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Nouvelles du Ciel de Février 2007 |
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Nouvelles du Ciel de Février 2007 |
Deux lunes et une tempête
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Les dernières images de New Horizons lors de son passage auprès de Jupiter montrent la lune glacée Europe, Ganymède, la plus grande des lunes de Jupiter, et la vue la plus proche à ce jour de Little Red Spot, la seconde plus grande tempête de la plus grande planète du Système solaire.
L'image d'Europe a été prise par l'instrument LORRI (Long Range Reconnaissance Imager) le 27 Février 2007 à 07h18 UTC depuis une distance de 3,1 millions de kilomètres.
L'image de Ganymède, la meilleure de cette lune par New Horizons, a été prise par l'instrument LORRI le même jour à 10h01 UTC depuis une distance de 3,5 millions de kilomètres.
L'image de Little Red Spot est une mosaïque réalisée à partir de trois images prises par l'instrument LORRI à 17h41 UTC le 26 Février 2006 depuis une distance de 3,5 millions de kilomètres. L'image couvre un secteur mesurant 33.000 kilomètres de bas en haut, deux fois et demie le diamètre de la Terre.
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La sonde cométaire Rosetta observe de près la planète rouge
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Communiqué de Presse de l'ESA N° 9-2007
Les équipes du Centre européen d'Opérations spatiales (ESOC) de l'ESA, à Darmstadt (Allemagne), peuvent pousser un soupir de soulagement. Aux toutes premières heures de la matinée, les contrôleurs de vol, les experts en mécanique orbitale, les ingénieurs et les scientifiques ont pu assister à une séquence de « billard cosmique ». Entre 3h13 et 3h40 (heure de Paris), la sonde cométaire Rosetta est en effet passée à seulement 250 kilomètres de Mars, ce survol lui imprimant une toute nouvelle trajectoire qui lui permettra d'aller au-delà de l'orbite de Jupiter.
Lancée par une Ariane-5 le 2 mars 2004, Rosetta n'atteindra sa destination finale, la comète Churyumov-Gerasimenko, qu'en 2014, au terme d'un périple d'environ 6000 millions de kilomètres. La sonde va maintenant se diriger vers le Soleil. Deux nouveaux survols de la Terre sont programmés pour novembre prochain et novembre 2009.
Une fois arrivée dans le voisinage de Churyumov-Gerasimenko, Rosetta commencera par larguer – depuis une altitude d'environ un kilomètre - un petit atterrisseur particulièrement complexe qui se posera sur la comète. Ce module, comparable à un laboratoire chimique miniature équipé d'instruments très élaborés, procédera à des analyses de la surface et du noyau. Puis la sonde continuera sa mission en pourchassant la comète pendant un an, observant sans relâche son noyau à mesure que celui-ci se rapprochera de l'intérieur du système solaire à une vitesse de l'ordre de 135 000 km/h.
Malgré le long chemin restant à parcourir, tout semble aller pour le mieux jusqu'ici. Commentant le survol de Mars avec des chercheurs et avec les équipes chargées de conduire les opérations à l'ESOC, David Southwood, Directeur du Programme scientifique à l'ESA, précise que les missions interplanétaires supposent de gérer des liaisons de télécommunication extrêmement complexes et que le centre d'opérations spatiales de Darmstadt accomplit ici un travail remarquable. «Je me joins aux scientifiques de la mission Rosetta», déclare David Southwood, « pour remercier les experts de tous soins dont ils entourent notre précieuse sonde. Et ce n'est qu'un début. La tension sera à son comble lorsqu'il s'agira de viser la cible et de larguer l'atterrisseur pour qu'il se dépose sur le noyau de la comète. Nous venons aujourd'hui de franchir une nouvelle étape de ce projet qui devrait nous permettre de dire si les comètes ont contribué à l'apparition de la vie sur Terre ».
« Ce survol de Mars a été l'étape la plus délicate de la mission depuis son lancement », déclare Manfred Warhaut, Chef du Département Conduite des missions. « La sonde a maintenant remis le cap sur la Terre, qu'elle atteindra en novembre prochain. A l'occasion de cette prochaine manœuvre d'assistance gravitationnelle, Rosetta prendra un nouvel élan qui lui permettra de rejoindre les astéroïdes et la comète ».
A l'approche de Mars, les instruments embarqués sur Rosetta – et sur son atterrisseur - ont été mis sous tension à plusieurs reprises pour prendre des clichés de la planète. En septembre 2008 et en juillet 2010, lorsqu'elle sera plongée au cœur de la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter, Rosetta en profitera pour observer également de près les astéroïdes Stein et Lutetia.
Belles nouvelles images de l'approche de Mars par Rosetta
Une série de belles images prises par l'instrument OSIRIS (Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System) de Rosetta montre la planète Mars dans la phase d'approche au plus près.
L'image en ultraviolet a été prise
à travers le filtre couleur OH, destiné à la
détection indirecte de l'eau en observant la comète
67/P Churyumov-Gerasimenko. Des nuages sont visible au-dessus de
la calotte polaire nord de Mars sur le limbe. Un nuage de haute
altitude est aussi visible, et agrandi dans l'encart. Des structures
atmosphériques peuvent être vues dans la deux images
prises par la caméra à champ restreint d'OSIRIS. Les
images ont été produites avec une combinaison spéciale
des filtres de couleur verte et rouge, soulignant la différence
d'éclat. Cet traitement d'images réhausse les structures
dans l'atmosphère, la poussière ou les nuages.
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Observations détaillées de la comète McNaught
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La comète McNaught, la Grande Comète de 2007, a enchanté ceux qui l'ont vu à l'oeil nu s'afficher spectaculairement dans le ciel en soirée. Poussant le télescope NTT (New Technology Telescope) de l'ESO à La Silla (Chili) dans ses limites, une équipe d'astronomes européens a obtenu les premières, et probablement uniques, observations détaillées de cet objet.
Leurs images montrent de spectaculaires jets de gaz de la comète se développant en spirales sur plusieurs milliers de kilomètres dans l'espace. Au moyen de la spectroscopie, les astronomes ont pu étudier la nature des gaz présents dans l'atmosphère de la comète. Les espèces gazeuses habituelles ont été détectées, comme du cyanure, du carbone, de l'ammoniaque. L'analyse aidera les astronomes à déterminer le niveau d'activité de la comète et son type chimique.
Mais déjà dans le premier spectre en haute résolution obtenu le 29 janvier, les astronomes ont noté quelque chose de tout à fait inhabituel. Les spectres indiquent la présence de sodium dans son atmosphère, quelque chose de détecté seulement dans les grandes comètes du siècle précédent comme C/Ikeya-Seki en 1965, C/West en 1976 et C/Hale-Bopp en 1997, où une queue très étroite de sodium a été même photographiée. Cette queue neutre droite apparaît en plus de la poussière et des queues ionisées de gaz quand la comète est près du Soleil.
"Son origine se situe plus probablement dans la dissociation des grains de poussières cométaires," commente Emmanuel Jehin (ESO). "Dans les comètes très actives, qui sont aussi habituellement celles qui passent plus près du Soleil, les grains de poussières sont vaporisés sous la chaleur intense et commencent à libérer des atomes de sodium qui alors réagissent au rayonnement solaire et émettent de la lumière — à exactement la même longueur d'onde jaune-orange que les lampes sur nos rues."
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Vue d'anniversaire par XMM-Newton de la supernova détectée la plus proche
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La supernova SN 1987A dans le Grand Nuage de Magellan est la supernova la plus proche détectée depuis l'invention du télescope. Presque 20 ans après sa découverte le 23 février 1987, XMM-Newton a observé le reste stellaire en rayons X le 17 Janvier 2007. Continuellement illuminée depuis la première détection en rayons X par ROSAT en 1992, elle surpasse maintenant toutes les autres sources de rayons X dans son voisinage immédiat et elle est plus de dix fois plus lumineuse par rapport aux premières observations de XMM-Newton en Janvier 2000.
SN 1987A fournit l'opportunité unique d'études détaillées des premières étapes d'un reste de supernova.
Les observations à travers la totalité du spectre électromagnétique ont révélé une image détaillée du milieu circumstellaire produit par le vent stellaire de l'étoile massive d'origine pendant ses phases "supergigantesques"'.
Les rayons X que nous voyons proviennent principalement de l'interaction du choc de supernova avec ce milieu circumstellaire. Leurs analyses détaillée donneront des idées supplémentaires sur la physique de l'explosion et peut indiquer par la suite la présence d'un objet compact central comme une étoile à neutrons.
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Supernova 1987A : Vingt ans depuis une spectaculaire explosion
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Cette image composée montre les effets d'une
onde choc puissante s'éloignant de l'explosion. Les taches
lumineuses de rayons X et de l'émission optique surgissent
où le choc se heurte aux structures dans le gaz environnant.
Ces structures ont été creusées par le vent
de l'étoile détruite. Les chaudes taches dans l'image
de Hubble (rose-blanche) encerclent maintenant la supernova 1987A
comme un collier des diamants incandescents. Les données
de Chandra (bleu-pourpre) révèlent le gaz de de plusieurs
millions de degrés à l'endroit des taches chaudes
optiques. Ces données donnent un aperçu précieux
sur le comportement de l'étoile condamnée dans les
années qui précèdent son explosion.
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Bénéfice d'une protection du ciel nocturne
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Une nouvelle et superbe image de la galaxie spirale IC 342 mise en valeur par le ciel bien noir de l'Observatoire National Kitt Peak a été publiée aujourd'hui à l'ouverture d'un symposium de deux jours intitulé "The Night: Why Dark Hours Are So Important" se déroulant dans les locaux du Carnegie Institution à Washington, DC.
IC 342 est situé dans la constellation de la Girafe (Camelopardalis). De notre perspective sur Terre, cette galaxie est regardée à travers un bon nombre d'étoiles, de poussières et de gaz interstellaires dans notre propre galaxie, la Voie lactée. Ceci signifie qu'une grande partie de la lumière des étoiles d'IC 342 est atténuée avant de nous atteindre.
« Sans tout le gaz et la poussière interstellaire entre nous et IC 342, elle serait l'une des galaxies les plus lumineuses dans nos cieux nocturnes et une cible préférée pour des astronomes amateurs, » commente l'astronome Travis Rector (University of Alaska Anchorage). « Pouvoir produire une image comme celle-ci, à travers tout ce gaz et poussières obscurcissants, exige des cieux nocturnes noirs comme ceux toujours trouvés en Arizona à Kitt Peak, qui sont cruciaux pour faire des observations de cette profondeur et sensibilité. »
T.A. Rector/University of Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN and NOAO/AURA/NSF
L'image, obtenue vers la fin 2006, a été prise en utilisant l'imageur digital Mosaic-1 de 64 mégapixels sur le télescope Mayall de 4 mètres par Travis Rector et Heidi Schweiker de l'observatoire WIYN et du NOAO (National Optical Astronomy Observatory, Tucson, AZ).
