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Nouvelles du Ciel de Mars 2006 |
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Nouvelles du Ciel de Mars 2006 |
Objectif en vue pour la sonde Venus Express de l'ESA
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Communiqué de Presse de l'ESA N°12-2006
À l’issue d’un périple de 400 millions de kilomètres à l’intérieur de notre système solaire, parcourus en cinq mois depuis son lancement le 9 novembre 2005, la sonde Venus Express de l’ESA va atteindre le 11 avril son objectif : la planète Vénus.
Au Centre européen d'opérations spatiales (ESOC) de l’ESA à Darmstadt (Allemagne), les contrôleurs de la mission se préparent activement à intervenir car l’insertion sur l’orbite de Vénus va s’accompagner de toute une série de commandes à distance, d’allumages de moteur et de manœuvres. Ces interventions seront nécessaires afin de réduire d’environ 15 % la vitesse relative de 29 000 km/h que la sonde aura juste avant le premier allumage, et lui donner alors une vitesse d’entrée permettant sa capture en orbite autour de Vénus.
La sonde devra allumer son moteur principal pendant 50 minutes afin de pouvoir décélérer et se placer sur une orbite très elliptique autour de Vénus. L’essentiel de ses 570 kg d’ergols embarqués sera consommé à cette occasion. Ses panneaux solaires seront positionnés de manière à réduire tout risque de charge mécanique excessive durant l’allumage du moteur.
Au cours des jours suivants, il sera procédé à un certain nombre d’allumages supplémentaires afin d’abaisser l’apogée de l’orbite et de contrôler son périgée. L’objectif étant de parvenir à une orbite de 24 heures autour de Vénus début mai.
Les opérations d’injection sur l’orbite de Vénus pourront être suivies en direct dans les différents établissements de l’ESA, l’ESOC faisant fonction de centre de coordination et d’information. Dans tous les établissements, des spécialistes de l’ESA seront disponibles pour des entretiens.
ESA TV couvrira cet événement en direct depuis l’ESOC. La transmission en direct sera non cryptée. Les radiodiffuseurs trouveront l’ensemble des détails concernant les différentes liaisons satellite sur le site http://television.esa.int
Cet événement sera couvert sur Internet à l’adresse suivante : venus.esa.int.
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Comète P/2006 F4 (Spacewatch)
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Une nouvelle comète, de magnitude 20, a été découverte sur les images Spacewach prises le 26 Mars 2006 par R. S. McMillan et M. T. Read. Les éléments orbitaux préliminaires indiquent un passage au périhélie au 15 Avril 2006 à une distance de 2,3 UA, et une période de 6,9 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 03 Mai 2006 à une distance de 2,3 UA du Soleil, avec une période de 6,6 ans.
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Comètes SOHO : C/2006 E2, F3
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Deux nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2006-F50.
C/2006 E2 (SOHO) (R. Matson) C/2006 F3 (SOHO) (T. Hoffman)
Ces comètes appartiennent au groupe de Marsden.
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Minuscules lunes dans les anneaux de Saturne
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Une nouvelle classe de mini-lunes a été découverte à l'intérieur des anneaux de Saturne. Ces minuscules lunes sont d'environ 100 mètres de large et il pourrait bien y avoir 10 millions de ces objets dans un seul des anneaux de Saturne. Les scientifiques se demandent depuis des années si les anneaux de Saturne sont le résultat du démantèlement d'un plus grand objet en raison de la gravité de Saturne il y a des millions d'années ou sont les restes du disque de matières à partir duquel Saturne et ses lunes se sont formées.
Ces mini-lunes pourraient apporter une réponse à la question.
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L'éclipse depuis l'espace
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Comme prévu, la Lune est passée devant le Soleil le 29 Mars, et les observateurs d'Afrique, du Moyen Orient et de l'Asie ont assisté à une éclipse totale de Soleil. Mais les astronautes embarqués pour une mission de six mois sur la Station Spatiale Internationale ont vu l'éclipse sous un autre angle : depuis l'espace. Ils ont vu la Lune cacher le Soleil, mais ils ont pu voir également l'ombre recouvrir la Terre au-dessous d'eux.
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Envisat voit l'ombre de l'éclipse au-dessus de l'Afrique
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Le satellite Envisat a capturé le chemin de la totalité coupant à travers le nord-ouest du Nigeria, le 29 Mars 2006.
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Comètes SOHO : C/2006 A4, A5, A6, A7, B2, B3, B4
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Sept nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2006-F43 et MPEC 2006-F43.
C/2006 A4 (SOHO) (R. Matson) C/2006 A5(SOHO) (T. Hoffman) C/2006 A6(SOHO) (T. Hoffman) C/2006 A7 (SOHO) (S. Farmer) C/2006 B2(SOHO) (H. Su) C/2006 B3 (SOHO) (R. Kracht) C/2006 B4 (SOHO) (H. Su)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz sauf la comète C/2006 B4 qui appartient au groupe de Meyer.
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Eclipse Totale de Soleil du 29 Mars 2006
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L'éclipse totale du 29 Mars 2006 est visible depuis l'Afrique, la Turquie et l'Asie.
L'éclipse débute au nord-est du Brésil lorsque l'ombre atteint le sol de la Terre à 08h36 UTC.
L'ombre traverse rapidement l'Océan Atlantique, et après avoir croisé l'équateur terrestre, aborde le continent africain en rencontrant la côte du Ghana à 09h08 UTC. Le Togo reçoit la visite de l'ombre à 09h14 UTC. Deux minutes plus tard au Bénin, les habitants de la capitale Porto-Novo assistent à une éclipse partielle de magnitude 0.985. Continuant vers le nord-est, l'ombre pénètre au Nigeria à 09h21 UTC. Il ne faut que 16 minutes pour que l'ombre traverse l'ouest du Nigeria avant d'entrer au Niger à 09h37 UTC.
Au cours de l'heure suivante, l'ombre traverse certains endroits les plus isolés et les plus désertiques de la planète. Lorsque l'ombre atteint le nord du Niger, à 10h05 UTC, elle entre brièvement dans l'extrême nord-ouest du Tchad avant de traverser la Libye du sud au nord.
Le maximum de l'éclipse totale se produit à 10h11m18s UTC lorsque l'axe de l'ombre lunaire passe à 0.3843 rayon terrestre au nord du centre de notre planète (gamma=0,3843). La magnitude est de 1,0515, c'est-à-dire que le diamètre apparent du disque lunaire est 1,0515 fois plus grand que celui du disque solaire. La totalité atteint sa valeur maximale de 4 minutes 07 secondes sur la ligne de centralité à la latitude 23°09,2' Nord et à la longitude 16°43,7' Est. Cette éclipse centrale totale est la plus longue depuis le 21 Juin 2001.
Continuant sa course vers le nord-est, l'ombre croise le centre de la Libye et atteint la côte méditerranéenne à 10h40 UTC. L'extrême nord-ouest de l'Egypte connaît alors une éclipse totale d'une durée de 3 minutes 58 secondes.
Traversant la Méditerranée entre la Crète et Chypre, l'ombre atteint la côte sud de la Turquie à 10h54 UTC. Les habitants de la ville côtière d'Antalya, située à 50 km au nord-ouest de la ligne de centralité, peuvent assister à une éclipse totale de 3 minutes 11 secondes, tandis que ceux situés sur la ligne de centralité l'observent 35 secondes de plus. Les habitants de Konya, située à 25 km du centre de la trajectoire, profitent de 3 minutes 36 secondes d'obscurcissement total du Soleil, à 10h58 UTC.
A 11h10 UTC, l'axe central de l'ombre atteint la Mer Noire. Après avoir longé la côte de la Turquie pendant six minutes, l'ombre rencontre la côte ouest de la Géorgie. Pénétrant ensuite en Russie, puis survolant la partie nord de la Mer Caspienne, l'ombre arrive au Kazakhstan. Au cours des dix-sept minutes restantes, l'ombre accélère rapidement en traversant l'Asie centrale. Elle traverse le nord du Kazakhstan, entre une seconde fois en Russie avant de quitter la surface de la Terre au coucher du Soleil le long de la frontière nord de la Mongolie à 11h48 UTC.
En 3 heures et 12 minutes, l'ombre produite par la passage de la Lune devant le Soleil a parcouru approximativement 14.500 km à la surface de la Terre, recouvrant de son voile 0,41% de la superficie de notre planète.
Une éclipse partielle plus ou moins importante visible de part et d'autre de la bande de centralité est observable en Europe, sur les deux tiers nord de l'Afrique, dans le Proche et Moyen-Orient, en Asie Centrale, et dans une partie de la Russie et de la Chine.
A Paris, l'éclipse partielle débute à 09h30 UTC pour finir à 11h26 UTC. Le Soleil sera éclipsé par la Lune sur un peu plus de 33 pour cent au moment du maximum à 10h32 UTC.
ATTENTION : L'observation d'une éclipse partielle nécessite l'emploi de protections telles que "lunettes éclipse" ou de filtres en cas d'observations avec des instruments photographiques ou astronomiques. ../recomm.htm
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Libya Montes
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Les nouvelles images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montrent la région de Libya Montes, au sud du bassin d'impact Isidis Planitia, sur Mars.
Le HRSC a obtenu ces images au cours de l'orbite 922 avec une résolution au sol d'approximativement 14.3 mètres par pixel aux latitudes équatoriales près de la longitude 81° Est.
Les images montrent les parties centrales d'une vallée de 400 kilomètres de long qui a été taillée en surface il y a environ 3500 millions d'années.
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Le télescope Antares ouvre les yeux vers le ciel
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La première ligne de détection
du télescope à neutrinos Antares, immergée
à 2 500 mètres de profondeur, a été
reliée par le robot téléopéré
Victor 6000 de l'Ifremer à la station à terre de La
Seyne-sur-Mer (Var), le jeudi 2 mars à 12 h 11. Quelques
heures plus tard, Antares ouvrait pour la première fois ses
yeux vers le ciel et détectait ses premiers muons. Cette
liaison marque la naissance effective du détecteur Antares,
le premier télescope à neutrinos de haute énergie
en mer profonde dans l'hémisphère nord. Cet évènement
récompense une décennie d'efforts d'une vingtaine
de laboratoires européens, parmi lesquels le CEA/Dapnia et
des laboratoires du CNRS/IN2P3, instigateurs du projet en 1996.
Le télescope Antares est un détecteur de neutrinos qui a deux objectifs majeurs : l'astronomie de haute énergie et la recherche de la matière noire.
Les neutrinos interagissent très peu avec la matière. Leur détection est donc un défi qu'il n'est possible de relever qu'avec d'immenses détecteurs, protégés du rayonnement cosmique qui bombarde constamment tout site terrestre et représente un important et continu bruit de fond. Installé au large de Toulon (Var), Antares est protégé de ce rayonnement par le blindage naturel des 2 500 mètres de hauteur d'eau de mer. Des photodétecteurs, les yeux d'Antares, utilisent un grand volume d'eau de mer pour observer le sillage très faiblement lumineux produit par les muons « montants ». Ces derniers résultent de l'interaction avec la croûte terrestre des neutrinos ayant traversé la Terre. Cette observation est rendue possible grâce à l'obscurité totale qui règne à ces profondeurs abyssales. Antares observe donc le ciel de l'hémisphère sud au travers du globe terrestre, incluant le centre galactique, siège de phénomènes énergétiques intenses.
