Sources ou Documentations non francophones

Sources ou Documentations en langue française

En combinant les observations précises obtenues par le VLT (Very Large Telescope) avec celles recueillies par un réseau de plus petits télescopes, des astronomes ont décrit en détail sans précédent le double astéroïde Antiope, qui s'avère être une paire de gros morceaux de blocs empilés de matières, de taille à peu près identique, tourbillonnant l'un autour de l'autre dans un pas de deux perpétuel. Les deux composants ont une forme d'oeuf en dépit de leur très petite taille.

L'astéroïde (90) Antiope a été découvert en 1866 par Robert Luther de Dusseldorf, Allemagne. Quatre-vingt-dixième astéroïde découvert, son nom vient de la mythologie grecque. En 2000, William Merline et ses collaborateurs ont constaté que l'astéroïde était composé de deux composants de taille semblable, faisant de lui un astéroïde vraiment "double", un des tout premiers de cette sorte dans la ceinture principale d'astéroïdes qui se trouve entre les orbites de Mars et de Jupiter.

"La manière dont les astéroïdes doubles se sont formés dans la ceinture principale est encore peu claire," commente Pascal Descamps, de l'Observatoire de Paris et auteur principal de l'article présentant les nouveaux résultats. "Le système d'Antiope nous fournit une occasion unique d'en savoir plus sur cette classe d'objets et nous a décidé à l'étudier en détail."

Descamps, avec son collègue Franck Marchis de l'Université de Californie à Berkeley, Etats-Unis, ont donc lancé donc une grande campagne d'observations sur plus de deux ans et demi commençant en Janvier 2003. Ils ont utilisé l'instrument NACO sur le VLT (Very large Telescope) de l'ESO au Cerro Paranal pour la plus grande partie, bien qu'utilisant un des télescopes Keck pour quelques observations additionnelles en 2005.

NACO permet aux astronomes d'effectuer des observations en optique adaptative, fournissant des images qui sont la plupart du temps exemptes de l'effet de flou de l'atmosphère. Avec ces dernières, il était toujours possible de séparer clairement les deux composants du système d'Antiope, obtenant de ce fait un grand ensemble de mesures très précises de leurs positions.

"Avec cet ensemble unique de données, nous pouvions déterminer avec la plus grande précision la course des deux morceaux de roche cosmique pendant qu'elles tournaient l'une autour de l'autre," indique Marchis. "Nous avons constaté que les deux objets sont séparés de 171 kilomètres, et qu'ils exécutent leur danse céleste en 16.5 heures. En fait, nous connaissons maintenant cette période orbitale avec une précision meilleure que la moitié de seconde."

L'orbite étant déterminée, les astronomes ont pu en tirer la masse totale du système : 828 millions de millions de tonnes, et ont trouvé que les deux objets tournaient autour de leurs propres axes à la même vitesse qu'ils se satellisent. Ainsi, de la même manière que la Lune le fait vers la Terre, ils présentent toujours l'un vers l'autre le même côté (ce que les astronomes appellent "verrouillage de marée"). De plus, les deux astéroïdes tournent dans le même plan qu'ils se satellisent.

Les observations en optique adaptative auraient pu, toutefois, ne jamais résoudre la forme des différents composants car ils sont trop petits. "Mais avec la nouvelle orbite, nous avons pu avec précision prévoir que de fin Mai à fin Novembre 2005 le système présenterait des éclipses et des occultations," commente Marchis." De tels événements mutuels sont des occasions uniques d'apprendre beaucoup sur ce double astéroïde."

Les astronomes ont invité des observateurs autour du monde à tourner leurs yeux sur la paire d'astéroïdes pour mesurer les baisses dans l'éclat résultant des événements prévus. Sur la période de six mois, des amateurs et des professionnels aussi éloignés que du Brésil, Chili, France, île de Réunion, Afrique Du sud, et Etats-Unis, ont observé les occultations répétées tout comme les ombres passant sur l'une de la paire.

Avec ces nouvelles données, Descamps, Marchis et leur équipe, ont trouvés assez de preuves que les deux morceaux de matières gros comme des montagnes formant le système d'Antiope ont la forme d'ellipsoïdes, cest-à-dire, des sphères légèrement déformées, presque semblables en taille : 93.0 x 87.0 x 83.6 kilomètres et 89.4 x 82.8 x 79.6 kilomètres, respectivement. Chaque astéroïde de la paire est ainsi approximativement de la taille d'une grande ville.

Le résultat peut-être le plus étonnant est le fait que les deux composants ont une forme proche de celle prévue par le scientifique français Edouard Roche en 1849 pour des objets fluides en rotation maintenus par gravitation interne en orbite l'un autour de l'autre et verrouillés par les forces de marée.

Naturellement, les astéroïdes ne sont ni gazeux ni liquides, ils sont solides, mais leur structure interne doit être si branlante que leurs corps peuvent se rajuster en raison de l'influence gravitationnelle du compagnon.

Les scientifiques ont pu également dériver la densité des objets, seulement un quart plus élévée que la densité de l'eau. Ceci signifie que les astéroïdes sont très poreux, en ayant 30 pour cent d'espace vide, et suggérant de ce fait une structure de gravats empilés. Cette structure pourrait expliquer pourquoi il était plus facile pour les astéroïdes d'atteindre des formes d'équilibre, tout en étant si petit.

"En dépit de cette étude intensive, l'origine de ce duo unique demeure toujours un mystère," note Descamps. "La formation d'un si grand double système est un événement improbable et représente un défi formidable à la théorie. Une possibilité est qu'un corps parent a tourné si rapidement qu'il a pris la forme d'un trognon de pomme, puis s'est cassé en deux morceaux de taille semblable."

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2007/pr-18-07.html

 http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/apr07/antiope.fr.shtml

Le double coucher de Soleil que Luc Skywalker regarde fixement dans le film Star Wars pourrait ne pas être un fantasme.

Les astronomes à l'aide du télescope spatial Spitzer ont observé que les systèmes planétaires -- les disques poussiéreux d'astéroïdes, de comètes, et probablement de planètes -- sont au moins aussi abondants dans les systèmes d'étoiles jumelles qu'ils le sont dans ceux, comme le nôtre, avec seulement une étoile. Puisque plus que la moitié de toutes les étoiles sont des jumelles, ou des binaires, la conclusion suggère que l'Univers est rempli de planètes qui ont deux soleils. Les couchers du Soleil sur certains de ces mondes ressembleraient à ceux sur la planète de Luc Skywalker, Tatooine, où deux boules ardentes plongent au-dessous de l'horizon une par une.

"Il ne semble pas y avoir d'influence contre la formation de système planétaire dans les systèmes binaires," note David Trilling (University of Arizona, Tucson), auteur principal d'un nouvel article sur la recherche paraissant dans l'édition du 01 Avril d'Astrophysical Journal. "Il pourrait y avoir d'innombrables planètes avec deux soleils ou plus."

Précédemment, les astronomes savaient que les planètes pouvaient se former dans les systèmes binaires particulièrement larges, dans lesquels les étoiles sont 1.000 fois plus éloignées que la distance entre la Terre et le Soleil, ou 1.000 Unités Astronomiques. Des approximativement 200 planètes découvertes jusqu'ici en dehors de notre Système solaire, environ 50 orbitent un membre d'un large duo stellaire.

Les nouvelles études de Spitzer se focalisent sur les étoiles binaires qui sont un peu plus confortables, avec des distances de séparation entre zéro et 500 Unités astronomiques. Jusqu'ici, on ne savait pas beaucoup si la proche proximité d'étoiles comme celles-ci pouvaient affecter la croissance des planètes. Les techniques standards de recherche de planètes ne fonctionnent généralement pas bien avec ces étoiles, mais, en 2005, un astronome a trouvé des preuves d'une planète candidate dans un tel système d'étoiles multiples.

Trilling et ses collègues ont employé la vision infrarouge du Spitzer pour regarder non pas pour des planètes, mais pour les disques poussiéreux dans des systèmes d'étoiles doubles. Ces prétendus disques de débris se composent de morceaux d'astéroïdes ou de restants de roches qui n'ont jamais été transformés en planètes rocheuses. Leur présence indique que le processus de construction de planètes s'est produit autour d'une étoile, ou d'étoiles, ayant pour résultat probable des planètes intactes et matures.

Dans l'étude la plus complète de ce genre, l'équipe a recherché des disques dans 69 systèmes binaires entre environ 50 et 200 années-lumière de la Terre. Toutes les étoiles sont plutôt plus jeunes et plus massives que notre Soleil d'âge moyen. Les données montrent qu'environ 40 pour cent des systèmes avaient des disques, ce qui est un peu plus élevé que la fréquence pour un échantillon comparable d'étoiles simples. Ceci signifie que les systèmes planétaires sont au moins aussi communs autour d'étoiles binaires qu'ils le sont autour d'étoiles simples.

De plus, les astronomes ont été frappés de constater que les disques étaient bien plus fréquents (environ 60 pour cent) autour des binaires les plus serrés dans l'étude. Ces plus douillets des compagnons stellaires sont éloignés entre zéro et trois Unités Astronomiques. Spitzer a détecté des disques satellisant les deux membres des paires d'étoiles, plutôt que juste une. Les systèmes d'étoiles extra-serrés comme ceux-ci sont où les planètes, si elles sont présentes, connaîtraient des couchers de Soleil comme Tatooine.

"Nous étions très étonnés de constater que le groupe serré avait plus de disques," ajoute Trilling. "Ceci pourrait signifier que la formation de planètes montre une préférence pour les binaires serrés sur les étoiles simples, mais cela pourrait également signifier que les binaires serrés sont simplement plus poussiéreuses. Les futures observations devraient fournir une meilleure réponse."

Les données de Spitzer indiquent également que pas tous les systèmes binaires sont des endroits amicaux pour que les planètes se forment. Le télescope a détecté en tout bien peu de disques dans les systèmes binaires espacés moyennement, entre trois à 50 Unités Astronomiques. Ceci implique que les étoiles peuvent être ou très près l'une de l'autre, ou assez éloignées l'une de l'autre, pour que les planètes surgissent.

"Pour une planète dans un système binaire, l'emplacement est tout," ajoute Karl Stapelfeldt (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.), co-auteur de l'article.

"Les systèmes binaires ont été en grande partie ignorés avant," ajoute Trilling. "Ils sont plus difficiles à étudier, mais ils pourraient être les emplacements les plus communs pour la formation de planètes dans notre galaxie."

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2007-05/release.shtml

Les astronomes pensent qu'il y a d'énormes trous noirs aux centres de la plupart des galaxies, si ce n'est pas de toutes. Ces trous noirs, qui peuvent être des millions ou même des milliards de fois plus massifs que le Soleil, peuvent considérablement affecter la galaxie et les environs autour d'elles. L'une des façons dont de tels trous noirs modèlent leurs environnements est en produisant de puissants jets de particules de grande énergie. Les jets, qui sont lumineux dans les ondes radio, ont été vus pour repousser le gaz chaud qui enveloppe la galaxie. Quand ceci se produit, les astronomes peuvent détecter les cavités énormes et les puissants fronts de choc dans le chaud gaz émettant des rayons X.

Cependant, le scénario opposé est apparemment dévoilé dans la galaxie connue sous le nom de 3c442A. Les données de rayons X de l'Observatoire de rayons X Chandra et les observations par radio du VLA (Very Large Array) montrent que le gaz chaud (en bleu) au milieu de 3C442A repousse le gaz lumineux en radio (en orange). Les sections intérieures de la structure par radio sont nettes et concaves, ce qui est conforme à l'idée que le gaz lumineux en rayons X balaye de côté le gaz émetteur d'onde radio. C'est la première preuve convaincante d'une telle inversion de rôle.

Une équipe de scientifiques, menée par Diana Worrall de l'Université de Bristol, Royaume-Uni, a étudié ce système et a déterminé pourquoi la dynamique dans 3C442A semble être chamboulée. D'abord, il y a deux galaxies près du milieu de 3C442A qui sont en cours de fusionnement. Ces deux galaxies sont en route pour un deuxième passage vers une collision, ayant déjà subi une rencontre proche. L'énergie produite de cette fusion imminente réchauffe les atmosphères combinées de ces deux galaxies, les faisant briller intensément en rayons X et se dilater.

Les chercheurs ont déterminé que les jets qui ont produit les lobes de gaz émettant en radio ne sont plus en activité. Les jets peuvent avoir cessé au moment, et probablement en raison, de la collision de galaxies. Puisque le gaz émettant en radio n'a plus de source d'énergie, il est alors à la merci du gaz chaud en expansion et a été repoussé de côté.

http://chandra.harvard.edu/photo/2007/3c442a/

Jusqu'à présent, NGC 5584 était juste une galaxie parmi tant d'autres, située à l'ouest de l'Amas de la Vierge. Connue seulement comme un numéro dans les études de galaxies, sa beauté pure est maintenant révélée dans toute sa splendeur dans une nouvelle image du VLT. Depuis le 01 Mars, cette rose cosmique pourpre détient également l'explosion stellaire la plus lumineuse de l'année, connue sous le nom de SN 2007af.

