Les conditions pour le développement de la vie sur des planètes extra-solaires sont peut-être plus étendues que l'on ne croit. Une équipe d'astronomes calcule que dans sa dernière phase de géante rouge, une étoile de masse solaire peut réchauffer la surface de planètes auparavant gelées. Ce qui pourrait apporter les conditions favorables à la vie dans des systèmes jusque-là exclus.

Les astronomes qui recherchent la vie sur les exoplanètes se contentent en général de reproduire ce qui se passe dans le système solaire, ce qui les conduit à chercher la vie sur des planètes à environ une UA d'une étoile très semblable au Soleil. Une équipe d'astronomes vient de réaliser qu'on peut étendre de façon intéressante ce champ d'investigation.

En effet, les étoiles supergéantes, qui constituent un stade d'évolution très avancée d'étoiles semblables au Soleil, peuvent réchauffer des planètes à la surface desquelles l'eau était initialement gelée. Ces conditions de température autorisant la présence d'eau liquide sont dans certains cas suffisamment durables pour permettre à la vie d'apparaître.

Les formes connues de vie nécessitent l'existence d'eau liquide. La zone habitable autour d'une étoile est définie comme la zone où l'eau est liquide à la surface d'une planète. Si la planète est trop près de l'étoile, les océans s'évaporent dans l'espace. Trop loin, les océans gèlent. Une étoile vieillisante devient de plus en plus lumineuse et la zone habitable a la propriété de balayer, en s'étendant, différentes distances autour de l'étoile.

Une équipe internationale d'astrophysiciens composée de Bruno Lopez (Observatoire de la Côte d'Azur), de Jean Schneider (Observatoire de Paris-Meudon, LUTH) et de William Danchi (NASA- NAtional Space Agency) a évalué la durée du phénomène autour de vieilles étoiles.

Cette équipe a comparé la durée de balayage de la zone habitable au temps requis pour permettre l'émergence de la vie. Actuellement, il n'y a qu'une source de comparaison : le développement de la vie sur Terre dont les plus vieux fossiles connus, des cyanobactéries, ont un âge de 3.5 milliards d'années, pour une Terre vieille de 4.5 milliards d'années. La vie est peut être même apparue avant -3.5 milliards d'années mais l'activité géologique de la Terre a depuis recyclé les plus vieilles roches, interdisant la découverte de très vieux fossiles. Une évidence indirecte basée sur l'analyse d'isotopes du carbone, suggère néanmoins que la vie a existé quelques centaines de millions d'années auparavant. On peut aujourd'hui considérer qu'il a fallu au plus quelques centaines de millions à un milliard d'années pour permettre l'émergence de la vie.

Les résultats de l'équipe montrent que le balayage de la zone habitable, pour des planètes situées entre 2 et 15 Unités Astronomiques de leur étoile parente (l'Unité Astronomique est la distance moyenne entre le Soleil et la Terre soit 150 millions de kilomètres), dure de quelques millions d'années à environ 2 milliards d'années. En conclusion, il s'agit d'une durée suffisamment longue pour que la vie émerge autour des vieilles étoiles cataloguées dans la famille des sous-géantes et géantes rouges.

Source : http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/apr05/habit.fr.shtml

Le Working Group on Planetary Science Nomenclature (WGPSN) de l'IAU a approuvé par la circulaire IAUC 8502 les nouvelles désignations et nouveaux noms de dix petits satellites de Jupiter :

    Jupiter XXXIX   Hegemone    = S/2003 J 8

    Jupiter XL      Mneme       = S/2003 J 21

    Jupiter XLI     Aoede       = S/2003 J 7

    Jupiter XLII    Thelxinoe   = S/2003 J 22

    Jupiter XLIII   Arche       = S/2002 J 1

    Jupiter XLIV    Kallichore  = S/2003 J 11

    Jupiter XLV     Helike      = S/2003 J 6

    Jupiter XLVI    Carpo       = S/2003 J 20

    Jupiter XLVII   Eukelade    = S/2003 J 1

    Jupiter XLVIII  Cyllene     = S/2003 J 13

http://planetarynames.wr.usgs.gov/append7.html

../planetes/satjup.htm

../originenoms.htm

Cette nouvelle image, prise par l'instrument HRSC embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montre une partie de la formation Medusa Fossae et les régions adjacentes en limite des plaines et des régions montagneuses sur Mars.

C'est une région peu commune qui est probablement le résultat d'écoulements volcaniques ou de pluies de cendres, partiellement érodée par l'eau.

La scène, prise au cours de l'orbite 917, montre un secteur situé à environ 5° de latitude sud et 213° de longitude Est.

http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMSSZRMD6E_0.html

Les données de l'observatoire infrarouge ISO ont fourni la première preuve directe que les ondes de chocs produites par des collisons de galaxies excitent le gaz à partir duquel de nouvelles étoiles se formeront. Les résultats apportent également des indices importants sur comment la naissance des premières étoiles s'est déclenchée et accélérée dans le premier Univers.

En observant notre galaxie et d'autres, les scientifiques ont longtemps conclu que l'explosion d'étoiles massives comme les supernovae produit des ondes de choc et des "vents" qui traversent et excitent les nuages environnants de gaz. Ce processus déclenche l'effondrement de gaz voisin qui conduit finalement à la naissance de nouvelles étoiles, comme un effet domino.

La signature de ce processus est la radiation émise par l'hydrogène moléculaire. Lorsque des molécules d'hydrogène sont "excitées" par l'énergie d'une explosion voisine, elles émettent un type distinctif de radiation qui peut être détectée dans l'infrarouge.

Ce type de radiation est aussi observé aux endroits où des galaxies sont entrées en collision avec une autre et où la formation de nouvelles étoiles connaît un très haut taux. Jusqu'ici, cependant, il n'y avait aucune image claire de ce que se produit entre le moment de la collision de deux galaxies et la naissance des premières nouvelles étoiles.

Le chaînon manquant a maintenant été trouvé par une équipe d'astronomes allemands qui a analysé les données d'ISO de la paire de galaxies surnommée "les Antennes" (NGC 4038/4039). Ces deux galaxies, situées à 60 millions d'années de distance dans la constellation du Corbeau (Corvus), sont actuellement au début de la rencontre. Les scientifiques ont remarqué que la région chevauchant les deux galaxies se heurtant est très riche en hydrogène moléculaire, lequel est dans un état excité.

En particulier la radiation de l'hydrogène moléculaire est également forte dans les secteurs du nord et du sud de la région de chevauchement. A la grande surprise de l'équipe, cependant, il y a trop peu d'explosions de supernovae ou de régions intenses de formation d'étoiles ici pour expliquer l'émission hydrogène moléculaire observée. Aussi, l'excitation de l'hydrogène moléculaire doit être la signature de cette phase de naissance de pré étoile dans lequel l'hydrogène est excité par l'énergie mécanique produite dans la collision et transporté par des ondes de choc. Autrement dit, ces résultats fournissent la première preuve directe du chaînon manquant entre la collision de gaz et la naissance des premières étoiles. L'équipe estime que lorsque le gaz s'effondrera pour former de nouvelles étoiles, au cours du prochain million d'années, les galaxies des Antennes deviendront au moins deux fois plus brillantes dans l'infrarouge.

Les astronomes croient que la formation d'étoiles provoquée par des chocs peut avoir joué un rôle dans l'évolution de proto-galaxies dans le premier milliard d'années de vie de notre Univers. Les ondes de choc produites par la collision de proto-galaxies peuvent avoir déclenché le processus de condensation et accéléré la naissance des toutes premières étoiles. Ces objets, composés seulement d'hydrogène et d'hélium, auraient demandé autrement beaucoup plus de temps pour se former, puisque des éléments légers comme l'hydrogène et l'hélium demandent une longue période pour refroidir et se condenser en une proto-étoile. Les ondes de choc des premières collisions de nuages peuvent avoir apporté de l'aide.

http://www.esa.int/esaCP/SEM7SVRMD6E_index_0.html

Huit ans après le passage admiré par tous les astronomes de la comète Hale-Bopp à travers le Système solaire intérieur, la boule de neige sale est encore discernable à la magnitude 20, bien qu'elle se trouve désormais à une distance d'environ 21 unités astronomiques du Soleil.