Les photodétecteurs se répartissent par groupe de trois le long de câbles ombilicaux de 450 mètres de haut, destinés au transport des signaux et de l'énergie. Au total, 900 « yeux » répartis sur 12 lignes scruteront l'Univers d'ici à fin 2007, occupant une surface d'environ 200 m x 200 m au sol. Chaque ligne est reliée à une boîte de jonction à partir de laquelle s'étire un câble électro-optique de 40 kilomètres qui aboutit à la station à terre de l'institut Michel Pacha, à La Seyne-sur-Mer. Le déploiement du télescope Antares bénéficie de la logistique et de l'expertise de l'Ifremer.
En outre, Antares constitue une infrastructure scientifique sous-marine multidisciplinaire permanente qui enregistre différentes données : océanographiques - incluant l'observation du milieu marin en mer profonde ainsi que les phénomènes de bioluminescence - et géophysiques. Ainsi un sismographe y enregistre les secousses de la planète depuis un an.
Antares a pour objectif l'observation de phénomènes cosmiques de haute énergie. Ces dernières décennies, l'astronomie a permis de découvrir de nombreux objets, dont certains sont le siège de phénomènes cataclysmiques, émetteurs de photons, de particules chargées et de neutrinos de très haute énergie. Cependant les photons sont absorbés par la matière, ce qui limite la profondeur d'espace pouvant être observé, et les particules chargées d'énergie pas trop élevée sont déviées par les champs magnétiques galactiques et extragalactiques, ce qui rend l'observation des sources ponctuelles, et donc l'astronomie, très difficile. En revanche, les neutrinos cosmiques sont des particules élémentaires qui interagissent faiblement avec la matière. Ils parcourent donc de longues distances dans l'Univers sans être absorbés par les milieux intergalactiques, se propageant en ligne droite depuis le cœur des accélérateurs cosmiques sans être déviés. Ils permettent ainsi de sonder l'univers lointain et d'étudier les sources à l'origine des rayonnements cosmiques de très haute énergie.
Antares pourrait également observer des neutrinos de plus basse énergie issus de l'accumulation de matière noire au centre de la Terre, du Soleil ou de notre galaxie. Mis en évidence il y a 70 ans, le problème de la matière noire constitue aujourd'hui une des questions majeures de la cosmologie. Nous ignorons encore ce qui compose 95 % de notre Univers ! La nature de la matière et de l'énergie manquante est complètement inconnue, mais pourrait être en partie constituée d'une particule élémentaire massive appelée wimp (weakly interacting massive particle), ou encore « particule lourde interagissant faiblement avec la matière ». La théorie physique dite de la « supersymétrie » en prédit l'existence, encore non vérifiée. Ces particules s'accumuleraient au centre d'objets massifs comme la Terre, le Soleil… Étant à la fois particule et anti-particule, les wimps finiraient par s'annihiler en produisant une bouffée d'énergie et de particules, dont des neutrinos.
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Comète C/2006 F2 (Christensen)
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Une nouvelle comète a été découverte par E. J. Christensen (Mt. Lemmon Survey) le 23 Mars 2006, et confirmée par des observations ultérieures. L'objet a également été retrouvé sur des images prises le 27 Février 2006 par R. S. McMillan (Steward Observatory).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 F2 (Christensen) indiquent un passage au périhélie au 17 Mars 2006 à une distance de 4,2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 31 Mars 2006 à une distance de 4,3 UA du Soleil, et une période de 43,2 ans.
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Premières images de Mars Reconnaissance Orbiter
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Cette vue montre une partie de la première image haute résolution de Mars prise par l'instrument HiRISE embarqué sur Mars Reconnaissance Orbiter. Le vaisseau spatial, lancé le 12 Août 2005, s'est mis en orbite autour de Mars le 10 Mars 2006. L'image est celle d'un secteur dans les montagnes méridionales des latitudes moyennes de Mars.
HiRISE a pris cette première image test depuis son orbite le 24 Mars 2006, à une altitude de 2.489 kilomètres, avec une résolution de 2,49 mètres par pixel. Les plus petits objets de forme discernable sont d'environ trois pixel de large. Une image acquise à cette latitude pendant la phase scientifique principale de Mars Reconnaissance Orbiter, commençant en automne 2006, serait prise d'une altitude d'environ 280 kilomètres et aura une résolution de 28 centimètres par pixel.
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Lieux de naissance des étoiles
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Une équipe d'astronomes a produit la carte la plus claire jusqu'à présent des nuages géants dans la Voie lactée qui servent de lieux de naissance aux étoiles.
Crédit : Boston University/Ronak Shah & Jill Rathborne
L'équipe de l'IAR (Institute for Astrophysical Research) de l'Université de Boston, avec leurs collègue de l'Université de Cologne (Allemagne) et de l'Université du Massachusetts, dans le cadre du projet GRS (Galactic Ring Survey) a passé presque une décennie à dresser une carte du gaz à l'aide d'un radiotélescope accordé à une fréquence de 110 gigahertz, qui leur a permis de suivre à la trace les émissions d'un isotope rare de monoxyde de carbonne appelé 13CO pour représenter graphiquement une partie de notre galaxie et de ses nuages moléculaires de formation d'étoiles.
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La nouvelle classe de comètes pourrait être la source de l'eau sur Terre
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Trois comètes glacées orbitant parmi les astéroïdes rocheux dans la Ceinture Principale d'Astéroïdes entre Mars et Jupiter peuvent détenir des indices sur l'origine des océans de la Terre.
Le groupe des comètes récemment découvert, surnommé "Comètes de la Ceinture Principale" par Henry Hsieh et David Jewitt (University of Hawaii), regroupe des comètes ayant des orbites similaires à celles des astéroïdes, et, à la différence des autres comètes, semblent s'être formées dans le Système solaire intérieur chaud à l'intérieur de l'orbite de Jupiter plutôt que dans le Système solaire externe froid au-delà de Neptune.
L'existence de ces Comètes de la Ceinture Principale suggère que les astéroïdes et les comètes sont beaucoup plus étroitement liés qu'on le supposait auparavant et confirme l'idée que les objets glacés de la Ceinture Principale d'astéroïdes pourraient être une source importante de l'eau actuelle sur Terre.
Les observations cruciales ont été faites le 26 Novembre 2005, à l'aide du télescope Gemini North de 8 mètres de Mauna Kea. Hsieh et Jewitt ont constaté qu'un objet répertorié comme astéroïde sous le numéro 118401 (1999 RE70) éjectait de la poussière comme une comète. Avec une mystérieuse comète (133P/Elst-Pizarro) connue depuis presque une décennie mais encore mal comprise, et une autre comète (P/2005 U1) découverte par le projet Spacewatch en Arizona juste un mois plus tôt, l'objet numéroté 118401 appartient à une classe entièrement nouvelle de comètes.
Crédit : H. Hsieh and D. Jewitt (Univ. Hawaii)
"Les Comètes de la Ceinture Principale sont uniques du fait qu'elles ont des orbites plates et circulaire similaires aux orbites des astéroïdes, et non des orbites souvent inclinées et allongées caractéristiques de toutes autres comètes," note Hsieh. "En même temps, leur aspect cométaire les rend différentes de tous les autres astéroïdes précédemment observés. Elles ne s'adaptent pas parfaitement dans l'une ou l'autre catégorie."
En 1996 et 2002, la comète "originale" de la Ceinture Principale, 133P/Elst-Pizarro (baptisée du nom de ses deux découvreurs), a été vue montrant une longue queue de poussières typique des comètes glacées, bien qu'ayant une orbite plate et circulaire typique des astéroïdes vraisemblablement secs et rocheux. En tant que seul objet de la Ceinture Principale jamais observé à prendre un aspect cométaire, cependant, la vraie nature de 133P/Elst-Pizarro est demeurée controversée. Jusqu'à présent.
"La découverte des autres Comètes de la Ceinture Principale montre que 133P/Elst-Pizarro n'est pas seul dans la Ceinture Principale d'Astéroïdes," commente Jewitt. "Par conséquent, c'est probablement un astéroïde ordinaire (bien que glacé), et pas une comète du Système solaire externe qui a eu d'une façon ou d'une autre son orbite cométaire transformée en orbite d'astéroïde. Ceci signifie que d'autres astéroïdes pourraient avoir également de la glace ."
La Terre est censée s'être formée chaude et sèche, signifiant que sa teneur en eau courante doit avoir été fournie après le refroidissement de la planète. Les candidats possibles pour fournir cette eau sont les comètes et astéroïdes qui ont percuté notre planète. En raison de leur grand contenu de glace, les comètes étaient les principaux candidats pendant de nombreuses années, mais l'analyse récente de l'eau des comètes a prouvé que l'eau des comètes est sensiblement différente de l'eau typique des océans sur Terre.
La glace d'astéroïde peut donner une meilleure correspondance avec l'eau de la Terre, mais jusqu'ici, la glace que les astéroïdes pourraient avoir contenue était supposée avoir disparue depuis longtemps ou être enterrée profondément à l'intérieur des grands astéroïdes et donc inaccessible pour d'avantage d'analyse. La découverte des Comètes de la Ceinture d'Astéroïdes signifie que cette glace n'est pas partie et est encore accessible (juste à la surface de quelques objets dans la Ceinture Principale, et par moment, s'évacuant dans l'espace). Des missions des vaisseaux spatiaux vers les Comètes de la Ceinture Principale pourraient fournir de nouvelles informations plus détaillées sur leur contenu de glace et successivement nous donner une nouvelle vision sur l'origine de l'eau, et en fin de compte sur la vie, sur Terre.
Pa convention, les comètes et les astéroïdes sont très différents. Tous les deux sont des objets d'un à quelques cent kilomètres de large qui orbitent dans tout notre Système solaire. Les comètes, cependant, sont supposées provenir du Système solaire externe froid et contenir par conséquent beaucoup plus de glace que les astéroïdes, lesquels sont supposés s'être formés beaucoup plus près du Soleil dans la Ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter.
Les comètes ont également de grandes orbites allongées et subissent de grandes variations de température. Lorqu'une comète approche le Soleil, sa glace se réchauffe et sublime (se change directement de glace en gaz), évacuant le gaz et la poussière dans l'espace, donnant naissance à une queue et un aspect flou distinctif. Loin du soleil, la sublimation s'arrête, et la glace qui subsiste reste congelée jusqu'au prochain passage de la comète près du Soleil. En revanche, les objets de la Ceinture d'Astéroïde ont essentiellement des orbites circulaires et sont supposés être pour la plupart asséchés par leur confinement au Système solaire intérieur. Avant tout, ils devraient être juste des roches. Avec la découverte des Comètes de la Ceinture Principale, nous savons maintenant que ce n'est pas le cas, et que, dans l'ensemble, les définitions conventionnelles des comètes et des astéroïdes ont besoin d'amélioration.
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Comètes C/2006 E1 (McNaught) et C/2006 F1 (Kowalski)
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C/2006 E1 (McNaught) R. H. McNaught a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 11 Mars 2006, dans le cadre du programme de surveillance du Siding Spring. Les éléments orbitaux pour la comète C/2006 E1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie au 14 Décembre 2006 à une distance de 6,1 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 06 Janvier 2007 à une distance de 6 UA du Soleil.
C/2006 F1 (Kowalski) Une nouvelle comète a été découverte le 21 Mars 2006 par R. A. Kowalski dans le cadre du programme de surveillance du Mt Lemmon. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 F1 (Kowalski) indiquent un passage au périhélie le 19 Mai 2007 à une distance de 1,9 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique avec un passage au périhélie le 19 Février 2008 à une distance de 4,1 UA du Soleil. La comète P/2006 F1 (Kowalski) a une période de 10,2 ans.