Située à environ 75 millions d'années-lumière en direction de la constellation de la Vierge (Virgo), NGC 5584 est une galaxie légèrement plus petite que la Voie lactée. Elle appartient, cependant, à la même catégorie : toutes les deux sont des spirales barrées.

Les galaxies en spirale se composent d'un 'bulbe' et d'un disque plat. Le bulbe abrite de vieilles étoiles et habituellement un trou noir supermassif central. Les plus jeunes étoiles résident dans le disque, formant les structures en spirale caractéristiques desquelles les galaxies tirent leur nom. Les spirales barrées sont traversées par une bande lumineuse d'étoiles. En 2000, à l'aide du VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, des astronomes ont découvert les plus petites, les plus faibles, et les plus massives spirales.

Dans cette nouvelle image étonnante de NGC 5584 deux bras en spirale principaux sont clairement visibles, alors que les autres sont déformés, probablement en raison des interactions avec d'autres galaxies. Des parties lumineuses sont étalées dans tout le disque, indiquant que des étoiles se sont formées dans cette gigantesque rose à un rythme effréné.

Quelque chose d'encore plus lumineux, cependant, accroche l'oeil dans cette image. Aucune image prise avant la fin Février n'avait montré la tache lumineuse située en bas à droite du centre de la galaxie. Comme on peut le voir, l'objet nouvellement trouvé est beaucoup plus lumineux que le centre même de la galaxie. Son nom ? SN 2007af, la trente-deuxième supernova découverte cette année. Sa présence signale la mort dramatique d'une étoile avec une masse comparable à celle du Soleil.

SN 2007af, la supernova la plus lumineuse de l'année (jusqu'à présent), a été découverte le 01 Mars par le chasseur de supernova japonais Koichi Itagaki. Il a dirigé son télescope de 60 centimètres vers la constellation de la Vierge et a découvert quelque chose qui n'était pas là auparavant : SN 2007af. Quand elle a été découverte, son éclat (magnitude apparente visuelle de 15.4) était environ sept fois plus faible que celle de sa galaxie hôte, NGC 5584. Elles s'est depuis lors illuminée par le même facteur de 7, atteignant une magnitude apparente de 13.3 et la rendant observable par de nombreux astronomes amateur avec de plus petits télescopes.

Les observations du 04 Mars avec le télescope NTT (New Technology Telescope) de l'ESO à La Silla ont révélé que cette explosion énergique est une supernova de Type I qui a été observée quelques jours avant qu'elle atteignent sa luminosité maximale. La matière de l'étoile condamnée est éjectée avec une vitesse supérieure à 15.000 km/s.

Les astronomes observent SN2007af avec le VLT d'ESO, dans le but d'étudier la géométrie de la matière éjectée par la supernova, et améliorent de ce fait la compréhension du mécanisme d'explosion.

Une supernova de Type I est supposée être le résultat de l'explosion d'une petite et dense étoile - une naine blanche - à l'intérieur d'un système binaire. Comme son compagnon déverse sans interruption la matière sur la naine blanche, la naine blanche atteint une masse critique, conduisant à une instabilité mortelle et à la supernova.

Les supernovae de Type I sont apparemment tout à fait semblable à une autre. Ceci leur donne un rôle très utile en tant que 'bougies standard' qui peuvent être employées pour mesurer les distances cosmiques. Leur pic d'éclat rivalise avec celui de leur galaxie parent, les qualifiant par conséquent de principaux points de référence cosmiques. Les astronomes ont exploité cette circonstance fortuite pour étudier l'histoire de l'expansion de notre Univers.

Cependant les supernovae de Type I sont des événements rares : une galaxie comme la Voie lactée peut héberger une supernova de Type I en moyenne tous les 400 ans seulement. Néanmoins, SN 2007af n'est pas la seule détonation brillante récemment enregistrée dans NGC 5584. De plus, il semble que les astronomes amateurs japonais ont un talent spécial pour capturer les explosions de supernova dans cette spirale pourpre. En effet, en 1996 Aoki Masakatsu a identifié SN 1996aq dans NGC 5584, un sujet difficile à classifier comme supernova menant à une discussion animée en raison de sa nature ambiguëe.

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2007/pr-16-07.html

L'instrument LORRI (Long Range Reconnaissance Imager) du vaisseau spatial New Horizons a retourné de nouvelles images étonnantes de Little Red Spot, la petite tache rouge de Jupiter. Les images, assemblées en mosaïque, ont été obtenues le 27 Février 2007 depuis une distance de 3 millions de kilomètres.

La plus petite et plus brillante tache au sud de Little Red Spot est une autre tempête se déplaçant plus rapidement vers l'est.

http://pluto.jhuapl.edu/gallery/missionPhotos/pages/032207.html

L'oxygène moléculaire a finalement été découvert dans l'espace interstellaire. Le résultat est important pour la compréhension de la chimie dans les grands nuages interstellaires où de nouvelles étoiles se forment, et des processus de la formation d'étoiles.

Les chercheurs en utilisant l'observatoire spatial Odin ont passé de nombreuse heures d'observations pendant plusieurs années et d'évaluation soigneuse de données pour la recherche de l'oxygène moléculaire. Les tentatives précédentes pour trouver l'insaisissable molécule faites par des observatoires au sol et dans l'espace ont été infructueuses, et il a alors été réalisé que l'abondance d'oxygène était beaucoup plus faible que prévu avant le début de la recherche. Dans quelle mesure la quantité était faible n'était pas connue jusqu'aux mesures d'Odin. La découverte est publiée dans Astronomy & Astrophysics.

Les astrochimistes ont longtemps discuté du fait que les molécules de la vie, l'eau (H₂O) et l'oxygène (O₂), sont hautement abondantes dans les régions plus denses du milieu interstellaire. Un des buts primaires de la mission d'astronomie d'Odin était d'employer  la donnée de ligne spectrale de l'oxygène moléculaire (O₂) et de l'eau H₂O) pour étudier les processus de formation d'étoiles. Les modèles en ce temps-là prévoyaient que ces molécules seraient assez abondantes pour aider la formation d'étoiles en émettant l'énergie excessive produite quand les nuages s'effondrent pour former de nouvelles étoiles. L'effondrement de nuage a comme conséquence la compression du gaz qui est donc chauffé. A moins que cette chaleur excessive puisse être émise au loin les étoiles ne pourront pas se former. Beaucoup de tentatives ont été faites à partir du sol, de ballons et de l'espace pour détecter l'oxygène mais ont, jusqu'ici, toutes échouées. L'oxygène moléculaire a finalement maintenant été détectée, pour la première fois, par un groupe de scientifiques de Suède, du Canada, de Finlande et de France. La molécule a été trouvée dans un dense (astronomiquement parlant) nuage de gaz (appelé le rho Oph A) dans la constellation d'Ophiuchus à une distance d'environ 500 années-lumière. L'abondance en oxygène est mille fois plus basse que peuvent l'expliquer les modèles chimiques d'aujourd'hui. Cette découverte est importante car elle mènera à une nouvelle vision dans le développement complexe des nuages interstellaires formant des étoiles et des planètes.

Odin est un observatoire radio basé dans l'espace pour étudier les objets célestes et l'atmosphère de la Terre. Le vaisseau spatial est équipé d'un télescope radio de 1,1 mètre de diamètre fonctionnant dans les gammes de longueurs d'ondes millimétriques et submillimétriques. Odin a été lancé sur une orbite de 600 kilomètres d'altitude le 20 Février 2001.

Les observations réelles ont été faites pendant 33 jours sur une période allant d'Août 2002 à Février 2006. Après traitement minutieux et analyse détaillée de plus de 300 000 spectres, la ligne d'oxygène est visible d'une façon convaincante, à un niveau de cinq fois au-dessus du bruit. Les caractéristiques du profil observé de O₂ sont exactement comme prévu, basés sur les profils des lignes spectrales d'autres espèces comme le carbone, l'oxyde de carbone atomique et la vapeur d'eau, observés dans le même nuage avec les télescopes terrestres et avec Odin.

http://www.ssc.se/?id=5104&cid=8089

Un étrange dispositif en forme d'hexagone encerclant le pôle nord de Saturne près de la latitude de 78 degrés nord a été remarqué par le spectromètre visuel et infrarouge du vaisseau spatial Cassini. Cette image est l'une des premières images claires jamais prises de la région polaire nord vue d'une perspective polaire unique.

Découvert à l'origine et observé pour la dernière fois par un vaisseau spatial au cours des survols de Voyager au début des années 1980, les nouvelles vues de cet hexagone polaire prises fin 2006 prouvent qu'il s'agit d'un dispositif d'une longévité inhabituelle sur Saturne.

Cette image est la première à capturer le dispositif en entier et la région polaire nord en une seul fois, et est également la première vue polaire en utilisant la lueur thermique de Saturne à 5 microns comme source lumineuse. Ceci permet au pôle d'être révélé pendant les conditions de nuit actuellement en cours durant l'hiver polaire au nord. Les images précédentes de Voyager et des télescopes terrestres ont souffert des perspectives faibles de vision, qui ont placé le dispositif et le pôle nord au limbe (bord) extrême nord de la planète.

Cette image a été acquise le 29 Octobre 2006, depuis une distance moyenne de 902.000 kilomètres au-dessus des nuages de Saturne.

Crédit : NASA/JPL/University of Arizona

Dans cette image, la couleur bleue montre les émissions en haute altitude des molécules atmosphériques excitées par les particules chargées entrant en collision avec l'atmosphère le long des lignes puissantes du champ magnétique de Saturne, produisant une aurore aux très hautes altitudes dans atmosphère de Saturne.

http://www.esa.int/SPECIALS/Cassini-Huygens/SEMEM5T4LZE_0.html

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09188

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09185

Depuis son lancement en Février 2006, le satellite infrarouge AKARI, une mission de la JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency) avec la participation de l'ESA, a fonctionné impeccablement et a déjà produit des vues exceptionnelles de l'Univers infrarouge.

De fantastiques nouvelles images et des indices sur les étoiles à différentes étapes de leur évolution, ou encore la matière interstellaire accueillant les trous noirs, sont quelques uns des derniers résultats obtenus par AKARI, la plus récente mission infrarouge d'étude du ciel.

Les nouveaux résultats, qui seront présentés cette semaine lors de la réunion annuelle de la NASJ (National Astronomical Society of Japan), fournissent des vues des régions de formation intense d'étoiles, des vues d'étoiles en toute fin de vie, des restes de supernovae jamais détectés auparavant dans l'infrarouge, des galaxies éloignées et des noyaux galactiques actifs hébergeant des trous noirs entourés par des nuages de gaz moléculaire.

Les nouveaux résultats montrent la connection intime entre la mort d'étoiles, où la matière est libérée dans le milieu interstellaire, et la naissance d'étoiles, lesquelles recueillent cette matière.

http://www.esa.int/esaCP/SEM9PZS4LZE_index_0.html

http://www.eurekalert.org/pub_releases/2007-03/ppa-bda032607.php

La cosmologie, en se basant sur plusieurs faits expérimentaux, a établi que la matière ordinaire, constituée de protons et de neutrons, constitue seulement 4% du contenu total en énergie de l'Univers. Les quelques 96% restant nous sont invisibles et encore méconnus et se répartissent entre la fameuse matière noire et la tout aussi énigmatique énergie sombre. Des chercheurs du Laboratoire Univers et Théories (LUTh) de l'Observatoire de Paris, et du Fonds belge de la Recherche Scientifique ont proposé récemment l'hypothèse de pesanteur anormale (« Abnormally Weighting Energy » ou AWE) qui permet de décrire tout le côté obscur de l'Univers par une physique gravitationnelle révolutionnaire.

Au cours de la dernière décennie, la cosmologie est entrée dans une ère de grande précision, et constitue désormais un champ d'expérimentation précieux et unique pour tester les théories de la physique fondamentale, depuis la théorie de la gravitation jusqu'aux lois de la physique microscopique. Parmi les questions auxquelles cette science est confrontée, une des plus importantes est celle du contenu énergétique de l'Univers. Savoir exactement de quoi est composé l'Univers et en quelles proportions permet non seulement de lui donner un âge, de décrire son évolution passée et future, mais également de trancher scientifiquement la question de sa finitude ou celle de sa fin. Et inversement, une évolution supposée d'un Univers à géométrie donnée n'admet qu'un contenu énergétique fixé. C'est cette équivalence entre contenu énergétique et propriétés spatio-temporelles de l'Univers qui a conduit les cosmologistes aux deux découvertes parmi les plus mystérieuses et les plus prometteuses de l'histoire de la physique moderne : l'existence de la matière noire et de l'énergie sombre.