Le 08 Janvier 2005, les astronomes du MIT Andrew S. Rivkin et Richard P. Binzel ont observé la comète avec le télescope de 6,5 mètres du Magellan Observatory au Chili. Ils ont constaté que la comète est toujours active et qu'elle développe encore une queue à une aussi grande distance.

http://skyandtelescope.com/news/article_1486_1.asp

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/1995O1.html

Communiqué de Presse de l'ESA N° 16-2005

Le pas de tir 39B du Centre spatial Kennedy en Floride verra bientôt la Navette s'élancer pour de nouvelles missions passionnantes dans l'espace. Le calendrier actuel de la NASA prévoit la reprise des vols entre le 15 mai et le 3 juin 2005 (la date précise sera fixée dès que la Revue d'aptitude au vol aura été achevée fin avril).  

Le succès de cette mission doit garantir l'avenir de la Station spatiale internationale (ISS) car la Navette est le seul véhicule spatial capable de transporter les nouveaux modules américains, européens et japonais nécessaires à la poursuite de sa construction. L'ESA a besoin de la Navette pour acheminer vers l'ISS son laboratoire Columbus, qui permettra aux équipages internationaux de conduire toute une gamme d'expériences en sciences des matériaux, en médecine, en biologie et dans le domaine des technologies.

Grâce aux missions européennes Soyouz financées au niveau national, qui ont permis à des astronautes de l'ESA de se rendre à bord de l'ISS, l'Europe est devenue le plus gros utilisateur scientifique de la Station spatiale, tandis que l'ESA a développé des installations d'expériences polyvalentes très sophistiquées pour le laboratoire Columbus afin de donner plus d'ampleur au programme d'utilisation de l'ISS.

Depuis l'accident de la Navette Columbia le 1er février 2003, la NASA a travaillé sans relâche à l'amélioration de la sécurité de sa flotte de Navettes afin qu'elles soient prêtes à reprendre leurs missions dans l'espace. Ces améliorations comprennent :

·un réservoir extérieur modifié afin de réduire le risque d'impact d'un morceau de mousse sur l'orbiteur au décollage ;

·l'installation de nouveaux capteurs sur le bord d'attaque des ailes pour détecter les impacts de débris à l'aide d'accéléromètres avec transmission de données en temps réel ;

·des caméras plus perfectionnées et plus nombreuses sur la Navette et au sol afin de détecter les débris ;

·une rallonge du bras télémanipulateur canadien qui permettra aux astronautes de vérifier si la Navette n'a pas été endommagée.

L'équipage de Discovery rejoindra l'ISS afin de tester et d'évaluer les nouvelles technologies et procédures de vérification et de réparation en orbite de la Navette. Ses sept membres sont le commandant Eileen Collins (c'est seulement la deuxième fois qu'une mission de la Navette est commandée par une femme), le pilote James Kelly et les spécialistes mission Soichi Noguchi (Japon), Steve Robinson, Andy Thomas, Wendy Lawrence et Charles Camarda.

Steve Robinson et Soichi Noguchi feront trois sorties dans l'espace. Le vol STS-114 sera également le troisième voyage vers l'ISS pour le module logistique polyvalent MPLM, réalisé par l'Europe et maintenant dénommé "Raffaello". Il s'agit d'une sorte de "camion spatial" chargé d'amener à la Station des produits consommables et du ravitaillement, notamment de la nourriture, de l'eau, de l'air et, ce qui intéressera particulièrement les médias, des batteries et un jeu d'équipements photo et TV avec de nouveaux objectifs pour les caméras et des bandes vidéo.

Après douze jours passés dans l'espace, Discovery doit faire sa rentrée dans l'atmosphère et atterrir au Centre spatial Kennedy.

Ce vol ouvrira aux astronautes de l'ESA de nouvelles perspectives de missions à bord de l'ISS. Avec le retour en vol de la Navette, l'équipage permanent de l'ISS comprendra à nouveau trois astronautes, ce qui permettra de reprendre l'intégralité du programme d'expériences. En 2006, le véhicule de transfert automatique ATV de l'ESA effectuera son vol inaugural sur un lanceur Ariane 5. Il sera chargé d'amener des équipements, des ergols, de la nourriture, de l'eau et de l'air à l'équipage de l'ISS et exécutera ce type de mission tous les 12 à 18 mois.

 Source : http://www.esa.int/esaCP/Pr_16_2005_p_FR.html

Dans un numéro récent de Science, les astrophysiciens de l'équipe internationale H.E.S.S. ont rapporté les résultats d'un premier sondage profond des régions centrales de notre Galaxie dans le domaine des rayons gamma de très haute énergie. Ces résultats élargissent notre connaissance de la Voie Lactée à un nouveau régime de longueur d'onde dans un région inexplorée jusqu'ici, ainsi ouvrant un nouvel aperçu de  notre Galaxie.

Les rayons gamma sont produits dans des accélérateurs de particules cosmiques extrêmes comme les explosions de supernovæ et sont un révélateur unique des processus de haute énergie à l'oeuvre dans notre Galaxie. Ce sondage révèle huit nouvelles sources de rayons gamma dans le disque de notre Galaxie, et double le nombre total de sources connues dans ce domaine jusqu'à ce jour.

Les résultats ont été obtenus à l'aide du détecteur H.E.S.S. en Namibie, dans le sud ouest de l'Afrique. Ce système de quatre télescopes de 13 mètres de diamètre est le plus sensible des détecteurs de rayons gamma de très haute énergie (rayonnement un milliard de fois plus énergique que les rayons X) au monde. Ces rayons sont très rares — même pour des sources relativement intenses, seul un gamma par mois et par mètre carré parvient jusqu'à la Terre.  Comme ils sont absorbés par l'atmosphère, leur détection directe requiert des instruments spatiaux ; ceux-ci sont cependant trop petits pour saisir un nombre suffisant de ces photons si rares. Les astrophysiciens de  H.E.S.S. ont recours à une astuce: ils utilisent l'atmosphère comme détecteur. Quand les rayons gammas sont absorbés par l'atmosphère, ils émettent de courts éclairs de quelques milliardièmes de seconde de lumière bleue, la lumière Tchérenkov. Cette lumière est collectée par les grands miroirs des télescopes et les caméras ultra-sensibles de H.E.S.S., permettant de créer des images des objets astronomiques tels qu'ils apparaissent en gamma.

Les télescopes H.E.S.S. sont l'aboutissement d'un travail collaboration de plusieurs années de plus de 100 chercheurs et ingénieurs d'Allemagne, France, Royaume-Uni, Irlande, République Tchèque, Arménie, Afrique du Sud et Namibie. L'instrument a été inauguré en Septembre 2004 par le Premier Ministre namibien, et ses premières données ont conduit à un grand nombre de découvertes, dont la première image de l'onde de choc d'une supernova aux énergies les plus hautes.

Il est particulièrement étonnant de constater que la plupart des sources mises en évidence par H.E.S.S. n'ont pas de contreparties évidentes dans des domaines de longueur d'onde plus classiques comme l'optique ou les rayons X. La découverte de rayons gamma issus de telles sources suggère qu'elles pourraient être des accélérateurs cachés;  comme le reconnaît Stefan Funk de l'Institut Max-Planck  de Heidelberg : "Ces objets semblent ne rayonner que dans le domaine le plus énergique". Ces sources émettent préférentiellement des rayons gamma dans la partie la plus énergetique de leur spectre, comparé aux sources connues jusqu'ici dans les autres régions du ciel, dont les spectres décroissent plus rapidement avec l'énergie.

Une autre découverte importante tient à la taille angulaire des nouvelles sources (jusqu' à une dizaine de minutes d'arc); l'instrument H.E.S.S. offre pour la première fois la résolution et la sensibilité pour voir de telles structures. Comme la plupart de ces objets se trouve à une fraction de degré du plan Galactique, ils sont très probablement éloignés de plusieurs milliers d'années lumière de la Terre, ce qui implique que ces accélérateurs cosmiques ont des tailles de l'ordre de quelques dizaines d'années-lumière.

 Source : http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/public/PressRelease/Presse_fr.html

http://fr.news.yahoo.com/050324/202/4bymj.html

http://www.pparc.ac.uk/Nw/8sources.asp

Les éclats particuliers de rayons X venant d'un trou noir ont fourni la preuve qu'il a une masse d'environ 10.000 soleils, ce qui le placerait dans une nouvelle classe possible de trous noirs. La synchronisation et la régularité de ces éclats, observées avec l'observatoire de rayons X Chandra, font de l'objet un des meilleurs candidats à ce jour pour un trou noir de masse intermédiaire.