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Les premiers pas d'Edelweiss II pour détecter la matière noire
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L'expérience Edelweiss II enregistre, depuis janvier 2006, ses premières impulsions. Edelweiss est une expérience dont le but est la détection des Wimps, particules de matière noire, dans le laboratoire souterrain de Modane (LSM, CNRS/IN2P3 - CEA). Malgré d'excellentes performances, Edelweiss I avait une sensibilité limitée par le bruit de fond des neutrons ambiants. Avec Edelweiss II, il va être possible de gagner un facteur 100 sur la sensibilité à la découverte des Wimps et de tester une grande variété de modèles proposés dans le cadre des théories de supersymétrie. Edelweiss II sera inaugurée le 31 mars prochain à Modane.
La matière ordinaire, constituée d'atomes, qu'ils soient terrestres, stellaires ou galactiques, ne contribue que pour environ 4 % à la densité totale de l'Univers. Une partie des 96 % restants serait formée de matière cachée (25 %), dite aussi matière noire, le reste étant de « l'énergie noire ». La matière noire tire son nom du fait qu'elle interagit faiblement avec la matière ordinaire et qu'elle est notamment insensible aux interactions électromagnétiques qui pourraient donner lieu à un rayonnement lumineux. Son éventuelle existence, prédite pour la première fois dans les années trente par l'astronome Fred Zwicky, est une des énigmes majeures de la physique léguées par le XXè siècle. Plusieurs théories de physique subatomique, en particulier les théories de supersymétrie, prédisent qu'elle pourrait être constituée d'un nouveau type de particules, les Wimps (acronyme anglo-saxon de particule massive interagissant très faiblement).
De nombreuses équipes dans le monde cherchent à observer les Wimps. Mais ces particules sont très difficiles à détecter compte tenu de leur très faible interaction avec la matière ordinaire (et donc avec un détecteur), d'où la nécessité de se protéger des parasites que constituent d'une part le rayonnement cosmique et la radioactivité qu'il induit, et d'autre part la radioactivité naturelle (corps humain, roches, matériaux). Pour cela, les physiciens travaillent dans des laboratoires souterrains avec des matériaux d'une pureté radioactive extrême et leurs détecteurs sont protégés par de multiples blindages. L'objectif est de détecter les infimes « chocs » entre des Wimps et les noyaux atomiques du germanium des détecteurs, notamment par la mesure de la très faible élévation de température qu'ils produisent (un millionième de degré environ).
Installés dans le hall du LSM au milieu du tunnel routier du Fréjus, les détecteurs ultra-sensibles d'Edelweiss sont protégés des rayons cosmiques par 1 700 m de roche.
Edelweiss I, qui rassemblait 3 détecteurs de 320 grammes de germanium pur, avait déjà tenté d'observer des Wimps sans y parvenir. Pourtant, elle avait en 2002 la meilleure sensibilité mondiale, par rapport à ses concurrents installés dans d'autres laboratoires souterrains en Italie, en Angleterre, aux États-Unis et au Japon. Cette sensibilité n'a été égalée et surpassée (par un facteur 4) que deux ans plus tard par une expérience similaire aux États-Unis appelée CDMS.
Pour augmenter la sensibilité de la recherche, il a donc été décidé de construire une nouvelle installation, Edelweiss II. Placée dans un nouvel environnement, elle comprendra dans un premier temps 28 détecteurs (soit une masse totale d'environ 9 kg) et devrait atteindre dans les années à venir environ 120 détecteurs (soit une masse totale d'environ 40 kg) abrités par un blindage de 100 tonnes de plomb et polyéthylène. Unique au monde par la taille de son cryostat, d'un volume de 100 litres, capable de refroidir la quarantaine de kilogrammes de détecteurs en germanium à une température proche du zéro absolu, Edelweiss II aura alors une sensibilité environ 100 fois plus grande que celle d'Edelweiss I. En leur permettant d'explorer de nouveaux modèles dans le cadre des théories de supersymétrie, elle constituera, pour les équipes françaises, allemandes et russes d'Edelweiss, un outil décisif dans la course à la recherche de ces particules évanescentes, les Wimps.
En janvier 2006, Edelweiss II a accompli avec succès la première mise à froid de son nouveau cryostat et a enregistré les premières impulsions des détecteurs. Ces impulsions, induites pour l'instant par la radioactivité ambiante, manifestent le bon fonctionnement des détecteurs dans le tout nouvel environnement. Elles seront éliminées après la phase de mise au point, par la mise en place des différents blindages de l'expérience qui ne laisseront alors passer que les Wimps.
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Quasar en action
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Des scientifiques, au moyen de l'observatoire de rayons X Chandra, ont détecté un vaste halo de gaz chaud autour d'une galaxie spirale tranquille. Cette découverte est la preuve que les galaxies comme notre Voie lactée accumulent toujours la matière de l'afflux graduel de gaz intergalactique.
Les observations avec Chandra montrent que le chaud halo s'étend à plus de 60.000 années-lumière de chaque côté du disque de la galaxie connue sous le nom de 4C37.43. La détection d'un si grand halo résoud un problème de longue date pour la théorie de formation des galaxies. Les galaxies spirales sont supposées se former à partir d'énormes nuages de gaz intergalactique qui s'effondrent pour former de géants disques d'étoiles et de gaz en rotation.
Une prédiction de cette théorie est que les grandes galaxies en spirale devraient être immergées dans des halos de gaz chaud restant du processus de formation de galaxies. Du gaz chaud a été détecté autour de galaxies en spirale dans lesquelles la formation vigoureuse d'étoiles éjecte la matière de la galaxie, mais jusqu'à présent les chauds halos dûs à l'effondrement de matières intergalactiques n'avaient pas été détectés.
4C37.43 est une massive galaxie spirale à 100 millions d'années-lumière de la Terre. Son disque d'étoiles et de gaz est vu presque sur la tranche. La galaxie ne montre aucun signe de formation d'étoiles peu commune, ou d'activité énergique de sa région nucléaire, faisant qu'il est peu probable que le chaud halo soit produit par le gaz sortant de la galaxie.
Les nuages de gaz chauds produisant des rayons X détectés par Chandra autour des quasars 4C37.43 et 3C249.1 fournissent la preuve solide pour des supervents galactiques, où un quasar au centre d'une galaxie s'est allumé et expulse du gaz à de hautes vitesses.
Les caractéristiques de rayons X vues dans les images de 4C37.43 sont localisées à des milliers d'années-lumière du trou noir supermassif central qui alimente le quasar. Elles sont probablement dues aux ondes de chocs dans le supervent.
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Nouveau voisin exotique du Soleil
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En utilisant le VLT (Very Large Telescope) de l'Eso au Chili, une équipe internationale de chercheurs a découvert une naine brune appartenant au 24ème système stellaire le plus proche du Soleil. Les naines brunes sont des objets intermédiaires qui ne sont ni étoiles, ni planètes. Cet objet orbitant l'étoile rouge SCR 1845-6357, la 36ème étoile la plus proche au Soleil, est la troisième naine brune la plus proche de la Terre découverte à ce jour et une des plus froides, ayant une température d'environ 750 degrés centigrades. Elle orbite une très petite étoile à environ 4,5 fois la distance moyenne entre la Terre et le Soleil. Sa masse est estimée être quelque part entre 9 et 65 fois la masse de Jupiter.
Située à 12,7 années-lumière de nous, l'objet nouvellement trouvé n'est néanmoins pas la naine brune la plus proche. Cet honneur va en effet aux deux naines brunes entourant l'étoile Epsilon Indi, située à 11,8 années-lumière.
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Amas de galaxies éloignés
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Des astronomes, à l'aide du télescope spatial Spitzer, ont repéré une poignée d'amas de galaxies, dont l'un est l'amas de galaxies le plus éloigné jamais vu, situé à 9,09 milliards d'années-lumière.
Pour trouver les amas, l'équipe a soigneusement passé au crible les images infrarouge du Spitzer et les catalogues d'étoiles, estimé les distances approximatives basées sur les couleurs des amas de galaxies, et vérifié les soupçons en utilisant un spectrographe à l'Observatoire W.M. Keck à Hawaii.
En fin de compte, l'équipe a découvert l'amas de galaxies le plus éloigné à ce jour.
En utilisant la même méthode, les astronomes ont également trouvé trois autres amas situés entre 7 et 9 milliards d'années-lumière.
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Rides tectoniques dans le cratère De Gasparis
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Cette image, prise par l'instrument AMIE (Advanced Moon Imaging Experiment) embarqué sur le vaisseau spatial SMART-1, montre le cratère De Gasparis sur la Lune.
La caméra AMIE a obtenu cette image le 14 Janvier 2006 depuis une distance d'environ 1.090 kilomètres avec une résolution au sol d'approximativement 100 mètres par pixel.
Le cratère De Gasparis est situé près de la Mer des Humeurs (Mare Humorum), à la longitude 51.2° Ouest et à la latitude de 26.0° Sud, sur le quart inférieur gauche de la face de la Lune tournée vers la Terre. Il a un diamètre d'environ 30 kilomètres et peut être vu à l'oeil nu depuis la Terre.
Les motifs en croisillons à l'intérieur sont appelés "rainures" (ce sont des caractéristiques où la surface a coulé en bas pour former une tranchée).
Ces rainures coïncident avec des failles tectoniques profondes qui ont été actives sur une longue période d'évolution géologique lunaire. Elles sont le résultat de tensions dues aux forces de marée et de l'expansion volcanique sur le manteau lunaire pendant les dernières étapes d'inondations de laves d'Oceanus Procellarum.
Le fait que les rainures traversent le cratère signifie qu'elles se sont formées après le cratère. C'est un bon exemple qui montre comment les géologues peuvent déterminer l'histoire relative de la surface de la Lune.
Ce cratère est nommé d'après l'astronome italien Annibale de Gasparis (1819-1892). De Gasparis était directeur de l'observatoire à Naples, Italie.
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Cratère d'impact en Antarctique
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Des preuves de ce qui pourrait être un grand et relativement récent cratère d'impact ont été trouvées au large des côtes de l'Antarctique.
Des chercheurs du Lamont-Doherty Earth Observatory (New York) ont étudié une dépression de 100 km de large, connue sous le nom de Bowers Crater, sous la Mer de Ross. L'analyse des tektites semble indiquer l'impact il y a environ 3 millions d'années d'un corps d'environ 5 km de diamètre.
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Processus glaciaires possibles
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Les possibilités stéréo de l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, font qu'il est possible d'animer les images 3D anaglyphes basées sur des modèles d'élévations digitaux. Une vidéo et des images accompagnantes montrent un dépôt de flux peu commun sur les planchers de deux cratères d'impact adjacents dans la région orientale de Hellas Planitia, indiquant des processus glaciaires possibles.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
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.
Les données d'images ont été acquises au cours de l'orbite 451 de Mars Express depuis une altitude de 590 kilomètres avec une résolution originale de 29 mètres par pixel.
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Univers en inflation
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En se basant sur trois années d'observations en continu du fond cosmique de micro-ondes (CMB) par le satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), les scientifiques ont trouvé de nouvelles preuves que l'Univers a subi une brusque expansion dans les premières fractions de seconde après le Big Bang.
Les astronomes ont utilisé les données pour étudier la polarisation du fond cosmique de micro-ondes. Le signal de polarisation était approximativement 100 fois plus faible que le signal mesuré par la sonde il y a trois ans.