Alors que la matière noire est inévitable pour expliquer à la fois les fluctuations angulaires du rayonnement fossile, la formation et les propriétés des galaxies, l'énergie sombre a quant à elle été invoquée originellement pour rendre compte de l'accélération de l'expansion cosmique observée dans les derniers milliards d'années de son histoire. Le modèle de concordance de la cosmologie avance que cette énergie sombre est l'oeuvre de la constante cosmologique introduite par Einstein pour tenter d'incorporer le principe de Mach en relativité générale. Or l'interprétation habituelle de la constante cosmologique comme énergie du vide quantique conduit à un désaccord historique entre la théorie et l'expérience de plusieurs dizaines d'ordres de grandeur! De plus, l'énergie du vide est supposée constante partout et toujours. Dès lors, comment se fait-il qu'elle devienne observable précisément aujourd'hui? Ceci laisserait croire que nous vivons à une époque fort particulière, voire privilégiée, de l'histoire cosmique. Est-ce une formidable coïncidence ou est-ce autre chose ?

En vue de surmonter ces difficultés, les auteurs de cette recherche ont proposé l'hypothèse AWE (pour « Abnormally Weighting Energy ») dans laquelle le secteur sombre de la matière cosmique viole le principe d'équivalence aux échelles cosmologiques. Ce principe, également introduit par Einstein, suppose que toutes les formes d'énergie produisent et subissent la gravitation de la même manière. Il est très précisément satisfait (à une précision de 1 pour 1000 milliards) en laboratoire, c'est-à-dire aux échelles locales. Que se passerait-il si, toutefois, la validité du principe d'équivalence dépendait de l'échelle considérée ? En d'autres termes, qu'adviendrait-il si le principe d'équivalence pouvait être rigoureusement vérifié aux échelles locales où justement matière noire et énergie sombre sont fort peu présentes et si au contraire il était violé aux échelles cosmologiques où matière noire et énergie sombre dominent. Les auteurs ont précisément montré que ceci pouvait naturellement apparaître, si un ensemble de particules, la matière noire par exemple, ne couplait pas à la gravitation de la même manière que la matière ordinaire. Ces particules de fait admettraient alors une nouvelle constante de la gravitation de Newton alors que la constante de gravitation de Newton associée à la matière ordinaire, celle qui est observée, deviendrait dépendante de la concentration en matière noire à l'échelle considérée.

Nous savons que la concentration en matière noire est infime aux échelles sub-galactiques. La violation du principe d'équivalence attendue à cette échelle y est donc extrêmement ténue. Toutefois, il n'en sera pas de même aux échelles cosmologiques où la matière noire domine le contenu énergétique de l'Univers. A ces échelles, la matière ordinaire ressent alors une expansion cosmique de plus en plus importante, au fur et à mesure que sa constante de gravitation s'adapte à la domination de la matière noire. L'expansion cosmique résultante est donc accélérée jusqu'à ce qu'un équilibre soit atteint où la constante de gravitation aux échelles cosmologiques est différente de sa valeur dans le système solaire. Le mécanisme d'énergie sombre ainsi construit possède des propriétés remarquables et très prometteuses. Il ne nécessite pas de pressions négatives comme c'est le cas avec la constante cosmologique ou toute autre généralisation comme par exemple la quintessence. Il permet d'expliquer naturellement la coïncidence cosmique grâce au mécanisme de stabilisation de la constante de gravitation durant l'ère cosmique dominée par la matière. Il rend compte des données observationnelles sur les supernovae lointaines en prédisant indépendamment la proportion de matière ordinaire et de matière noire telle qu'elle est donnée par ailleurs en analysant le rayonnement fossile. Ceci suggère une explication à la remarquable adéquation du modèle de concordance tout en prédisant également un âge de l'Univers en accord avec les observations. Enfin, ce mécanisme se termine de lui-même dans le futur par une expansion cosmique décélérée décrite par le traditionnel modèle cosmologique d'Einstein-de Sitter. Mais, avant tout, cette hypothèse permet de réduire l'énergie sombre à une nouvelle propriété de la gravitation: la pesanteur anormale induite par la matière noire.

 Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/mar07/awe.fr.shtml

http://perso.fundp.ac.be/~afuzfa/dark_energy_en.htm

Cette superbe photographie, rendue possible par la technologie d'optique adaptative utilisée à l'Observatoire Gemini, montre une petite partie de la Nébuleuse d'Orion. Les étranges structures en forme de traînées sont des "bulles" de gaz éjectées de la nébuleuse.

Les bulles sont éjectées du nuage à plus de 400 kilomètres par seconde, plus de mille fois la vitesse du son. Ce qui provoque en réalité ces éjections est encore inconnu, mais les astronomes pensent que ces blocs de gaz ont été éjectés par suite d'un événement violent lié à la formation récente d'un amas d'étoiles massives.

Les nuages d'atomes de fer au bout de chaque bulle luisent intensément (en bleu dans l'image) car ils sont chauffées par frottement à environ 5.000° Celsius (9.000° Fahrenheit). Les molécules d'hydrogène, qui composent la majeure partie des bulles et du nuage de gaz environnant, sont détruites aux sommets par les violentes collisions entre les bulles voyageant rapidement et le nuage environnant. Sur les bords à l'arrières des bulles, toutefois, les molécules d'hydrogène ne sont pas détruites, mais sont chauffées à environ 2.000° Celsius (4.000° Fahrenheit). Lorsque les bulles s'enfoncent à travers les nuages, elles laissent derrière elles des sillages caractéristiques en forme de tube (en orange dans l'image). Ces traînées brillent comme les traces de bulles en raison du gaz d'hydrogène moléculaire réchauffé.

http://www.gemini.edu/index.php?option=content&task=view&id=226

Les geysers qui jaillissent d'Encelade rendent impossible la mesure exacte de la période de rotation de la planète Saturne.

Parce que Saturne n'a pas de surface visible, les scientifiques ont utilisé la période de rotation du champ magnétique de la planète pour mesurer la rotation de Saturne, une technique utilisée avec succès pour d'autres géantes gazeuses. Dans un article publié dans l'édition de cette semaine de Science, les chercheurs affirment que les geysers de la lune Encelade éjectent de la vapeur d'eau et de la glace qui interagissent avec le champ magnétique de la planète, pesant sur le champ magnétique de sorte que le champ à une rotation plus lente que la planète. Cet effet peut expliquer les changements observés dans le passé de la rotation par radio de la planète.

Les scientifiques concluent que la période que la vaisseau spatial Cassini avait mesuré à partir des émissions radio n'est pas la durée du jour de Saturne, mais plutôt la période de rotation du disque de plasma. Actuellement, en raison du mouvement des nuages de Saturne, on ne connaît aucune technique qui peut mesurer exactement la rotation interne réelle de la planète.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2007-032

Au moyen du VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, une équipe internationale d'astronomes a montré comment utiliser la composition chimique des étoiles dans un amas pour mettre en lumière la formation de notre Voie lactée. Cette découverte est un test fondamental pour le développement d'une nouvelle technique de marquage chimique dévoilant la naissance et la croissance de notre berceau galactique.

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2007/pr-15-07.html

Hinode, le plus récent observatoire solaire sur la scène spatiale, a obtenu des images inédites montrant que le champ magnétique du Soleil est beaucoup plus turbulent et dynamique que prévu.

Hinode, "Soleil levant" en japonais, a été lancé le 23 Septembre 2006 pour étudier le champ magnétique du Soleil et pour savoir comment son énergie explosive se propage à travers les différentes couches de l'atmosphère solaire.

"Pour la première fois, nous sommes capable de distinguer des minuscules granules de gaz chaud qui s'élèvent et retombent dans l'atmosphère amplifiée du Soleil", commente Dick Fisher, directeur de la Division Héliophysique de la NASA." Ces images vont ouvrir une nouvelle ère d'étude sur certains des processus du Soleil qui affectent la Terre, les astronautes, les satellites en orbite et le Système solaire.

Les trois instruments principaux d'Hinode, SOT (Solar Optical Telescope), XRT (X-ray Telescope) et EUIS (Extreme Ultraviolet Imaging Spectrometer), observent les différentes couches du Soleil. Les études se focalisent sur l'atmosphère solaire de la photosphère - la surface visible du Soleil, vers la couronne - l'atmosphère extérieure qui s'étend dans le Système solaire.

Grâce aux mesures coordonnées des trois instruments, Hinode montre déjà comment les changements dans la structure du champ magnétique et la libération de l'énergie magnétique dans la basse atmosphère s'étalent à travers la couronne et dans l'espace interplanétaire.

"La libération de l'énergie magnétique est à la base de la météo spatiale", ajoute Bernhard Fleck, scientifique des projets SOHO et Hinode. "Compléter les données de SOHO avec celles d'Hinode nous permettra d'améliorer notre compréhension des violents processus sur le Soleil qui dirigent les tempêtes dans l'espace. La synergie entre les deux missions stimulera clairement nos possibilités de prévisions de météo spatiale."

La météo spatiale implique la production de particules énergétiques et l'émission de radiations électromagnétiques. Ces sursauts d'énergie peuvent interrompre les communications longue distance sur des continents entiers et perturber les systèmes de navigation.

"Les images d'Hinode revèlent des preuves irréfutables de la présence de processus dirigeant les turbulences qu'apportent les champs magnétiques, sur de grandes échelles, vers la surface du Soleil, aboutissant à une chromosphère extrêmement dynamique ou enveloppe gazeuse autour du Soleil", ajoute Alan Title (Lockheed Martin, Palo Alto, Californie), professeur consultant à l'Université de Stanford (Californie).

En suivant l'évolution des structures solaires qui souligne le champ magnétique avant, pendant et après ces événements explosifs, les scientifiques espèrent trouver les preuves claires pour établir que la reconnexion magnétique - un processus par lequel les lignes de champ magnétique de différents domaines magnétiques se divisent vers une autre et provoquent une reconfiguration du champ magnétique - est la cause sous-jacente de cette activité explosive.

http://www.esa.int/esaSC/SEMNA6R08ZE_index_0.html

Une nouvelle comète a été découverte le 19 Mars 2007 par B. A. Skiff (Lowell Observatory-LONEOS), et confirmée par de nombreux observateurs.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 F1 (LONEOS) indiquent un passage au périhélie le 03 Novembre 2007 à une distance de 0.4 UA du Soleil. La comète pourrait atteindre la magnitude visuelle de 5.7 lors de son passage au périhélie.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K07/K07F52.html (MPEC 2007-F52)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 28 Octobre 2007 à une distance de 0.4 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K07/K07H29.html (MPEC 2007-H29)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2007F1.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

La photogénique Saturne est devenue la vedette d'un film. Des astronomes ont assemblé les images du télescope spatial Hubble de Saturne, de ses anneaux, et de plusieurs de ses lunes dans trois films.

Chaque film met en lumière des instants uniques dans la valse de trente ans de la planète autour du Soleil. Deux des films montrent le mouvement de plusieurs des lunes de Saturne lorsque les anneaux de la planète étaient dans le plan de la Terre et du Soleil. Ces alignements de profil des anneaux se produisent approximativement tous les 15 ans. Un autre film présente une vue claire de l'hémisphère sud de Saturne quand les anneaux de la planète étaient à leur inclinaison maximale en direction de la Terre.

Hubble a capturé seulement environ une douzaine d'images durant chacun de ces événements, aussi les astronomes ont créé le logiciel pour prolonger les photos dans les centaines d'images nécessaires pour un film. Les images ont été prises avec les instruments WFPC2 (Wide Field and Planetary Camera 2) en 1995 et ACS (Advanced Camera for Surveys) en 2003.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/13

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Terry Lovejoy (Thornlands, Queensland, Australie) a découvert une nouvelle comète le 15 Mars 2007 sur des images CCD prises avec un appareil-photo Canon 350D (+ objectif 200 millimètres f/2.8). A sa demande, John Drummond (Gisborne, Nouvelle Zélande) a confirmé visuellement la comète à la magnitude d'environ 9.5.

Aucune orbite n'est disponible pour l'instant pour la comète C/2007 E2 qui est actuellement située à une déclinaison d'environ -50 degrés et se dirige vers les cieux de l'hémisphère nord. (IAUC 8819, disponible uniquement par souscription)

C'est la première découverte de comète faite par un amateur en 2007, et la première pour Terry Lovejoy, qui a manqué plusieurs comètes dans le passé. Terry Lovejoy a déjà à son actif la découverte de nombreuses comètes sur les images transmises par le satellite SOHO.

http://www.comethunter.de/

http://www.possumobservatory.co.nz/comet2007e2-lovejoy.htm

Mise à jour le 19 Mars 2007

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 27 Mars 2007 à une distance de 1.09 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K07/K07F32.html (MPEC 2007-F32)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2007E2.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Certaines parties du sol martien contenant du soufre et des traces d'eau intriguent les chercheurs qui étudient les informations fournies par Spirit.

Cette matière pourrait être laissée après l'évaporation de l'eau qui a dissous sous terre ces minerais parvenus à la surface, ou ce pourrait être un dépôt volcanique formé autour d'anciennes cheminées de gaz.

Déterminer laquelle de ces deux hypothèses est correcte renforcerait la compréhension de l'histoire environnementale de la région de Columbia Hills que Spirit a exploré depuis quelques mois après son débarquement sur Mars en Janvier 2004. Cependant, l'investigation du sol lumineux présente un défi pour l'équipe du vagabond, parce que la matière meuble pourrait prendre au piège le vagabond.