Les sources ULX (ultraluminous X-ray) sont caractéristiques parce qu'elles rayonnent 10 à 1.000 fois plus de puissants rayons X que les étoiles à neutrons et les trous noirs de masse stellaire. Les observations de Chandra de cet ULX en provenance de la galaxie M74, dans la constellation des Poissons (Pisces) ont fourni la preuve que son rayonnement X est produit par un disque de gaz chaud tourbillonnant autour d'un trou noir d'une masse d'environ 10.000 soleils. L'ULX montre de fortes variations périodiques proches dans son éclat en rayons X toutes les deux heures. Ces variations sont probablement produites par des changements dans le disque de gaz chaud autour du trou noir. La taille du disque est en relation avec la masse du trou noir, aussi, des trous noirs plus massifs doivent varier sur de plus longues périodes.

Comment les trous noirs de masse intermédiaire peuvent-ils se former ? Les principales théories à l'étude sont qu'ils se forment pendant que des douzaines ou même des centaines de trous noirs de masse stellaire fusionnent au centre d'un amas dense d'étoiles, ou qu'ils sont les restes de noyaux de petites galaxies qui sont en cours d'absorption par une plus grande galaxie.

http://chandra.harvard.edu/photo/2005/m74/

Les premières images complètes des anneaux extérieurs de Neptune prises depuis une décennie montrent que quelques parties sont nettement détériorées et une section est sur le point de disparaître complètement.

Le vaisseau spatial Voyager 2 a photographié la première fois les anneaux en 1989. Les images montraient quatre arcs lumineux dans le plus éloigné, le faible anneau "Adams". Ces arcs s'étendaient au total sur seulement environ un neuvième de l'anneau. En 2002 et 2003, Imke de Pater de l'Université de Californie, Berkeley, et ses collègues, ont utilisé le télescope Keck de 10 mètres d'Hawaï pour regarder de nouveau l'anneau. Ils ont maintenant analysé les images et ont constaté que tous les arcs semblent s'être délabrés, alors qu'un arc, appelé Liberté, s'est considérablement estompé depuis les observations de Voyager (Icarus, vol. 174, p 263).

Eugene Chiang, membre de l'équipe, dit que si la tendance continue, Liberté aura disparu dans un siècle. Les résultats suggèrent que ce qui détériore les arcs agit plus rapidement que le mécanisme qui les régénère. "Le système n'est pas en équilibre," note Chiang.

Crédit: University of California, Berkeley/W. M. Keck Observatory

http://www.newscientist.com/article.ns?id=mg18524925.900&feedId=space_rss20

http://astron.berkeley.edu/~echiang/ppp/nepring.pdf

Deux équipes d'astronomes ont annoncé à une conférence de presse aujourd'hui, qu'ils ont directement détecté la lumière de deux planètes connues orbitant des étoiles éloignées. Cette découverte marque un nouveau début dans l'étude des planètes extrasolaires. Les chercheurs peuvent maintenant mesurer et comparer des caractéristiques planétaires telles que la couleur, la réflectivité et la température.

Une équipe dirigée par David Charbonneau du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Cfa) publiera sa détection de la planète TrES-1 dans l'édition du 20 Juin de The Astrophysical Journal. Une équipe conduite par Drake Deming du Goddard Space Flight Center (GSFC) a publié ses observations de la planète HD 209458b dans l'édition d'aujourd'hui de Nature.

Chacune des deux planètes passe périodiquement devant et derrière l'étoile. Lorsqu'elle passe devant, la planète éclipse partiellement l'étoile et bloque une petite partie de la lumière de l'étoile. De même, le système diminue légèrement lorsque la planète disparaît derrière l'étoile puisque l'étoile bloque la lumière de la planète. En observant cette "éclipse secondaire", les astronomes peuvent démêler le faible signal de la planète de la lumière dominante de l'étoile qui se trouve à proximité.

Crédit : NASA/JPL-Caltech/D. Charbonneau (Harvard-Smithsonian CfA)
and NASA/JPL-Caltech/D. Deming (Goddard Space Flight Center)

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-09/ssc2005-09a.shtml

Charbonneau et ses collègues ont utilisé l'intrument IRAC (Infrared Array Camera) embarqué sur le télescope spatial Spitzer, pour observer TrES-1 dans la région infrarouge du spectre. Deming et ses associés ont utilisé l'instrument MIPS (Multiband Imaging Photometer for Spitzer) pour observer HD 209458b.

"Les Planètes comme TrES-1 sont minuscules et faibles comparées à leurs étoiles, mais une chose qu'elles ne peuvent pas cacher est leur chaleur," note Charbonneau.

L'infrarouge offre un avantage parce que l'étoile éclipse la planète par un facteur de 10.000 dans la lumière visible, tandis que dans l'infrarouge l'étoile est seulement 400 fois plus brillante, de ce fait, il est facile de remarquer une faible lumière de planète.

Crédit: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-09/ssc2005-09b.shtml

Au moyen des données du Spitzer combinées avec des mesures précédentes, Charbonneau et ses collègues ont confirmé que TrES-1, laquelle orbite son étoile à une distance de 6,4 millions de kilomètres, a une température d'environ 1.450 degrés Frahrenheit (1.060 Kelvin). Ils ont aussi calculé que la planète a une réflectivité de seulement 31 pour cent, ce qui signifie qu'elle absorbe la majorité de la lumière de l'étoile qu'elle reçoit.

Ces découvertes confirment que les "hot Jupiters" sont en effet chaudes. Les astronomes s'attendent à ce que le réseau TrES (Trans-Atlantic Exoplanet Survey) localise d'autre "hot Jupiters". En comparant de nombreuses planètes, les chercheurs espèrent déterminer quels gaz sont contenus dans leur atmosphère et comment leur composition a été affectée, quand et comment ils se sont formés.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-09/release.shtml

http://cfa-www.harvard.edu/press/pr0509.html

http://www.arxiv.org/abs/astro-ph/0503457 [Charbonneau & al. - TrES-1]

http://www.obspm.fr/encycl/papers/nature03507.pdf [Deming & al. (PDF) - HD 209458b]

Les supers amas d'étoiles sont des groupes de centaines de milliers de très jeunes étoiles entassées dans un volume incroyablement petit. Ils représentent les environnements les plus extrêmes dans lesquels les étoiles et les planètes peuvent se former.

Jusqu'à présent, les supers amas d'étoiles étaient seulement connus pour exister très loin, surtout dans des paires ou groupes de galaxies en interaction. Pourtant, une équipe d'astronomes européens a utilisé les télescopes de l'ESO pour découvrir un tel objet monstre dans notre propre galaxie, la Voie lactée, presque, mais pas tout à fait, près de chez nous.

La structure massive nouvellement trouvée est cachée derrière un grand nuage de poussières et de gaz et c'est pourquoi il a pris si longtemps pour dévoiler sa vraie nature. Il est connu sous le nom de "Westerlund 1" et est mille fois plus près que tout autre super amas d'étoiles connu jusqu'ici. Il est si proche que les astronomes peuvent maintenant explorer sa structure en détail.

Westerlund 1 contient des centaines d'étoiles très massives, certaines brillantes avec un éclat de presque un million de soleils et d'environ deux mille fois plus grandes que le Soleil (aussi grandes que l'orbite de Saturne) ! En effet, si le Soleil était placé au coeur de cet amas remarquable, notre ciel serait rempli de centaines d'étoiles aussi brillantes que la pleine Lune. Westerlund 1 est le plus exceptionnel laboratoire naturel pour l'étude de la physique stellaire extrême, pour aider les astronomes à découvrir comment les étoiles les plus massives dans notre Galaxie vivent et meurent.

De leurs observations, les astronomes ont conclu que cet amas extrême ne contient probablement pas moins de 100.000 fois la masse du Soleil et toutes ses étoiles sont situées dans une région de moins de 6 années-lumière de large. Westerlund 1 semble ainsi être le plus jeune amas compact massif identifié à ce jour dans la Galaxie de la Voie lactée.