L'IC 342 est située approximativement à 11 millions d'années-lumière de la Terre, dans le proche groupe de galaxies au-delà de notre Groupe Local. Son apparence de face - en opposition à nos vues inclinées et de profil de nombreuses autres galaxies voisines, telles que la grande galaxie spirale Andromède (M31) - fait d'IC 342 une cible principale pour des études de formation d'étoiles et d'astrochimie, ajoute Rector.
Une récente étude achevée des cieux sombres dans le sud de l'Arizona et comment ils peuvent changer au cours des 25 années à venir (“An Assessment of the Impact of Growth on the Dark Skies of Pima County,” D.R. Davis, et al., 2006) a constaté que l'application en vigueur en façon permanente du code d'éclairage extérieur adopté par Pima County, l'éducation publique continuelle, et la minimisation de l'éclairage intensive des terrains près de Kitt Peak devraient stabiliser la pollution lumineuse aux niveaux actuels. Cependant, l'étude a trouvé que d'autres observatoires en Arizona font face à des menaces significatives sans actions similaires.
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Le télescope spatial Hubble célèbre le 20ème anniversaire de SN 1987A
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Il y a vingt ans, les astronomes étaient témoin d'une des explosions stellaires les plus lumineuses en plus de 400 ans. La titanesque supernova, appelée SN 1987A, s'embrasait avec la puissance de 100 millions de soleils pendant plusieurs mois suivant sa découverte le 23 Février 1987. Les observations de SN 1987A, faites au cours des 20 dernières années par le télescope spatial Hubble et par beaucoup d'autres importants télescopes terrestres et spatiaux, ont sensiblement changé les vues des astronomes sur la façon dont les étoiles massives terminent leur vie. Les astronomies attribuent à la vision accérée d'Hubble d'apporter des indices importants sur la disparition de l'étoile massive.
Cette image du télescope Hubble montre le système de trois anneaux de la supernova, y compris les taches lumineuses le long de l'anneau de gaz intérieur entourant l'étoile éclatée. Une onde choc de matières lâchée par le souffle stellaire s'écrase contre les régions le long de l'anneau intérieur, les rechauffe, et les fait luire. L'anneau, d'environ une année-lumière de large, a été probablement perdu par l'étoile environ 20.000 ans avant qu'elle eclate.
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Spectres d'exoplanètes
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Le télescope spatial Spitzer a capturé pour la première fois assez de lumière de planètes en dehors de notre Système solaire, connues sous le nom d'exoplanètes, pour identifier des signatures de molécules dans leurs atmosphères. La réussite décisive est un pas significatif vers la possibilité de détecter de la vie possible sur les exoplanètes rocheuses et vient des années avant les prévisions des astronomes.
« C'est une étonnante surprise, » note le Dr. Michael Werner, scientifique du projet Spitzer au JPL (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.). « Nous n'avions pas idée quand nous avons conçu Spitzer qu'il ferait un pas si spectaculaire en caractérisant des exoplanètes. »
Spitzer, un télescope infrarouge dans l'espace, a obtenu des données détaillées, appelées des spectres, pour deux exoplanètes de gaz différentes. Appelées HD 209458b et HD 189733b, ces dénommées « hot Jupiters », comme Jupiter, sont faites de gaz, mais orbitent beaucoup plus près de leurs soleils.
Les données indiquent que les deux planètes sont plus sèches et plus nuageuses que prévues. Les théoriciens pensaient que les Jupiters chaudes aurait beaucoup d'eau dans leurs atmosphères, mais étonnamment il n'en a pas été trouvé autour de HD 209458b et de HD 189733b. Selon les astronomes, l'eau pourrait être présente mais enfouie sous une couverture épaisse de hauts nuages sans eau.
Ces nuages pourraient être chargés de poussières. Une des planètes, HD 209458b, a montré des traces de minuscules grains de sable, appelés des silicates, dans son atmosphère. Ceci pourrait signifier que les cieux de la planète sont remplis de hauts et poussiéreux nuages différents de tout ce qu'on peut voir autour des planètes dans notre propre Système solaire.
« Les données ont fait tourner la tête des théoriciens lorsqu'ils les ont vues » commente le Dr. Jeremy Richardson (Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md.).
« Il est pratiquement impossible pour l'eau, sous forme de vapeur, d'être absente de la planète, aussi elle doit être cachée, probablement par la couche de nuage de poussières que nous avons détectée dans notre spectre, » note Richardson, auteur principal de l'article publié le 22 Février dans Nature qui décrit un spectre pour HD 209458b.
En plus de l'équipe de Richardson, deux autres groupes d'astronomes ont utilisé Spitzer pour capturer des spectres d'exoplanètes. Une équipe menée par Dr. Karl Grillmair du SSC (Spitzer Science Center) au Caltech (California Institute of Technology in Pasadena, Calif.), a observé HD 189733b, alors qu'une équipe conduite par le Dr. Mark R. Swain du JPL s'est concentrée sur la même planète que l'étude de Richardson, et a proposé des résultats semblables. Les résultats de Grillmair seront publiés dans Astrophysical Journal Letters. Les résultats de Swain ont été présentés à Astrophysical Journal Letters.
Un spectre est créé quand un instrument appelé un spectrographe divise la lumière d'un objet dans ses différentes longueurs d'onde, tout comme un prisme transforme la lumière du Soleil en arc-en-ciel. Le motif résultant de lumière, le spectre, indique les « signatures » des produits chimiques composant l'objet.
Jusqu'ici, les seules planètes pour lesquelles des spectres étaient disponibles appartenaient à notre propre Système solaire. Les planètes dans les études de Spitzer satellisent des étoiles qui sont si lointaines, qu'elles sont trop faibles pour être vues à l'oeil nu. HD 189733b est éloignée de 63 années-lumière dans la constellation du Petit Renard (Vulpecula), et HD 209458b est à environ 153 années-lumière dans la constellation de Pégase (Pegasus). Cela signifie que les deux planètes sont au moins à environ un million de fois plus loin de nous que Jupiter. À l'avenir, les astronomes espèrent avoir des spectres pour de plus petites planètes rocheuses au-delà de notre système solaire. Ceci leur permettrait de rechercher des traces de vie -- des molécules clefs pour l'existence de la vie, telle que l'oxygène et probablement même de la chlorophylle.
« Avec ces nouvelles observations, nous affinons les outils dont nous aurons besoin un jour pour trouver la vie ailleurs si elle existe, » commente Swain. « C'est plutôt comme une répétition. »
Spitzer a été capable de démêler les spectres de la lumière faible des deux planètes à travers de ce qui est connue comme la technique « d'éclipse secondaire ». Dans cette méthode -- utilisée d'abord par Spitzer en 2005 pour détecter directement la lumière d'une exoplanète pour la première fois -- une planète en transit est surveillée lorsqu'elle circule derrière son étoile, disparaissant temporairement de notre point de vue terrestre. En mesurant la baisse en lumière infrarouge qui se produit quand la planète disparaît, Spitzer peut apprendre combien de lumière vient seulement de la planète. La technique fonctionne seulement dans les longueurs d'onde infrarouges, où la planète est plus lumineuse que dans des longueurs d'onde visibles et se détache mieux à côté de la lueur dominante de son étoile.
Dans les nouvelles études, le spectrographe de Spitzer, qui mesure la lumière infrarouge à une gamme de longueurs d'onde, a regardé fixement les deux planètes en transit satellisant leurs étoiles. Ceci a permis aux astronomes de soustraire les spectres des étoiles du spectre des planètes plus leurs étoiles pour obtenir des spectres des planètes seules.
« Quand nous nous sommes mis la première fois à faire ces observations, elles ont été considérées à haut risque parce que peu de gens pensaient qu'elles serviraient, » note Grillmair. « Mais Spitzer s'est avéré être superbement conçu et plus que prêt pour la tâche. »
Les observations précédentes de HD 209458b par le télescope spatial Hubble ont révélé des différents éléments, tels que le sodium, l'oxygène, le carbone et l'hydrogène, qui rebondissent autour du dessus même de la planète, d'une région plus élevée que celle sondée dans les études du Spitzer et d'une région où les molécules comme l'eau se briseraient. Pour faire ceci, Hubble a mesuré les changements de lumière de l'étoile, et non de la planète, lorsque la planète passait devant. Les observations ont révélé moins de sodium que prévu, qui confirme encore l'idée que la planète est entourée par de hauts nuages.
Les astronomes espèrent utiliser Spitzer pour des études supplémentaires d'exoplanètes en transit, qui sont celles qui passent devant leurs étoiles de notre vue de point. Des approximativement 200 exoplanètes connues, 14 sont en transit. Au moins trois de ces dernières en plus de HD 209458b et de HD 189733b sont des candidates pour obtenir des spectres. D'autres études spectrales de HD 209458b et de HD 189733b apporteront également plus d'informations sur les atmosphères des planètes.
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Comète C/2007 D3 (LINEAR)
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Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert le 20 Février 2007 dans le cadre du programme de surveillance LINEAR, a montré une activité cométaire lors d'observations de confirmation de l'objet. La nouvelle comète, de magnitude 18.2, figurait également sur des images de LINEAR du 25 Janvier 2007.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 D3 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 26 Mai 2007 à une distance de 5,2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 27 Mai 2007 à une distance de 5,2 UA du Soleil.
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VLTI : dans l'intimité des étoiles grâce à AMBER
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De nombreux résultats astronomiques ont été obtenus grâce à l'instrument AMBER qui équipe le Very Large Telescope Interferometer de l'Observatoire Européen Austral (ESO). AMBER (Astronomical Multi-BEam Recombiner) est un instrument qui permet de mélanger les faisceaux de trois des quatre télescopes de huit mètres du VLT. Grâce à sa très haute résolution angulaire, AMBER permet d'observer pratiquement tous les stades de l'évolution des étoiles, depuis leur première jeunesse jusqu'à leur mort. Cet équipement, unique au monde, a été construit par un consortium placé sous la responsabilité d'équipes françaises associées au CNRS et soutenues par l'INSU/CNRS. Le journal Astronomy & Astrophysics de mars 2007, lui consacre un numéro spécial.
Après avoir mélangé les faisceaux des différents télescopes du VLT, l'instrument AMBER analyse le signal grâce à un spectrographe. Travaillant dans le domaine du proche infrarouge de 1 à 2,5 microns, AMBER fait du VLT le plus grand télescope jamais utilisé avec un diamètre équivalent à un miroir de plus de 130 mètres de diamètre, correspondant à une finesse de résolution 16 fois supérieure à celle d'un seul télescope, et une surface collectrice de plus de 150m². L'utilisation du mode interférométrique permet de surpasser certaines difficultés auxquelles font face les astronomes pour construire des télescopes extrêmement grands et s'avère un complément indispensable des très grandes surfaces en se spécialisant dans l'augmentation du pouvoir de résolution. Il devient alors possible de sonder les régions de formation de planètes, d'observer les vents des étoiles en rotation très rapide, d'étudier les différents types de matières éjectées par une étoile massive, de séparer les deux composantes d'une étoile double serrée et de voir en direct l'évolution d'une nova quelques jours seulement après son explosion.