La brillante matière blanche et jaune était cachée sous une couche du sol à l'aspect normal jusqu'à ce que les roues de Spirit la laboure tandis que le vagabond luttait pour traverseer une partie de sol étonnamment molle il y a presque un an. La roue avant droite avait cessé de fonctionner une semaine auparavant. Les contrôleurs du JPL (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.) ont essayer de manoeuvrer le vagabond vers l'arrière, traînant cette roue, vers la pente nord d'une colline afin de passer l'hiver de l'hémisphère sud avec les panneaux solaires inclinés vers le Soleil.

En raison des difficultés à traverser cette partie, officieusement appelé "Tyrone", l'équipe a choisi de conduire Spirit vers une plus petite mais plus accessible pente pour l'hiver. Spirit est resté dans son abri hivernal pendant presque sept mois. Tyrone était une des sept cibles que Spirit a examiné à distance pendant cette période, à l'aide d'un spectromètre infrarouge pour vérifier leur composition. L'instrument a détecté un peu d'eau liée aux minerais dans le sol.

Le vagabond a repris sa route vers la fin de 2006 quand la saison martienne a apporté quotidiennement suffisamment de Soleil aux panneaux solaires. Une partie du sol lumineux de Tyrone a été entraînée vers le site hivernal par la roue avant droite, et Spirit a passé une certain temps à mesurer la composition et la minéralogie de ces matériaux. La matière est riche en soufre et se compose des sels de sulfate liés au fer, et probablement de calcium. "Ces sels pourraient avoir été concentrés par du liquide hydrothermique ou de la vapeur se déplaçant à travers les roches locales," commente Albert Yen, un géochimiste membre de l'équipe scientifique au JPL. Deux autres parties du sol lumineux découvertes par Spirit avant Tyrone étaient également riche en soufre, mais chacune présentait des similitudes avec les compositions des roches locales qui étaient différentes aux trois emplacements, suggérant des origines localisées.

Les chercheurs observeront plus de parties du sol lumineux. "Si nous les trouvons le long des fractures, cela suggérera qu'elles ont été déposées aux passages anciens de gaz," note Arvidson. "Si elles sont aux cols entre les collines, cela suggérera que les dépôts se sont formés où les eaux souterraines sont venues à la surface."

Les scientifiques décrivent les récents résultats de Spirit et d'Opportunity à la conférence "Lunar and Planetary Science Conference" qui se tient cette semaine dans la ville de League City, au Texas.

Spirit s'est éloigné de la région de Tyrone pour un circuit dans le sens des aiguilles d'une montre autour d'un plateau appelé "Home Plate." Les chercheurs veulent en apprendre plus au sujet de "Home Plate", que Spirit a visité brièvement au début 2006. Ils vérifient une hypothèse que le volcanisme explosif, conduit par l'interaction du magma avec l'eau, a formé "Home Plate" et les dispositifs semblables.

A mi-chemin autour de Mars, Opportunity explore dans le sens des aiguilles d'une montre autour du cratère Victoria, une cuvette d'environ 800 mètres de large. Des promontoires comme des falaises alternent avec des renfoncements plus progressivement inclinées autour du bord crantée. L'impact qui a creusé le cratère a exposé des couches qui avaient été enterrées.

"Les images sont stupéfiantes," note Steve Squyres (Cornell University), principal investigateur pour les vagabonds. "Chaque promontoire que nous avons vu a les genres de couche prévus pour d'anciens dépôts de sables soufflés par le vent."

Les couches se composent de grès riche en sulfate semblable à d'autres substrats qu'Opportunity avait trouvés dans la région de Meridiani pendant plus de trois ans. Les minerais viennent d'une période humide dans le passé ancien de la région. Tout en explorant le bord de Victoria avec Opportunity, les chercheurs ont été à l'affût des roches qui pourraient avoir été projetées des couches plus profondes et plus anciennes que les sulfates.

"Nous avons trouvé un groupe de galets qui étaient clairement plus résistants à l'érosion que les blocs de sulfate projetés sur le bord," ajoute Squyres. "Nous avons vérifié la composition d'une que nous avons appelée Santa Catarina. Notre soupçon est maintenant que Santa Catarina est un morceau d'une météorite." Ce serait la cinquième météorite trouvée par les vagabonds.

Plus de trois ans après ce qui a été projeté comme une mission de trois mois sur Mars, Spirit et Opportunity demeurent en bonne santé, cependant avec des signes du vieillissement. "L'équipe a appris comment conduire Spirit convenablement avec juste cinq roues," note John Callas, chef de projet au JPL. "Nous pourrions accomplir de plus longs trajets s'il y avait plus d'énergie, mais les panneaux solaires de Spirit sont devenus vraiment poussiéreux. Nous ferions bon accueil à un autre événement de nettoyage par le vent." Nous sommes maintenant à peu près la même période de l'année sur Mars qu'à l'époque où les vents ont soufflé la poussière recouvrant Spirit et ses panneaux solaires en 2005, augmentant le niveau d'énergie.

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2007-029

La quantité d'eau emprisonnée dans les couches gelées de la région polaire sud de Mars est équivalente à une couche liquide environ 11 mètres d'épaiseur recouvrant la planète.

Cette nouvelle évaluation vient de la cartographie de l'épaisseur de la glace poussiéreuse par l'instrument radar de Mars Express qui a fait plus de 300 tranches virtuelles à travers les couches stratifiées couvrant le pôle. Le radar voit à travers les couches de glace en direction du plus bas possible, qui par endroits est à une profondeur de 3.7 kilomètres au-dessous de la surface.

Crédit : NASA/JPL/ASI/ESA/Univ. of Rome/MOLA Science Team

"Les couches stratifiées au pôle sud de Mars couvrent un secteur aussi large qu'une grande partie de l'Europe. La quantité d'eau qu'elles contiennent a été estimée auparavant, mais jamais avec un tel niveau de confiance rendu possible avec ce radar," commente Jeffrey Plaut (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, California), co-principal chercheur pour le radar et l'auteur principal de l'étude.

L'instrument MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding), cartographie également l'épaisseur des couches stratifiées semblables au pôle nord de Mars.

"Notre radar fait extrêmement bien son travail," ajoute Giovanni Picardi (University of Rome 'La Sapienza'), principal chercheur pour l'instrument. "MARSIS se montre être un outil très puissant pour sonder sous la surface martienne, et il montre comment les buts de notre équipe - tels que sonder les couches stratifiées polaires - sont réalisés avec succès," ajoute Picardi. "Non seulement MARSIS nous fournit les premières vues de la sous-surface de Mars à ces profondeurs, mais les détails que nous voyons sont vraiment étonnants. Nous nous attendons encore à de plus grands résultats quand nous aurons conclu un ajustement sophistiqué continel de nos méthodes de traitement de données. Celles-ci devraient nous permettre de comprendre encore mieux la composition de la surface et de la sous-surface."

Les couches stratifiées polaires contiennent la majeure partie de l'eau connue sur Mars d'aujourd'hui, cependant d'autres secteurs de la planète semblent avoir été très humides parfois dans le passé. Comprendre l'histoire et le destin de l'eau sur Mars est capital pour étudier si Mars a jamais connu la vie, parce que toute la vie connue dépend de l'eau liquide.

Plaut, Picardi et 22 autres chercheurs rapportent l'analyse de toutes des observations polaires sud de l'instrument radar de Mars Express dans l'édition en ligne du journal Science de cette semaine.

Les couches stratifiées polaires s'étendent au-delà et sous une calotte polaire de dioxyde de carbone blanc-lumineux et d'eau congelée au pôle sud de Mars. La poussière obscurcit plusieurs des couches. Cependant, la puissance de l'écho que le radar reçoit de la surface rocheuse sous les couches stratifiées suggère que la composition des couches stratifiées soit au moins de 90 pour cent d'eau congelée. Un secteur avec une réflexion particulièrement lumineuse de la base des dépôts embarrasse les chercheurs. Il ressemble à ce que pourrait ressembler mince couche d'eau liquide pour l'instrument de radar, mais les conditions sont si froides que la présence d'eau liquide considérée comme fortement peu probable.

Détecter la forme de la surface du sol sous des dépôts de glace fournit des informations sur une structure encore plus profonde de Mars. "Nous ne savions pas vraiment où le fond du dépôt était," ajoute Plaut. "Nous pouvons voir maintenant que la croûte n'a pas été abaissée par le poids de la glace comme elle le serait sur la Terre. La croûte et le manteau supérieur de Mars sont plus consistants que ceux de la terre, probablement parce que l'intérieur de Mars est tellement plus froid."

http://www.esa.int/esaSC/SEMSWJQ08ZE_index_0.html

http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1050.htm

L'astéroïde géant de forme allongée 2003 EL61, circulant dans la Ceinture de Kuiper, doit probablement sa forme étrange à une collision survenue au début de la formation de notre Système solaire.

Dans un article publié cette semaine dans le journal Nature, des scientifiques du Caltech émettent l'hypothèse que 2003 EL61 était à l'origine un corps de forme sphérique d'une taille proche de celle de Pluton. L'astéroïde aurait subi, il y a environ 4,5 milliards d'années, une collision avec un autre objet légèrement plus petit donnant lieu à un corps principal de forme ovale tournant rapidement, et à au moins deux lunes et à un certain nombre de plus petits corps composés principalement de glace.

http://pr.caltech.edu/media/Press_Releases/PR12956.html

Page Spéciale : 2003 EL61, un gros SBKO accompagné de deux lunes

Une nouvelle comète a été découverte le 13 Mars 2007 par G. J. Garradd (Siding Spring Survey), et confirmée par de nombreux observateurs.

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 E1 (Garradd) indiquent un passage au périhélie le 22 Mai 2007 à une distance de 1,3 UA du Soleil, et un passage au plus près de la Terre le 04 Avril 2007 à une distance de 0.512 UA. La comète pourrait atteindre alors la magnitude 12.8.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K07/K07E70.html (MPEC 2007-E70)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 23 Mai 2007 à une distance de 1,28 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K07/K07F07.html (MPEC 2007-F07)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2007E1.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

Les images faites avec le télescope NTT (New Technology Telescope) de l'ESO à La Silla par une équipe d'astronomes allemands révélent un riche amas circulaire d'étoiles dans la partie intérieure de notre Galaxie. Situé à 30.000 années-lumière, ce groupe compact inconnu auparavant d'environ 100.000 étoiles est probablement un nouvel amas globulaire.

Les amas d'étoiles nous fournissent des conditions uniques de laboratoire pour étudier des aspects divers de l'astrophysique. Ils représentent des groupes d'étoiles avec des âges, des quantités d'éléments chimiques et des distance semblables. Les amas globulaires, en particulier, sont des fossiles dans la Voie lactée qui fournissent des informations utiles. Avec des âges d'environ 10 milliards d'années, ils sont parmi les objets les plus anciens dans notre Galaxie - presque aussi vieux que l'Univers lui-même. Ces massifs amas d'étoiles de forme sphérique sont donc des témoins des jeunes et mystérieuses époques de l'Univers.

"De plus, les propriétés des amas globulaires sont profondément reliées à l'histoire de leur galaxie hôte," note Dirk Froebrich (University of Kent), et auteur principal de l'article présentant les résultats. "Nous croyons aujourd'hui que les collisions de galaxies, le cannibalisme de galaxies, ainsi que les fusions de galaxies laissent leurs empreintes dans la population des amas globulaires de n'importe quelle galaxie donnée. Ainsi, en étudiant les amas globulaires nous espérons pouvoir les employer pour évaluer notre compréhension de la formation et de l'évolution des galaxies".

Dans notre propre Galaxie environ 150 amas globulaires sont connus, chacun contenant des centaines de milliers d'étoiles. Contrairement à leurs frères plus petits et de forme moins régulière - les amas ouverts - les amas globulaires ne sont pas concentrés dans le disque galactique ; ils sont plutôt sphériquement distribués dans le halo galactique, avec une augmentation de concentration vers le centre de la Galaxie. Jusqu'au milieu des années 1990, des amas globulaires ont été identifiés la plupart du temps à l'oeil - par l'inspection visuelle de clichés photographiques. Cependant, ces recherches antérieures sont susceptibles d'avoir oublié un nombre significatif d'amas globulaires, en particulier près du disque de la Galaxie, où des nuages denses de poussières et de gaz masquent la vue. Dans les premiers temps de l'astronomie extragalactique ce secteur s'est appelé la "Zone à éviter" parce que les systèmes stellaires extragalactiques semblaient être très rares dans cette partie du ciel.

La recherche des amas globulaires absents dans notre Galaxie exige des observations en infrarouge, parce que le rayonnement infrarouge peut pénétrer le "brouillard galactique" épais. En utilisant les modernes détecteurs infrarouges sensibles, ceci est maintenant possible.