L'amas ouvert Westerlund 1 est situé dans la constellation australe de l'Autel (Ara). Il a été découvert en 1961 depuis l'Australie par l'astronome suédois Bengt Westerlund, qui a été muté plus tard pour devenir le Directeur de l'ESO au Chili (1970 -1974). Cet amas est derrière un nuage interstellaire énorme de gaz et de poussières, qui bloque la plupart de sa lumière visible. Le facteur de diminution est de plus de 100,000 - et c'est pourquoi il a pris si longtemps pour découvrir la vraie nature de ce groupe particulier.

En 2001, l'équipe d'astronomes a identifié plus d'une douzaine d'étoiles massives extrêmement chaudes et particulières dans l'amas, des étoiles appelées "Wolf-Rayet". Ils ont depuis largement étudié Westerlund 1 avec des télescopes divers de l'ESO.

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-08-05.html

Des nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2005-F31 et MPEC 2005-F32.

C/1996 V2 (SOHO) (R. Kracht)

C/1997 B4 (SOHO) (R. Kracht)

C/1997 V7 (SOHO) (R. Kracht)

La comète C/1996 V2 appartient évidemment au groupe de Marsden. Les comètes C/1997 B4 et V7 n'appartiennent à aucun groupe, et leurs orbites, bien qu'incertaines, semblent être rétrogrades.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05F31.html (MPEC 2005-F31)

C/2005 C1 (SOHO) (H. Su)

C/2005 C2 (SOHO) (H. Su)

C/2005 C3 (SOHO) (X. Leprette)

C/2005 C4 (SOHO) (R. Kracht) 

La comète C/2005 C1 appartient au groupe de Meyer, les comètes C/2005 C2 et C3 au groupe de Kreutz, et la comète C/2005 C4 ne semble pas être membre d'un groupe.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05E87.html  (MPEC 2005-E87)

Nouvelles du Ciel : Un concours pour la 1.000ème comète SOHO [26/01/2005]

Des physiciens utilisant la "théorie des cordes" ont déterminé que le fluide d'un trou noir en 10 dimensions, similaire à un plasma quark-gluon dans les trois dimensions spatiales, pourrait être le fluide de viscosité la plus faible. Les chercheurs de l'Université de Washington ont calculé que la matière dans un trou noir devrait avoir une viscosité ultra-basse, 400 fois moins que celle de l'eau. La température du trou noir devrait être de 2 trillions de degrés Celsius, une température extrême où la matière se disloque complètement en potage de particules subatomiques.

http://www.uwnews.org/article.asp?articleID=9056

Cette image, prise par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montre des caractéristiques très probablement formées par des "blocs" de glace ou des glaciers.

Cette structure peu commune en forme de "sablier" est située dans Permethei Terra au bord est du Bassin Hellas, à la latitude 28° Sud et à 104° Est de longitude.

Un bloc de glace, une coulée de glace avec une grande quantité d'éboulis (des petites roches de tailles assorties), a coulé d'un flanc du massif dans un cratère d'impact, de neuf kilomètres de large, qui a été rempli presque au bord. Le bloc de glace a alors coulé dans un cratère de 17 kilomètres de large, 500 mètres au-dessous, profitant de la pente.

La surface martienne aux latitudes moyennes et même près de l'équateur était modelée par des glaciers jusqu'à il y a quelques millions d'années. Aujourd'hui, la glace pourrait toujours exister à de très faibles profondeurs comme des restes "fossile" de ces glaciers.

http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMN3IRMD6E_0.html

Les astronomes savent depuis 1999 qu'une force mystérieuse semble accélérer l'expansion de l'Univers. Une équipe internationale de chercheurs a utilisé les données de puissants ordinateurs, aidée par les observations du télescope spatial Hubble, pour trouver la preuve de l'énergie sombre dans notre propre voisinage cosmique. L'équipe a étudié le mouvement de notre groupe local de galaxies (40 galaxies à moins de 5 millions d'années-lumière) et a constaté que leurs positions actuelles ne peuvent s'expliquer sans la présence d'énergie sombre.

http://www.uwnews.org/article.asp?articleID=8972

Les deux survols de la lune glacée Encelade par le vaisseau spatial Cassini ont révélé que la lune a une atmosphère significative. Les scientifiques utilisant le magnétomètre de Cassini pour leurs études, disent que la source peut être due au volcanisme, à des geysers, ou à des gaz s'échappant de la surface ou de l'intérieur.

Lorsque Cassini a fait sa première rencontre avec Encelade le 17 Février 2005 à une altitude de 1.167 km, le magnétomètre a vu une remarquable signature dans le champ magnétique. Le 09 Mars 2005 Cassini s'est approché à 500 km de la surface d'Encelade et a obtenu la preuve complémentaire.

Les observations ont montré une courbure du champ magnétique, avec du plasma ralenti et dévié par la lune. De plus, des oscillations du champ magnétique ont été observées. Celles-ci sont provoquées lorsque des molécules chargées électriquement agissent réciproquement avec le champ magnétique en formant une spirale autour de la ligne de champ. Cette interaction crée des oscillations caractéristiques dans le champ magnétique à des fréquences qui peuvent être utilisées pour identifier la molécule. On pense que les observations des survols d'Encelade sont dues à la vapeur d'eau ionisée.

"C'était une surprise complète de trouver ces signaux pour Encelade. Ces nouveaux résultats de Cassini pourraient être la première preuve de gaz originaire soit de la surface ou probablement de l'intérieur d'Encelade," selon le Professeur Michele Dougherty, principal chercheur pour le magnétomètre de Cassini et professeur au Collège Impérial à Londres. En 1981, le vaisseau spatial Voyageur de la NASA a survolé Encelade à une distance de 90.000 kilomètres sans détecter d'atmosphère. Il est possible que la détection était au-delà des capacités de Voyageur, ou quelque chose peut avoir changé depuis ce survol.

C'est la première fois depuis que Cassini est arrivé en orbite autour de Saturne l'été dernier qu'une atmosphère a été détectée autour d'une lune de Saturne, autre que sa lune la plus grande, Titan. Encelade est une lune relativement petite. La quantité de gravité qu'elle manifeste n'est pas suffisante pour retenir une atmosphère très longtemps. Par conséquent, sur Encelade, une forte source continue est exigée pour maintenir l'atmosphère.

Le besoin d'une source si forte conduit les scientifiques à considérer des éruptions depuis la surface, comme des volcans et des geysers. Si de telles éruptions sont présentes, Encelade rejoindrait deux autres des lunes actives, Io la lune de Jupiter et Triton celle de Neptune. "Encelade pourrait être la contrepartie plus douce de Saturne à la spectaculaire Io de Jupiter," dit le docteur Fritz Neubauer, co-chercheur pour le magnétomètre de Cassini et professeur à l'Université de Cologne en Allemagne.

Depuis le survol de Voyageur, les scientifiques soupçonnaient que cette lune est géologiquement active et qu'elle est la source de l'anneau glacé E de Saturne. Encelade est l'objet le plus réfléchissant dans le Système solaire, reflétant environ 90 pour cent de la lumière du Soleil qui le frappe. Si Encelade a vraiment des volcans de glace, la haute réflectivité de la surface de la lune pourrait résulter du dépôt continu de particules de glace provenant des volcans.

Le diamètre d'Encelade est d'environ 500 kilomètres. Malgré sa petite taille, Encelade montre une des surfaces les plus intéressantes de tous les satellites glacés.

http://www.pparc.ac.uk/Nw/enceladus.asp

http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-031605.html

Deux nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2005-E87. La comète C/2005 E3 appartient au groupe de Kreutz, la comète C/2005 E4 appartient au groupe de Marsden.

C/2005 E3 (SOHO) (M. Oates)

C/2005 E4 (SOHO) (R. Kracht)

Toutes les comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ne terminent pas leur vie par un plongeon vers le Soleil. La circulaire MPEC 2005-E87 précise que la comète C/2005 E4 (SOHO) découverte par Rainer Kracht est probablement identique à C/1999 N5.

Compte tenu de la probabilité que C/1999 J6 soit identique à C/2004 V9, l'analyse des éléments orbitaux laisse à penser que C/1999 J6 se soit dédoublée d'avec C/1999 N5 près du périhélie vers le 20-22 Novembre 1993. Les comètes sont passées à 1,3-1,4 UA de Jupiter en Mai 1996.