Un des résultats présentés dans la revue Astronomy & Astrophysics concerne l'éruption du 12 février 2006 de la nova récurrente, RS Oph, 25 ans seulement après une éruption similaire activement observée en 1985. RS Oph devint visible à l'œil nu et fut observée intensément non seulement par de nombreux astronomes amateurs, mais aussi par la plupart des grands observatoires au sol ou dans l'espace. Ce système extrême a été observé pour la première fois par des interféromètres optiques dont AMBER sur le VLTI, 5 jours seulement après sa découverte. Ces observations montrent une géométrie et une cinématique complexe, loin de la représentation simple d'une boule de feu sphérique en expansion. AMBER a en particulier détecté un jet émis à grande vitesse, probablement perpendiculaire au plan orbital du système double et a permis une étude fine de l'onde de choc et du vent issu de la nova.
Un autre résultat marquant est l'observation par AMBER de l'étoile ? Carinae, une des étoiles les plus massives et les plus lumineuses de notre Galaxie. Les observations ont montré que ? Carinae est complètement obscurcie par une enveloppe allongée de gaz en expansion appelé vent. La force du vent dépendant de la latitude, les mesures obtenues avec AMBER confirment la prédiction théorique selon laquelle les étoiles tournant rapidement sur elles-mêmes ont un vent stellaire collimaté le long de leur axe de rotation.
D'autres résultats publiés dans ce numéro spécial de A&A ont déjà fait l'objet d'informations à la presse depuis la mise en service d'AMBER. Ils montrent que grâce à sa très haute résolution angulaire, le VLT équipé d'AMBER permet de sonder les étoiles dans leur intimité, aussi bien les étoiles en formation que celles vivant leurs derniers instants. Quand le VLTI aura atteint ses pleines capacités, AMBER devrait être capable d'atteindre ses objectifs les plus ambitieux : l'observation du tore de poussière au sein des noyaux actifs de galaxies ainsi que l'observation des planètes extrasolaires orbitant au plus près de leur étoile.
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Integral étend notre vue du ciel de rayons gamma
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La dernière étude
d'Integral de l'Univers de rayons gamma continue à changer
la façon dont les astronomes imaginent le cosmos de grande
énergie. Avec plus de soixante-dix pour cent du ciel maintenant
observé par Integral, les astronomes ont pu construire le
plus grand catalogue à ce jour des objets célestes
particuliers émettant des rayons gamma. Et il n'y a aucune
fin en vue pour les découvertes.
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Comète C/2007 D2 (Spacewatch)
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Un nouvel objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert le 17 Février 2007 dans le cadre du programme de surveillance Spacewatch, a montré une activité cométaire lors d'observations de confirmation de l'objet. La nouvelle comète, de magnitude 19, figurait également sur des images du Spacewatch prises le 29 Janvier 2007.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 D2 (Spacewatch) indiquent une orbite rétrograde et un passage au périhélie le 24 Novembre 2006 à une distance de 1,2 UA du Soleil.
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Comète C/2007 D1 (LINEAR)
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Un objet de magnitude 17 ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert par LINEAR le 17 Février 2007, a montré une activité cométaire lors d'observations ultérieures destinées à confirmer l'objet.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 D1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 17 Février 2007 à une distance de 2,5 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 19 Juin 2007 à une distance de 8,8 UA du Soleil.
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Surprises du pôle sud du Soleil
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Conformément aux deux premiers passages du pôle sud (en 1994 et 2000), la dernière excursion à une haute latitude de la mission conjointe de l'ESA et de la NASA Ulysses a déjà produit quelques surprises. A la mi-Décembre 2006, Bien que très proche du minimum de son cycle de taches solaires de 11 années, le Soleil a prouvé qu'il est encore capable de produire une série d'éclats remarquablement énergiques.
Les tempêtes solaires, lesquelles sont confinées aux régions équatoriales, ont produit assez d'intenses rayonnements de particules qui ont été clairement observés par les satellites proches de la Terre. Étonnamment, de semblables augmentations du rayonnement ont été détectées par les instruments à bord d'Ulysses, bien qu'il soit trois fois plus loin et presque au-dessus du pôle solaire sud. "Des événements de particules de cette sorte ont été vus au cours du deuxième passage polaires en 2000 et 2001, au moment du maximum solaire," note Richard Marsden, scientifique du projet Ulysses de l'ESA et directeur de mission. "Nous n'avions certainement pas prévu de les voir à des latitudes élevées au moment du minimum solaire !"
Les scientifiques sont occupés à essayer de comprendre comment les particules chargées font tout le trajet vers les pôles. "Les particules chargées doivent suivre des lignes de champ magnétique, et le motif de champ magnétique du Soleil proche du minimum solaire doit rendre beaucoup plus difficile le déplacement des particules en latitude," ajoute Marsden.
Crédit: R. von Steiger and G. Gloeckler
Un des mystères restant du premier passage en haute latitude en 1994 et 1995 concerne la température des pôles du Soleil. Quand Ulysses est passé d'abord au-dessus du pôle sud et ensuite du pôle nord, près du minimum solaire, il a mesuré les températures des grands trous coronaux polaires.
"Etonnamment, la température dans le trou coronal polaire nord était environ 7 à 8 pour cent plus basse par rapport à celle de trou coronal polaire sud," note le professeur George Gloeckler, principal chercheur pour l'instrument SWICS (Solar Wind Ion Composition Spectrometer) à bord d'Ulysses.
"Nous ne pouvions pas dire alors si c'était simplement dû au refroidissement progressif des deux trous coronaux polaires puisque le Soleil approchait de son niveau minimum d'activité en 1996, ou si c'était une indication d'un pôle nord plus froid en permanence."
Maintenant, comme Ulysses passe à nouveau au-dessus des grands trous coronaux polaires du Soleil au moment du minimum solaire nous aurons finalement la réponse. Les récentes observations de SWICS prouvent que la température moyenne du trou coronal polaire sud au minimum solaire actuel est aussi basse qu'elle était il y a de 10 ans dans le trou coronal polaire nord. "Ceci implique que l'asymétrie entre le nord et le sud a permuté avec le changement de polarité magnétique du Soleil," commente Gloeckler. La preuve définitive viendra quand Ulysses mesurera la température de la couronne polaire nord durant les 15 prochains mois.
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Maximum d'éclat pour Mira Ceti
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Les observateurs d'étoiles variables attendaient ce moment avec impatience ! Mira Ceti est actuellement à la magnitude 2.0. C'est l'étoile variable à longue période la plus brillante et la plus connue.
Mira, nommée "Merveilleuse" en raison de ses variations d'éclat, est l'étoile Omicron de la constellation de la Baleine. Ascension droite : 02:19:20.7 Déclinaison : -02:58:39
Omicron Ceti est une supergéante rouge de type spectral M7IIIe. Avec une température superficielle est de 3000 K seulement, c'est l'une des étoiles les plus froides connues. Mira, située à environ 400 années-lumière, est une étoile instable car parvenue à un stade déjà avancé de son évolution. Ses fluctuations d'éclat se caractérisent par une montée rapide, une décroissance longue, et une longue persistance du minimum.
Son éclat varie suivant une période moyenne de 331,96 jours. Au moment du maximum, elle peut atteindre la magnitude 2, tandis qu'au minimum sa magnitude reste comprise entre 8,6 et 10,1. C'est le prototype d'une classe d'étoiles variables à longue période, les étoiles Mira.
Mira possède un compagnon, VZ Ceti, qui est également variable.
Mira est la première étoile reconnue comme variable. La variation de luminosité de Mira Ceti, a été découverte le 13 Août 1596 par David Fabricius (1564-1617), disciple de Tycho Brahe et astronome amateur.
Avant sa découverte, plusieurs personnes avaient noté sa présence dans le ciel : Hypparque (en 134 av. JC), des observateurs chinois (en 1070), et probablement des observateurs coréens (vers 1592-1594). En 1603, l'étoile a été vue, mesurée et cataloguée par Johann Bayer dans son Uranometria comme une étoile de 4ème grandeur, et notée sous le nom de Omicron Ceti.
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Comètes SOHO : C/2006 X11, Y3, Y4, Y5, Y6, Y7, Y8, Y9
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Huit nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-D16 et MPEC 2007-D17.
C/2006 X11 (SOHO) (Rob Matson) C/2006 Y3 (SOHO) (Shihong Yuan) C/2006 Y4 (SOHO) (Rainer Kracht) C/2006 Y5 (SOHO) (Tony Hoffman)
C/2006 Y6 (SOHO) (Bo Zhou) C/2006 Y7 (SOHO) (Rainer Kracht) C/2006 Y8 (SOHO) (Tony Hoffman) C/2006 Y9 (SOHO) (Michele Mazzucato)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz. |
La Nova V1280 Scorpii visible à l'oeil nu
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La nova est visible à l'oeil nu à 9 degrés au sud-est de la brillante Antarès et à environ 2 degrés au nord-est d'Epsilon Scorpii (de mag 2.3), à la position : Ascension droite 16:57:40.91 Déclinaison -32:20:36.4
Un ciel dépourvu de pollution lumineuse, de même qu'un horizon bien dégagé, est préférable pour apercevoir la nova qui est très basse sur l'horizon dans le ciel du matin pour les latitudes moyennes de l'hémisphère nord. La présence de Jupiter, en cette période, et d'Antarès sur l'horizon Est permet de repérer aisément la constellation du Scorpion.
V1280 Scorpii (Nova Scorpii 2007) est la plus brillante nova depuis V1494 Aql en 1999.
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L'étoile à neutrons tournant le plus rapidement
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Des astronomes en utilisant l'observatoire de rayons gamma, Integral, ont détecté ce qui semble être la plus rapide étoile à neutrons en rotation à ce jour. Ce minuscule cadavre stellaire tourne 1122 fois chaque seconde. Si elle est confirmée, la découverte donne aux astronomes la chance d'entrevoir les entrailles de l'étoile morte.
L'étoiles à neutrons, connue par son numéro de catalogue XTE J1739-285, a été découverte au cours de l'une de ses phases actives le 19 Octobre 1999 par le satellite Rossi X-Ray Timing Explorer (RXTE). En Août 2005, alors qu'Integral surveillait le bombement de la Galaxie, XTE J1739-285 a commencé à revenir à la vie. Environ un mois plus tard Integral a découvert les premiers éclats courts de rayons X de l'objet.
Erik Kuulkers du Centre d'Opérations Scientifiques Integral, en Espagne, qui dirige le programme de surveillance du bombement galactique, a informé Philip Kaaret (University of Iowa) par l'intermédiaire d'un email que les choses s'intensifiaient encore vers la fin Octobre. Kaaret s'est arrangé pour que le satellite RXTE observe XTE J1739-285 entre le 31 Octobre et 16 Novembre. Ensemble les deux satellites ont enregistré environ vingt éclats entre Septembre et Novembre.