L'exécution du recensement est non seulement un défi dans son propre intérêt, comme trouver de nouveaux amas globulaires est utile pour plusieurs raisons additionnelles. Par exemple, l'analyse de leurs orbites permet aux astronomes de tirer des conclusions sur la distribution de la masse dans la galaxie. Les amas d'étoiles peuvent donc être employés comme sondes pour la structure à grande échelle de la Voie lactée.

"Il a été estimé que la région près du Centre Galactique pourrait contenir environ 10 amas globulaires jusqu'ici inconnus et nous avons commencé une grande campagne pour les dévoiler et les caractériser," explique Helmut Meusinger (Thüringer Landessternwarte Tautenburg, Allemagne), et membre de l'équipe.

Les astronomes ont effectué une recherche systématique à grande échelle et automatisée (de 14.400 degrés carrés) des amas globulaires candidats dans le plan galactique en entier, basée sur l'étude en proche infrarouge 2MASS (Two Micron All Sky Survey). Finalement, seulement environ une douziane d'objets condidats sont restés.

Les astronomes ont observé ces candidats avec l'instrument SofI fixé au télescope NTT (New Technology Telescope) à la La Silla (Chili), prenant des images avec trois filtres différents en proche infrarouge. Les nouvelles images sont dix fois plus profondes et ont une résolution angulaire bien meilleure que les images 2MASS originales, permettant de ce fait aux astronomes de résoudre au moins en partie l'accumulation dense d'étoiles dans les amas globulaires candidats.

Un de ces candidats a le numéro 1735 dans la liste de Froebrich, de Scholz, et de Raftery, et est en conséquence référencé comme FSR 1735.

"Les images uniques que nous avons obtenues indiquent que l'aspect nébuleux de l'amas dans les images précédentes est dû en fait à un grand nombre d'étoiles faibles," commente Froebrich. "Les images montrent une belle, riche, et circulaire accumulation d'étoiles."

D'une analyse détaillée des propriétés de l'amas, les astronomes arrivent à la conclusion que l'amas est à environ 30.000 années-lumière de nous et à seulement 10.000 années-lumière du Centre Galactique, près du Plan Galactique.

"Toute les preuves corroborent l'interprétation que FSR 1735 est un nouvel amas globulaire de la Voie lactée intérieure," ajoute Aleks Scholz (University of St Andrews, Royaume-Uni), et autre membre de l'équipe. "Cependant, pour en être sûr, nous devons maintenant mesurer l'âge de l'amas exactement, et ceci exige encore de plus profondes observations."

L'amas est d'environ 7 années-lumière de large (légèrement moins de deux fois la distance entre le Soleil et sa plus proche étoile, Proxima centauri) mais contient environ 100.000 étoiles pour une masse totale estimée de 65.000 fois la masse du Soleil. Les étoiles contiennent entre 5 et 8 moins d'éléments lourds que le Soleil.

"Sur son chemin vers notre Système solaire, la lumière venant des étoiles dans l'amas FSR 1735 doit pénétrer un nuage épais de poussières et de gaz," indique Meusinger. "C'est une des raisons pour lesquelles il était difficile de trouver cet amas dans les études précédentes."

"Est-ce maintenant le dernier amas globulaire absent dans notre galaxie ?," demande Scholz." Nous ne pouvons pas vraiment en être sûr. Les intérieurs opaques de la Voie lactée peuvent avoir bien plus de surprises en magasin."

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2007/pr-12-07.html

Une nouvelle image des restes de la supernova de la Nébuleuse du Crabe prise en utilisant l'instrument Suprima-Cam (Prime Focus Camera) sur le télescope Subaru met en valeur la beauté des débris stellaires se développant loin de l'emplacement de cette ancienne explosion. L'image en haute résolution capture des détails d'une mèche alongée de gaz se précipitant approximativement à 1.500 kilomètres par seconde. Bien que la nébuleuse ait été observée de nombreuses fois à l'aide des télescopes terrestres et spatiaux, cette image donne aux astronomes une autre occasion d'étudier les mécanismes du gaz en expansion avec un détail beaucoup plus grand.

Cette image étonnante n'a pas été prise dans le cadre d'un projet de recherche, mais par hasard une nuit où les conditions de visibilité ont empêché une équipe d'astronomes d'utiliser le télescope pour leur observation prévue. Ils ont choisi de viser la Nébuleuse du Crabe et de prendre une jolie photo qui serait également utile. "Nous avons juste voulu regarder quelque chose de beau qui pourrait montrer la capacité de l'appareil-photo à prendre des images détaillées d'un champ visuel large," commente Toru Yamada, un des membres de l'équipe. "En fin de compte, mes collègues étrangers sont intéressés par les données, qui pourraient être utiles pour la recherche sur la façon dont la Nébuleuse du Crabe s'étend au fil du temps."

Les restes de la supernova de la Nébuleuse du Crabe (M1) est l'un des vedettes du ciel des nuits d'hiver. Elle se trouve à environ 7.200 années-lumière dans la constellation du Taureau (Taurus) et a un diamètre apparent de 10 années-lumière. La nébuleuse a été créée dans une formidable explosion stellaire vue pour la première fois sur Terre en l'an 1054. Beaucoup de cultures ont noté l'aspect de cette nouvelle étoiles dans le ciel. Au Japon, le célèbre poète Fujiwara no Teika, a écrit dans son journal intime, 'Meigetsuki': "Chaque nuit plusieurs heures après minuit, une étoile peu familière aussi lumineuse que Jupiter se lève dans le ciel oriental." Dans le sud-ouest américain, beaucoup ont suspecté que plusieurs gravures faites par les anciens Américains natifs de l'époque, soient réellement des illustrations de la supernova telle qu'elle est apparue dans le ciel au-dessus de leurs maisons.

Une explosion de supernova et son étoile à neutrons

Une explosion de supernova se produit quand une étoile massive arrivée en fin de vie s'effondre et explose, émettant d'intenses radiations et des débris stellaires vers l'espace. De telles explosions dispersent des éléments comme le fer, l'or, l'argent, et le plutonium hors de l'étoile brisée, lesquels enrichissent l'espace environnant. L'atmosphère de l'étoile crée une nébuleuse en expansion, qui emporte la plupart des éléments dans son sillage. Ce qui reste de l'étoile (les matériaux restants du noyau) s'effondre pour devenir une "étoile à neutrons" (un objet dense et chaud fait entièrement de neutrons). Si l'étoile à neutrons est extrêmement dense, elle pourrait s'effondrer pour devenir un trou noir. Les astronomes estiment qu'une explosion de supernova a lieu une fois tous les dix ans dans une galaxie comme la Voie lactée.

Il y a en réalité deux étoiles au centre de la Nébuleuse du Crabe, dont une est l'étoile à neutrons. Elle tourne rapidement, à un rythme de 33 fois par seconde, et émet les ondes radio, des rayons X et des rayons gamma dans des jets de radiations. Nous voyons les jets de rayons X et de rayons gamma comme des pulsations changeantes rapidement en intensité de rayonnement. Elle sont semblables aux faisceaux lumineux d'un phare lorsque la lumière tourne autour. Cette apparence de pulsation à conduit les scientifiques à appeler l'étoile centrale et son faisceau le Pulsar du Crabe.

http://www.subarutelescope.org/Pressrelease/2007/03/12/index.html

Une équipe de chercheurs de l'IMCCE et de l'Université de Berkeley vient d'annoncer la découverte d'une seconde lune, nommée provisoirement S/2004 (45) 1, en orbite autour de l'astéroïde (45) Eugenia. La découverte de cette lune, d'une taille estimée à 6 kilomètres, a été obtenue en analysant trois images prises en Février 2004 sur le télescope de 8 mètres "YEPUN" du VLT (Very Large Telescope) de l'ESO au Chili.

Des images infrarouges de l'astéroïde (45) Eugenia faites sur le CFHT (Canada-France-Hawaii Telescope) en optique adaptative entre les 13 et 19 Novembre 1998 avaient révélé la présence d'une première lune d'environ 12 km de diamètre, nommée par la suite Petit-Prince, faisant d'Eugenia le premier astéroïde possédant un satellite ayant été détecté par un télescope terrestre. La découverte de cette seconde lune fait maintenant de l'astéroïde (45) Eugenia le second astéroïde triple, après (87) Sylvia, découvert dans la Ceinture Principale située entre Mars et Jupiter.

http://www.imcce.fr/page.php?nav=fr/actualites/actu.php?id=139

http://www.johnstonsarchive.net/astro/astmoons/am-00045.html

Le 25 Février 2007, un passage de la Lune devant le disque solaire a eu lieu - mais il ne pourrait pas être vu depuis la Terre. Ce transit était seulement visible du vaisseau spatial STEREO-B dans son orbite autour du Soleil.

La mission STÉRÉO se compose de deux vaisseaux spatiaux lancés en Octobre 2006 pour étudier les tempêtes solaires.

Le transit a débuté à 06h56 UTC et a continué pendant 12 heures jusqu'à 18h57 UTC. STEREO-B est actuellement à environ 1.6 millions de kilomètres de la Terre, soit 4.4 fois la distance Terre-Lune. Comme résultat, la Lune est apparu 4.4 fois plus petite que d'habitude. Cependant, c'est encore beaucoup plus grand que, par exemple, la planète Venus lorsqu'elle est apparue lors de son passage devant le Soleil en Juin 2004 vu depuis la Terre.

Crédit : NASA/Goddard Space Flight Center

Cet alignement de STEREO-B et de la Lune n'est pas simplement dû à la chance. Il a été organisé en donnant une petite poussée à l'orbite de Stéréo de décembre dernier. Le passage est très utile aux scientifiques STÉRÉO pour faire la mise au point, mesurer la quantité de lumière dispersée dans les instruments de STÉRÉO et pour déterminer le pointage des coronagraphes de STÉRÉO.

Le Soleil tel qu'il apparaît dans ces images et dans chaque frame du film est une composition d'images presque simultanées dans quatre longueurs d'onde différentes de lumière UV extrême qui ont été séparées en quatre canaux de couleur et ensuite recombinées avec un certain niveau de transparence pour chacune.

http://stereo.gsfc.nasa.gov/gallery/stereoimages/preview/preview_transit.shtml

En ratissant large, les astronomes ont capturé une image de plus d'un millier de trous noirs supermassifs. Ces résultats donnent aux astronomes un instantané d'une période cruciale lorsque ces trous noirs monstreux se développent, et fournissent un aperçu sur l'environnement dans lequel ils apparaissent.

Le nouveau panorama de trous noirs a été fait avec des données de l'observatoire de rayons X Chandra, du télescope spatial Spitzer et des télescopes optiques terrestres. Les trous noirs dans l'image sont des centaines de millions à plusieurs milliards de fois plus massifs que le Soleil et se situent aux centres des galaxies.

La matière tombant dans ces trous noirs à un rythme élevé produit des quantités énormes de lumière qui peuvent être détectées dans différentes longueurs d'onde. Ces systèmes sont connus comme des noyaux galactiques actifs, ou AGN (Active Galactic Nuclei).

"Nous essayons d'obtenir un recensement complet à travers l'Univers des trous noirs et leurs habitudes," commente Ryan Hickox (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), Cambridge, Mass.). "Nous avons utilisé des tactiques spéciales pour dénicher les trous noirs les plus grands."

Au lieu de scruter une partie relativement petite du ciel pendant longtemps, comme avec le Chandra Deep Fields -- deux des plus longues expositions obtenues avec l'observatoire -- et d'autres études concentrées, cette équipe a scanné une partie beaucoup plus grande avec des expositions plus courtes. Puisque les plus grands trous noirs alimentent les plus brillants AGN, ils peuvent être repérés à de vastes distances, même avec des expositions courtes.

"Avec cette approche, nous avons bien trouvé plus d'un millier de ces monstres, et avons commencé à les employer pour contrôler notre compréhension de ces objets puissants," note Christine Jones, également du CfA.

La nouvelle étude soulève des doutes au sujet d'un modèle courant populaire dans lequel un trou noir supermassif est entouré par une région en forme d'anneau, ou tore, de gaz. Un observateur situé sur Terre aurait sa vue plus ou moins cachée par ce tore, en fonction de l'orientation du tore.

Selon ce modèle, les astronomes s'attendaient à ce qu'un grand échantillon de trous noirs montre un éventail d'absorption du rayonnement des noyaux. Cette absorption devrait aller de complètement exposée à complètement obscurcie, avec la plupart intermédiaire. Les noyaux qui sont complètement obscurcis sont non discernables, mais les fortement obscurcis sont visibles.

"Au lieu de trouver une gamme entière, nous avons trouvé que presque tous les trous noirs sont soit dévoilés ou couverts par un voile dense de gaz," commente Hickox. "Très peu sont intermédiaires, ce qui nous fait demander à quel point nous connaissons l'environnement autour de ces trous noirs."

