes. S'il s'agit des derniers pas, les disques pourraient être pensés comme des versions agrandies de notre Ceinture Kuiper.
"Ces disques pourraient être peuplés avec des comètes et d'autres plus grands corps appelés planétésimaux," note Kastner.
Spitzer a détecté les disques au cours d'une étude de 60 étoiles brillantes pensées pour être enveloppées dans des cocons sphériques de poussières. Selon Kastner, R 66 et R 126 sortaient du lot parce que leurs signatures lumineuses, ou spectres, indiquaient la présence de disques aplanis.
Une inspection minutieuse de la poussière composant les disques a révélé la présence de composantes planétaires semblables au sable appelées silicates. De plus, le disque autour de R 66 a montré des signes d'agglutination de poussières en forme de cristaux de silicate et de plus grands grains de poussières. Une telle agglutination peut être un pas significatif dans la construction de planètes.
Les étoiles aussi massives que R 66 et R 126 ne vivent pas très longtemps. Elles brûlent tout leur combustible nucléaire en seulement quelques millions d'années et finissent en supernovae. Leurs courtes durées de vie ne laissent pas beaucoup de temps pour que des planètes, ou de la vie, se développent. N'importe quelles planètes qui pourraient surgir seraient probablement détruites lors de l'explosion des étoiles.
"Nous ne savons pas si des planètes comme celles de notre Système solaire sont capables de se former dans l'environnement fortement énergique et dynamique de ces étoiles massives, mais si elles le pouvaient, leurs existences seraient courtes et passionnantes," ajoute l'astronome Charles Beichman (NASA's Jet Propulsion Laboratory/California Institute of Technology, Pasadena).
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La galaxie spirale NGC 1309
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Cette spectaculaire galaxie spirale est une des dernières vues prises par le télescope spatial Hubble.
De stupéfiants détails de la galaxie vue de face, cataloguée comme NGC 1309, sont capturés dans cette image en couleur. NGC 1309 abritait la supernova SN 2002fk, dont la lumière a atteint la Terre en Septembre 2002. NGC 1309 réside à 100 millions d'années-lumières (30 Mégaparsecs) de la Terre. C'est une des 200 galaxies environ qui composent le groupe de galaxies de l'Eridan (Eridanus).
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Le passé agité de l'amas globulaire Messier 12
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En se basant sur des observations effectuées avec le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, une équipe d'astronomes italiens a annoncé que l'amas stellaire Messier 12 doit avoir perdu près d'un million d'étoiles de faible masse au profit de notre galaxie de la Voie lactée.
"Dans le voisinage solaire et dans la plupart des amas stellaires, les étoiles les moins massives sont les plus courantes, et de loin", commente Guido De Marchi (ESA), auteur principal de l'étude. "Nos observations avec le VLT de l'ESO montrent ce n'est pas le cas pour Messier 12."
L'équipe, qui inclut également Luigi Pulone et Francesco Paresce (INAF, Italie), a mesuré la brillance et les couleurs de plus de 16.000 étoiles dans l'amas globulaire Messier 12 avec l'instrument multi-mode FORS1 installé sur l'un des télescopes d'unité du VLT à Cerro Paranal (Chili). Les astronomes pouvaient étudier les étoiles qui sont 40 millions de fois plus faibles que ce que l'on peut voir à l'oeil nu (magnitude 25).
Situé à une distance de 23.000 années-lumière dans la constellation d'Ophiuchus (Ophiuchus), Messier 12 doit son nom au fait qu'il s'agit du douzième objet consigné dans le catalogue d'objets nébuleux compilé en 1774 par l'astronome français et chasseur de comètes Charles Messier. L'amas est aussi connu des astronomes sous le nom de NGC 6218 et contient environ 200.000 étoiles, la plupart d'entre elles ayant une masse entre 20 et 80 pour cent de la masse du Soleil.
"Il est cependant clair que Messier 12 est étonnamment exempt d'étoiles de faible masse", note De Marchi. "Pour chaque étoile semblable au Soleil, nous attendions environ quatre fois plus d'étoiles avec la moitié de cette masse. Nos observations VLT montrent seulement un nombre égal d'étoiles de masses différentes."
Les amas globulaires se déplacent sur orbites elliptiques étendues qui les emportent périodiquement à travers les régions très peuplées de notre Galaxie, le plan, puis au-dessus et en dessous, dans le "halo". En s'aventurant trop près des régions les plus intérieures et plus denses de la Voie lactée, le "bombement", un amas globulaire peut être perturbé, les étoiles les plus petites étant arrachées.
"Nous estimons que Messier 12 a perdu quatre fois autant d'étoiles qu'il lui en reste", note Francesco Paresce. "C'est-à-dire qu'environ un million d'étoiles doivent avoir été éjectées dans le halo de notre Voie lactée."
Le durée de vie totale restante de Messier 12 est estimée à environ 4,5 milliards d'années, c'est-à-dire environ un tiers de son âge actuel. C'est très court comparé à la durée de vie d'un amas globulaire typique, laquelle est d'environ 20 milliards d'années.