Trois nouveaux membres faibles de ce groupe de comètes (C/1999 P6, C/1999 P8, C/1999 P9) ont été observés en Août 1999, et une comète plus brillante, C/1999 U2, a été observé le 25 Octobre 1999. Bien qu'on ne connaisse ni la chance de survie, ni la manière spécifique dont ces membres se sont développés à partir du corps parental d'origine, il semble probable qu'au moins C/1999 U2 sera réobservée pour son retour suivant au périhélie vraisemblablement dans les mois à venir. Si cette comète s'est en effet séparée de C/1999 J6 et de C/1999 N5 près du périhélie vers le 20-22 Novembre 1993, elle doit maintenant avoir une période de 5,95 ans (en résonance 2:1 avec Jupiter) et effectuer un retour au périhélie à quelques jours près vers le 08 Octobre 2005.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05E87.html  (MPEC 2005-E87)

Nouvelles du Ciel : Un concours pour la 1.000ème comète SOHO [26/01/2005]

Sur la base des spectres stellaires totalisant plus de 200 heures de temps effectif d'exposition avec le télescope VLT Kueyen de 8,2 m de Paranal (Chili), une équipe d'astronomes a fait une découverte surprenante concernant les étoiles dans l'amas globulaire géant Omega Centauri.

Il est bien connu depuis longtemps que, contrairement à d'autres amas de ce type, cet amas stellaire héberge deux populations différentes d'étoiles qui brûlent toujours de l'hydrogène en leurs centres. Une population, représentant un quart de ses étoiles, est plus bleue que l'autre.

En utilisant le spectrographe FLAMES qui convient particulièrement bien à cette sorte de travail, les astronomes ont constaté que les étoiles plus bleues contiennent plus d'éléments lourds que celles de la population plus rouge. C'était exactement à l'opposé des prévisions et ils sont arrivés à la conclusion que les étoiles plus bleues ont une surabondance d'élément léger hélium de plus de 50 %. Elles sont en fait les étoiles les plus riches en hélium jamais trouvées. Mais pourquoi en est-il ainsi ?

L'équipe suggère que l'on peut expliquer cette énigme de la façon suivante. D'abord, un grand éclat de formation d'étoiles a eu lieu au cours duquel toutes les étoiles de la population rouge ont été produites. Comme d'autres étoiles normales, ces étoiles ont transformé leur hydrogène en hélium par combustion nucléaire. Certains d'entre elles, avec des masses de 10-12 fois la masse du Soleil, ont bientôt éclaté ensuite comme des supernovae, enrichissant ainsi le milieu interstellaire dans l'amas globulaire avec de l'hélium. Ensuite, les étoiles de population bleue se sont formées de ce milieu riche en hélium.

Cette découverte inattendue fournit de nouvelles idées importantes dans la manière dont les étoiles peuvent se former dans de plus grands systèmes stellaires.

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-07-05.htm

Une nouvelle comète a été découverte le 12 Mars 2005 par R. H. McNaught (Siding Spring Survey), et confirmée les jours suivants par les observations du Mount John Observatory et du CEAMIG-REA Observatory.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2005 E2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie au 13 Avril 2006 à une distance de 3,01 UA du Soleil. La comète pourrait atteindre la magnitude 12,8. 

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05E84.html (MPEC 2005-E84)

Les observations supplémentaires indiquent désormais un passage au périhélie au 22 Février 2006 à une distance de 1,5 UA du Soleil. La comète pourrait atteindre la magnitude 9,0. 

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05F54.html (MPEC 2005-F54)

Les observations supplémentaires indiquent désormais un passage au périhélie au 23 Février 2006 à une distance de 1,5 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05H17.html (MPEC 2005-H17)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2005E2.html

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Les premières observations interférométriques à partir des deux premiers des quatre télescopes auxiliaires (AT) déplaçables de 1,8 m du VLTI (Very Large Telescope Interferometer) de l'ESO à Paranal (Chili) ont été réalisées avec succès au début de Février 2005.

Après l'installation du premier Télescope Auxiliaire (AT) en Janvier 2004, le deuxième est parvenu à la plate-forme du VLT vers la fin 2004. Rapidement, au cours de la nuit du 02 au 03 Février 2005, les deux télescopes de haute technologie ont été associés et ont rapidement réalisé avec succès des observations interférométriques.

Deux autres Télescopes Auxiliaires seront mis à la disposition des astronomes en Octobre 2005. Vers la fin 2006, Paranal sera doté de quatre Télescopes Auxiliaires opérationnels qui pourront être déplacés dans 30 positions différentes et ainsi être combinés de nombreuses manières. Ceci permettra au VLTI de fonctionner avec une énorme flexibilité, et en particulier, d'obtenir des images extrêmement détaillées d'objets célestes, avec une résolution qui correspond à la détection d'un astronaute sur la Lune.

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-06-05.html

Clyde Tombaugh (1906/1997), assistant en charge de photographier systématiquement la région du ciel susceptible d'abriter la planète transneptunienne prévue par Percival Lowell (1855/1916), a exposé des photographies de la constellation des Gémeaux (Gemini) prises sur deux nuits, les 23 et 29 Janvier, en utilisant le télescope de 330mm Abbott Lawrence de l'Observatoire Lowell (Flagstaff, Arizona). Puis, observant scrupuleusement les procédures de recherche, Tombaugh a soigneusement regardé, à l'aide d'une machine appelée "comparateur", le mouvement des objets capturés sur le film.

Clyde William Tombaugh a découvert Pluton, la neuvième planète du Système solaire, dans l'après-midi du 18 Février 1930 en examinant minutieusement une paire de clichés du ciel profond à l'Observatoire Lowell. 

La recherche par l'Observatoire Lowell d'une éventuelle neuvième planète a commencé en 1905, sous l'impulsion du fondateur de l'observatoire, Percival Lowell. Lowell étudia surtout Mars et chercha à démontrer l'existence des "canaux". Il envisagea cependant la présence d'une "planète X" au-delà de Neptune, et en indiqua l'orbite probable (1915), d'après certaines perturbations dans le mouvement d'Uranus et de Neptune. Indépendamment de Percival Lowell, William Henry Pickering (1858/1938) suggéra également l'existence d'une planète inconnue au-delà de Neptune, dont il calcula l'orbite. 

Photographiée par deux fois en 1915 et une nouvelle fois en 1919, sans qu'on l'ait remarquée sur les clichés, Pluton n'a été découverte qu'en 1930 par Clyde Tombaugh à 5° de la position prédite. En fait Pluton était trop petite pour avoir pu perturber Uranus et Neptune (le calcul de ces perturbations, fondé sur des erreurs d'observations, était d'ailleurs faux). Des anomalies dans son mouvement avaient donné à penser qu'il s'agissait d'un ancien satellite de Neptune, qui aurait échappé à l'attraction neptunienne, en frôlant Triton, autre satellite de Neptune. Cette hypothèse a été abandonnée en 1978, après la découverte en 1976 de Charon (S/1978 P1), satellite de Pluton.

 L'Observatoire Lowell a fait l'annonce officielle de la découverte de la nouvelle planète le 13 Mars 1930, jour anniversaire de la naissance de Percival Lowell. Après de nombreuses suggestions, le nom de Pluton a été choisi. La communauté astronomique de l'époque a adopté un symbole pour la planète rappelant les initiales de Percival Lowell.

Planètes et Satellites de notre Système Solaire : Pluton

http://www.klx.com/clyde/pluto.html

http://www.lowell.edu/press_room/releases/recent_releases/PL_75_rls.html

http://www.lowell.edu/online_newsletter/winter_05/

Pluton : une Planète ou gros Astéroïde ?

Au moment de sa découverte, Pluton était le seul objet connu orbitant dans le Système solaire au-delà de l'orbite de Neptune. Lorsque sa lune, Charon, a été trouvé en 1978, le statut de planète pour Pluton a été apparemment confirmé. Mais les astronomes ont depuis trouvé environ 1.000 autres petits objets glacés au-delà de Neptune. Il pourrait même y avoir plus de 100.000 de ces petits corps dans ce qu'on appelle la Ceinture de Kuiper.

Pluton présente de nombreuses caractéristiques communes avec les astéroïdes circulant au-delà de Neptune. Sa trajectoire coupe l'orbite d'une autre grande planète, Neptune, et Pluton est soumis à son influence, étant en résonance 2:3 (Pluton effectue 2 rotations autour du Soleil pendant que Neptune en fait trois). Par ailleurs, Pluton, avec son orbite allongée (e=0.246) et son plan orbital plus incliné (17°10') que les autres planètes, ressemble plus à un objet de la Ceinture de Kuiper qu'à une planète. Pluton est aussi très petite (~2.320 km), plus petite que notre satellite naturel, la Lune (3.476 km).