Cette étude a trouvé plus de 600 AGN obscurcis et 700 non obscurcis, situés entre environ 6 et 11 milliards d'années-lumière de la Terre. Ils ont été trouvés en utilisant une première application d'une nouvelle méthode de recherche. En regardant les couleurs infrarouges des objets avec Spitzer, les AGN peuvent être séparés des étoiles et des galaxies. Les observations de Chandra et optiques vérifient alors que ces objets sont des AGN. Cette méthode de multi-longueurs d'onde est particulièrement efficace pour trouver des AGN obscurcis.

"Ces résultats sont très passionnants, utilisant deux grands observatoires de la NASA pour trouver et comprendre le plus grand échantillon de trous noirs supermassifs jamais trouvés dans l'Univers lointain", ajoute Daniel Stern (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.)

L'image de Chandra est le plus grand champ contigu jamais obtenu par l'observatoire. Avec 9.3 degrés carrés, elle est plus de 40 fois plus grande que la Pleine Lune vue dans le ciel nocture et plus de 80 fois plus grande que l'un ou l'autre des champs profonds de Chandra. Cette étude, faite dans une région de la constellation du Bouvier (Bootes), a nécessité 126 assemblassages d'expositions de Chandra de 5000 secondes chacune. Les chercheurs ont combiné celles-ci avec les données infrarouges obtenues à partir du Spitzer, et des données optiques du télescope Mayall de 4 mètres de Kitt Peak et du télescopes optiques de 6,5 mètres du MMT 6.5-meter, tous les deux situés en dehors de Tuscon, Arizona, pour la même partie du ciel.

http://chandra.harvard.edu/photo/2007/bootes/

http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=22097

Un chaud début il y a des milliards d'années pourrait avoir mis en mouvement des forces qui actionnent les puissants geysers sur la lune Encelade de Saturne.

"Profondément à l'intérieur d'Encelade, notre modèle indique que nous avons un mélange organique, une source de chaleur et une eau de liquide, tous les ingrédients principaux pour la vie," commente le Dr. Dennis Matson, scientifique du projet Cassini au JPL (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.) de la NASA. Et bien que personne n'affirme que nous avons trouvé la vie par tous les moyens, nous avons probablement la preuve d'un endroit qui pourrait être hospitalier à la vie."

Depuis que le vaisseau spatial Voyager de la NASA a renvoyé pour la première fois des images de la surface blanche neigeuse de la lune, les scientifiques ont suspecté qu'Encelade a dû avoir quelque chose d'inhabituel qui se soit produit sous sa coque. Les appareils-photo sur la navette spatiale Cassini ont semblé confirmer ce soupçon en 2005 quand ils ont repéré des geysers sur Encelade éjectant de la vapeur d'eau et des cristaux de glace depuis sa région polaire sud. Le défi pour les chercheurs a été de trouver la façon dont cette petite boule de glace pourrait produire les niveaux de chaleur requis pour alimenter de telles éruptions.

Un nouveau modèle suggère que la désintégration rapide des éléments radioactifs dans Encelade peu de temps après qu'elle se soit formée a pu démarré le réchauffement à long terme de l'intérieur de la lune qui continue aujourd'hui. Le modèle donne des crédits à une autre conclusion récente et relative, qui indique que les panaches glacés d'Encelade contiennent des molécules qui exigent des températures élevées pour se former.

"Encelade est un corps très petit, et il est fait presque entièrement de glace et de roches. Le mystère est comment la lune a développé un noyau chaud," note Julie Castillo, scientifique principal développant le nouveau modèle au JPL. "La seule manière d'arriver à de telles températures élevées chez Encelade est par la décomposition très rapide de quelques espèces radioactives."

Le modèle de début chaud suggère qu'Encelade a commencé comme une boule mélangée de glace et de roches qui a contenu des isotopes radioactifs d'aluminium et de fer se délabrants rapidement. La décomposition de ces isotopes - sur une période d'environ 7 millions d'années - produirait d'énormes quantités de chaleur. Ceci aurait comme conséquence la consolidation de matière rocheuse au noyau entourée par une coquille de glace. Selon la théorie, la radioactivité restante se délabrant plus lentement dans le noyau a pu continuer à réchauffer et fondre l'intérieur de la lune sur des milliards d'années, avec les forces de marée de l'attraction gravitationnelle de Saturne.

Les scientifiques ont également trouvé que le modèle utile en expliquant comment Encelade pourrait avoir produit les produits chimiques dans le panache, tels qu'ils ont été mesurés par le spectromètre de Cassini. Matson est l'auteur principal d'une nouvelle étude de la composition du panache, qui apparaîtra dans l'édition d'Avril du journal Icarus. Bien que le panache se compose principalement de vapeur d'eau, le spectromètre a également détecté dans le panache des petites quantités d'azote, de méthane, de dioxyde de carbone, de propane et d'acétylène.

Les scientifiques ont été en particulier surpris par l'azote parce qu'ils ne pensent pas ce gaz pouvait faire partie de la composition d'origine d'Encelade. A la place, l'équipe de Matson suggère que ce soit le produit de la décomposition de l'ammoniaque profondément dans la lune, où le noyau chaud et l'eau liquide environnante se rencontrent.

La décomposition thermique de l'ammoniaque exigerait des températures aussi élévées que 577 degrés Celsius, à condition que des catalyseurs tels que des minerais d'argile soient présents. Et bien que la décomposition à long terme seule des espèces radioactives et des forces de marée actuelles ne peuvent pas expliquer de telles températures élevées, avec l'aide du modèle de début chaud, elles le peuvent.

Les brûlantes conditions sont également favorables pour la formation de chaînes simples d'hydrocarbure, les éléments de base de la vie, que le spectromètre de Cassini a détectés en petite quantité dans le panache d'Encelade. L'équipe conclut que jusqu'ici, tous les résultats et le modèle de début chaud indiquent qu'un mélange chaud organique riche a été produit au-dessous de la surface d'Encelade et pourrait être toujours présent aujourd'hui, faisant de la lune une cuisine prometteuse pour la préparation de la soupe primitive.

Pour recueillir plus d'informations sur la chimie dans Encelade, l'équipe projette de mesurer directement le gaz émanant du panache pendant un survol programmé pour Mars 2008.

http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/cassini-20070312.html

Un mystère vieux de dix ans a été résolu en utilisant des données de l'Observatoire XMM-Newton de rayons X de l'ESA. Le membre le plus brillant des surnommées "Sept Magnifiques" s'avère émettre des pulsations avec une période de sept secondes.

La découverte émet quelques doutes sur l'interprétation récente que cet objet est un objet céleste fortement exotique connu sous le nom d'étoile quark.

Les "Sept Magnifiques" sont un rassemblement de jeune étoiles à neutrons. Les étoiles à neutrons sont les coeurs morts d'étoiles autrefois massives. Elles contiennent environ 1.4 fois la masse du Soleil mais sont comprimés par la gravitation dans des sphères ultra-denses de 10-15 kilomètres de diamètre. Une pièce d'un Euro faite de matières d'étoile à neutrons pèserait plus que la population entière de la Terre. Ce qui place les "Sept Magnifiques" à part des 1700 autres étoiles à neutrons vues comme pulsars par radio est qu'elles ne sont pas détectées aux fréquences radio mais leurs surfaces sont assez chaudes pour émettre des rayons X.

Le membre le plus brillant des Sept Magnifiques, RXJ1856, était un mystère pour les astronomes depuis sa découverte il y a une décennie parce que, en dépit du fait qu'il est si lumineux, personne n'avait pu trouver de pulsations et déterminer ainsi son taux de rotation. Ceci a entièrement changé grâce au travail d'Andrea Tiengo et de Sandro Mereghetti (Istituto Nazionale di Astrofisica, Milan, Italie).

En utilisant des données collectées par XMM-Newton, le duo a recherché tous les signes de pulsations dans RXJ1856. Ils ont réussi, trouvant une pulsation se répétant toutes les 7 secondes sur une observation de la source de 19 heures exécutée en Octobre 2006. Ils ont vérifié d'autres données d'archive et ont confirmé la pulsation enregistrée dans cinq autres observations de XMM-Newton effectuées entre 2002 et 2006.

"Les pulsations sont une caractéristique typique d'une étoile à neutrons," commente Tiengo. Elles signifient que l'objet minuscule tourne et qu'un point chaud sur sa surface tourne dans notre ligne de la vision toutes les sept secondes, de la même manière qu'un phare balaye son faisceau de lumière autour de lui en cercle. Les pulsations dans RXJ1856 ont une amplitude très basse ; ceci explique pourquoi elles n'ont pas été vues avant.

RXJ1856 est un objet intrigant pour les astronomes. Le télescope spatial Hubble a fourni une distance très précise à l'objet : 500 années-lumière. Ceci a permis aux astronomes d'employer l'éclat de RXJ1856 pour estimer son rayon. Ce qu'ils ont trouvé les a embarrassés. Le rayon estimé paraît être plus petit que 10 kilomètres. Ceci a été pris comme une preuve possible que RXJ1856 était un objet bien plus exotique, connu sous le nom d'étoile quark. Dans un tel objet, la pesanteur a écrasé les noyaux atomiques dans leurs quarks constitutifs.

"Nous n'éliminons pas l'interprétation d'étoile quark mais les pulsations montrent que l'objet est également conforme aux modèles d'étoiles à neutrons," note Tiengo.

Aussi les astronomes vont devoir travailler plus durement pour déterminer à laquelle de ces catégories exotiques RXJ1856 appartient. "Si nous pouvons obtenir des mesures plus précises de la période nous pouvons alors voir à quelle rapidité l'objet ralentit," ajoute Mereghetti.

Les étoiles à neutrons ralentissent parce que leurs forts champs magnétiques et la rotation rapide, produisent le rayonnement électromagnétique qui épuise leur énergie de rotation. Mesurer la décélération de l'objet donnerait aux astronomes un indice sur son champ magnétique, lequel est responsable de la création du point chaud qui produit la pulsation.

http://www.esa.int/esaSC/SEM1WRN0LYE_index_0.html

Les nouvelles données obtenues d'un apparent couple céleste, NGC 5011 B et C, prises avec le télescope de 3,60 mètres de l'ESO, révèlent que les deux galaxies se sont pas à la même distance, comme on le croyait ces 23 dernières années. Les observations montrent que NGC 5011C n'est pas une géante mais une galaxie naine, un membre ignoré d'un groupe de galaxies dans le voisinage de la Voie lactée.

La galaxie NGC 5011C est située vers la constellation du Centaure (Centaurus), dans la direction du groupe de galaxies Centaurus A et de l'amas de galaxies Centaurus. Le premier est à environ 13 millions d'années-lumière de notre Voie lactée, alors que le dernier est environ 12 fois plus loin.

L'aspect de NGC 5011C, avec sa faible densité d'étoiles et l'absence des dispositifs distinctifs, conduirait normalement les astronomes à la classifier comme une galaxie elliptique naine voisine. D'autre part, la distance de la galaxie - comme rapportée dans la littérature scientifique - fait d'elle un membre de l'amas plus éloigné Centaurus. Comme tel, elle appartiendrait au même amas que sa compagne plus brillante et plus rouge dans le ciel, la galaxie lenticulaire NGC 5011B, laquelle est presque vue de profil.

"C'est toutefois un problème," dit Ivo Saviane, de l'ESO, qui avec son collègue Helmut Jerjen (Mt Stromlo Observatory, Australie) a étudié ce système particulier, "Malgré la petite distance entre les deux galaxies ceci impliquerait de leur projection sur le ciel si elles étaient en effet à la même distance - seulement 45.000 années-lumière, la moitié de la taille de notre Voie lactée - qu'il n'y a aucun signe évident d'interaction entre les deux."

Qui plus est, si les deux galaxies étaient à la même distance, alors NGC 5011C serait plus grande que NGC 5011B en taille réelle, faisant d'elle une sorte de la galaxie jamais vue auparavant.

Saviane et Jerjen ont donc utilisé le télescope de 3,6 mètres de l'ESO à La Silla pour prendre des images et des des spectres des galaxies. Les astronomes ont alors trouvé le contraire de ce qui est publié, les deux galaxies ont des décalages vers le rouge très différents, avec NGC 5011C s'éloignant de nous cinq fois plus lentement que son compagnon dans le ciel. "Ceci indique qu'elles sont à différentes distances et pas du tout associées", dit Jerjen. "Clairement, NGC 5011C appartient au proche groupe de galaxies centré sur Centaurus A, alors que NGC 5011B fait partie de l'amas Centaurus beaucoup plus lointain."

Les astronomes ont également établi que les deux galaxies ont des propriétés intrinsèques très différentes. NGC 5011B contient par exemple des éléments chimiques plus lourds que NGC 5011C, et cette dernière semble contenir seulement environ 10 millions de fois la masse du Soleil en étoiles et est donc une véritable galaxie naine. En comparaison, notre Voie lactée contient des milliers de fois plus d'étoiles.

"Nos nouvelles observations avec le télescope de 3,6 mètres de l'ESO confirment ainsi un nouveau membre du groupe voisin Centaurus A dont l'identité vraie est demeurée cachée en raison de la confusion de coordonnées et la fausse distance estimée dans la littérature pendant les 23 dernières années," dit Saviane.