Le satellite WMAP a détecté l'étendue et la direction de la polarisation des photons micro-ondes du CMB au cours de leur long voyage à travers l'Univers. Des expériences au sol ont également détecté la polarisation, mais seulement sur de petits secteurs de ciel. WMAP l'a mesurée à travers le ciel entier. L'équipe pouvait alors employer les mesures de polarisation pour soustraire les signaux parasites dès le début de la formation d'étoiles dans l'Univers, lesquels créaient un brouillard cosmique dans la signature de l'inflation.
Crédit : NASA/WMAP Science Team
L'analyse des variations a fourni des preuves complémentaires pour le modèle d'inflation du Big Bang, dans lequel l'Univers s'est considérablement étendu dans les premiers instants suivants le Big-Bang lui-même. L'analyse de l'équipe prouve que les premières étoiles ont commencé à se former environ 400 millions d'années après le Big-Bang, au lieu des 200 millions d'année des évaluations précédentes, mais plus en conformité avec les théories actuelles de formation stellaire.
Crédit : NASA/WMAP Science Team
Les données de WMAP indiquent que l'Univers contient 4% d'atomes, la matière constituant les étoiles et les planètes. La matière sombre représente 22% de l'Univers. Cette matière, différente des atomes, n'émet pas ou n'absorbe pas la lumière. Elle a seulement été détectée indirectement par sa pesanteur. 74% de l'Univers, se compose "d'énergie sombre", qui agit comme une sorte d'anti-gravité. Cette énergie, distincte de la matière sombre, est responsable de l'accélération actuelle de l'expansion universelle.
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Fumée stellaire
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Il n'y a pas de fumée sans feu, même dans l'espace extérieur. Une nouvelle image infrarouge du télescope spatial Spitzer montre une chaude galaxie brûlante dont les étoiles ardentes semblent souffler des colonnes géantes de fumée de poussières.
La galaxie, appelée Messier 82, ou la "galaxie cigare," était auparavant connue pour accueillir une pépinière de jeunes étoiles massives. La nouvelle image de Spitzer indique, pour la première fois, la "fumée" entourant ces feux stellaires.
"Nous n'avions jamais rien vu d'identique," note le Dr. Charles Engelbracht de l'Université de l'Arizona, Tucson. "Cette galaxie peu commune a éjecté une énorme quantité de poussières pour se recouvrir elle-même d'un nuage plus lumineux que ceux vu autour d'autres galaxies."
La vue en fausse couleur montre Messier 82, une galaxie de forme irrégulière positionnée de côté, comme une barre diffuse de lumière bleue. D'énormes nuages rouges de poussière censés contenir un composé semblable à la fumée s'échappant d'une automobile se déployent vers le haut et le bas comme les ailes d'un papillon.
La matière résiduelle, appelée hydrocarbure aromatique polycyclique, peut être trouvée sur Terre dans les pipes, les fonds de barbecue et autres endroits où les réactions de combustion se sont produites. Dans les galaxies, la substance est créée par les étoiles. Les vents et le rayonnement éjectent la matière dans l'espace.
"Habituellement vous voyez la fumée avant un feu, mais nous connaisions le feu dans cette galaxie avant que les yeux infrarouges ne voient la fumée," note le Dr. David Leisawitz, scientifique du programme Spitzer au siège de la NASA à Washington.
Ces nuages brumeux sont les plus grands jamais vus autour d'une galaxie. Ils s'étalent à 20.000 années-lumière du plan galactique dans les deux directions, au-delà où des étoiles sont trouvées.
Les observations précédentes de Messier 82 avaient révélé deux nuages de gaz très chaud en forme de cône projetant à l'extérieur au-dessous et au-dessus du centre de la galaxie. La vision infrarouge sensible de Spitzer a permis aux astronomes de voir la poussière de la galaxie.
"Spitzer nous a montré un halo de poussières tout autour de cette galaxie," ajoute Engelbracht. "Nous ne comprenons toujours pas pourquoi la poussière est partout et non en forme de cône."
Les nuages de poussières en forme de cône autour de cette galaxie auraient indiqué que ses étoiles centrales et massives avaient pulvérisé la poussière dans l'espace. Au lieu de cela, Engelbracht et son équipe croient que les étoiles dans toute la galaxie envoient des "signaux de fumée."
Messier 82 est située à environ 12 millions d'années-lumière dans la constellation de la Grande Ourse (Ursa Major). Elle subit un renouveau de naissance d'étoiles au milieu de son âge, avec les éclats les plus intenses de formation d'étoiles ayant lieu en son coeur. L'interaction de la galaxie avec sa voisine, une plus grande galaxie appelée Messier 81, est la cause de tout le grabuge stellaire. Notre propre galaxie de la Voie lactée est un endroit moins agité, avec de la poussière confinée au plan galactique.
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Une rivière d'étoiles à travers le ciel boréal
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Une rivière d'étoiles a été découverte, s'étendant sur au moins 45 degrés à travers le ciel de l'hémisphère boréal. Située à environ 76.000 années-lumière de la Terre, elle forme un arc géant au-dessus du disque de la galaxie de la Voie lactée.
Le courant d'étoiles commence juste au sud des étoiles formant la Grande Ourse (Ursa Major) et continue dans une presque ligne droite vers un point à environ 12 degrés de l'étoile Arcturus dans la constellation du Bouvier (Bootes). Le jet émane d'un amas d'environ 50.000 étoiles connu sous le nom de NGC 5466, et se prolonge devant et derrière NGC 5466 dans son orbite autour de la galaxie.
Cet étirement résulte de la force de gravité de la Voie lactée qui est manisfestement différente d'un côté de l'amas à l'autre. Ceci tend à étirer l'amas, qui est normalement presque sphérique, le long d'une ligne se dirigeant vers le centre galactique.
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Double hélice
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Des astronomes ont découvert avec le télescope spatial Spitzer une nébuleuse dont la forme torsadée rappelle celle de la double hélice de l'ADN. La partie de la nébuleuse que les astronomes ont observée s'étend sur environ 80 années-lumière de long. La nébuleuse double hélice est situé approximativement à 300 années-lumière de l'énorme trou noir du centre de la Voie lactée. En comparaison, la Terre est à plus de 25.000 années-lumière du trou noir central de la galaxie.
Le mouvement dans le champ magnétique du trou noir pourrait expliquer la formation de cette structure singulière.
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Mesure de la masse précise d'une naine brune binaire
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Les naines brunes sont des objets célestes mystérieux qui se situent quelque part entre les étoiles les plus petites et les plus grandes planètes. Elles ont toujours été considérées par les astronomes comme un lien critique pour comprendre comment se forment aussi bien les étoiles que les planètes. Un problème était que ces naines brunes sont difficiles à trouver et ont ainsi défié presque toutes les tentatives d'évaluer exactement leur taille. Désormais, les astronomes ont découvert une paire de jeunes naines brunes en orbite mutuelle. Cela a permis aux scientifiques de peser et de mesurer les diamètres de naines brunes pour la première fois. Les nouvelles observations confirment la prévision théorique que les naines brunes démarrent comme des objets de la taille d'une étoile, mais se contractent et se refroidissent et deviennent de plus en plus de la taille d'un planète en vieillissant. Auparavant, la seule naine brune dont la masse avait été directement mesurée était beaucoup plus vieille et plus terne.
L'une des naines brunes est de 55 fois la masse de Jupiter, l'autre est 35 fois plus imposante que Jupiter (avec une marge d'erreur de 10 pour cent). Pour être qualifiée d'étoile et brûler l'hydrogène par fusion nucléaire, la naine devrait être 80 fois plus massive que Jupiter. En comparaison, le Soleil est 1.000 fois plus massif que Jupiter.
Les astronomes ont été surpris de découvrir que la naine brune la plus massive est la plus froide du couple, contrairement à toutes les prédictions relatives aux naines brunes de même âge. Soit les deux n'ont pas le même âge et l'une d'elle pourrait être un corps capturé, ou les modèles théoriques sont faux.
En mesurant les variations dans le spectre de lumière venant du couple, les astronomes ont aussi déterminé les températures superficielles des naines. La théorie prévoit que le membre plus massif d'une paire de naines brunes devrait avoir une température superficielle plus élevée. Mais ils ont trouvé le contraire. La plus lourde des deux a une température de 2.375 degrés Celsius (2.650 Kelvin) et la plus petite, 2.516 degrés Celsius (2.790 K). En comparaison, la température superficielle du Soleil est de 5.525 degrés Celsius (5.800 K).
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La danse cosmique des galaxies distantes
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Comment se forment et évoluent les galaxies pour former les grandes galaxies spirales observées aujourd'hui ? Pour essayer de résoudre cette énigme, une équipe internationale dirigée par des chercheurs de l'Observatoire de Paris (GEPI), vient d'observer plus d'une trentaine de galaxies très éloignées avec le VLT de l'ESO équipé du spectrographe FLAMES/GIRAFFE. Ces observations ont révélé deux grandes surprises. D'une part beaucoup de ces galaxies ont des mouvements internes désordonnés, suggérant que les mécanismes de fusion ou d'interaction étaient beaucoup plus importants à cette époque que ce que l'on croyait auparavant. D'autre part, les observations indiquent que le rapport de masse entre la matière noire et la matière visible reste inchangé depuis les 6 derniers milliards d'années. Ces résultats importants font l'objet de trois publications dans la revue Astronomy and Astrophysics.
Notre Galaxie et sa voisine Andromède sont des galaxies spirales : elles sont constituées d'un bulbe au centre et d'un disque doté de bras en forme de spirale où les étoiles les plus jeunes se concentrent. C'est en étudiant le mouvement de rotation de ces disques que les astrophysiciens découvrirent dans les années 1930 que les galaxies spirales contiennent beaucoup plus de matière que ce que l'on peut observer à partir de la lumière qu'elles émettent : aujourd'hui nous savons que 80% de la masse est composée de cette matière invisible, appelée « matière noire », et dont la nature même reste encore très mystérieuse.
Ces galaxies spirales représentent environ deux tiers des galaxies actuelles : c'est dire si la compréhension de leur origine est aujourd'hui une des questions centrales de l'astronomie. Pour tenter de mieux comprendre comment ces galaxies spirales se sont formées, une équipe internationale d'astronomes s'est intéressée à un échantillon de 32 galaxies très éloignées, tellement éloignées qu'elles ont émis leur lumière alors que notre propre Soleil n'était même pas encore né... Ces galaxies nous renseignent donc sur le passé des galaxies actuelles, et celui-ci s'est révélé être particulièrement agité !
Grâce à l'instrument FLAMES/GIRAFFE, installé au foyer d'un des télescopes de VLT de l'ESO, et à son mode multi-intégral de champ unique au monde, cette équipe d'astronomes a pu déterminer avec précision les mouvements internes dans ces galaxies distantes et étudier comment la relation entre la matière ordinaire, sous forme d'étoiles, et la matière noire évoluait dans le passé.
Cette étude a permis de révéler de manière très surprenante, qu'environ 40% des galaxies ont des mouvements internes très perturbés, ce qui signifie que ces galaxies n'ont pas atteint un état d'équilibre comme celui observé dans les galaxies spirales locales. La raison de cet état est que ces galaxies sont très probablement en train de subir une importante fusion avec une autre galaxie. Or auparavant, on ne pensait pas que ces fusions jouaient un rôle si important dans l'évolution des galaxies.
Concernant l'énigmatique matière noire, ces astronomes ont découvert que dans les galaxies ayant atteint un état d'équilibre (les seules pour lesquels il est possible de mesurer leur masse), la fraction de matière noire semble identique à celle observée dans les galaxies actuelles. Ce résultat renforce le lien entre les matières ordinaire et noire et entretient le mystère sur cette masse « sombre », sans laquelle les galaxies spirales ne pourraient tout simplement pas exister !