Tout simplement parce qu'une étoile meurt, cela ne signifie pas que sa vie est terminée. Une étoile à neutrons est le minuscule coeur de l'étoile effondrée. Mesurant environ 10 kilomètres de diamètre, contenant pourtant quelque chose comme la masse du Soleil, l'intérieur d'une étoile à neutrons est le royaume le plus exotique que les astronomes peuvent imaginer. Selon leurs calculs, un dé à coudre de matière d'étoile à neutrons pèse une centaine de millions de tonnes.
Quand une étoile à neutrons satellise une autre étoile, son fort champ gravitationnel peut attirer le gaz de l'autre étoile. Celui-ci recouvre la surface de l'étoile à neutrons. Quand le revêtement atteint une hauteur entre 5-10 mètres, le gaz s'enflamme dans une explosion thermonucléaire. Ce dégagement massif d'énergie dure généralement entre plusieurs secondes et plusieurs minutes et un éclat de rayons X est libéré.
Des observations précédentes d'autres étoiles à neutrons ont prouvé que les rayons X émis pendant les éclats montrent des oscillations qui correspondent au rythme de rotation de l'étoile à neutrons. Aussi l'équipe a commencé à analyser les éclats de XTE J1739-285 pour les oscillations. Ce qu'ils ont trouvé était incroyable. Dans l'éclat le plus lumineux, que RXTE a enregistré le 04 Novembre, il y avait en effet des oscillations mais elles étaient près de deux fois plus rapides que celles observées précédemment.
"C'était tout à fait une surprise pour nous," admet Kuulkers. Toutefois, après avoir poursuivi une série de contrôles, l'équipe s'est convaincu que les oscillations avaient lieu en effet 1122 fois par seconde (1122 hertz).
Auparavant, les plus rapides étoiles à neutrons étaient connues pour tourner à des fréquences entre 270-619 hertz. Ceci avait conduit quelques astronomes à estimer, en utilisant des arguments statistiques, que le plus vite qu'une étoile à neutrons pouvait tourner était de 760 hertz. Si les nouvelles observations sont confirmées, XTE J1739-285 pulvérise cette limite.
"Notre détection est juste au-dessus du niveau où nous pensons qu'il y a quelque chose de vrai. Nous avons sans aucun doute besoin de plus d'observations. Si nous revoyons le signal, alors chacun le croira," ajoute Kuulkers.
Ceci ne signifie pas que l'étoile à neutrons peut tourner aussi rapidement qu'elle le voudrait. Si la rotation est trop rapide, même la pesanteur écrasante de l'étoile ne pourra pas retenir la matière à la surface et l'étoile se morcellerait. La vitesse exacte de cassure dépend des conditions internes d'une étoile à neutrons et jusqu'ici, les astronomes ne connaissent pas celles-ci avec précision.
Notre supposée détection à 1122 hertz placent une contrainte sérieuse sur les modèle d'étoiles à neutrons. Si nous pouvons trouver plus d'étoiles qui tournent dans cette gamme, cela nous permettra certainement d'exclure quelques modèles de leur structure intérieure," ajoute Kuulkers.
Aussi, maintenant c'est simplement une question de patience. Les astronomes monteront la garde, non seulement pour d'autres éclats de XTE J1739-285, mais également pour d'autres étoiles à neutrons à rotation rapide.
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Changements d'éclat du jumeau solaire, 18 Scorpii
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Pour la première fois, les astronomes ont collecté et analysé une série à long terme de mesures d'activité et d'éclat d'un « jumeau solaire. » Une équipe du Lowell Observatory et du Tenessee State University annoncent aujourd'hui que l'analogue solaire proche, 18 Scorpii, exhibe des changement d'éclat au cours de son cycle d'activité qui est presque identique à celui du Soleil. Le cycle d'activité de cette étoile (le phénomène qui cause le périodique essor et le déclin du nombre de taches solaires sur le Soleil) est long d'environ sept années, comparé aux 10 ans environ pour les cycles solaires récents. Cependant, 18 Scorpii montre une suite d'autres caractéristiques qui sont essentiellement les mêmes que celles du Soleil. Celles-ci incluent la masse, la température, la composition chimique, et la luminosité.
« Nous avons constaté que là où l'éclat global du Soleil varie habituellement de 0.1 pour cent sur son cycle d'activité, 18 Scorpii varie de même d'environ 0.09 pour cent, ce qui est en réalité identique, » commente Jeffrey Hall (Lowell Observatory). « Et tout comme le Soleil, 18 Scorpii devient plus lumineuse lorsqu'elle devient plus active. »
En utilisant des observations complémentaires du programme SSS (Solar-Stellar Spectrograph) de l'Observatoire Lowell et du programme APT (Automatic Photometric Telescope) de l'Université de l'Etat du Tennessee, les astronomes ont mesuré le rendement d'une étoile qui semble impossible à distinguer du Soleil en tous points : 18 Scorpii, ou HD 146233. Identifié comme un proche jumeau solaire en 1997, 18 Scorpii exhibe un comportement très semblable au Soleil, ainsi qu'un cycle d'activité semblable au Soleil.
« Depuis environ 1970, les variations solaires expliquent probablement seulement une petite fraction du réchauffement climatique global observé, » note Wes Lockwood ( Lowell Observatory). « Toutefois, au début du 20ème siècle et dans l'ère pré-industrielle, des forces naturelles, y compris les variations solaires, ont induit assurément des changements dans le climat terrestre, et continueront à faire ainsi en plus de l'impact des activités humaines. Ce que nous voulons vraiment savoir est de quoi le Soleil est capable. »
Les scientifiques avaient seulement observé des variations solaires directement de l'espace depuis 1978. Pour estimer ce que le Soleil a pu faire plus tôt dans l'histoire humaine, en particulier pendant les périodes d'accalmies peu courantes dans son activité telle que le minimum de Maunder de 1645-1715, les chercheurs ont employé les indicateurs par « procuration », des enregistrements indirects de variations solaires préservées dans les archives terrestres. (Le minimum de Maunder était une période réputée pour une absence de taches solaires qui a coïncidé avec la partie la plus froide de la petite période glaciaire).
Une méthode par procuration implique de mesurer des concentrations de certains isotopes tels que le béryllium 10 ou le carbone 14. Les changements de la force du vent solaire modulent le flux de rayons cosmiques pénétrant l'atmosphère de la Terre, qui à leur tour, affecte le taux de production de ces isotopes. En mesurant les changements de concentrations en isotope dans les carottes terrestres, les scientifiques reconstituent l'activité solaire probable. Une autre manière de voir ce que le Soleil pourrait avoir fait pendant ses maxima et minima d'activité est d'observer ce que la plus proche étoile comme le Soleil fait lorsque son activité change. La recherche actuelle est la conclusion la plus récente en tant qu'élément de ce programme unique à long terme et est sous presse dans The Astronomical Journal: "The Sun-Like Activity of the Solar Twin 18 Scorpii."
Les observations spectroscopiques pour cette étude ont été obtenues avec le SSS (Solar-Stellar Spectrograph), en fonction sur le télescope John Halle de 1,1 mètre de l'Observatoire Lowell sous le ciel sombre près de Flagstaff, en Arizona. En opération régulière pendant 12 années, le spectrographe permet des observations d'étoiles comme le Soleil ainsi que le Soleil lui-même. Pendant ce temps, le co-chercheur Gregory Henry Henry (Tennessee State University) a acquis des mesures d'éclat de 18 Scorpii à l'aide d'un télescope photométrique automatique de 0.8 mètre (APT) à l'observatoire de Fairborn dans les montagnes Patagonia au sud de l'Arizona.
Les observations de cette étude servent de guide pratique dans la reconstitution de l'évolution de la luminosité solaire, en particulier en ce qui concerne le comportement du Soleil pendant ses périodes d'accalmies occasionnelles. « Nous savons que le jumeau solaire 18 Scorpii a des variations de luminosité remarquablement similaires à celles du Soleil, » note Hall. « Nous allons maintenant continuer à étudier des étoiles supplémentaires, dont certaines qui semblent être dans des périodes comme le minimum de Maunder, et étudier leurs changements d'éclat. Si nous pouvons atteindre un point où nous sommes raisonnablement confiants que les variations d'éclat exhibées par des étoiles comme le Soleil représentent vraiment ce que le Soleil fait ou ne fait pas, nous pourrons placer quelques limites utiles sur comment le Soleil a varié ou n'a pas varié dans les récents siècles ou millénaires. A son tour, ceci aide à voir quel est l'impact solaire que nous pouvons à juste titre mettre dans les modèles climatiques. »
Le résultat de cette étude démontre que 18 Scorpii, la seule étoile qui semble réunir au mieux tous les critères d'un jumeau solaire, est pratiquement un clone solaire dans ses variations d'éclat au cours des 10 dernières années. Bien qu'à une distance d'environ 45,7 années-lumière, 18 Scorpii fournit des idées essentielles dans la variabilité à long terme de notre propre étoile - et l'importance de son influence sur le changement climatique terrestre.
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Effets de fluides souterrains sur Mars
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Du liquide ou du gaz a traversé des fissures pénétrant la roche souterraine sur Mars, selon un rapport basé sur certaines des premières observations de Mars Reconnaissance Orbiter. Ces fluides pourraient avoir produit des conditions favorisant de possibles habitats pour de la vie microbienne.
Ces modèles anciens ont été révélés quand le plus puissant appareil-photo télescopique jamais envoyé vers Mars a commencé à examiner la planète l'année dernière. L'appareil-photo a montré des dispositifs aussi petits qu'approximativement un mètre de large. La minéralisation a eu lieu dans le sous-sol profond, le long des failles et des fractures. Ces dépôts de minérai sont devenus visibles après que les couches les recouvrantes aient été érodées pendant des millions d'années.
Dr. Chris Okubo, géologue à l'Université de l'Arizona, Tucson, a découvert les motifs dans une image de couches exposées dans un canyon martien appelée Candor Chasma. L'image a été prise en Septembre 2006 par l'instrument HirRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) à bord de la navette spatiale.
"Ce qui m'a attiré l'oeil était le blanchissement ou le manque de matière foncée le long de la fracture. C'est un signe d'altération minérale par des fluides qui se sont déplacés par ces joints," commente Okubo. "Cela m'a rappelé quelque chose que j'avais vu au cours d'études sur le terrain en Utah, ce sont des zones de tonalité de lumière, ou des "halos", de chaque côté des fissures sur du grès plus foncé."
"Ce résultat montre comment les observations orbitales peuvent identifier des dispositifs d'un intérêt particulier pour de futures explorations à la surface ou dans le sous-sol ou par le retour d'échantillons. L'altération le long des fractures, concentrée par les fluides souterrains, marque des endroits où nous pouvons compter trouver des informations majeures sur les processus chimiques et peut-être biologiques dans un environnement à fleur de terre qui pourrait avoir été habitable," ajoute le Dr Alfred McEwen, principal chercheur pour l'appareil-photo à l'Université de l'Arizona à Tucson.