Avec cette nouvelle détermination de distance, les astronomes ont également établi que NGC 5011C se tient à 500.000 années-lumière de la galaxie dominante dans son groupe, Centaurus A. Centaurus A (NGC 5128) est la galaxie elliptique géante la plus proche, à une distance d'environ 13 millions d'années-lumière. Elle fusionne actuellement avec une galaxie en spirale compagnon. Elle possède un trou noir très massif en son centre et est une forte source d'émissions radio et de rayons X.

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2007/pr-09-07.html

Pour la première fois, des astronomes ont été témoin de l'accélération de la rotation d'un astéroïde, et ont montré qu'elle était due à l'effet théorique prédit mais jamais vu auparavant. L'équipe internationale de scientifiques a utilisé une armada de télescopes pour découvrir que la période de rotation de l'astéroïde décroît actuellement d'une milliseconde par an, en conséquence du réchauffement de la surface de l'astéroïde par le Soleil. Par la suite, il pourrait tourner plus vite que n'importe quel astéroïde connu dans le Système solaire et pourrait même se briser.

"L'effet Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack (YORP) est censé changer la manière dont les petits corps dans le Système solaire tournent," commente Stephen Lowry (Queens University Belfast, UK), auteur principal de l'un des deux articles dans lesquels cette étude est rapportée.

"Le réchauffement provoqué par la lumière du Soleil frappant les surfaces des astéroïdes et des météorites conduit à un effet doux de recul pendant que la chaleur est libérée.

Bien que ce soit une force faible presque non mesurable, ses effets sur des millions d'années sont loin de négligeable. Les astronomes croient que l'effet YORP peut être responsable d'une rotation si rapide de quelques astéroïdes qu'ils se brisent, conduisant peut-être à la formation d'astéroïdes doubles. D'autres peuvent être ralentis de sorte qu'ils mettent plus de jours pour accomplir un tour complet. L'effet YORP joue également un rôle important en changeant les orbites des astéroïdes entre Mars et Jupiter, y compris leur distribution dans des orbites croisant les planètes, comme celles des astéroïdes passant près de la Terre. En dépit de son importance, l'effet n'a jamais été vu en action sur un corps du Système solaire, jusqu'à présent.

En utilisant l'imagerie optique étendue et radar des puissants observatoires basés sur Terre, les astronomes ont directement observé l'effet YORP en action sur un petit astéroïde dont l'orbite passe près de la Terre, connu sous le nom de (54509) 2000 PH5.

Peu de temps après sa découverte en 2000, il a été réalisé que l'astéroïde 2000 PH5 serait le candidat idéal pour une telle détection de l'effet YORP. Avec un diamètre de 114 mètres, il est relativement petit et aussi plus sensible à l'effet. Aussi, il tourne très rapidement, avec un 'jour 'sur l'astéroïde durant un peu plus de 12 minutes de la Terre, impliquant que l'effet YORP peut avoir été en action sur lui pendant un certain temps. Avec ceci à l'esprit, l'équipe d'astronomes a entrepris une longue campagne de surveillance de l'astéroïde dans le but de détecter tous les changements minuscules dans sa vitesse de rotation.

Sur une période de quatre ans, Stephen Lowry, Alan Fitzsimmons et leurs collègues ont pris des images de l'astéroïde depuis une variété de sites de télescopes dont le réseau VLT de 8,2 mètres de l'ESO et le NTT (New Technology Telescope) de 3,5 mètres au Chili, le télescope de 3,5 mètres de Calar Alto, en Espagne, en même temps qu'une série d'autres télescopes de la République Tchèque, des îles Canaries, d'Hawaï, d'Espagne et du Chili. Avec ces équipements les astronomes ont mesuré les légères variations d'éclat pendant que l'astéroïde tournait.

Au cours de la même période, l'équipe de radar menée par Patrick Taylor et Jean-Luc Margot de l'Université de Cornell a utilisé les possibilités uniques de l'observatoire d'Arecibo à Porto Rico et les installations du radar de Goldstone en Californie pour observer l'astéroïde par le rebond d'une impulsion radar renvoyée par l'astéroïde et en analysant son écho.

"Avec cette technique nous pouvons reconstruire un modèle 3-D de la forme de l'astéroïde, avec le détail nécessaire pour permettre une comparaison entre les observations et la théorie," ajoute Taylor.

Après l'analyse soigneuse des données optiques, le rythme de rotation de l'astéroïde a été vu augmenter progressivement avec le temps, à un rythme qui peut être expliqué par la théorie de YORP. D'un œil critique, l'effet a été observé année après année, pendant plus de 4 ans. De plus, ce nombre était en conformité avec les données radar et optique combinées.

Pour prévoir ce qui arrivera à l'astéroïde dans l'avenir, Lowry et ses collègues ont effectué des simulations détaillées sur ordinateur en utilisant la force mesurée de l'effet YORP et du modèle détaillé de forme. Ils ont constaté que l'orbite de l'astéroïde autour du Soleil pourrait demeurer stable au cours des prochains 35 millions d'années à venir, permettant à la période de rotation d'être réduite par un facteur de 36, à juste 20 secondes, plus rapidement que n'importe quel astéroïde dont la rotation a été mesurée jusqu'ici.

"Cette rotation particulièrement rapide pourrait forcer l'astéroïde à se remodeler ou même se diviser, donnant naissance à un nouveau système double," ajoute Lowry.

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2007/pr-11-07.html

Les équipes du projet franco-italien Virgo, auquel participe le CNRS, et du projet américain Ligo viennent de signer un accord afin de rechercher en commun les ondes gravitationnelles. Ces ondes, prédites par la relativité générale, sont produites par des phénomènes astrophysiques violents dans notre galaxie et bien au-delà. Les détecteurs utilisés sont des interféromètres de plusieurs kilomètres de long installés en Louisiane et dans l'état de Washington pour Ligo et près de Pise pour Virgo.

L'accord prévoit un partage complet des données, dès que les deux détecteurs fonctionneront de manière continue. Ligo est actuellement à mi-chemin d'une période de prise de données de deux ans alors que Virgo devrait démarrer sa prise de données dans les prochains mois.

Cette mise en commun des données permettra d'augmenter les chances d'observer directement pour la première fois des ondes gravitationnelles et d'obtenir plus d'informations sur par exemple la localisation de la source. En vue de ce travail conjoint, les deux collaborations ont commencé à unir leurs activités d'analyses de données.

Ligo est financé par la National science fondation (États-Unis) ; Virgo par le CNRS (France) et l'INFN (Italie).

http://www.insu.cnrs.fr/web/article/art.php?art=2106

http://www.ego-gw.it/virgodescription/francese/indice.html

Plusieurs centaines d'images prises avec le télescope spatial Hubble ont été assemblées dans une tapisserie riche d'au moins de 50.000 galaxies. La vue de Hubble rapporte de nouveaux indices sur la jeunesse de l'Univers, de ses années de "pré-adolescence" à son jeune âge adulte.

La tempête de neige de galaxies dans le panorama de Hubble ne semble pas uniformément étendue. Quelques galaxies semblent être regroupées. D'autres sont dispersées à travers l'espace. Cette distribution inégale de galaxies détermine la concentration de matière sombre, une invisible structure comme une toile s'étendant dans tout l'espace. Les galaxies se forment dans les secteurs riches en matière sombre.

Parmi les découvertes jusqu'ici dans cette tapisserie galactique sont une galaxie rouge géante avec deux trous noirs en son coeur; plusieurs nouvelles lentilles gravitationnelles — des galaxies dont la pesanteur courbe la lumière des galaxies de fond dans des images multiples ; et une collection de mystérieuses galaxies qui devraient occuper les astronomes pour un bon moment pour essayer de les expliquer.

La vue large de Hubble — réalisée en assemblant de nombreuses expositions séparées dans une mosaïque — couvre toujours seulement une relativement petite tranche du ciel. La largeur entière de l'image, en taille angulaire, n'est pas plus grande sur le ciel que la largeur apparente de votre doigt avec le bras tendu. Pour les astronomes, toutefois, ce secteur apparemment petit est un grand secteur d'édifices célestes.

Pour couvrir cette grande partie du ciel, l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) de Hubble a capturé plus de 500 expositions séparées, à 63 jointures différentes, s'étalant sur une durée d'un an. La mosaïque finale est de 21 images en longueur par 3 images en hauteur. (Les dimensions en degrés sont d'environ 1.1 par 0.15 degré. En comparaison, La lune est d'environ 0.5 degré en taille angulaire).

"Ces images révèlent une richesse de galaxies à de nombreuse étapes de leur évolution à travers le temps cosmique," commente l'astronome Anton Koekemoer (Space Telescope Science Institute, Baltimore, Md.), qui a combiné toutes les observations de Hubble pour créer l'image panoramique finale, laquelle contient plus de 3 milliards de pixels.

L'observation de Hubble fait partie d'un plus grand projet pour étudier les galaxies dans un secteur modérément petit du ciel, lequel fournit un échantillon représentatif de l'Univers. L'étude, appelée AEGIS (All-wavelength Extended Groth Strip International Survey), a utilisé quatre télescopes orbitaux et quatre télescopes terrestres. Le projet sur cinq ans a impliqué la collaboration de plus de 50 chercheurs observant de partout dans le monde la même petite région du ciel dans les diverses régions du spectre électromagnétique, à savoir en radio, infrarouge, visible, ultraviolet, et rayons X.

"Extended Groth Strip" vient du nom du physicien Edouard Groth de l'Université de Princeton. Le projet est conjointement mené par Sandra Faber, professeur de la physique et d'astronomie à l'Université de Californie à Santa Cruz, et Marc Davis, professeur d'astronomie à l'Université de Californie à Berkeley. "Le but était d'étudier l'Univers comme il était lorsqu'il avait environ la moitié de son âge actuel, ou il y a environ 8 milliards d'années, un moment où les jeunes galaxies subissant la formation active étaient en train de devenir des adultes mûrs plus calmes," commente Davis.

Les images du télescope de Hubble révèlent un moment où les galaxies commençaient à atteindre leurs formes adultes, ressemblant aux galaxies voisines que nous voyons aujourd'hui. Une large diversité de galaxies peut être vue dans toutes les images. Certaines sont de belles spirales ou des galaxies elliptiques massives comme celles vues dans l'Univers voisin, mais d'autres ressemblent aux assemblages aléatoires de matières, les restes de fusions violentes de jeunes galaxies. Celles-ci ressemblent à certaines des galaxies les plus éloignées et les plus jeunes observées, indiquent les membres de l'équipe AEGIS.

Hubble peut avoir épié des dizaines de milliers de galaxies — un bon nombre d'entre elles surprenantes et chaotiques — mais d'autres télescopes observant à des longueurs d'onde autres que les visibles sur de plus larges secteurs ont indiqué des objets plus extrêmes et plus exotiques, dont des trous noirs supermassifs et des galaxies énergiques en sursaut.

Dans un article récapitulatif maintenant mis en ligne dans Astrophysical Journal Letters, Davis et ses collègues notent que AEGIS fournit une combinaison unique des observations profondes et intensives sur un secteur comparativement large, rapportant de grands échantillons même de types rares de galaxies. L'étude est différente du SDSS (Sloan Digital Sky Survey), qui a observé l'Univers local en grand détail, mais se concentre seulement sur les 2 derniers milliards d'années d'évolution cosmique. "A l'heure actuelle, il n'y a aucune autre région aussi grande dans le ciel qui a été regardée aussi profondément dans autant de différentes longueurs d'onde," ajoute Faber.

Un total de 19 articles basés sur cette étude apparaîtra dans une édition spéciale d'Astrophysical Journal Letters. Tous actuellement sont signalés en ligne à l'adresse http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/

AEGIS fournit beaucoup de fenêtres sur cette période de transition. L'ultraviolet et la lumière infrarouge des longues longueurs d'onde des étoiles nouvellement nées, observés par GALEX (GALaxy Evolution eXplorer) et le télescope spatial Spitzer, respectivement, montrent que les étoiles étaient en train de se former à un rythme beaucoup plus élevé qu'aujourd'hui. La lumière infrarouge de plus courte longueur d'onde mesure la masse totale des étoiles dans chaque galaxie, permettant aux astronomes de voir comment les galaxies s'accroissent au fil du temps, alors que les observations en rayons X et radio par Chandra et le VLA (Very Large Array) au Nouveau-Mexique, respectivement, peuvent révéler la présence de trous noirs puissants aux centres des galaxies.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/06

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Cette image spectaculaire de Io a été prise par l'instrument LORRI (Long Range Reconnaissance Imager) sur New Horizons le 28 Février 2008 à 11h04 UTC, environ 5 heures après l'approche au plus près de Jupiter par le vaissseau spatial. La distance à Io était de 2,5 millions de kilomètres et l'image est centrée sur 85 degrés de longitude ouest. A cette distance, la résolution d'image de LORRI est de 12 kilomètres par pixel.