La même équipe d'astronomes avait trouvé en 1999, un autre exemple d'amas globulaire qui a perdu une grande proportion de son contenu d'origine.
Les scientifiques espèrent découvrir et étudier beaucoup plus d'amas comme celui-ci, puisque la compréhension des amas qui ont été perturbés devrait clarifier la dynamique du processus qui a formé le halo de notre galaxie domestique, la Voie lactée.
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Claritas Fossae
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Cette image, prise par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montre la région tectonique ancienne de Claritas Fossae sur Mars.
Cette région, à l'ouest de Solis Planum, est un secteur tectonique et volcanique situé au sud-est du groupe de volcans de Tharsis (Tharsis Montes) sur le haut de Tharsis. Elle s'étend approximativement du nord au sud sur environ 1.899 kilomètres.
La scène montre un secteur couvrant environ 200 km par 1.150 km et centré approximativement sur 258° Est et 32° Sud.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
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Détection d'un halo entourant NGC 5746
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Les observations de Chandra de la galaxie spirale massive NGC 5746 ont révélé un grand halo de gaz (en bleu) entourant le disque optique de la galaxie (en blanc). Le halo s'étend à plus de 60.000 années-lumière de chaque côté du disque de la galaxie, laquelle est vue par la tranche.
La galaxie ne montre aucun signe inhabituel de formation d'étoiles, ou d'activité énergique de la région de son noyau, ce qui fait qu'il est peu probable que le chaud halo soit produit par le gaz émanant de la galaxie. Des simulations informatiques et les données de Chandra montrent que l'origine probable du chaud halo est l'afflux graduel de matière intergalactique restant de la formation de la galaxie.
On pense que les galaxies en spirale se forment à
partir d'énormes nuages de gaz intergalactiques qui s'effondrent
pour former des disques en rotation d'étoiles et de gaz.
Une prédiction de cette théorie est que les galaxies
en spirale massives devraient baigner dans des halos de gaz chaud
restant du processus de formation de la galaxie.
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Surprenant champ magnétique d'une naine rouge
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Une équipe internationale d'astrophysiciens conduite par un chercheur du Laboratoire d'astrophysique de Toulouse et Tarbes (CNRS, Université Paul Sabatier, Observatoire Midi-Pyrénées), vient de réaliser la première carte magnétique d'une étoile de très faible masse (baptisée naine rouge) à l'aide de l'instrument ESPaDOnS récemment installé au foyer du télescope Canada-France-Hawaii (CNRS, National research council Canada, Université d'Hawaii). Surprise, car au lieu de la structure complexe à laquelle les chercheurs s'attendaient, ils ont au contraire mis en évidence un système magnétique aussi simple que celui de la Terre ou d'une barre aimantée. Ce résultat remet en cause nos connaissances sur la formation des champs magnétiques du Soleil et des étoiles. À terme, il pourrait permettre de mieux prédire l'activité du Soleil et son impact sur le climat terrestre. Ce résultat est publié dans le numéro de Science du 3 février 2006.
V374 Pegasi, située à 20 années-lumière du Soleil (une voisine en quelque sorte) dans la constellation de Pégase, est une étoile de très faible masse dont la température est de 2 900° C (contre 5 500° C pour le Soleil). Sa faible luminosité la rend difficile à observer en lumière visible, mais le nouveau spectropolarimètre ESPaDOnS permet désormais d'obtenir de précieuses informations sur la structure du champ magnétique de telles étoiles. C'est ainsi que la toute première carte magnétique d'une étoile de ce type a pu être réalisée. Mais le résultat obtenu n'est pas celui auquel les chercheurs s'attendaient. En effet, les modèles existants prévoient que les mouvements chaotiques de matière dans l'étoile (capables d'évacuer l'énergie produite au centre) doivent former un champ magnétique complexe et peu organisé. Au lieu de quoi, la structure du champ magnétique de cette étoile apparaît aussi simple que celle d'un aimant.
Il reste à comprendre comment le champ magnétique de V374 Pegasi se forme, ce qui permettra de mieux analyser comment notre propre étoile, le Soleil, arrive à engendrer son champ magnétique. Bien qu'il semble d'aspect immuable, le Soleil est variable dans le temps et engendre des fluctuations de luminosité qui pourraient avoir un impact sur le climat de notre planète. Ainsi, les scientifiques pensent que le Soleil pourrait être responsable de la période très froide, appelée Petit âge glaciaire, que la Terre a connue entre le XVème et le XVIIIème siècle. Des modifications internes du champ magnétique du Soleil pourraient être à l'origine de ces changements, mais les mécanismes sont encore mal compris. L'étude du champ magnétique des étoiles est une nouvelle façon d'explorer et de décrypter le magnétisme solaire et ses éventuelles implications sur le climat terrestre ; cette approche s'apparente à celle du médecin, qui examine plusieurs patients plutôt qu'un seul pour mieux percer les secrets d'une maladie.
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Patroclus et son compagnon Ménœtius : des troyens faits de glace d'eau ?