Cependant, Pluton est très sphérique, comme les autres planètes, et possède une atmosphère et des saisons. Mais certains gros astéroïdes présentent également un corps sphérique, et des satellites tels que Titan ont une atmosphère plus épaisse que celle de Pluton. Les récentes observations ont montré que d'autres astéroïdes possèdent aussi leurs propres satellites, tels 243 Ida ou le géocroiseur 69230 Hermès.

Nul doute maintenant parmi les astronomes professionnels ou amateurs que Pluton n'est que l'un des représentants, l'un des plus gros, des objets circulant au-delà de l'orbite de Neptune, un TransNeptunien. La découverte d'un objet d'un diamètre plus important que Pluton aurait pour conséquence une remise en cause officielle du statut de Pluton, un statut qui ne tient plus qu'à un fil depuis la découverte d'objet tels que 2002 LM 60 dénommé Quaoar (1.250 km), puis de 2004 DW (entre 1.010 et 2.260 km), et de Sedna, 2003 VB12 (entre 1.700 et 2.000 km).

Pour compliquer le débat, il n'existe pas de définition officielle pour les planètes, et la découverte d'objets importants au confins du Système solaire soulève régulièrement des questions sur le statut de ces nouveaux objets au regard de Pluton et inversement.

L'histoire nous montre qu'un déclassement ne serait pas une première, puisque lors de sa découverte en 1801 par Giuseppe Piazzi, la petite planète Cérès avait acquis le statut de "Planète" au même titre que Mars ou Jupiter. Ce n'est que 45 à 50 ans plus tard qu'en raison du nombre croissant de découverte d'objets dans la même région du ciel, que la Communauté Astronomique Internationale considéra Cérès comme l'un des membres, le plus gros, de la Ceinture Principale d'astéroïdes et Cérès fut déclassé à juste titre.

Cassini a fait maintenant quelques passages près de Titan, et la sonde Huygens de l'ESA a débarqué sur sa surface, aussi la plus grande lune de Saturne commence à révéler ses secrets. Les scientifiques impliqués dans la mission ont récemment publié certains de leurs résultats dans le journal Nature. Certaines de leurs visions incluent la découverte d'un long fleuve, de 1.500 kilomètres de long, et la preuve que des vents soufflent sur Titan plus rapidement que la lune tourne. Le climat semble tourner autour du méthane liquide, lequel peut s'écouler dans des fleuves, tomber en pluie, et se rassembler en vastes lacs.

La plus grande et brumeuse lune de Saturne, Titan, a une surface formée en grande partie par des processus de tectonique, d'érosion, de vents et peut-être du volcanisme, comme sur Terre.

http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=551

Les astronomes ont fait un pas important dans l'établissement d'un poids limite pour les étoiles.

Au moyen du télescope spatial Hubble, les astronomes ont mesuré directement pour la première fois dans notre galaxie de la Voie lactée que les étoiles ont une grandeur limite à leur formation. En étudiant le plus dense amas d'étoiles connu dans notre galaxie, l'amas Arches situé à 25.000 années-lumière dans la constellation du Sagittaire (Sagittarius), les astronomes ont déterminé que les étoiles ne sont pas créées au-delà d'environ 150 fois la masse de notre Soleil, ou 150 masses solaires.

http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/05/text/

En utilisant l'instrument IRAC (Infrared Array Camera) à bord du télescope spatial Spitzer, les astronomes ont cherché des galaxies rouges éloignées dans le HDFS (Hubble Deep Field South), une région du ciel austral précédemment observée par le télescope spatial Hubble.

Leur recherche a été couronnée de succès. Les images d'IRAC ont montré environ une douzaine de galaxies très rouges se cachant aux distances de 10 à 12 milliards d'années-lumière. Ces galaxies ont existé lorsque l'Univers avait seulement de 1/5ème de son âge actuel de 14 milliards d'années. L'analyse a montré que les galaxies exhibent une large gamme de propriétés.

L'équipe a été particulièrement étonnée de trouver une génération curieuse de galaxies jamais vue auparavant à une si jeune étape dans l'Univers, des vieilles galaxies rouges qui avait complètement arrêté la formation de nouvelles étoiles. Ces galaxies avaient rapidement formé grands nombres d'étoiles beaucoup plus tôt dans l'histoire de l'Univers, soulevant des questions sur les causes de cette mort si tôt.

L'existence non prévue de telles galaxies rouges et mortes si tôt dans le temps défie les théoriciens.

http://cfa-www.harvard.edu/press/pr0508.html

La petite planète Pallas sera en opposition le 27 Mars 2005, visible à la magnitude 7.1 dans la constellation de la Vierge (Virgo) où elle se trouve depuis la fin 2004. C'est vers le 04 Avril que l'astéroïde rejoindra la constellation de la Chevelure de Bérénice (Coma Berenices) où il séjournera jusqu'au début Août 2005. 

Au cours des mois de Février et Mars 2005, Pallas sera très brillant et atteindra la magnitude 7.1 dès la mi-Mars, quelques jours avant son opposition. Cependant, compte tenu de la présence de la Pleine Lune au moment le plus favorable (PL le 25), on tentera d'observer la petite planète de préférence dès le début de Mars ou au début d'Avril en profitant de l'absence dans le ciel de l'astre lunaire.

Page Spéciale : ../2005-pallas.htm

Au cours du survol au raz de la Terre le 04 Mars, les caméras de navigation de Rosetta ont capturé des images en regardant vers le bas et en avant. Alors que les formations de nuages, les côtes et les continents sont clairement visibles, la meilleure photo montre la Lune se levant au-dessus du Pacifique, prise lorsque le vaisseau se dirigeait loin de notre planète et partait dans l'espace. 

Ces images ont été enregistrées avant et après l'approche au plus près vers 22h00 UTC. Pendant ce temps, le vaisseau spatial maintenait une orientation constante (face à la Lune) de sorte que les premières vues regardent presque directement vers le bas, la côte est des Etats-Unis, alors que les vues ultérieures, et l'impressionnant lever de Lune, ont été prises au-dessus du Pacifique. L'approche au plus près est survenu à 22h09 UTC à une altitude de 1954,74 km lorsque Rosetta était au-dessus du Pacifique, à l'ouest du Mexique.

Toutes les images ont été enregistrées en 1024 x 1024pixels et couvrent un champ visuel (FoV) de 5 degrés X 5 degrés.

La première image montre la Lune montant au-dessus du Pacifique à 22h06 UTC, juste trois minutes avant le point de l'approche au plus près.

L'image ci-dessous a été prise à 21h57 UTC (avant la photo de lever de Lune) quand Rosetta passait au-dessus de la côte est des Etats-Unis près de Norfolk, VA.

Crédit : European Space Agency, ESA

L'image suivante ci-dessous a été prise à 21h59 UTC et montre des formations de nuages au-dessus de la partie sud des montagnes appalachiennes (Appalachian Mountains).

Crédit : European Space Agency, ESA

L'image finale (ci-dessous) a été prise à de 22h08 UTC (deux minutes après la photo de lever de Lune) et montre la Lune avec plusieurs artefacts à expositions dus aux particules chargées frappant le capteur CCD (charge-coupled device) de la caméra de la sonde. Cette image a été artificiellement éclairée pour mieux montrer la Lune foncée sur le fond noir de l'espace.

Crédit : European Space Agency, ESA

http://www.esa.int/export/esaCP/SEMUHOD3M5E_Expanding_0.html

Une nouvelle comète a été découverte le 03 Mars 2005 par A. F. Tubbiolo au Stewart Observatory de Kitt Peak, dans le cadre du programme Spacewatch, et confirmée par de nombreux observateurs.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2005 E1 (Tubbiolo) indiquent un passage au périhélie au 15 Novembre 2006 à une distance de 1,66 UA du Soleil. La comète pourrait atteindre la magnitude 12. 

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05E35.html (MPEC 2005-E35)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 05 Février 2005 à une distance de 4,3 UA du Soleil, avec une période de 20 ans. La comète prend la dénomination de P/2005 E1 (Tubbiolo) .