Avec FLAMES/GIRAFFE, cette équipe a également pu cartographier pour la première fois la densité électronique dans des galaxies aussi distantes. Des éjections de matière et de grandes régions d'hydrogène ionisé très chaud, avec des formations très importantes d'étoiles, ont ainsi pu être détectées : d'autres preuves du passé agité des galaxies. L'étude des mouvements internes de la matière interstellaire et de ses propriétés est très importante pour comprendre la formation et l'évolution des galaxies. Cette méthode préfigure probablement ce que sera la science avec les futurs très grands télescopes de la classe des 40 mètres (Extremely Large Telescopes).
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L'analyse des échantillons cométaires surprend les scientifiques
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Les scientifiques ont trouvé des minéraux formés à proximité du Soleil ou d'autres étoiles dans les échantillons retournés sur Terre par le vaisseau spatial Stardust en Janvier. Les découvertes suggèrent que les matériaux nés au centre du Système solaire pourraient avoir voyagés aux confins du Système solaire, où les comètes se forment. Ceci pourrait modifier notre conception de la formation et de la composition des comètes.
Les scientifiques ont longtemps imaginé les comètes comme des boules froides de poussières et de gaz, gorgées de glace, formées aux bords du Système solaire. Mais les comètes pourraient ne pas être si simples ou semblables. Elles peuvent s'avérer être des corps divers avec des histoires complexes. La comète Wild 2 semble avoir eu une histoire plus complexe que l'on pensait.
Selon Michel Zolensky (Johnson Space Center, Houston), l'un des nombreux scientifiques qui étudient les particules de Wild 2, les minéraux trouvés qui se forment à de très hautes températures confirment un modèle particulier où de forts jets bipolaires sortant du jeune Soleil ont propulsé la matière formée près du Soleil aux portes extérieures du Système solaire. Il semble que les comètes ne sont pas composées entièrement de riches matières volatiles, mais sont plutôt un mélange de matières formées à toutes gammes de température, aussi bien à des endroits proches du jeune Soleil qu'aux endroits très éloignés de lui.
Un des minéraux trouvés dans la matière rapportée par Stardust est de l'olivine, un composant primaire de sable vert que l'on trouve sur quelques côtes Hawaïennes. L'olivine est parmi les minéraux les plus communs dans l'Univers, mais les scientifiques ont été étonnés d'en trouver dans la poussière cométaire.
L'olivine est un composé de fer, de magnésium et d'autres éléments. L'échantillon de Stardust est principalement de magnésium. Avec l'olivine, la poussière de Wild 2 contient des minéraux riches en calcium, aluminium et titane, des minéraux qui se forment à des températures élevées.
Le vaisseau spatial Stardust est passé à 275 kilomètre de la comète Wild 2 en Janvier 2004, prenant au piège des particules de la comète dans un gel. La capsule de retour a été parachutée dans le désert de l'Utah le 15 Janvier, et la précieuse cargaison contenant les échantillons de la comète Wild 2 est parvenue au Johnson Space Center le 17 janvier. Les échantillons ont été distribués à environ 150 scientifiques pour étude.
Selon Peter Tsou (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Californie), la collecte de particules cométaires est plus importante que prévu, et inclut environ deux douzaines de grandes traces visibles à l'oeil nu.
Les grains sont minuscules, plus petits que la largeur d'un cheveu. Des milliers d'entre eux semblent être incorporés dans l'aérogel. Un simple grain de 10 microns, seulement un centième d'un millimètre, peut être découpé en des centaines d'échantillons pour les scientifiques.
En plus des particules cométaires, Stardust a recueilli des échantillons de poussières interstellaires pendant son voyage de sept années.
L'équipe chargée de l'étude au JSC espère commencer le balayage détaillé des plaques interstellaires dans un mois. Pour ce faire, une initiative verra le jour. Elle permettra aux volontaires d'aider les scientifiques à localiser les particules.
Après enregistrement, les participants au projet pourront télécharger un microscope virtuel. Le microscope se connectera à un serveur et téléchargera des images du collecteur, le SIDC (Stardust Interstellar Dust Collector), provenant d'un microscope automatisé situé dans le laboratoire spécialisé, le Cosmic Dust Lab, du Johnson Space Center. Les participants rechercheront dans chaque champ des impacts de poussières interstellaires.
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Découverte d'une "super-Terre"
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Des astronomes ont découvert une nouvelle "super-Terre" orbitant une étoile naine rouge située à environ 9.000 années-lumière. Ce nouveau monde récemment découvert est d'environ 13 fois la masse de la Terre et est probablement un mélange de roches et de glace, avec un diamètre de plusieurs fois celui de la Terre. Elle orbite autour de son étoile hôte à une distance d'environ 460 millions de kilomètres, une distance équivalente à celle de la Ceinture d'astéroïdes orbitant autour de notre Soleil. A cette distance, sa température avoisine les -200 degrés Celsius, suggérant que, bien que ce monde soit similaire en structure à notre Terre, il est trop froid pour la présence d'eau liquide ou de vie.
Orbitant presque aussi loin que Jupiter le fait dans notre Système solaire, cette "super-Terre" n'a probablement jamais accumulé assez de gaz pour devenir une planète géante. Au lieu de cela, le disque de matières dont elle est issue s'est dissipé, la privant des matières premières nécessaires pour se développer.
L'équipe a également calculé qu'environ un tiers de toutes les étoiles de la séquence principale pourraient avoir de similaires super-terres glacées. La théorie prévoit que les planètes plus petites devraient se former plus facilement autour d'étoiles plus grandes qu'autour d'étoiles de faible masse. Puisque la plupart des étoiles de la Voie lactée sont des naines rouges, les systèmes solaires dominés par des super-Terres peuvent être plus courants dans la Galaxie que ceux ayant des géantes gazeuses comme Jupiter.
La collaboration OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) a initialement découvert l'étoile par effet de lentille gravitationnelle en Avril 2005 en scrutant dans la direction du Centre galactique, où aussi bien des étoiles de premier plan que de fond sont répandus. OGLE identifie plusieurs centaines d'événements de ce genre par an, mais seulement une petite fraction de ces événements possèdent des planètes.
La découverte a été faite par 36 astronomes, comprenant des membres des collaborations MicroFUN, OGLE, et Robonet. La planète a été nommée OGLE-2005-BLG-169Lb, en référence au 169è événement de microlentille découvert par la collaboration OGLE en direction du bombement galactique, et "Lb" se référant à un compagnon de masse planétaire pour l'étoile amplifiée.
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Mars en détail
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Après la Terre et la Lune, voici Mars.
En 1895, Percival Lowell (1855-1916) publiait sa carte de Mars. L'astronome passa de nombreuses années de sa vie a étudier la planète rouge. Aujourd'hui, jour où le célèbre astronome aurait eu 151 ans, les chercheurs de l'ASU (Arizona State University) et l'équipe de Google se sont associés pour mettre à disposition du public les cartes scientifiques de Mars les plus détaillées jamais réalisées.
Au coeur de Google Mars est une gigantesque image mosaïque de Mars. Utilisant plus de 17.000 photos infrarouges individuelles, la mosaïque offre une résolution de 230 mètres par pixel. L'image vient de THEMIS (Thermal Emission Imaging System), une caméra embarquée sur le vaisseau spatial Mars Odyssey qui prend des photos dans 5 bandes visibles et 10 bandes infrarouges.
En supplément, incorporée dans Google Mars se trouve l'image la plus détaillée jamais faite de Valles Marineris, le "Grand Canyon" de la planète rouge. Les chercheurs du MSFF (Mars Space Flight Facility) ont construit cette image mosaïque à partir de 500 photos séparées, révélant des paysages de seulement 100 mètres de large.
La mosaïque de Valles Marineris conduit naturellement à un autre projet, effectué en collaboration avec une équipe du Digital Image Animation Laboratory du JPL (Jet Propulsion Laboratory). Le résultat en est une animation, "Flight Into Mariner Valley", qui emporte le spectateur sur un vol simulé à travers Valles Marineris.
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L'éclipse discrète de Lune du 14 Mars 2006
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L'Eclipse par la pénombre a lieu lorsque la Lune ne pénètre que dans la pénombre de la Terre. Ce type d'éclipse n'est pas très spectaculaire, et est difficile à observer car la luminosité de la Lune varie peu.
Le 14 Mars, le disque lunaire dans son intégralité traverse la zone de pénombre qui entoure l'ombre de la Terre, donnant lieu à une éclipse discrète.
Les premier et dernier contacts avec la pénombre se produisent respectivement à 21h21 UTC et à 02h13 UTC le 15 Mars. Le maximum a lieu à 23h47 UTC favorisant les observateurs d'Europe et d'Afrique. Les observateurs de l'est de l'Australie, et de la majeure partie de l'Asie observeront le début de l'éclipse au coucher du Soleil. Au centre et à l'est de l'Australie, ainsi qu'à l'extrémité est de l'Asie, le disque lunaire aura déjà disparu sous l'horizon lorsque débutera la phase préliminaire de l'éclipse pénombrale.
Les observateurs de la majeure partie de l'Amérique du Nord et de l'Amérique du Sud trouveront l'éclipse déjà en progression lorsque la Lune se lèvera en soirée le 14 Mars. Les Etats situés les plus à l'ouest (Yukon, Colombie britannique, Alaska, Washington, Oregon et Californie) n'assisteront pas au spectacle.
Pour les observateurs situés à Paris (France), le disque lunaire est déjà à 33° au-dessus de l'horizon lorsque le premier contact intervient. Le maximum se produit à 44° de hauteur sur l'horizon sud. La sortie de la pénombre a lieu avec une Lune encore placée à 36° au-dessus de l'horizon.
Au Québec, bien que la Lune se trouve encore à 13 degrés sous l'horizon au moment de l'entrée du disque lunaire dans la pénombre, les observateurs pourront assister au moment du maximum de l'éclipse qui interviendra lorsque la Lune aura atteint une hauteur de 11 degrés. La sortie de la pénombre s'effectue à 34 degrés de hauteur sur l'horizon.
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Les nouvelles images montrent des couleurs similaires pour les lunes de Pluton
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Les dernières images du télescope spatial Hubble des deux satellites (S/2005 P 1 et S/2005 P 2) de Pluton récemment découverts révèlent que les nouvelles lunes ont la même couleur que Charon. Les trois satellites de Pluton reflètent la lumière du Soleil pareillement à travers le spectre visible et ont essentiellement la même couleur que la lune de notre Terre. Pluton, au contraire, a une nuance rougeâtre. La couleur commune des lunes renforce l'idée que les trois lunes sont nées d'une collision titanesque unique entre Pluton et un autre objet de la Ceinture Kuiper de même taille il y a des milliards d'années.
Les expositions en couleur ont été faites le 02 Mars aussi bien en filtre rouge (F606W) qu'en filtre bleu (F435W) avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys). L'équipe espère faire de nouvelles observations avec plus de filtres colorés pour caractériser plus précisément les lunes.
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Globule cométaire CG4
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Cet objet ayant l'apparence d'une comète est en réalité une région de formation d'étoiles appelée CG4. Les globules cométaires comme CG4 sont des nuages de gaz et de poussières relativement petits et isolés dans la Voie lactée. CG4 est situé dans la constellation de la Poupe (Puppis) à environ 1.300 années-lumière de la Terre. Sa tête en forme de globe est d'environ 1,5 années-lumière de large et sa queue d'environ 8 années-lumière de long. La tête de la nébuleuse est opaque, mais est illuminée par la lumière des chaudes étoiles récemment formées.