Les halos visibles le long des fractures vus dans l'image de Candor Chasma semblent être légèrement surélevés par rapport à l'environnement, une roche plus foncée. C'est une preuve que les fluides en circulation ont durci les parois des fractures, ainsi que les décolorer. De la matière plus dure n'éroderait pas aussi rapidement qu'une matière plus douce plus loin que les fractures.
L'origine la plus probable pour ces dispositifs est que les minerais qui ont été dissous dans l'eau provenaient de la solution et sont devenus une partie de la matière rocheuse tapissant les fractures. Une autre possibilité est que le fluide en circulation était un gaz, qui peut ou a pu ne pas comprendre de la vapeur d'eau dans sa composition, note Okubo.
Des halos semblables adjacents aux fracture se voient dans les images que l'appareil-photo à haute résolution a pris d'autres endroits sur Mars après l'image initiale de Candor Chasma. "Nous sommes excités de voir des dispositifs géologiques trop petits pour avoir été notés précédemment," ajoute Okubo.
"Cette publication est juste la première de nombreuses, nombreuses à venir. L'analyse est basée sur des observations d'essai prises avant même le début de notre phase principale scientifique. Depuis lors, Mars Reconnaissance Orbiter a renvoyé plusieurs terabits des données scientifiques, maintenant un rythme plus grand que n'importe quelle autre mission spatiale profonde. Ce flot de données exigera des année d'études pour exploiter leur pleine valeur, en augmentant pour toujours notre compréhension de Mars et son histoire de changement climatique," note Richard Zurek, scientifique du projet pour Mars Reconnaissance Orbiter au JPL (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.) de la NASA.
Okubo et McEwen rapportent ces résultats dans l'édition du 16 Février du journal Science.
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Piliers de la Création
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Les données de Chandra montrent des sources lumineuses de rayons X dans ce champ, la majorité sont de jeunes étoiles. Dans cette image, le rouge, le vert, et le bleu représentent les rayons X de faible, moyenne et haute énergie. Les données de Chandra ont été superposées à l'image du télescope spatial Hubble pour montrer le contexte de ces données de rayons X.
On trouve très peu de sources de rayons X dans les piliers mêmes. Ceci suggère que la Nébuleuse de l'Ailgle pourraît avoir dépassé le stade de formation d'étoiles, puisque les jeunes étoiles sont habituellement des sources brillantes de rayons X. Toutefois, il y a deux objets de rayons X près de l'extrémité des piliers. Un est une jeune étoile environ 4 à 5 fois aussi massive que le Soleil, visible comme une source bleue près de la pointe du pilier de gauche. L'autre est une étoile de plus faible masse près du haut de l'autre pilier qui est si faible qu'elle n'est pas visible dans l'image composée.
Les observations de Chandra n'ont pas détecté de rayons X dans ce qu'on nomme des EGGs (evaporating gaseous globules). Les EGGs (oeufs, en anglais) sont des poches denses et compactes de gaz interstellaires où les étoiles sont censées se former. Le manque de rayons X de ces objets peut signifier que la plupart des EGGs ne contiennent pas d'étoiles enfouies. Cependant, les observations infrarouges ont montré que 11 des 73 EGGs contiennent des objets stellaires naissants et 4 de ces derniers sont assez massifs pour former une étoile. Les étoiles logées dans ces 4 EGGs pourraient être si jeunes qu'elles ne produisent pas encore de rayons X et l'une d'entre elles - estimée pour avoir à peu près la masse du Soleil - pourrait représenter une des premières étapes de l'évolution de notre plus proche étoile. Le Soleil est probablement né dans une région comme les Piliers de la Création.
Les piliers et le peu d'étoiles en formation à l'intérieur sont les derniers vestiges de formation d'étoiles dans la Nébuleuse de l'Aigle, également connue sous le nom de M16, qui a cuminé plusieurs millions d'années auparavant. Ceci contraste fortement avec les actives régions de formation d'étoiles dans d'autres amas tels que NGC 2024, où Chandra a vu un dense amas de jeunes étoiles enfouies.
Les résultats ont été publiés dans l'édition du 01 Janvier d'Astrophysical Journal et l'équipe de recherche, dirigée par Jeffrey Linsky (University of Colorado), inclut Marc Gagne et Anna Mytyk (West Chester University), Mark McCaughrean (University of Exeter) et Morten Andersen (University of Arizona).
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Rosetta est correctement aligné pour le basculement critique par Mars
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Les contrôleurs de mission de l'ESA ont confirmé que Rosetta est sur la voie d'un basculement critique à 250 km de Mars le 25 Février. Les ingénieurs ont démarré les préparations finales pour la délicate opération, qui inclut une éclipse, un arrêt total du signal, la précise navigation et le suivi complexe au sol.
Rosetta est programmé pour faire son approche au plus près de Mars à 02h57 CET le dimanche 25 Février, en utilisant la planète rouge comme un frein gravitationnel pour réduire sa vitesse et pour changer de trajectoire lors de son long voyage de 7,1 milliards de kilomètres d'une durée de 10 ans vers la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko.
"La mise à feu du moteur de vendredi dernier s'est bien passée. Mardi, nous avons eu confirmation que le vaisseau spatial est sur le trajet théorique pour le basculement. Il n'y a actuellement aucun besoin d'allumage supplémentaire du moteur, ainsi le prochain créneau de manoeuvre, prévu pour le week-end, a été annulé," commente Paolo Ferri, directeur de vol de Rosetta, parlant à l'ESOC, Centre d'Opérations de l'Espace de l'ESA à Darmstadt, Allemagne.
Arrêt total des communications, éclipse lorsque Rosetta passe derrière Mars
Plus tard aujourd'hui, l'équipe de contrôle de vol a prévu de commencer à charger les batteries de Rosetta pour l'éclipse de 25 minutes prévue pendant le basculement. Pendant l'éclipse, les panneaux solaires de Rosetta seront abrités de la lumière du Soleil par Mars, et presque tous les systèmes essentiels seront arrêtés ou placés en mode de basse puissance.
La trajectoire originale et la conception technique de Rosetta n'avaient pas inclus une éclipse, mais le retard inévitable du lancement a forcé la replanification de la trajectoire. Les contrôleurs de mission travaillant sur Rosetta ont passé des mois à organiser soigneusement et tester une configuration de basse puissance qui permettra au vaisseau spatial d'opérer sans risque sur batteries.
De plus, les contrôleurs au sol comptent perdre le contact avec Rosetta pour une occultation tendue de 15 minutes, ou arrêt total, commençant à 03h14 CET le 25 Février, lors du passage de Rosetta derrière Mars par rapport aux stations au sol sur Terre.
Au plus près, Rosetta rasera Mars dans un passage spectaculaire, de seulement 250 kilomètres au-dessus de la planète rouge. A ce moment, Mars Express sera à environ 11.042 km de Rosetta, tandis que alors Mars Reconnaissance Orbiter sera distant d'environ 7.172 km.
Coopération ESA-NASA pour le suivi dans l'espace
Les intensives activités de basculement à l'ESOC comprenaient une campagne de suivi détaillé pour tracer soigneusement la position et la trajectoire de Rosetta.
Des mesures Doppler de DSA 1, la station de suivi pour l'espace lointain à New Norcia, Australie, ont été augmentées par des données du réseau DSN de la NASA. Les deux réseaux emploient la technologie Delta DOR (Delta Differential One-Way Ranging) pour localiser avec précision et suivre le vaisseau spatial.
Delta DOR utilise deux antennes terrestres largement séparées pour suivre simultanément un vaisseau spatial et pour mesurer la différence de temps entre les signaux arrivant aux deux stations. L'ESA a employé la première fois la technique sophistiquée pour suivre Venus Express en 2006.
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La disparition colorée d'une étoile comme notre Soleil
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Cette image, prise par le télescope spatial Hubble, montre la "dernière envolée" d'une étoile comme notre Soleil. L'étoile a terminé sa vie par l'abandon de ses couches externes de gaz, lesquelles ont formé un cocon autour du noyau restant de l'étoile. La lumière ultraviolette de l'étoile morte fait luire la matière. L'étoile calcinée, appelée une naine blanche, apparaît comme un point blanc au centre. Notre Soleil par la suite grillera et s'enveloppera de débris stellaires, mais pas avant 5 milliards d'années.
Notre galaxie de la Voie lactée est jonchée de ces reliques stellaires, appelées des nébuleuses planétaires. Les objets n'ont rien à voir avec des planètes. Les astronomes des dix-huitième et dix-neuvième siècles les ont appelés des nébuleuses planétaires parce qu'elle ressemblaient à travers de petits télescopes aux disques des planètes éloignées Uranus et Neptune. La nébuleuse planétaire dans cette image s'appelle NGC 2440. La naine blanche au centre de NGC 2440 est une des plus chaudes connue, avec une température de surface de presque 200.000 degrés Celsius. La structure chaotique des nébuleuses suggère que l'étoile a perdu sa masse épisodiquement. Durant chaque sursaut d'activité, l'étoile a expulsé la matière dans une direction différente. Ceci peut être vu dans les deux lobes en forme de noeud-papillon. La nébuleuse est également riche en nuages de poussières, dont certains forment de longues stries sombres se dirigeant loin de l'étoile. NGC 2440 se trouve à environ 4.000 années-lumière de la Terre dans la direction de la constellation de la Poupe (Puppis).
L'image a été prise le 06 Février 2007 avec l'instrument WFPC 2 (Wide Field Planetary Camera 2) de Hubble. Les couleurs correspondent à la matière expulsée par l'étoile. Le bleu correspond à l'hélium ; le bleu-vert à l'oxygène ; et le rouge à l'azote et à l'hydrogène.
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Comète P/2007 C2 (Catalina)
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Un objet de magnitude 19 ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 09 Février 2007 par le Catalina Sky Survey a montré des caractéristiques cométaires lors d'observations de confirmation. L'objet a également été retrouvé sur de nombreuses images, la plus ancienne remontant au 19 Octobre 2006 prise par le Catalina Sky Survey.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2007 C2 (Catalina) indiquent un passage au périhélie le 04 Septembre 2007 à une distance de 3,7 UA du Soleil, et une période de 18,6 ans.
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Entrechocs de comètes au coeur de la nébuleuse Hélix
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"Nous étions étonnés de voir tellement de poussières autour de cette étoile," note le Dr. Kate Su (University of Arizona, Tucson), auteur principal d'un article sur les résultats à paraître dans l'édition du 01 Mars d'Astrophysical Journal Letters. "La poussière doit provenir des comètes qui ont survécu à la mort de leur soleil."
La nouvelle vue spectaculaire de Spitzer de la nébuleuse Hélix montre des couleurs comme vu en infrarouge. L'étoile morte poussiéreuse apparaît comme un point au milieu de la nébuleuse, comme une pupille rouge dans l'oeil d'un monstre vert.