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05F37.html (MPEC 2005-F37)

Les nouvelles observations de P/2005 E1 (Tubbiolo) indiquent un passage au périhélie au 11 Mars 2005 (mag 19,1) à une distance de 4,4 UA du Soleil, avec une période de 19,6 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05G08.html (MPEC 2005-G08)

De nouvelles observations de P/2005 E1 (Tubbiolo) indiquent un passage au périhélie au 09 Mars 2005 (mag 19,1) à une distance de 4,4 UA du Soleil, avec une période de 19,5 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05G33.html (MPEC 2005-G33)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 14 Mars 2005 à une distance de 4,4 UA du Soleil, avec une période de 19,4 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05J37.html (MPEC 2005-J37)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2005E1.html

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Les astronomes à l'aide du télescope de XMM-Newton de l'Agence européenne de l'espace ont découvert que l'observation de la planète géante Jupiter peut en fait leur donner une vision de l'activité solaire du côté opposé du Soleil ! Dans la recherche rapportée dans l'édition la plus récente de Geophysical Research Letters, ils ont découvert que la lueur des rayons X de Jupiter est due aux rayons X du Soleil reflétés par l'atmosphère de la planète.

http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=36688

Après avoir frôlé la Terre en passant à 1954 km le 04 Mars 2005, Rosetta a tourné ses caméras de navigation en direction de notre planète et a enregistré une série d'images en noir et blanc.

Ces images ont été enregistrées par la caméra de navigation 1 entre 12h47 et 13hh08 UTC, le 05 Mars, avec un temps d'intégration entre 0,01 et 0,05 secondes. Les images montrent un champ de vision (FoV) de 4 degrés x 4 degrés.

Crédit : European Space Agency, ESA

A ce moment, Rosetta s'envolait de la Terre ayant achevé la veille le survol le plus proche jamais exécuté par une mission de l'ESA. En bas se trouve l'Antarctique et au-dessus on peut voir l'Amérique du Sud. Les côtes sont les plus visibles dans la première image.

http://www.esa.int/esaCP/SEMV5LD3M5E_FeatureWeek_0.html

Communiqué de Presse de l'ESA N° 13-2005

Le passage de la sonde Rosetta au plus près de la Terre, le 4 mars 2005, marque une première dans l'histoire des survols de notre planète par des véhicules spatiaux de l'ESA. La Terre, agissant comme un tremplin gravitationnel sur la sonde, lui a donné une accélération essentielle pour poursuivre son voyage de dix ans et 7,1 milliards de kilomètres vers la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko. C'est à 22h09mn14sec GMT que Rosetta, poursuivant sa course à la vitesse de 38 000 km/h, est passée au plus près de notre planète, survolant l'océan Pacifique, à l'ouest du Mexique, à 1954,74 km d'altitude.  

Au cours de la traversée du système Terre-Lune, les contrôleurs au sol ont pu tester le mode « survol d'astéroïdes » (AFM) de la sonde en se servant de la Lune comme d'un astéroïde « factice », dans la perspective du survol de deux vrais astéroïdes : Steins en 2008 et Lutetia en 2010. Les essais du mode AFM ont démarré à 23h01 GMT et se sont poursuivis pendant neuf minutes durant lesquelles les deux caméras de navigation embarquées ont réussi à se « caler » sur la Lune pour permettre l'ajustement automatique de l'attitude de la sonde.

Avant et après ce survol, les caméras ont également acquis une série d'images de la Lune et de la Terre. Ces données, téléchargées ce matin en vue de leur traitement au sol, devraient être disponibles le 8 mars.

D'autres instruments embarqués ont également été mis sous tension, notamment le spectromètre imageur dans l'ultraviolet ALICE, le spectromètre de cartographie dans le visible et l'infrarouge VIRTIS et l'instrument hyperfréquence MIRO, qui permettront aux ingénieurs de réaliser des essais d'ordre général ainsi que des opérations d'étalonnage en prenant pour cibles la Terre et la Lune.

Ce passage à proximité de la Terre a pour effet de propulser Rosetta en direction de Mars, dont le survol est prévu le 26 février 2007. La sonde se dirigera ensuite à nouveau vers la Terre pour quatre nouvelles manœuvres gravitationnelles (trois fois au niveau de la Terre et une fois au niveau de Mars), avant d'atteindre 67P/Churyumov-Gerasimenko en 2014. Arrivée à destination, la sonde se mettra en orbite autour de la comète et larguera le module d'atterrissage Philae.

Ces manœuvres de survol sont indispensables pour accélérer la sonde et lui imprimer à terme une vitesse égale à celle de la comète qu'elle doit rejoindre. Elles permettent de réaliser des économies d'ergols, puisque l'accélération est obtenue en tirant parti de l'attraction gravitationnelle des planètes.

Le survol d'hier intervient un an et deux jours après le lancement de la sonde. Il offre une première occasion, au cours de ce périple de plusieurs années, de procéder à des opérations d'étalonnage des instruments et de collecte de données.

Dans trois mois, le 4 juillet, Rosetta sera bien placée pour réaliser des observations et recueillir des données à l'occasion du spectaculaire événement programmé pour la mission Deep Impact de la NASA. Ce jour-là, en effet, la sonde américaine lancera un projectile de 380 kg en direction de la comète Tempel-1; ce projectile doit pénétrer dans le « sol » de la comète et transmettre des données sur sa structure interne. Certains instruments de Rosetta, parmi lesquels ALICE, devraient pouvoir apporter une contribution majeure à cette mission américaine.

Rosetta est la première sonde conçue pour se placer en orbite autour d'une comète et larguer un module qui devra atterrir sur celle-ci. Equipée de 11 instruments scientifiques, elle sera la première à explorer une comète de très près sur une longue durée. Lorsque la sonde aura rejoint 67P/Churyumov-Gerasimenko, en 2014, et entamé sa course en orbite autour de ce corps céleste, le petit module Philae s'en détachera et ira se poser sur le noyau glacé de la comète. Pendant environ un an, l'orbiteur continuera à décrire sa ronde autour de la comète à mesure que celle-ci se rapprochera du Soleil, et il restera six mois de plus en orbite au-delà du périhélie (passage au plus près du Soleil). L'exploration des comètes doit nous livrer des données fondamentales pour mieux comprendre l'origine de notre système solaire, car ces objets célestes sont les plus primitifs de ce système et leur composition chimique a peu varié depuis leur formation. Rosetta nous aidera à reconstituer l'histoire de notre Univers proche.

 http://www.esa.int/export/esaCP/Pr_13_2005_p_FR.html

En route pour son survol de la Terre, Rosetta a tourné sa caméra de navigation vers la Lune, illuminée par le Soleil. La première image a été prise le 04 Mars à 12H20 UTC, lorsque Rosetta était à 445.988 km de la surface de la Lune, la deuxième a été prise 2 heures et 50 minutes plus tard (à 15h10m UTC) depuis une distance de 428.061 km. Le passage au plus près de la Terre de la sonde Rosetta a lieu le 04 Mars à 22H10 UTC à 1.954 km au-dessus de l'Océan Pacifique.

La Lune vue par Rosetta à 12h20 UTC

Crédit : European Space Agency, ESA/ESOC

http://www.esa.int/export/esaCP/SEMVSID3M5E_index_0.html

L'héliosphère, ce « bouclier » qui protège le système solaire des particules venant de l'extérieur, est « cabossé ». C'est ce que des chercheurs du CNRS ont montré en analysant les données recueillies par le satellite SOHO, de l'Agence spatiale européenne. Ils en ont déduit la direction du « coup » porté par son adversaire, le champ magnétique galactique. Autre retombée : ils ont compris les signaux envoyés par la sonde Voyageur 1, actuellement dans la zone déformée du bouclier.

 http://www2.cnrs.fr/presse/communique/633.htm

L'instrument ACS du télescope spatial Hubble a été utilisé pour montrer une galaxie éloignée courant au désastre en raison de son approche vers d'autres galaxies. Déjà l'interaction force la formation abondante d'étoiles dans la petite galaxie. En fin de compte, elle sera déchiquetée.

Sous l'emprise de la gravité d'un grand amas de galaxies, l'amas de Fornax, la petite galaxie bleuâtre NGC 1427A plonge la tête la première dans l'amas à la vitesse de 600 kilomètres par seconde.