Cette spectaculaire nouvelle image, prise par Travis Rector et Tim Abbott avec la caméra Mosaic de 64 mégapixels sur le télescope Victor M. Blanc de la NSF (National Science Foundation) à l'Observatoire Inter-américain de Cerro Tololo, célèbre la 1000ème images mises en ligne par le NOAO (National Optical Astronomy Observatory).
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SOHO peut voir à travers le Soleil
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Les chercheurs de la NASA ont développé une technique qui leur permet de voir à travers le Soleil pour savoir ce qui se produit de l'autre côté. Grâce à l'instrument MDI (Michelson Doppler Imager), le satellite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) peut suivre à la trace les vagues sonores provoquées par les régions actives du côté opposé du Soleil, et construire une image de la partie cachée de notre étoile. Cette technique permet aux chercheurs d'être mieux préparés lorsque les grandes taches solaires sont dirigées vers la Terre, et de mieux prévoir la météo solaire.
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Mars Reconnaissance Orbiter en approche finale
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Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) a commencé son approche finale vers la planète Mars après l'activation d'une séquence de commande destinée à placer le vaisseau spatial en orbite autour de la planète.
Lancé le 12 Août 2006 depuis le centre spatial Kennedy à Cap Canaveral (Floride), Mars Reconnaissance Orbiter se placera sur une orbite fortement elliptique autour de la planète. A partir de Novembre 2006, l'orbiteur entamera une mission de 25 mois.
Cette nouvelle sonde, d'une masse deux fois supérieure à celle de Mars Global Surveyor, est l'engin le plus imposant jamais construit par les Etats-Unis et envoyé autour de Mars. MRO rejoindra les trois autres sondes actuellement en orbite autour de la planète rouge, Mars Global Surveyor, Mars Odyssey et Mars Express, lesquelles explorent déjà la planète à la recherche de traces d'eau et de glace depuis l'orbite martienne, tandis qu'au sol, les deux robots jumeaux Spirit et Opportunity effectuent un travail similaire.
Mars Reconnaissance Orbiter explorera les reliefs de la surface martienne avec une précision sans précédent, analysera les minéraux, détectera des poches d'eau ou de glace dans le sous-sol, étudiera la distribution de l'eau et de la poussière dans l'atmosphère, et établira quotidiennement des relevés météorologiques. Ce nouveau pas dans l'étude de la planète rouge devrait servir à préparer les futures missions d'exploration robotiques et aider à préparer l'envoi d'êtres humains sur la planète.
Lors de son approche vers la planète, MRO passera sous l'hémisphère sud à une altitude d'environ 300 kilomètres, voyageant à environ 3 kilomètres par seconde .
Pour être capturé en orbite autour de Mars, les six moteurs principaux du vaisseau spatial s'allumeront automatiquement pendant environ 25 minutes, permettant ainsi au vaisseau de réduire considérablement sa vitesse, passant de 3 km par seconde à 1 km par seconde.
Lors de son passage derrière la planète rouge, le signal du vaisseau spatial sera temporairement perdu en attendant que la navette spatiale apparaisse de nouveau environ 30 minutes plus tard et établisse un contact radio avec la Terre.
L'orbite de capture sera fortement elliptique. Le vaisseau spatial mettra environ 35 heures pour parcourir cette orbite, qui l'amène au plus près (périastre) à 300 km de la planète et l'emporte à 45.000 km lorsque le vaisseau se trouve au point le plus éloigné (apoastre).
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De l'eau liquide sur Encelade
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Le vaisseau spatial Cassini pourrait avoir trouvé la preuve de l'existence de réservoirs d'eau liquide d'eau qui éclatent en des geysers semblables à ceux de Yellowstone sur la lune de Saturne Encelade. La rare présence d'eau liquide si près de la surface soulève beaucoup de nouvelles questions sur la lune mystérieuse.
"Nous nous rendons compte que c'est une conclusion radicale - que nous pourrions avoir la preuve de la présence d'eau liquide dans un corps si petit et si froid," commente le docteur Carolyn Porco, à la tête de l'équipe d'imagerie Cassini au Space Science Institute (Boulder, Colorado). "Cependant, si nous avons raison, nous avons significativement élargi la diversité d'environnements du Système solaires où nous pourrions avoir probablement des conditions appropriées pour des organismes vivants."
Les images haute résolution de Cassini montrent des jets glacés et des panaches imposants éjectant à grande vitesse de grandes quantités de particules. Les scientifiques ont examiné plusieurs modèles pour expliquer le processus. Ils ont exclu l'idée que les particules soient produites par la vapeur créée quand la glace est convertie en gaz ou qu'elles proviennent de la surface. Au lieu de cela, les scientifiques ont trouvé la preuve d'une possibilité beaucoup plus passionnante : les jets pourraient jaillir de poches d'eau liquide, d'une température supérieure à 0 degrés Celsius, proches de la surface, comme les variantes froides du geyser Old Faithfuls de Yellowstone.
Les scientifiques de la mission annoncent ces découvertes, ainsi que d'autres, dans l'édition de cette semaine de Science.
"Nous connaissions précédemment l'existence de trois endroits où le volcanisme existe : la lune de Jupiter Io, la Terre et probablement la lune de Neptune Triton. Cassini a changé tout cela, faisant d'Encelade le dernier membre de ce club très fermé et un des endroits les plus passionnants dans le Système solaire," note le docteur John Spencer (Southwest Research Institute).
D'autres lunes dans le Système solaire ont des océans d'eau liquide recouverts par des kilomètres de croûtes glacées," ajoute le docteur Andrew Ingersoll, membre de l'équipe d'imagerie et scientifique atmosphérique au Caltech (California Institute of Technology, Pasadena, Californie). "Ce qui est différent est que les poches d'eau liquide peuvent être à pas plus de dizaines de mètres au-dessous de la surface."
D'autres singularités non expliquées prennent maintenant un sens. "Lorsque Cassini s'est approché de Saturne, nous avons découvert que le système saturnien est rempli d'atomes d'oxygène. A cette époque, nous n'avions aucune idée d'où l'oxygène provenait," note le docteur Candy Hansen, scientifique de la mission Cassini au JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA, à Pasadena. "Maintenant nous savons qu'Encelade crache des molécules d'eau, lesquelles se décomposent en oxygène et hydrogène."
Les scientifiques voient aussi des variations sur Encelade. "Même quand Cassini ne vole pas près d'Encelade, nous pouvons détecter que l'activité du panache a changé par ses effets variables sur la soupe de particules électriquement chargées qui s'écoulent devant la lune," note le docteur Geraint H. Jones (Max Planck Institute for Solar System Research, Katlenburg-Lindau, Germany), scientifique de la mission.
Les scientifiques ont encore beaucoup de questions. Pourquoi Encelade est actuellement si active ? Y a t'il d'autres sites actifs sur Encelade ? Cette activité pourrait-elle avoir été assez continue dans l'histoire de la lune pour que la vie ait eu une chance de prendre forme dans les profondeurs de la lune ?
"Notre recherche de l'eau liquide a pris une nouvelle tournure. Le type de preuve pour la présence d'eau liquide sur Encelade est très différent de ce que nous avons vu pour Europe, la lune de Jupiter. Sur Europe l'évidence de dispositifs géologiques superficielles semble indiquer un océan interne. Sur Encelade la preuve est l'observation directe d'évacuation de vapeur d'eau de sources proches de la surface," note le docteur Peter Thomas (Cornell University, Ithaca, N.Y.), membre de l'équipe d'imagerie.
Au printemps 2008, les scientifiques auront une nouvelle occasion d'observer Encelade lorsque Cassini survolera la lune à moins de 350 kilomètres, mais beaucoup de travail restera à faire lorsque la mission prinicipale de quatre ans de Cassini sera terminée.
"Il n'y a aucun problème que, avec la lune Titan, Encelade devrait être une très haute priorité pour nous. Saturne nous a donné deux mondes passionnants à explorer, Titan et Encelade, ," ajoute le docteur Jonathan Lunine (University of Arizona, Tucson, Arizona), scientifique interdisciplinaire de la mission Cassini.
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Vues de Mayer et de Bond, des cratères remodelés par la lave et les débris
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Cette image composée, obtenue avec l'instrument AMIE embarqué sur le vaisseau spatial SMART-1, montre une scène agréable près du terminateur lunaire (la ligne séparant le jour et la nuit sur la Lune).
La faible élévation solaire sur le paysage produit de longues ombres provenant de plusieurs cratères remodelés par la lave, les débris et l'érosion et d'autres dispositifs géologiques.
La caméra AMIE a obtenu les images les 05 et 06 Février 2006, depuis des altitudes comprises entre 2685 km et 2709 km.
En bas à droite, il est possible de voir C. Mayer, un cratère d'impact complexe de 38 kilomètres de diamètre, situé non loin du bord nod de Mare Frigoris (63.2° N, 17.3° E), nommé en l'honneur de l'astronome allemand Christian Mayer (1719-1783).
A gauche de l'image se trouve W. Bond, aujourd'hui une plaine murée irrégulière d'environ 156 kilomètres de diamètre (5.3 ° N, 4.5 ° E), nommée en l'honneur de l'astronome américain William C. Bond (1789-1859).
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Résultats des premières analyses de poussières cométaires rapportées par Stardust
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Les scientifiques, en examinant les premiers échantillons de poussières collectées dans la queue de la comète Wild 2 et rapportées sur Terre par le vaisseau spatial Stardust au début de l'année, ont trouvé des molécules complexes de carbone, confirmant la théorie que les ingrédients de la vie sur Terre sont originaires de l'espace.
Stardust a collecté des centaines de grains de poussière lorsque la sonde a traversé la queue de la comète deux ans auparavant. Les premières analyses des particules, emprisonnées dans l'aérogel depuis leur capture, suggèrent une forte concentration de molécules complexes nécessaires pour l'évolution de la vie.
Les scientifiques estiment qu'environ 10% de la comète Wild 2 serait faits de matériaux organiques, bien que leur nature ne soit pas encore connue.
L'idée que les comètes ont délivré les composants de base nécessaires pour l'émergence de la vie sur Terre est de plus en plus soutenue par un nombre croissant d'astronomes. La théorie communément admise est que le Soleil et les planètes ont commencé à se former à partir d'un énorme disque de poussières interstellaires, de gaz et de débris il y a environ cinq milliards d'années.
Le Soleil se serait formé en premier. Sa radiation et sa gravité auraient alors eu une influence puissante sur le reste du Système solaire, conduisant les molécules plus légères de composés comme l'eau, le dioxyde de soufre et le dioxyde de carbone hors du Système solaire intérieur.
Le processus aurait aussi produit des milliards de comètes et de météorites. La Terre s'est formée il y a 4.6 milliards d'années et, après son refroidissement, a été bombardée par ces corps, certains d'entre eux énormes, apportant de la matière organique et de l'eau. Les premières manifestations de la vie sont apparues il y a 3.5 milliards d'années.
De nos jours, l'atmosphère de la Terre est toujours traversée par des poussières, des météorites et autres débris, qui continuent d'apporter de l'eau et des matières organiques, dont des acides aminés. Mais les scientifiques ne sont pas sûrs que cette matière contemporaine ait la même composition que celle des comètes et des météorites qui ont percuté la jeune Terre.