La nébuleuse Hélix, située à environ 700 années-lumière dans la constellation du Verseau, s'est formée quand une étoile comme notre Soleil est morte et s'est débarrassée de son revêtement, ou couches externes. Le rayonnement du chaud noyau de l'étoile morte, appelée une naine blanche, réchauffe la matière expulsée, la faisant entrer en fluorescence avec des couleurs vives. Cette beauté cosmique, nommée une nébuleuse planétaire, ne durera pas longtemps. Dans environ 10.000 ans, ses nuages brillants s'évanouiront, laissant la naine blanche et les comètes qui l'entourent refroidir seules dans l'espace vide.
Les astronomes ont longtemps étudié la naine blanche au centre de la nébuleuse Hélix, mais personne n'avait détecté de la poussière près d'elle jusqu'à présent. Spitzer, un observatoire spatial infrarouge, a pu collecter la lueur d'un disque poussiéreux gravitant autour du cadavre stellaire à une distance d'environ 35 à 150 Unités Astronomiques (une Unité Astronomique est la distance entre notre Soleil et la Terre, qui est de 150 millions de kilomètres).
Au début, Su et son équipe ont été frappés de voir la poussière. On disait que quand l'étoile mourait, expulsant ses couches externes, la poussière dans le système devrait être emportée. L'équipe a alors obtenu des données plus détaillées, lesquelles indiquaient encore la présence d'un disque poussiéreux.
D'où provient la poussière ? Selon les astronomes, elle provient vraisemblablement des frais remous des comètes se cassant l'une contre l'autre aux abords du système de la naine blanche. Il y a quelques millions d'années, avant que la naine blanche se forme, quand elle était toujours une étoile animée comme notre Soleil, ses comètes et probablement des planètes auraient été dans des orbites stables, voyageant harmonieusement autour de l'étoile. Mais lorsque l'étoile a péri, toutes les planètes intérieures auraient brûlé ou été englouties pendant que l'étoile augmentait. Les planètes extérieures, les astéroïdes et les comètes auraient été bousculés et projetés dans les trajectoire d'autres.
Notre propre Système solaire subira une transformation semblable dans environ cinq milliards d'années. Comme la nébuleuse Hélix, il brillera avec des couleurs. Notre soleil, qui deviendra une naine blanche, sera entouré par une bande de planètes extérieures survivantes et de comètes frénétiques.
Spitzer a vu des preuves auparavant de telles comètes survivantes autour d'étoiles mortes. En janvier de l'année dernière, les astronomes ont rapporté avoir trouvé, en utilisant l'observatoire, un disque poussiéreux autour d'une naine blanche, seulement le disque étaient beaucoup plus proche, gravitant à une distance de seulement 0,005 à 0,03 Unité Astronomique.
"Trouver des preuves d'une l'activité planétaire autour d'une naine blanche est une surprise", ajoute le docteur George Rieke (University of Arizona), co-auteur de l'article. "En trouver une seconde avec de telles différentes propriétés est un choc !".
Les données de Spitzer pourraient également aider à expliquer un mystère entourant la naine blanche de la nébuleuse Hélix. Les observations précédentes avec le télescope allemand Röntgensatellit de rayons X et l'observatoire de rayons X Chandra de la NASA ont révélé que la naine blanche projetait des rayons X fortement énergiques. Bien que la naine blanche soit chaude, environ 110.000 Kelvin, il ne fait pas assez chaud pour expliquer les rayons X énergiques. Les astronomes ont pensé que la naine blanche amassait peut-être de la matière d'une étoile compagnon cachée.
Mais les observations de Spitzer se dirigent vers une réponse différente. Selon le Dr. You-Hua Chu (University of Illinois, Urbana-Champaign) et membre de l'équipe de Su, la matière dans le disque récemment découvert entourant la naine blanche pourrait tomber sur l'étoile et déclencher les accès de rayons X. "Les rayons X de grande énergie étaient un mystère non résolu," note Chu. "Maintenant, nous pourrions avoir trouvé une réponse dans l'infrarouge."
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Premières cartes de randonnée de Mars
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Les cartes sont des cartes topographiques parce qu'elles emploient des lignes de contours pour montrer les altitudes du paysage.
Les lignes de contours sont superposées à des images en haute résolution de Mars, prises par l'instrument HRSC (High-Resolution Stereo Camera) à bord de Mars Express. Sur Terre, de telles cartes sont employées par les randonneurs et en matière d'urbanisme.
Elles sont connues au Royaume-Uni comme des cartes d'études municipales. Chaque pays a sa propre équivalence. Les lignes de contours elles-même ont été déterminées en utilisant des données du HRSC.
Ces données ont été transformées en modèles informatiques tridimensionnels de Mars, dénommés HRSC Digital Terrain Models (DTMs).
Les nouvelles cartes ont été produites sous la conduite de l'investigateur principal G. Neukum (Freie Universität Berlin), faisant partie d'une initiative de l'équipe scientifique du HRSC, par J. Albertz et S. Gehrke (Institute for Geodesy and Geoinformation Science, Technische Universität Berlin), en coopération avec le German Aerospace Centre (DLR), Institute of Planetary Research, Berlin.
Ils ont utilisé le HRSC DTMs de la région de Iani Chaos pour produire une série de cartes topographiques à différentes échelles, à partir de 1:200 000 (1 cm= 2 km) jusqu'à 1:50 000 (1 cm= 0,5 km).
Les chercheurs ont choisi la région de Iani Chaos en raison de son intérêt topographique majeur. Elle est couverte de différents blocs et collines qui forment un motif chaotique à travers le paysage.
Ces "îles" rocheuses sont probablement tout ce qui reste d'une surface antérieure de Mars. Les secteurs entre les îles se sont effondrés quand des cavités se sont formées au-dessous de la surface. Au commencement, ces cavités pourraient avoir été maintenues par la présence de la glace, laquelle a fondu en raison de la chaleur volcanique. Pendant que l'eau s'écoulait dans Ares Vallis, vers les terres en contre-bas au nord de Mars, le paysage s'est effondré et a formé la région de Iani Chaos que nous voyons aujourd'hui.
Les lignes de contours aident l'oeil à comprendre la morphologie de la surface montrée dans les images. Sur la plupart des cartes, chaque ligne représente une différence de 250 mètres de hauteur. Les cartes montrent également les noms des dispositifs géographiques et les lignes de longitude et de latitude sur Mars.
Les cartes sont une démonstration du genre de produits qui peuvent être dérivés de l'expérience HRSC. Le HRSC est en voie de fournir assez de données pour créer de telles cartes pour la totalité de Mars. Celui-ci produirait 10 372 feuilles de carte détaillés, chacune couvrant un secteur égal de la surface martienne. Les cartes seraient à l'échelle de 1:200 000 (1 cm = 2 km).
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Comète C/2007 C1 (Christensen)
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Une nouvelle comète, de magnitude voisine de 18, a été découverte le 09 Février 2007 par Eric Christensen dans le cadre du Catalina Sky Survey, et confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 C1 (Christensen) indiquent un passage au périhélie le 03 Juin 2007 à une distance de 1,4 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique avec un passage au périhélie le 05 Mars 2007 à une distance de 2 UA du Soleil et une période de 6,52 ans.
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Comètes SOHO : C/2006 X3, X4, X5, X6, X7, X8, X9, X10
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Huit nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-C40 et MPEC 2007-C41.
C/2006 X3 (SOHO) (B. Zhou) C/2006 X4 (SOHO) (T. Scarmato) C/2006 X5 (SOHO) (M. Meyer) C/2006 X6 (SOHO) (X. Gao)
C/2006 X7 (SOHO) (H. Su) C/2006 X8 (SOHO) (B. Zhou) C/2006 X9 (SOHO) (T. Hoffman, R. Kracht) C/2006 X10 (SOHO) (R. Kracht)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2006 X10 qui appartient au groupe de Meyer. |
Circuits électriques des lumières polaires
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Des circuits électriques géants actionnent le magique spectacle lumineux des aurores, formant des arcs dans les régions de hautes latitudes comme la Scandinavie. De nouveaux résultats obtenues grâce aux satellites Cluster de l'ESA fournissent une nouvelle idée de l'origine des différences entre les deux types de circuits électriques actuellement connus pour être associés aux arcs auroraux.
Les mécanismes profonds qui régissent la création des belles aurores, ou lumières polaires, ont été le sujet d'études qui maintiennent les scientifiques solaires et du plasma occupés depuis des années. Alors que les premières fusées et les observations terrestres ont déjà fourni quelques indices importants pour la compréhension de ces phénomènes, les vraies percées dans notre connaissance ont commencé par les satellites dédiés aux aurores, tels que S3-3, Dynamics Explorer, Viking, Freja et FAST, et sont maintenant arrivés à pleine maturité avec la mission Cluster.
Le processus de base produisant des aurores est semblable à ce qui se produit dans un vieux tube de TV. Dans le tube TV, les électrons accélérés frappent l'écran et font que son phosphore luit; les électrons dans l'atmosphère sont accélérés dans une "région d'accélération" située entre environ 5.000 et 8.000 kilomètres d'altitude, et se précipitent en bas vers l'ionosphère de la Terre - une région de l'atmosphère supérieure. Ici, ils se brisent en atomes et molécules ionosphériques, transfèrent vers eux une partie de leur énergie et ainsi les font luire, en créant des aurores.
Il est aujourd'hui bien établi que les champs électriques presque statiques, parallèles aux champs magnétiques de la Terre, jouent un rôle important dans l'accélération des électrons qui font briller les aurores. Les circuits électriques auroraux dans l'espace proche de la Terre impliquent des structures "potentiellement électriques" presque statiques par lesquelles des électrons et les ions sont accélérés dans des directions opposées - vers et loin de l'atmosphère de la Terre - aux latitudes élevées.
Il a été observé que ces structures potentiellement électriques sont principalement de deux types - symétriques (en forme de U) ou asymétriques (en forme de S). En 2004, le professeur Göran Marklund du laboratoire d'Alfvén, à l'Institut de Technologie Toyal, Stockholm (Suède), a noté que les structures en forme de U et les structures en forme de S se sont produites habituellement aux frontières entre les régions magnétosphériques avec différentes propriétés.
Le premier type (en forme de U) a été trouvé à une frontière de plasma entre ce qu'on nomme la "nappe centrale de plasma", située dans la queue de la magnétosphère aux latitudes équatoriales, et la "couche frontière de la nappe de plasma", un secteur adjacent situé à des latitudes plus élevées. Le dernier type (en forme de S) a été trouvé à la frontière entre la "couche frontière de la nappe de plasma" et la calotte polaire, plus loin en haut en latitude.
Marklund était alors en condition pour proposer un modèle pour expliquer cette différence. Le modèle a suggéré que les formes asymétriques et symétriques des structures potentielles, observées aux différentes frontières du plasma, dépendent des conditions spécifiques du plasma (telles que des différences dans la densité du plasma) dans les deux régions entourant la frontière. Selon les observations de 2001, il a conclu que les conditions du plasma à la frontière des latitudes plus basses (où les structures en U ont été observées) sont en général plus symétriques, alors que celles à la frontière de la calotte polaire (où les structures en forme de S ont été observées) sont plus asymétriques.