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Une équipe franco-américaine composée de chercheurs de l'Institut de mécanique céleste (Observatoire de Paris), de l'Université de Berkeley (Californie, USA) et de l'Observatoire Keck à Hawaï (USA) vient d'annoncer, dans la revue Nature du 2 février 2006, la détermination d'une densité très faible pour le système binaire d'astéroïdes 617 Patroclus-Ménoetius. Ce couple d'astéroïdes en interaction gravitationnelle a permis, pour la première fois, de déterminer avec précision la masse et la densité d'un astéroïde troyen de Jupiter. Cette faible densité, environ 0,8 g/cm3, n'a que très rarement été mesurée pour des objets situés à cette distance du Soleil (5,2 unités astronomiques soit environ 780 millions de kilomètres). Cela tend à montrer que ces deux compagnons ont une composition proche de celle des comètes et qu'ils proviennent de régions plus lointaines dans le système solaire.
L'astéroïde 617 Patroclus et son compagnon, découvert en 2001, S/2001 (617) 1 Ménœtius, dont le nom vient d'être approuvé par l'Union Astronomique Internationale en référence au père du célèbre héros de la guerre de Troie Patroclus, appartiennent au groupe des astéroïdes troyens de Jupiter, plus exactement ceux capturés dans la zone du point de Lagrange stable L5. Ces deux corps célestes forment un véritable couple orbitant l'un autour de l'autre en 4,28 jours ce qui permet de déterminer leur masse. Ces objets situés à quelques 630 millions de kilomètres de la Terre sont peu brillants et leur observation nécessite de corriger les images des turbulences de l'atmosphère terrestre en utilisant un système combiné d'optique adaptative et de tir laser sur les couches supérieures de l'atmosphère. Le télescope Keck II installé à Mauna Kea est équipé des meilleurs systèmes d'optique adaptative et tout particulièrement du système d'asservissement Laser Guide Star (LGS). L'observation répétée sur plusieurs mois du compagnon au Keck a permis à une équipe internationale de chercheurs de l'IMCCE à l'Observatoire de Paris, de l'Université de Berkeley (États-Unis) et de l'Observatoire Keck (États-Unis) d'en déterminer l'orbite et par conséquent la masse et la densité.
Dans un article paru le 2 Février dans la revue Nature, cette équipe de chercheurs révèle que ces deux astéroïdes ont une densité étonnamment faible laissant à penser qu'ils sont, ainsi que les comètes, constitués principalement de glace. En effet cette découverte montre que ces corps partagent avec les comètes (inactives) non seulement des propriétés de surface mais aussi des propriétés macroscopiques.
La densité du couple ainsi révélée, d'une valeur d'environ 0,8 g/cm3 donc plus léger que l'eau, tend à confirmer qu'ils seraient issus de la région froide du système solaire au-delà de Saturne. Leur présence dans la zone des troyens de Jupiter serait le fruit d'un jeu dynamique très complexe provoqué par la migration des planètes Jupiter et Saturne qui les aurait d'abord décroché de leur disque lointain, il y a de cela environ quatre milliards d'années, pour ensuite les injecter dans les régions internes du système solaire. Finalement ils auraient été capturés par Jupiter dans les zones dynamiquement stables des troyens. Un système binaire n'aurait certainement pas survécu à ce long périple et à ces perturbations. Il s'en suit que ce système a très vraisemblablement été formé dans la phase finale de son voyage par effet de marée ou bien encore in-situ par collision.
Si cette découverte apporte des avancées sur l'origine de ces corps, elle permet aussi de soulever de nombreuses questions. Quel est le scénario de formation de ce couple ? Est-il un cas particulier ou bien existe-t-il d'autres binaires parmi les troyens ? Tous les astéroïdes troyens observés actuellement sont-ils originaires de ce disque primordial qui a, par la suite, donné naissance à la bande de Kuiper et partageraient ainsi les mêmes caractéristiques que leurs cousins éloignés ?
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2003 UB313 est plus grand que Pluton
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Selon les mesures effectuées par des astronomes de l'Université de Bonn et du Max-Planck-Institute for Radioastronomy (MPIfR), 2003 UB313 serait plus grand que Pluton.
Les observations, au moyen du détecteur MAMBO (Max-Planck Millimeter Bolometer) sur le télescope IRAM de 30 mètres situé en Espagne, de l'émission de chaleur de 2004 UB313 à la longueur d'onde de 1.2mm, combinées avec les mesures d'éclat visuel, conduisent à un diamètre de 3.000±300±100 km, en tenant compte des incertitudes, à savoir sur les mesures et calibrations, et en second lieu sur l'orientation de l'objet.
Ceci fait de 2003 UB313 le plus grand objet transneptunien connu, avec une taille nettement supérieure à celle de Pluton (2.300 km). L'albédo, de 0.60±0.10±0.05, est fortement similaire à celui de Pluton, suggérant que le méthane vu dans le spectre optique provoque une réflectivité élevée de la surface glacée.
Crédit : Max-Planck-Institute for Radioastronomy
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Sources ou Documentations non francophones