Les résultats des premières études d'échantillons cométaires rapportés sur Terre par le vaisseau spatial Stardust seront annoncés au cours d'une conférence le 13 Mars 2006 au Johnson Space Center, Houston.
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Découverte du chaînon manquant dans le "zoo" des galaxies lointaines
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Un nouveau type de galaxie vient d'être découvert par une équipe internationale de chercheurs conduite par Denis Burgarella du Laboratoire d'astrophysique de Marseille (CNRS, Université de Provence). Véritable chaînon manquant dans le « zoo » des galaxies lointaines, il permet d'établir le lien formel entre des populations de galaxies jusqu'alors apparemment disjointes. Contrairement à ce qui était attendu, la grande majorité d'entre elles sont des galaxies spirales semblables à celles de notre univers local. Cette découverte, qui sera publiée prochainement dans « Astronomy & Astrophysics », apporte de précieuses informations sur l'évolution des galaxies telles que la nôtre, la Voie Lactée.
Depuis une dizaine d'années, les observations de l'Univers lointain ont permis aux astronomes de détecter deux grandes familles de galaxies où se forment massivement des étoiles : des galaxies où les étoiles jeunes et chaudes émettent des photons, directement observées dans les domaines ultraviolet et visible, et des galaxies dont les étoiles jeunes sont dissimulées dans leurs cocons de poussières et qui ne sont vues que dans les domaines infrarouge et submillimétrique.
Entre les deux, aucune famille de galaxies n'avait pu être détectée. Pourtant, trouver un lien pouvait permettre aux astrophysiciens d'en savoir plus sur leur formation et leur évolution. Les galaxies « ultraviolettes » évoluent-elles en galaxies « infrarouges » (ou vice-versa) ou bien suivent-elles deux chemins parallèles sans se croiser ?
Pour tenter de répondre à ces questions, l'équipe de Denis Burgarella a utilisé des données provenant de deux télescopes spatiaux observant l'un dans l'ultraviolet (GALEX, satellite de la NASA, réalisé avec la participation du LAM) et l'autre dans l'infrarouge (Spitzer/MIPS de la NASA) ainsi que des données obtenues à partir de l'un des télescopes de l'Observatoire Européen Austral (ESO) dans le domaine visible.
L'étude a été réalisée
sur 300 galaxies ultraviolettes de l'Univers lointain sélectionnées
à partir de données GALEX. La grande surprise a été
de détecter pour la première fois, grâce à
SPITZER, une partie de ces galaxies dans le domaine infrarouge.
Cette population de galaxies, qui possède les propriétés
des deux grandes familles de galaxies à forte formation d'étoiles
dans l'Univers lointain, a donc enfin pu être mise en évidence.
Grâce aux images du télescope spatial Hubble (projet GOODS), il apparaît aussi que la grande majorité de ces galaxies sont des galaxies spirales telles que nous en trouvons communément dans l'univers local. La découverte de Denis Burgarella et son équipe permet de calculer avec une précision inégalée le nombre d'étoiles qui se forment dans l'Univers à différentes époques, et de mieux comprendre l'origine des grandes galaxies spirales telles la Voie Lactée.
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Du formol dans le voisinage d'une protoétoile massive
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Une équipe de chercheurs, comprenant des astronomes de l'Observatoire de Paris et de l'Institut d'Astrophysique Spatiale d'Orsay, vient d'observer une protoétoile massive, W33A, avec le télescope UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope), situé à Hawaii sur le Mauna Kea. Ils ont détecté, pour la première fois dans le domaine de l'infrarouge, la molécule de formaldéhyde (H2CO), communément appelée : formol. Le signal détecté provient du formaldéhyde chaud en phase gazeuse qui ne constitue que 3% de la totalité du formaldéhyde, celui-ci se trouvant principalement piégé dans des manteaux de glaces dans les régions moléculaires denses entourant l'étoile. L'effet combiné du rayonnement et du choc du vent stellaire sublime ces glaces, libérant ainsi le formaldéhyde. Ce type de molécules permettra ensuite la synthèse de molécules organiques complexes. L'observation du formaldéhyde est donc très importante car il constitue un traceur privilégié de l'évolution des protoétoiles massives.
Les étoiles massives se forment au cœur des nuages moléculaires, dans leurs parties les plus denses et les plus obscurcies, de telle sorte que les protoétoiles ne sont pas immédiatement, ni aisément, identifiables dans le domaine visible alors que l'étude des premières phases est cruciale pour la compréhension des mécanismes de formation de ces étoiles. Les protoétoiles sont détectées par leur intense émission dans l'infrarouge, et comme sources particulièrement riches en molécules organiques. En effet, on sait depuis le vol du satellite ISO (Infrared Space Observatory) de l'ESA (European Space Agency) que les molécules interstellaires se condensent et forment des manteaux de glaces dans les régions moléculaires denses. Une question clé pour comprendre l'évolution des protoétoiles et leur impact sur le milieu environnant, est celle de la disparition des manteaux de glaces au voisinage de l'étoile sous l'effet combiné du rayonnement et des chocs, et du rôle des molécules ainsi relâchées dans le gaz dans la synthèse de molécules organiques complexes. La spectroscopie à haute résolution spectrale est un moyen d'étude de choix pour cette question puisqu'elle permet de mesurer précisément la composition du gaz et des manteaux de glace dans le voisinage immédiat des protoétoiles massives.
En utilisant cette technique, une équipe franco-américaine a détecté la présence de formaldéhyde chaud au voisinage de la protoétoile massive W33A, pour la première fois dans l'infrarouge, en utilisant le télescope UKIRT. La présence de formaldéhyde (H2CO) est particulièrement intéressante, car il participe à la synthèse de molécules organiques plus complexes comme certains alcools et aldéhydes interstellaires.
Même si le formaldéhyde est présent en abondance dans la phase gazeuse, il reste principalement piégé dans les manteaux de glace dans cet objet très jeune puisque la phase gazeuse ne représente que 3% de l'ensemble du formaldéhyde. Le gaz est porté à la même température de 100 K, que les autres molécules déjà mesurées en infrarouge (CO, CO2, HCN) ce qui indique que les manteaux de glace sont sublimés à cette température. Mais les fractions de gaz de ces espèces diffèrent, ce qui indique que les abondances de la phase gazeuse ne sont pas une fidèle représentation de la phase solide, mais sont altérées par une chimie en phase gazeuse. Le formaldéhyde apparaît comme un traceur privilégié de l'évolution des protoétoiles massives.
De nouvelles observations sont en cours, pour détecter une molécule cousine, l'alcool méthylique, elle aussi présente à la fois en phases gazeuse et solide, et qui combinée avec le formaldéhyde pourrait nous aider à mieux cerner les rôles respectifs de la sublimation des manteaux et du remaniement chimique.
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L'origine du méthane dans l'atmosphère de Titan
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La sonde Cassini et l'atterrisseur Huygens ont montré que le méthane joue un rôle important sur Titan, satellite de Saturne. D'un point de vue météorologique, il est l'équivalent à l'eau sur la Terre. Comme Cassini et Huygens n'ont pas détecté de mers d'hydrocarbures à sa surface, les chercheurs s'interrogent sur la provenance et l'histoire de ce gaz.
Une étude en collaboration entre le Laboratoire de Planétologie et Géodynamique à Nantes (UMR CNRS, Université de Nantes) et l'Université d'Arizona a permis de proposer un modèle expliquant la libération de méthane dans l'atmosphère de Titan en trois étapes :
- Dans un premier temps, au coeur de Titan, un noyau de silicate se forme avec au-dessus un océan d'eau et d'ammoniac recouvert d'une couche de clathrate , cristal de glace emprisonnant du méthane. Une première partie du méthane est libérée dans l'atmosphère juste après la formation du noyau rocheux. - Un second épisode de dégazage se produit quant le noyau est suffisamment chaud pour initier une convection thermique. La couche externe de clathrate s'amincit à chacun de ces épisodes. - Enfin, le satellite subit un refroidissement global et une cristallisation de son océan interne accompagnée de mouvements convectifs dans la croûte de glace. Les anomalies thermiques ainsi créées déstabilisent les clathrates restants qui se dissocient et libèrent le méthane.
A chacun des épisodes se produisant à un intervalle de 2 milliards d'années et durant quelques centaines de millions d'années, le méthane libéré des clathrates peut s'échapper par les failles de la croûte de Titan et par cryo-volcanisme être injecté dans l'atmosphère.
Les futurs survols de Titan par la sonde Cassini devrait, si cette hypothèse est exacte, observer des édifices cryo- volcaniques et, avec de la chance, détecter des éruptions de méthane. Ce travail est publié dans la revue Nature du 2 mars 2006.
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Le prochain cycle solaire
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Le prochain cycle de taches solaires sera 30-50 pour cent plus fort que le dernier, selon une prévision révolutionnaire faite au moyen d'un modèle informatique de dynamique solaire développé par des scientifiques au National Center for Atmospheric Research (NCAR). L'équipe prévoit que le prochain cycle, le cycle 24, commencera avec un accroissement de l'activité solaire fin 2007 ou début 2008.
Prévoir les cycles du Soleil avec exactitude, des années à l'avance, aidera les sociétés à planifier les activités en fonction des tempêtes solaires, qui peuvent affecter les orbites des satellites, perturber les communications, et réduire les systèmes d'alimentation.
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Le minimum solaire est arrivé !
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Pour la première fois depuis 10 ans, le Soleil est resté vierge de toute tache solaire pendant presque tout un mois, en Février.
Les taches solaires vont et viennent selon un rythme d'environ 11 ans appelé cycle de taches solaires. Au moment du maximum d'un cycle, le Soleil est continuellement parsemé de taches, certaines aussi grandes que la planète Jupiter. Mais chaque pic est suivi d'un creux, aussi en période de minimum solaire, notre Soleil peut très bien ne montrer aucune tache comme actuellement. Pas de taches signifie une activité solaire basse.
Les taches solaires sont la source des éruptions solaires et des éjections de masses coronales (CME) qui peuvent perturber les communications radio et même provoquer des pannes d'électricité sur Terre pendant les tempêtes magnétiques les plus sévères. Ces problèmes devraient diminuer au cours de l'année à venir. Les aurores, un bel effet secondaire des tempêtes magnétiques, devraient également se faire plus rares. Toutefois, au cours d'un minimum solaire nous pouvons avoir des taches solaires occasionnelles et des éclats solaires. Au cours des trois derniers minima qui se sont produits en 1976, 1986 et 1996, il y a eu au moins une énorme tache et un éclat solaire de classe X (le plus puissant de cette sorte).
L'année 2006 présentera probablement le même scénario : de longues périodes de calme avec d'épisodiques apparitions de taches et d'éclats solaires.
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Cheminées galactiques au-dessus de NGC 2841
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Cette photographie de la galaxie spirale NGC 2841 a été prise par l'observatoire Chandra X-Ray. Elle montre les gaz chauffés à plusieurs millions de degrés (en bleu/rayons X) s'élevant au-dessus du disque d'étoiles et de gaz plus froid (en gris/optique).
Ces gaz surchauffés sont créés
par les étoiles géantes et les explosions de supernovae
qui soufflent d'énormes bulles de gaz au-dessus du disque
tout comme la fumée s'élève des cheminées.
L'image de NGC 2841 prise par Chandra fournit la preuve directe
de ce processus, qui pompe l'énergie dans le mince halo gazeux
qui entoure la galaxie. Les cheminées galactiques diffusent
aussi le chaud gaz enrichi de métal loin du disque de la
galaxie dans le halo.