Cette image traitée fournit la meilleure vue à ce jour de l'énorme panache haut de 290 kilomètres du volcan Tvashtar, près du pôle nord de Io. Le panache a été vu la première fois par le télescope spatial Hubble il y a deux semaines et ensuite par New Horizons le 26 Février. Cette image est plus claire que celle du 26 Février parce que Io était plus près du vaisseau spatial, le panache était plus en contre-jour et un plus long temps de pose (75 millisecondes au lieu de 20 millisecondes) a été utilisé. Le côté jour de Io a été délibérément surexposé dans cette image pour imager les faibles panaches, et la longue exposition a également fourni une excellente vue du côté nuit de Io, illuminé par Jupiter. La remarquable structure dans le panache Tvashtar est similaire aux détails aperçus faiblement dans les images de 1979 de Voyager d'une structure semblable produite par le volcan Pele de Io. Toutefois, aucune image précédente de vaisseaux spatiaux n'avaient montré ces mystérieuses structures aussi clairement.

L'image montre également la fontaine symétrique beaucoup plus petite du panache, d'environ 60 kilomètres de hauteur, du volcan Prometheus sur le côté gauche de Io. Le dessus d'un troisième panache volcanique, du volcan Masubi, éclate assez haut pour recueillir le Soleil levant sur le côté nuit près du bas de l'image, apparaissant comme une partie lumineuse irrégulière tout contre la face de Io illuminée par Jupiter. Plusieurs montagnes de la taille de l'Everest sont éclairées par le Soleil levant le long du terminateur, la limite entre le jour et la nuit.

http://pluto.jhuapl.edu/gallery/missionPhotos/pages/030107.html

Le télescope spatial Hubble, en collaboration avec plusieurs autres télescopes spatiaux et terrestres, a capturé une galaxie déchirée par le champ gravitationnel et le cruel environnement d'un amas de galaxies.

L'amas de galaxies, Abell 2667, est situé à approximativement 3,2 milliards d'années-lumière dans la direction de la constellation du Sculpteur (Sculptor).

La conclusion lève le voile sur le processus mystérieux par lequel les galaxies spirales riches en gaz pourraient se transformer en galaxies irrégulières - ou en galaxies elliptiques sur des milliards d'années. Les nouvelles observations révèlent également un mécanisme formant les millions d'étoiles "sans abri" que l'on voit dispersées dans tous les amas de galaxies.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/12

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

Communiqué de Presse du CNRS [05/03/2007]:

Une galaxie en pleine transformation: La « galaxie-comète »

Une équipe internationale de scientifiques comprenant un chercheur du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (UMR CNRS/Université de Provence) vient de détecter une galaxie en train de se faire « dénuder» de son gaz et de ses étoiles. Cette malheureuse galaxie s'est rapprochée un peu trop près d'un amas de galaxies et a subi les effets de cet environnement hostile. L'étude de cette galaxie, effectuée à partir d'observations réalisées avec le télescope Hubble et une kyrielle d'autres télescopes et satellites, apporte un nouvel éclairage sur le mystérieux et long mécanisme de transformation des galaxies au sein des amas de galaxies et pourrait permettre d'expliquer le processus de formation des millions d'étoiles isolées au centre des amas.

Dans l'Univers local, c'est-à-dire aujourd'hui, près de la moitié des galaxies sont pauvres en gaz avec une apparence généralement « elliptiques » : constituées de vielles étoiles et n'en formant plus de nouvelles. L'autre moitié est composée de galaxies riches en gaz généralement en forme de « spirales » ou « irrégulières » : plus jeunes, formant des étoiles, elles se trouvent plutôt dans les régions les moins denses de notre Univers.

Toutefois, les observations de l'Univers alors qu'il n'avait que la moitié de son age actuel révèlent une toute autre répartition. A cette époque, les galaxies spirales et les galaxies irrégulières étaient largement plus nombreuses. L'importante population de galaxies elliptiques dans notre Univers local ne peut à priori s'expliquer que par une transformation des galaxies spirales et irrégulières au cours du temps. Une telle évolution s'étalant cependant sur des milliards d'années, il est impossible de l'observer à l'échelle d'une vie humaine.

Une équipe internationale de scientifiques, pilotée par Luca Cortese de l'Université de Cardiff (Grande Bretagne), a néanmoins pu observer, grâce au télescope spatial Hubble, une des séquences les plus significatives de ce processus comme cela n'avait jamais été fait auparavant. En étudiant l'amas de galaxies Abell 2667, les chercheurs ont observé une galaxie spirale très curieuse qui le traversait avec une vitesse d'au moins 1000 kilomètres par seconde (3,6 million de Km/h), accélération due au très important champ gravitationnel de cet amas. En croisant les résultats de cette observation avec ceux obtenus à partir de plusieurs télescopes au sol et dans l'espace ils ont ainsi pu apporter d'importantes précisions sur le mécanisme de la transformation en cours. Cette galaxie unique, située à 3,2 milliards d'années-lumière de la Terre subit les effets dévastateurs, d'une part de l'énorme champ gravitationnel d'Abell 2667 qui résulte de la contribution combinée de sa matière noire, de son gaz chaud et de ses centaines de galaxies, et d'autre part de la pression dynamique du gaz chaud intra-amas.

A cours de ce formidable plongeon au cœur d'Abell 2667, les étoiles et le gaz de cette galaxie sont littéralement éjectés, donnant naissance à une longue traînée de nuages de gaz bleu lumineux et de jeunes étoiles, ressemblant à une queue de comète. C'est d'ailleurs pour cette raison que nous l'avons surnommée la « galaxie-comète »explique Jean Paul Kneib chercheur au Laboratoire d'Astrophysique de Marseille et membre de cette équipe scientifique.

En même temps, les forces du champ gravitationnel d'Abell 2667 déclenchent une telle agitation au sein la « galaxie-comète » qu'elles génèrent une très importante formation d'étoiles. Les jeunes étoiles dans les parties externes de la galaxie sont alors à leur tour aspirées, et deviendront probablement des étoiles solitaires peuplant le milieu intra-amas des parties centrales. Ainsi Abell 2667 est en train de vider cette galaxie de toute sa jouvence, la vieillissant prématurément et laissant « sans toit » les millions d'étoiles expulsées. A terme, cette galaxie n'hébergera plus que de vieilles étoiles. Vidée de tout son gaz et de toute sa poussière elle ne pourra probablement plus donner naissance à de nouvelles étoiles.

Grâce à cette découverte, cette équipe scientifique nous apporte de précieuses information sur certain des mécanismes qui conduisent à la transformation des galaxies spirales riches en gaz en galaxies pauvres en gaz. En effet, une seule autre observation de ce phénomène avait pu été réalisée précédemment mais elle portait sur la fin de ce même processus. Avec la « galaxie-comète » nous obtenons pour la première fois une information sur une des premières étapes de ce processus de transformation qui ne dure probablement que quelques centaines de millions d'années, étape au cours de laquelle une importante formation d'étoiles est déclenchée.

Source : CNRS http://www.insu.cnrs.fr/web/article/art.php?art=2104

L'éclipse Totale de Lune du 03 Mars 2007 est visible dans sa phase de totalité à l'ouest de l'Asie, en Europe, en Afrique, à l'est de l'Amérique du Nord, et à l'ouest de Amérique du Sud. Si cette éclipse totale de Lune est la première d'une série de trois éclipses totales consécutives en moins d'un an, la prochaine ayant lieu le 28 Août 2007 et la suivante le 21 Février 2008, elle est également la première éclipse totale depuis presque deux ans et demi. En effet, la dernière éclipse de cette nature s'était produite le 28 Octobre 2004, une bien belle partie de cache-cache observée par de nombreux amateurs de superbes spectacles.

L'éclipse Totale de Lune du 03 Mars 2007 est intégralement visible depuis l'Europe et l'Afrique.

La phase la moins spectaculaire, l'entrée de la Lune dans la zone de pénombre, débute à 20h16 UTC. Notre satellite naturel va perdre progressivement son bel éclat pour prendre une teinte légèrement grisâtre, un changement de luminosité difficilement perceptible au début du phénomène.

La phase partielle commence à 21h30 UTC, lorsque notre satellite naturel entame sa progression dans le cône d'ombre de la Terre. Au fil des minutes, la petite échancrure difficilement visible à l'amorce du phénomène va grignoter le disque lunaire sur toute sa surface. L'entrée progressive du disque lunaire dans l'ombre terrestre va nous permettre de voir une Lune tronquée, au teint blafard, prendre progressivement de subtiles teintes de gris au fur et à mesure que sa partie encore éclairée se réduira à un fin croissant. Il faudra soixante treize minutes pour la Lune disparaisse complèment sous le voile terne de l'ombre.

L'éclipse totale commence à 22h43 UTC et la trajectoire de notre satellite l'amène à pénétrer profondément à l'intérieur du cône d'ombre terrestre. La Lune, partiellement éclairée par les rayons du Soleil filtrés par l'atmosphère terrestre, revêt alors une robe aux tons rouges et cuivrés, caractéristiques des éclipses totales de Lune. Ce spectacle riche en couleurs subtiles durera environ 74 minutes. Le maximum de l'éclipse se produit à 23h20 UTC.

A 23h58 UTC, la Lune entame sa lente sortie de l'ombre. Le disque lunaire va reprendre progressivement son aspect initial en passant successivement par de subtiles teintes, dans l'ordre inverse de celles que nous avons pu admirer avant la phase de Totalité.

La sortie complète de la Lune du cône d'ombre terrestre intervient à 01h11 UTC. Au fur et à mesure, le disque lunaire s'extirpe de la faible pénombre qui altérait quelque peu sa luminosité. L'astre sélène retrouve tout son éclat à 02h25 UTC. 

 Page Spéciale : Eclipse totale de Lune du 03 Mars 2007

 Les Eclipses de SOLEIL et de LUNE jusqu'à fin 2010

http://www.astrosnap.com/livecast.html (France)

http://www.uai.it/live/  (Italie)

http://www.runarsandnes.com/astro/index.html (Norvège)

http://live.saros.org/ (Iles Canaries)

http://www.xs4all.nl/%7Ecarlkop/maaneclips2007/leclips2007.html (Pays-Bas)

http://www.astroversum.nl/artikelen/observeren/maansverduistering_3_maart_2007.html (Pays-Bas)

http://www.ucm.es/info/Astrof/obs_ucm/luna/eclipse_luna_3mar07/imagenes_directo.html (Espagne)

http://www.parssky.net/item/?pg=LiveLunarEclipse2007 (Iran)

http://www.nightsky.ir/ (Iran)

http://www.sems.und.edu/%7Esems/index.html (Italie)

http://www.klipsi.ch/eclipsewebcam.htm (Suisse)

Le vaisseau spatial Cassini a capturé des vues inédites de Saturne du dessous et du dessus des anneaux de la planète. Sur une période de plusieurs mois, le vaisseau spatial s'est élevé à des inclinaisons de plus en plus élevées, fournissant à ses appareils-photo des aperçus de la planète et des anneaux qui ont fait s'extasier les scientifiques.

Les images prises au cours des deux derniers mois ont été publiées aujourd'hui et incluent des mosaïques en noir et blanc et en couleur, comme une séquence de film spectaculaire montrant les anneaux tels qu'ils étaient visibles par Cassini lorsque le vaisseau filait du sud au nord, croisant rapidement le plan des anneaux.

Les orbites fortement inclinées de Cassini autour de Saturne seront progressivement abaissées de sorte que, fin juin -- trois ans après son entrée en orbite -- le vaisseau spatial soit une fois de plus en orbite dans le plan des anneaux.

http://saturn.jpl.nasa.gov/news/press-release-details.cfm?newsID=725

Le télescope spatial Hubble a récemment pris des images de Jupiter en soutien de la mission New Horizons. Les images ont été prises avec les instruments WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) et ACS (Advanced Camera for Surveys). Hubble continuera de photographier Jupiter, ainsi que sa lune volcanique active, Io, au cours du mois suivant lorsque le vaisseau spatial New Horizons dépassera Jupiter. New Horizons est en route vers Pluton, et a fait son approche au plus près de Jupiter le 28 Février 2007. Par la formation image à distance combinée par Hubble et les mesures in situ par New Horizons, les deux missions se complèteront mutuellement scientifiquement, permettant aux scientifiques d'en apprendre plus au sujet de l'atmosphère jupitérienne, des aurores, et de l'environnement de particules chargées de Jupiter et de son interaction avec le vent solaire.

Pour cette photo, des images combinées en ultraviolet et en lumière visible de Jupiter ont été prises avec Hubble entre le 17 et le 21 Février. Les extraits d'image en encarts, obtenues en utilisant l'instrument ACS en ultraviolet, montrent les émissions aurorales qui sont toujours présentes dans les régions polaires de Jupiter. Les régions équatoriales de Jupiter ont été prises en images en lumière bleue par l'instrument WFPC2. Des dispositifs de nuages dans l'atmosphère principale de Jupiter sont révélés. Dans les vues en ultraviolet, l'atmosphère montre plus de brume parce que la lumière du Soleil est reflétée de plus haut dans l'atmosphère.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/11

Le Meilleur du télescope spatial Hubble