Les amas de galaxies, comme l'amas de Fornax, contiennent des centaines ou même des milliers de galaxies différentes. Dans l'amas de Fornax, il y a une quantité considérable de gaz se trouvant entre les galaxies. Lorsque le gaz dans NGC 1427A se heurte au gaz de Fornax, il est comprimé au point qu'il commence à s'effondrer sous sa propre pesanteur. Ceci conduit à la formation de la myriade de nouvelles étoiles vues à travers NGC 1427A, qui donnent à la galaxie une forme globale en pointe de flèche qui semble se diriger dans la direction du mouvement à grande vitesse de la galaxie. Les forces de marée des galaxies voisines dans l'amas peuvent également jouer un rôle dans le déclenchement de formation d'étoiles sur une si grande échelle.

NGC 1427A ne survivra pas longtemps comme galaxie identifiable en passant à travers l'amas. Dans le milliard d'années à venir, elle sera complètement perturbée, déversant ses étoiles et le gaz restant dans l'espace intergalactique dans l'amas de Fornax.

http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/09/image/a

http://space.com/scienceastronomy/hubble_destruction_050303.html

Une équipe internationale d'astronomes a déterminé exactement le rayon et la masse de la plus petite étoile au coeur brûlant connue jusqu'à présent.

Les observations ont été exécutées en Mars 2004 avec le spectrographe FLAMES sur le télescope VLT Kueyen de 8,2 m de l'ESO à l'Observatoire de Paranal (Chili). Elles font partie d'un vaste programme visant à mesurer les vitesses radiales précises de soixante étoiles pour lesquelles une baisse provisoire de brillance a été détectée au cours de la surveillance OGLE.

Les astronomes constatent que la baisse vue dans la courbe de lumière de l'étoile connue sous le nom de OGLE-TR-122 est causée par un très petit compagnon stellaire (OGLE-TR-122b), éclipsant cette étoile semblable au Soleil une fois tous les 7.3 jours (7 jours 6 heures et 27 minutes).

Ce compagnon est 96 fois plus lourd que la planète Jupiter, mais seulement 16 % plus grand. C'est la première fois que des observations directes démontrent que des étoiles moins massives d'un dixième de la masse solaire sont presque de la même taille que des planètes géantes. Ce fait devra évidemment être pris en compte pendant la recherche actuelle d'exoplanètes en transit.

En supplément, les observations avec le VLT (Very Large Telescope) ont conduit à la découverte de sept nouveaux couples en éclipse, les étoiles de ces refuges avec des masses en-dessous d'un tiers de la masse du Soleil, une vraie aubaine pour les astronomes.

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-05-05.html

Des astronomes du Sweet Briar College et du Naval Research Laboratory ont détecté une puissante nouvelle source radio passagère dont les propriétés uniques suggèrent la découverte d'une nouvelle classe d'objets astronomiques. Les chercheurs ont surveillé le centre de la galaxie de la Voie lactée pendant plusieurs années et indiquent leurs résultats dans l'édition du 03 Mars 2005 du journal Nature.

La découverte est survenue après l'analyse d'observations complémentaires de 2002 fournies par des chercheurs de la Northwestern University. Une image du Centre galactique, faite en rassemblant les ondes hertziennes d'un mètre de longueur d'ondes, a révélé de multiples éclats de la source au cours d'une période de sept heures du 30 Septembre au 01 Octobre 2002, cinq éclats en fait, se répétant à intervalles remarquablement constants.

L'équipe a contrôlé le centre Galactique pour des nouvelles sources passagères et pour la variabilité dans environ 250 sources connues, mais les cinq éclats de la nouvelle source radio, nommée GCRT J1745-3009, étaient de loin les plus puissants vus. Les cinq éclats étaient de brillance égale, avec chacun une durée d'environ 10 minutes et une apparition toutes les 77 minutes.

La source des éclats est passagère et n'a pas été détectée depuis 2002 et n'est pas non plus présente sur les images précédentes.

Bien que la nature exacte des objets reste un mystère, les membres de l'équipe croient actuellement que GCRT J1745-3009 est le premier membre d'une nouvelle classe d'objets ou un mode inconnu d'activité d'une classe de source connue.

http://www.nrl.navy.mil/pressRelease.php?Y=2005&R=14-05r

Jupiter montre d'intenses émissions de rayons X liées aux aurores dans ses régions polaires. La surveillance prolongée par Chandra a prouvé que les rayons X des aurores sont provoqués par des particules fortement chargées se brisant dans l'atmosphère au-dessus des pôles de Jupiter.

Les particules chargées étaient principalement des ions d'oxygène et d'autres éléments qui ont été dépouillés de la plupart de leurs électrons, ce qui implique que les ions ont été accélérés à de hautes énergies dans un environnement de multimillions de volts au-dessus des pôles de la planète. De telles tensions élevées indiquent que la cause des aurores de Jupiter est différente des aurores produites sur Terre ou sur Saturne.

Crédit : Illustration: CXC/M.Weiss

Le schéma d'accompagnement illustre comment l'activité aurorale exceptionnellement fréquente et spectaculaire de Jupiter se produit. Le fort champ magnétique tournant rapidement autour de Jupiter (en lignes bleu-clair) produit de forts champs électriques dans l'espace autour de la planète. Les particules (points blancs) de la lune volcanique active de Jupiter, Io, dérivent à l'extérieur pour créer un énorme réservoir d'électrons et d'ions. Ces particules chargées, emprisonnées dans le champ magnétique de Jupiter, sont continuellement accélérées (particules dorées), descendant dans l'atmosphère au-dessus des régions polaires, ainsi les aurores sont presque toujours en activité sur Jupiter.

Des tensions électriques d'environ 10 millions de volts, et des courants de 10 millions d'ampères, cent fois plus grands que les éclairs de foudre les plus puissants, sont exigés pour expliquer les aurores, qui sont mille fois plus puissantes que celles sur Terre.

Sur Terre, les aurores sont déclenchées par les tempêtes solaires de particules énergiques, qui dérangent le champ magnétique de la Terre. Comme montré par l'aspect en flèche dans l'illustration, les rafales des particules du Soleil tordent également le champ magnétique de Jupiter, et occasionnellement produisent des aurores.

http://chandra.harvard.edu/photo/2005/jupiter/

En combinant des observations du VLT (Very Large Telescope) et de l'Observatoire XMM-Newton de rayons X, les astronomes ont découvert la structure la plus éloignée et la plus massive jusqu'à présent dans l'Univers. C'est un amas éloigné de galaxies, dénommé XMMU J2235.3-2557, qui s'avère peser autant que plusieurs milliers de galaxies comme la Voie lactée, situé à moins de 9 milliards d'années-lumière.

Les images du VLT révèlent qu'il contient des galaxies elliptiques et rougeâtres, c'est-à-dire vieilles. D'une façon intéressante, l'amas lui-même semble être dans un état très avancé de développement. Il doit donc s'être formé lorsque l'Univers était âgé de moins d'un tiers de son âge actuel. La découverte d'une structure si complexe complètement développée si tôt dans l'histoire de l'Univers étonne fortement. En effet, jusqu'à récemment, on l'aurait même considéré comme impossible.

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-04-05.html

http://sci.esa.int/jump.cfm?oid=36646

Au moyen de l'instrument MIPS (Multiband Imaging Photometer for Spitzer) du télescope spatial Spitzer, une équipe d'astronomes a découvert 31 galaxies cachées par de gigantesques nuages de poussières. L'équipe a d'abord parcouru une partie du ciel de nuit à la recherche de galaxies invisibles. L'équipe a comparé les milliers de galaxies vues dans ces données en infrarouge avec les images optiques de champ profond obtenues depuis le sol terrestre par le NOAO (National Optical Astronomy Observatory). Cela a conduit à l'identification de 31 galaxies pouvant seulement être vues par le Spitzer.

De nouvelles observations au moyen du spectrographe infrarouge du Spitzer ont révélé la présence de poussières de silicate dans 17 de ces 31 galaxies. Leur distance à la Terre est d'environ 11 milliards d'années-lumière.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-08/release.shtml

http://www.eurekalert.org/pub_releases/2005-03/cuns-sst030105.php

Une nouvelle comète découverte sur les images transmises par le satellite SOHO a été mesurée et annoncée par la circulaire MPEC 2005-E01. La comète C/2005 D1 n'appartient à aucun groupe connu.

C/2005 D1 (SOHO) (Hua Su, Xing Gao)

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05E01.html (MPEC 2005-E01)

Nouvelles du Ciel : Un concours pour la 1.000ème comète SOHO [26/01/2005]