Cependant, les nouvelles mesures de Cluster ne semblaient pas conformes à cette image. Le 01 Mai 2003, un des vaisseaux spatiaux Cluster a croisé l'arc auroral à haute altitude dans la queue de la magnétosphère de la Terre. Comme prévu, il a détecté la présence d'une structure potentielle symétrique en U en croisant la frontière entre la "nappe centrale de plasma" et la "couche frontière de la nappe de plasma". Seulement 16 minutes plus tard un deuxième vaisseau spatial Cluster, se déplaçant approximativement le long de la même orbite et croisant la même frontière, a détecté une structure potentielle en forme de S, "typique"' de la frontière de la calotte polaire et donc inattendue dans cette région.
Toutefois, dans l'intervalle de temps de 16 minutes entre le croisement des deux vaisseaux spatiaux, la densité du plasma et les courants et flux associés de particules ont diminué de manière significative dans la couche frontière de la nappe de plasma. De cette façon cette frontière a fini par devenir ressemblante aux conditions asymétriques typiques de la frontière de la calotte polaire.
Aussi, les scientifiques ont interprété que la "reconfiguration" d'une structure potentielle en forme de U en forme de S, et des circuits électriques associés qui soutiennent les arcs auroraux, révèlent le changement des conditions du plasma des deux côtés de la frontière.
Les résultats représentent un pas en avant important dans la compréhension des circuits électriques auroraux, mais les questions importantes demeurent toujours ouvertes, telles que : comment le processus qui accélèrent les électrons pour former les aurores est déclenché et maintenu ? Les mesures de Cluster dans le secteur "d'accélération'' qui seront exécutées en 2008 et 2009 devraient nous aider à le découvrir.
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Différences dans l'éclat des explosions de supernova
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Les supernovae se disitnguent dans le ciel comme des phares cosmiques. Des scientifiques du Max Planck Institute for Astrophysics et du National Astronomical Istitute of Italy ont maintenant trouvé une manière d'utiliser ces balises cosmiques pour mesurer plus précisément des distances dans l'espace.
Les chercheurs ont pu prouver que toutes les supernovae d'un certain type éclatent avec la même masse et la même énergie - l'éclat dépend seulement de la quantité de nickel contenue dans la supernova. Cette connaissance a permis aux chercheurs de calibrer l'éclat des supernovae avec une plus grande précision.
Ceci signifie qu'à l'avenir, ils emploieront l'éclat d'une supernova qu'ils observent à travers leurs télescopes pour déterminer plus précisément à quelle distance de la Terre le phare cosmique émet ses rayons.
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L'instrument SWAP de New Horizons observe les interactions du vent solaire
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Un peu plus d'un an après son lancement, avec son regard fixé sur Jupiter, le vaisseau spatial New Horizons teste ses instruments scientifiques et fait des observations tandis qu'il tourne autour de la planète pour une assistance gravitationnelle qui accélérera son voyage vers les limites du Système solaire. Comme le vaisseau spatial s'approche de la planète, l'instrument SWAP (Solar Wind Around Pluto) produit déjà des données qui aideront à résoudre des questions embarrassantes au sujet des interactions entre le vent solaire, le flot de gaz ionisé s'écoulant du Soleil, et la magnétosphère de Jupiter, la bulle magnétique qui entoure la planète et enveloppe le gaz ionisé.
Depuis une distance d'environ 0,4 Unité Astronomique (1 UA est la distance de la Terre au Soleil, soit environ 150 millions de kilomètres) de la planète, SWAP, construit par le Southwest Research Institute, a observé une immense structure de gaz ionisé comprimé, dense et chaud qui se forme dans le vent solaire, une région d'interaction en co-rotation. Ces structures se forment quand les courants de vent solaire qui sont à la fois rapides et lents sortent du Soleil, et s'écoulent dans différentes directions en réponse à la rotation du Soleil.
Les couches rapides qui essayent de rattraper les couches précédentes lentes, ne pouvant pas les traverser, compriment la matière lente comme une boule de neige et entassent le vent solaire pour créer la région d'interaction en co-rotation. Ces régions contiennent des densités et des pressions sensiblement plus élevés qui finissent par s'étendre et former des discontinuités, ou des chocs, dans le vent solaire, qui se propagent loin des régions à haute pression.
"Ces structures de vent solaire heurtent les magnétosphères des planètes et, nous le croyons, provoque des variations majeures dans leurs structures," note le Dr. David McComas, investigateur principal de SWAP et directeur du Space Science and Engineering Division au SwRI. "Parce que Jupiter a la plus grande magnétosphère dans le Système solaire, les effets du vent solaire pourraient avoir des implications significatives pour toutes les planètes."
Crédit : Southwest Research Institute
Les études de ces interactions chez Jupiter pourraient aider à déterminer quelle quantité de magnétosphère et d'aurore jupitériennes sont actionnées par des processus externes, tels que le vent solaire, en regard des processus internes, tels que la rotation planétaire.
"En dehors de la Terre, nous n'avons jamais eu l'occasion de mesurer simultanément les interactions en amont d'une planète pendant que nous observons ses aurores, mais la rencontre avec Jupiter changera bientôt cela."
L'équipe projette des études en collaboration qui combineront les données de SWAP avec l'imagerie et les observations spectroscopiques d'aurores de Jupiter au moyen du télescope spatial Hubble. La fusion de ces données aura comme conséquence les premières observations simultanées en amont des interactions du vent solaire chez Jupiter lorsque l'aurore se forme et s'affaiblit.
"Il est passionnant que notre approche vers Jupiter apporte déjà de nouveaux aperçus à notre équipe scientifique des particules et du plasma. Nous attendons avec impatience pour échantillonner les populations de particules de plasma dans l'arc de choc et la magnétophère de Jupiter à la fin de ce mois, et ensuite explorer la terra incognito de la profonde queue de la magnétophère de Jupiter en Mars, Avril et Mai," ajoute le Dr. Alain Stern, principal chercheur de la mission New Horizons, également du SwRI.
La rencontre de Jupiter permettra également à SWAP de prendre des mesures à l'intérieur de la magnétosphère de Jupiter, sur une orbite qui n'a jamais été parcourue auparavant. Cette orbite amenera le vaisseau spatial profondément dans la queue de la maghétophère, la partie de la magnétosphère qui est repoussée loin du Soleil par l'écoulement du vent solaire. Cet itinéraire fournira le premier regard de près à la queue de magnétophère la plus éloignée de Jupiter.
Construit pour évaluer l'interaction du vent solaire avec Pluton à environ 30 UA du Soleil, la sensibilité de SWAP a été diminuée en fonction de la distance relativement proche de Jupiter d'environ 5 UA du Soleil pour produire de ces premiers résultats.
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Et de trois pour Ulysses
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Ulysses, la mission conjointe de l'ESA et de la NASA, a atteint aujourd'hui un autre point important dans sa mission. Pour la troisième fois dans une longue carrière hautement réussie, Ulysses a atteint sa latitude solaire sud maximum de 80 degrés au cours de son survol de la calotte polaire sud du Soleil.
Lancé en 1990, le vaisseau spatial de construction européenne visite les deux régions polaires une fois tous les 6,2 ans en circulant autour du Soleil dans une orbite qui est presque perpendiculaire à l'écliptique, le plan dans lequel la Terre et les planètes se déplacent.
Bien qu'à l'origine conçue pour une mission d'une durée de 5 ans, la sonde spatial Ulysses et son ensemble de 9 expériences scientifiques se portent toujours très bien après plus de 16 années en orbite.
Le fonctionnement du vaisseau spatial est devenu plus exigeant au cours des années, toutefois, car une conséquence de la longévité de la mission est une diminution du courant électrique disponible à bord. "Ulysses utilise un générateur thermoélectrique de radio-isotope (Radioisotope Thermoelectric Generator ou RTG en abrégé), pour produire l'électricité requise pour le fonctionnement du vaisseau et les instruments scientifiques", commente Nigel Angold, directeur des opérations de la mission à l'ESA pour Ulysses.
Le RTG convertit la chaleur produite par la désintégration radioactive de son carburant en courant électrique. "En raison du processus de désintégration, le rendement du RTG diminue avec du temps", ajoute Angold. Ces dernières années, ceci a rendu nécessaire de partager la puissance disponible entre les instruments scientifique de telle manière que les instruments principaux sont gardés en permanence, alors que d'autres sont en fonction seulement une partie du temps.
Débutant en Mai, lorsque Ulysses vient plus près du Soleil, un des radiateurs gros consommateur de courant à bord du vaisseau spatial sera éteint. "Ceci libérera la puissance suffisante pour avoir l'ensemble des instruments alimentés pendant une phase principale de la mission, le passage rapide du sud vers la calotte polaire nord du Soleil", note Richard Marsden, scientifique du projet Ulysses à l'ESA et directeur de mission.
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Premières observations scientifiques de Corot
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Après avoir stabilisé la ligne de visée grâce au mode de pointage spécifique utilisant l'instrument comme un super senseur stellaire, les équipes du CNES et des laboratoires associés du CNRS ont pu acquérir les toutes premières images de la voie exoplanètes.
La qualité observée lors des premières analyses a permis aux équipes de démarrer dès le 3 février la première campagne d'observation scientifique de la mission Corot. Cette campagne se déroulera jusqu'au premier retournement du satellite programmé le 2 avril.
Ce démarrage était attendu avec impatience par toute la communauté scientifique Corot et a été rendu possible 5 semaines seulement après le lancement grâce au bon fonctionnement du satellite et du système dans son ensemble. Il représente un grand succès pour le CNES et souligne la remarquable maîtrise technique de ses équipes.
La revue de recette en vol, marquant le transfert des responsabilités aux équipes d'exploitation opérationnelle et permettant de dresser un bilan complet des performances du satellite, devrait intervenir d'ici la fin mars.
L'objectif de cette première campagne d'observation est d'abord de finir de mettre au point la chaîne de traitement des courbes de lumière, avec également un fort intérêt scientifique lié à la très bonne qualité du champ. Il présente des cibles de premier choix pour la sismologie stellaire, et offre également une densité d'étoiles idéale pour la voie exoplanètes.
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Amas de diverses galaxies
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Cette image du télescope spatial Hubble montre la collection diverse de galaxies dans un amas de galaxies appelé Abell S0740, situé à plus de 450 millions d'années-lumière dans la constellation du Centaure (Centaurus).
La galaxie elliptique géante ESO 325-G004 occupe une place importante au centre de l'amas. Cette galaxie est aussi massive que 100 milliards de soleils. Hubble résout des milliers d'amas globulaires d'étoiles satellisant ESO 325-G004. Les amas globulaires sont des groupes compacts de centaines de milliers d'étoiles qui sont gravitationellement liées ensemble. A la distance de la galaxie, ils apparaissent comme des petits points de lumière contenus dans le halo diffus. D'autres galaxies elliptiques et en spirale apparaissent dans l'image. La photo a été faite à partir des images prises en utilisant l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble en Janvier 2005 et Février 2006.