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Escarpement Est du volcan Olympus Mons
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Cette photographie a été prise par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) du vaisseau spatial Mars Express. Elle montre l'escarpement Est du volcan Olympus Mons sur Mars, la montagne la plus haute du Système solaire.
Le HRSC a obtenu ces images au cours de l'orbite 1089 avec une résolution au sol d'approximativement 11 mètres par pixel. L'image est centrée sur 17,5° Nord et 230,5° Est. L'escarpement est haut de 6 kilomètres par endroit.
La surface du flanc est du sommet du plateau montre des flux de lave qui ont plusieurs kilomètres de long et quelques cent mètres de large.
Les déterminations d'âge montrent qu'ils sont de plus de 200 millions d'années, plus vieux en certains endroits, indiquant de l'activité géologique épisodique.
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Les aurores de Saturne
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Les aurores boréales sont fascinantes à voir sur Terre. Sur d'autres planètes, elles peuvent aussi être spectaculaires. Les scientifiques du Max Planck Institute for Solar System Research (Katlenberg, Lindau, Germany), ont observé la région polaire de Saturne avec le spectromètre de particules MIMI (Magnetospheric Imaging Instruments) embarqué sur le vaisseau spatial Cassini. Ils ont découvert des électrons non seulement accélérés en direction de la planète, mais aussi loin d'elle.
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Une comète visible à l'oeil nu
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Après un passage remarqué dans le ciel austral, la comète C/2006 A1 (Pojmanski) s'éloigne maintenant de plus en plus du Soleil et est désormais visible au petit matin depuis l'hémisphère nord.
Située non loin de Vénus au début du mois de Mars, C/2006 A1 (Pojmanski) est visible à la magnitude de 6,5 peu avant le lever du Soleil à quelques degrés au-dessus de l'horizon sud-est. Cette nouvelle venue se laisse découvrir à l'oeil nu, ou mieux avec une paire de jumelles, et c'est une cible plaisante pour les possesseurs de télescope qui pourront apercevoir la comète en détail. C/2006 A1 (Pojmanski) montre une chevelure de teinte verte et une très longue queue sinueuse. Le spectacle sera bien mieux apprécié sous un ciel dénué de toute pollution.
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Une nouvelle Tache Rouge sur Jupiter
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Une nouvelle tache rouge est apparue sur Jupiter, d'environ la moitié de la taille de la Grande Tache Rouge et d'à peu près la même couleur. L'astronome amateur Christopher Go (Philippines) a obtenu une photographie de celle-ci le 27 Février au moyen d'un télescope de 11 pouces et d'une caméra CCD.
Cette nouvelle tache, dont le nom officiel est "Oval BA", est née il y a un peu plus de six ans de la collision de trois plus petites taches. Lors de sa naissance, la tache nouvellement formée présentait une couleur blanche, mais a viré progressivement au rouge au fil du temps. Ce changement de couleur indique probablement une intensification de la tempête qui règne dans cette zone. Nul ne sait si cette nouvelle tache va continuer à grandir, rester dans l'état actuel ou finalement disparaître.
De nombreux astronomes pensent que la célèbre Grande Tache Rouge est née de la même manière.
Jupiter est visible actuellement dans la constellation de la Balance (Libra) et les deux taches sont visibles avec de modestes instruments.
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2004 VD17 mérite l'attention des astronomes
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A la fin du mois de Février, les calculs orbitaux pour l'astéroïde circumterrestre 2004 VD17, indiquaient que le risque d'un impact au cours de ce siècle, plus précisément pour le 04 Mai 2102, était plus élevé que pour tout autre astéroïde connu. La probabilité, en date du 02 Mars 2006 basée sur 692 observations télescopiques couvrant 480 jours, est inscrite sur la page de risques du programme NEO du JPL de la NASA comme étant d'un peu moins de 1 pour 1000. Cette probabilité, bien que petite, place le possible impact de 2102 au niveau 2 de l'échelle de Turin (méritant l'attention des astronomes), ce qui est plus élevé que pour d'autre astéroïde. La probabilité d'impact pour l'astéroïde géocroiseur 1950 DA est plus grande, mais puisque ce risque se situe au-delà de 2880, l'échéance tombe en dehors de la gamme d'un siècle de l'échelle de Turin et l'objet ne figure pas dans la liste des risques d'impact.
Découvert le 07 Novembre 2004 par le télescope de surveillance LINEAR, 2004 VD17 a un diamètre de près de 500 mètres et une masse de presque un milliard de tonnes, d'après son éclat. Bien qu'en-dessous du seuil pour engendrer une catastrophe mondiale, l'énergie d'impact de plus de 10.000 mégatonnes est suffisante pour dévaster tout un continent ou une région. Actuellement, aucune observations radar n'est disponible et l'astéroïde n'a pas été caractérisé en détail, aussi toutes ces données doivent être considérées comme approximatives. Des observations plus précises vont être faites au cours des prochaines années pour s'assurer qu'il n'y a aucun risque de collision avec la Terre ou la Lune.
Le passage rapproché de VD17 prévu pour presque dans un siècle laisse suffisamment de temps aux astronomes pour affiner l'orbite et déterminer si l'astéroïde percutera ou frôlera de près la Terre en 2102. Dans l'immédiat, la position de l'astéroïde sur son orbite ne permet pas à court terme d'obtenir des observations complémentaires, en conséquence 2004 VD17 restera probablement à un niveau 2 de l'échelle de Turin pendant encore quelque temps.
A titre de comparaison, l'astéroïde (99942) Apophis découvert le 19 juin 2004 par Roy Tucker, David Tholen et Fabrizio Bernardi de l'UHAS (University of Hawaii Asteroid Survey) depuis l'observatoire de Kitt Peak en Arizona, et dénommé auparavant 2004 MN4, reste encore inscrit sur la page de risque au niveau 1 de l'échelle de Turin, avec une probabilité d'impact d'environ 1 pour 5000 le 13 Avril 2036. Au moment de sa découverte, 2004 MN4 avait été listé pendant quelques semaines au niveau 2, puis au niveau 4 de l'échelle de Turin avant de rétrograder suite aux observations supplémentaires. A plusieurs reprises au cours d'une année, un objet nouvellement découvert monte rapidement sur l'échelle de danger potentiel, comme 2003 QQ47 l'a fait en Septembre 2003. Certains sont éliminés assez rapidement des pages de risque, comme 2003 CR20 au bout d'environ trois semaines, tandis que d'autres restent plus longtemps, comme 2003 EE16 qui était resté pendant près de trois mois au niveau 1 de l'échelle de Turin.
Apophis et 2004 VD17 sont actuellement les deux seuls astéroïdes avec une inscription sur l'échelle de Turin supérieure à 0.
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Comète C/2006 CK10 (Catalina)
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C. W. Hergenrother (Lunar and Planetary Laboratory) a rapporté que les images prises les 24 et 25 Février 2006 avec le télescope Kuiper de 1,54 mètres du Catalina et celles du 28 Février 2006 prises avec le télescope Lennon de 1,8 mètres du Vatican montrent que l'objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 04 Février dans le cadre du programme Catalina Sky Survey, et répertorié sous la dénomination de 2006 CK10, possède une chevelure et une queue. Quatre nouvelles images prises par le Catalina Sky Survey le 02 Mars 2006 montrent également une faible chevelure.
Les éléments orbitaux de la comète C/2006 CK10 (Catalina) indiquent un passage au périhélie au 02 Juillet 2006 à une distance de 1,7 UA du Soleil.
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Onde de choc dans le Quintette de Stephan
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Cette image composée en fausse couleur de l'amas de galaxies du Quintette de Stephan montre clairement une des plus grandes ondes de choc jamais vues (l'arc vert), produite par une galaxie tombant vers une autre à plus d'un million huit cent mille kilomètres par heure. Elle est composée de données du télescope spatial Spitzer et d'un télescope terrestre basé en Espagne.
Quatre des cinq galaxies dans cette image sont impliquées dans une violente collision, qui a déjà ôté la plupart de l'hydrogène des intérieurs des galaxies. Les centres des galaxies apparaissent comme des noeuds brillants jaunes-roses à l'intérieur d'une brume bleue d'étoiles et la galaxie produisant tout le trouble, NGC7318b, est à gauche de deux petites régions brillantes au milieu droit de l'image. Une galaxie, la grande spirale dans le bas gauche de l'image, est un objet de premier plan et n'est pas associée au groupe.
L'onde de choc titanesque, plus grande que notre propre galaxie de la Voie lactée, a été détectée par le télescope basé au sol en utilisant des longueurs d'ondes en lumière visible. Elle consiste en du gaz d'hydrogène chaud. Comme NGC7318b entre en collision avec le gaz diffusé partout dans l'amas, les atomes d'hydrogène sont chauffés dans l'onde de choc, produisant la lueur verte.
Spitzer a dirigé son spectrographe infrarouge au point culminant de cette onde de choc (au milieu de la lueur verte) pour en apprendre plus sur son fonctionnement intérieur. Cet instrument casse la lumière dans ses composants de base. Les données de l'instrument sont rapportées comme des spectres et sont montrées comme des lignes de courbes qui indiquent la quantité de lumière émise à chaque longueur d'ondes spécifique.
Le spectre du Spitzer a montré une forte signature infrarouge pour le gaz incroyablement turbulent composé de molécules d'hydrogène. Ce gaz est créé quand les atomes d'hydrogène s'appareillent rapidement pour former des molécules à la suite de l'onde de choc. L'hydrogène moléculaire, à la différence de l'hydrogène atomique, dégage la plupart de son énergie par des vibrations qui émettent dans l'infrarouge.
Ce gaz fortement perturbé est l'hydrogène moléculaire le plus turbulent jamais vu. Les astronomes ont été étonnés non seulement par la turbulence du gaz, mais par la force incroyable de l'émission. La raison pour laquelle l'émission d'hydrogène moléculaire est si puissante n'est pas encore complètement comprise.
Le Quintette de Stephan est situé à 300 millions d'années-lumière dans la constellation de Pégase (Pegasus).
Cette image est composée de trois jeux de données : en lumière proche de l'infrarouge (en bleu) et en lumière visible appelée H-alpha (en vert) de l'Observatoire d'Alto Calar en Espagne, exploitées par le Max Planck Institut en Allemagne; et en lumière infrarouge à 8 microns (en rouge) de la caméra infrarouge du Spitzer.
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Découverte du plus grand cratère du Grand Sahara
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Des chercheurs de l'Université de Boston ont découvert les restes du plus grand cratère du grand Sahara d'Afrique du nord, en bordure de la Libye, qui pourrait avoir été formé par un impact de météorite il y a des dizaines de millions d'années.
Le Dr. Farouk El-Baz-Baz a fait la découverte tout en étudiant avec son collègue le Dr. Eman Ghoneim des images prises par le satellite Landsat. Le cratère a été appelé Kebira, signifiant "grand" en arabe. Le bord extérieur du cratère est de 31 kilomètres de diamètre.
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Le cratère Lichtenberg
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La nouvelle animation publiée par l'ESA, faite à partir des images prises par l'instrument AMIE (Advanced Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1, illustre un mode de pointage spécial, un "suivi de cible".
Les images montrent le cratère Lichtenberg dans la région dénommée Oceanus Procellarum sur la Lune, centré sur un secteur situé à 66,8° Ouest et 32,6° Nord.
L'instrument AMIE a obtenu les images depuis une distance comprise entre 2.064 et 2.162 kilomètres avec une résolution au sol d'approximativement 186 et 195 mètres par pixel.
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Sources ou Documentations non francophones