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Nouveau type d'émetteur de rayons gamma de très haute énergie
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La collaboration H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System) rapporte la découverte d'un nouveau type de source énergique de rayons gamma, lié aux vents supersoniques d'étoiles massives dans un jeune amas ouvert d'étoiles.
Le Docteur Olaf Reimer (Hansen Experimental Research Laboratory/Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology of Stanford University) a présenté le résultat au premier symposium GLAST à Palo Alto (Californie), au nom d'une grande équipe d'astrophysiciens internationaux opérant le réseau de télescopes de rayons gamma H.E.S.S. en Namibie.
Pour la première fois, l'émission de rayons gamma de haute énergie pouvait être associée de façon convaincante à un amas stellaire caractérisé par la formation continue d'étoiles et la présence d'étoiles massives presque en fin de vie mais avant leur explosion en supernovae, connues sous le nom d'étoiles Wolf-Rayet. L'accélération extrême de particules liées aux vents stellaires devient un phénomène plus largement observé à de hautes énergies qu'on le supposait, et offre une indication pour l'accélération de particules de rayons cosmiques dans d'autres sources en plus des candidates principales, les reliques des explosions de supernovae.
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L'Univers contient plus de calcium que prévu
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L'Univers contient une et demie fois plus de calcium que supposé auparavant. Des astronomes du SRON Netherlands Institute for Space Research sont arrivés à cette conclusion d'après les observations faites avec l'observatoire de rayons X XMM-Newton de l'ESA.
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Gaz froid et condensation des molécules dans les coeurs pré-stellaires
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Une équipe française appartenant à plusieurs laboratoires associés au CNRS vient d'observer un nuage interstellaire, L183, avec le radiotélescope de 30 mètres de l'IRAM (Institut de Radioastronomie Millimétrique) (CNRS-INSU) et avec d'autres radiotélescopes. Ils ont cartographié son cœur en utilisant comme traceurs les molécules N2H+ et N2D+. Leurs modèles montrent que la température dans la zone centrale descend jusqu'à 7 K et que toutes les conditions sont réunies pour que ce cœur conduise à la formation d'une étoile.
L'étude des nuages interstellaires est très importante car ils constituent le lieu privilégié de formation des étoiles par effondrement sur eux-mêmes. Constitués de gaz, ils possèdent également de grande quantités de poussière qui nous masque le rayonnement provenant des parties centrales. Or ces parties centrales sont les berceaux d'étoiles. Comprendre la formation stellaire, c'est comprendre la physique régnant dans ces cœurs denses de matière.
Pour les étudier, il nécessaire d'analyser le rayonnement émis par certaines molécules dans le domaine des ondes radios millimétriques. Il s'est avéré que les molécules les plus abondantes comme le monoxyde de carbone (CO) ou l'eau (H2O), n'étaient pas de bons traceurs pour étudier le cœur de ces nuages. La température en leur sein est très basse, inférieure à 20 K, et CO et H2O vont se transformer en glace et se coller aux grains de poussière.
Il est apparu, pour des causes encore mal comprises, que les molécules ne contenant que de l'azote et de l'hydrogène, tel NH3 (ammoniac) ou N2H+, semblent ne pas disparaître dans les cœurs très denses des nuages interstellaires et constitueraient donc de bons traceurs.
Une équipe française vient d'étudier un petit nuage interstellaire, L183, qui est très proche de nous à environ 340 années-lumière. Ils ont utilisé le radiotélescope de 30 mètres de l'Institut de Radioastronomie Millimétrique situé sur le Pico Veleta près de Grenade en Espagne et en complément le radiotélescope Caltech Submillimeter Observatory de 10,4 mètres de diamètre sur le Mauna Kea à Hawaii. Ils ont utilisé comme traceurs N2H+ et N2D+, et pour reproduire l'émission des molécules et la comparer à celle observée, un modèle de transfert radiatif.
Il existe un cœur préstellaire au centre du nuage dont la température au centre est extrêmement basse, d'environ 7 K (-266°). Dans ces conditions extrêmes de température, et loin à l'intérieur du nuage, même les molécules azotées disparaissent de la phase gazeuse, ce qui signifie qu'elles viennent se coller sur les grains, ainsi que leurs molécules mères comme N2. Dans cette zone extrêmement froide, où la turbulence disparaît également, toutes les conditions semblent réunies pour que l'effondrement commence et mène à la formation d'une étoile.
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NARVAL : le premier observatoire du magnétisme des astres
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NARVAL, un spectropolarimètre stellaire, vient d'être installé sur le Télescope Bernard Lyot de 2 mètres de diamètre (INSU) au sommet du Pic du Midi. Comme ESPaDOnS, qui équipe le Télescope Canada-France-Hawaii (INSU-CNRS, NRC, Université d'Hawaii) et dont il est le frère jumeau, c'est un instrument astronomique spécialement conçu et optimisé pour étudier les champs magnétiques des astres, et en particulier leurs effets sur la vie des étoiles et des planètes qui les entourent. Grâce à NARVAL, le Télescope Bernard Lyot devient le premier observatoire au monde dédié à ces études. Et comme le Soleil se couche sur Hawaii quand il se lève sur les Pyrénées, NARVAL et ESPaDOnS, lorsqu'ils travaillent de concert, ne perdent plus une miette des secrets de la vie magnétique des étoiles !
"Les champs magnétiques sont des ingrédients essentiels dans la vie des étoiles. Ils sont à la fois traceurs de leur histoire et acteurs de leur évolution " explique Pascal Petit, jeune astronome du LATT (Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes) (CNRS, Université Paul Sabatier, Observatoire Midi-Pyrénées) et responsable scientifique de NARVAL. "On pense par exemple que le champ magnétique du Soleil pourrait être à l'origine du petit âge glaciaire, cette période de froid intense qui s'est abattue sur l'Europe pendant le règne de Louis XIV. Plus spectaculaire encore: le champ magnétique est capable de perturber la naissance des étoiles, en modifiant la quantité de matière à partir de laquelle elles se forment. Mais aujourd'hui, relativement peu de choses sont connues au sujet de ces champs magnétiques - même celui du Soleil reste encore un mystère pour nous! " reconnaît Pascal Petit. "Grâce à NARVAL, nous disposons maintenant d'un télescope équipé d'un instrument dédié à l'étude des champs magnétiques des astres " déclare Michel Aurière du LATT, porteur du projet NARVAL. "Jusqu'à présent, ESPaDOnS n'était disponible qu'une petite fraction du temps, partageant les nuits au télescope Canada-France-Hawaii avec d'autres instruments également très sollicités. L'arrivée de NARVAL, frère jumeau d'ESPaDOnS va permettre aux astronomes français et étrangers de mettre les bouchées doubles et de mener des projets beaucoup plus ambitieux qu'auparavant ". "Les scientifiques de plusieurs pays ne s'y sont pas trompés, en prenant d'assaut le télescope dès son ouverture à la communauté! " confie David Mouillet, directeur du TBL jusqu'à fin 2006.
Pour démontrer la puissance et l'apport de NARVAL, SU Aurigae, une bébé-étoile située à environ 450 années-lumière du Soleil, a été scrutée en continu, à la fois par NARVAL et ESPaDOnS. " D'un âge de seulement quelques millions d'années, SU Aurigae est environ 1000 fois plus jeune que le Soleil " explique Jean-François Donati, directeur de recherche au CNRS et concepteur d'ESPaDOnS et de NARVAL. " A cet âge, une étoile n'est pas encore entièrement formée et continue d'attirer à elle la matière qui l'entoure. Une fois captée dans la "toile" magnétique, la matière est ensuite drainée vers l'étoile le long des lignes de champ, comme des perles le long d'un fil. Ces observations suggèrent que la "toile" magnétique de SU Aurigae est bien plus complexe qu'initialement prévu par les modèles de formation stellaire " révèle Jean-François Donati.
NARVAL est un projet mené par l'équipe technique du Télescope Bernard Lyot et par le Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes; il a bénéficié de l'expertise scientifique et technique unique au monde que l'équipe de recherche Toulousaine a accumulée dans le domaine de la spectropolarimétrie astronomique depuis maintenant une décennie. Intégré à Tarbes, NARVAL a été ensuite installé et testé avec succès au Pic du Midi à l'automne 2006, puis offert à la communauté scientifique internationale fin 2006. D'un coût total d'1 M€ environ, NARVAL a été financé par la Région Midi-Pyrénées et le Ministère de la Recherche (dans le cadre du Contrat de Plan Etat-Région), le conseil Général des Hautes Pyrénées, l'Union Européenne (crédits FEDER) et l'Institut National des Sciences de l'Univers (INSU) du CNRS.
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Jupiter vue depuis Mars
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La caméra HiRIS, embarquée sur Mars Reconnaissance Orbiter actuellement en orbite autour de la planète Mars, est le plus puissant télescope à avoir quitté l'orbite terrestre. En tant que tel, l'instrument est capable de quelques observations astronomiques intéressantes.
Cette image de Jupiter a été acquise le 11 Janvier 2007.
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Sources ou Documentations non francophones
Vingt ans après la première
détection de SN 1987A, la supernova la plus proche jamais
détectée jusqu'ici, XMM-Newton a fourni une nouvelle
et récente vue de cet objet. La source conserve son éclat
- confirme XMM-Newton.
Le
24 Février 2007 marque le 20ème anniversaire de l'un
des événements les plus spectaculaires observés
par les astronomes des temps modernes, la supernova 1987A. La destruction
d'une étoile massive dans le Grand Nuage de Magellan, une
galaxie voisine, a engrendré des observations détaillées
par beaucoup de télescopes différents, dont l'observatoire
de rayons X Chandra et le télescope spatial Hubble. L'éruption
était visible à l'oeil nu, et c'est la supernova connue
la plus lumineuse en presque 400 ans.
La
nouvelle nova V1280 Scorpii (Nova Scorpii 2007) découverte
indépendamment le 04 Février 2007 par les chasseurs
de novae japonais Yuji Nakamura and Yukio Sakurai, et estimée
à la magnitude 9, est annoncée comme étant
visible à la magnitude 4 ce Samedi 17 Février.
Un
nouveau regard aux célèbres "Piliers de la Création"
avec l'observatoire de rayons X Chandra a permis aux astronomes
de scruter à l'intérieur des colonnes sombres de gaz
et de poussières. Cette vue pénétrante de la
région centrale de la Nébuleuse de l'Aigle révèle
le nombre d'étoiles en formation à l'intérieur
de ces structures iconiques.
Un groupe de comètes
turbulentes est en collision et soulève la poussière
autour d'une étoile morte, selon de nouvelles observations
du télescope spatial Spitzer. L'étoile morte se tient
au centre de la tant photographiée nébuleuse Hélix
, un scintillant nuage de gaz ayant une étrange ressemblance
avec un oeil géant.
Des
scientifiques employant des données de l'instrument HRSC
à bord du vaisseau spatial Mars Express ont produit les premières
"cartes de randonnée" de Mars. En donnant des contours
détaillés de hauteur et des noms de dispositifs géologiques
dans la région de Iani Chaos, les cartes pourraient devenir
une référence standard pour la future recherche martienne.
