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Nouvelles du Ciel d'Avril 2005 |
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Nouvelles du Ciel d'Avril 2005 |
Un pont entre les étoiles
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L'image faite au moyen du télescope spatial Chandra montre Mira A, une géante rouge fortement évoluée, et Mira B, une naine blanche. Mira A perd rapidement du gaz de son atmosphère supérieure par l'intermédiaire d'un vent stellaire. Mira B exerce une attraction gravitationnelle qui crée un pont gazeux entre les deux étoiles. Le gaz du vent et du pont s'accumule dans un disque d'accrétion autour de Mira B et des collisions entre les particules en mouvement rapide dans le disque produisent des rayons X.
La séparation des rayons X de l'étoile
géante et de la naine blanche a été rendu possible
grâce à la superbe résolution angulaire de Chandra,
et la relative proximité du système d'étoiles,
situé à environ 420 années-lumière
de la Terre. Les étoiles dans Mira AB sont environ deux fois
aussi lointaines que Pluton l'est du Soleil.
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Deep Impact photographie sa cible
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Soixante six jours avant sa rencontre avec une comète, le vaisseau spatial Deep Impact a photographié sa cible, la comète Tempel 1 située à une distance de 73,5 millions de kilomètres. L'image, prise le 25 Avril 2005, est la première des nombreux portraits que Deep Impact prendra de sa rencontre historique du 04 Juillet 2005 avec la comète.
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Des particules de poussières près d'Encelade
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Le vaisseau spatial Cassini a découvert d'étranges particules de poussières autour d'Encelade, la lune de Saturne. Les particules pourraient indiquer l'existence d'un nuage de poussières autour d'Encelade, ou elles pourraient provenir de l'anneau extérieur E de Saturne.
Encelade est devenue une cible très intéressante pour Cassini. A tel point que les scientifiques et les ingénieurs projettent de réviser l'altitude du prochain survol pour obtenir une vue plus proche. Des rencontres supplémentaires avec Encelade sont programmées pour le 14 Juillet 2005 et pour le 12 Mars 2008. Le survol du 14 Juillet devrait avoir lieu à une altitude de 1.000 kilomètres, mais l'équipe de la mission projette maintenant d'abaisser cette altitude à environ 175 kilomètres. Ce serait le survol le plus bas effectué par Cassini d'un objet au cours de sa mission de quatre ans dans la banlieue de Saturne.
Au début de cette année, Cassini a accompli deux survols d'Encelade. Le 17 Février, Cassini a rencontré Encelade à une altitude de 1.167 kilomètres. A cette date, l'analyseur de poussières cosmiques avec son détecteur de taux élevé a enregistré les percutions de milliers de particules pendant une période de 38 minutes. Cassini a exécuté un autre survol d'Encelade le 09 Mars à une altitude de 500 kilomètres. A nouveau, un jet de particules de poussières a été observé. Les plus grandes particules détectées ne mesurent pas plus que le diamètre des cheveux humains et sont trop petites pour présenter un danger pour Cassini.
Les scientifiques ont spéculé qu'Encelade est la source de l'anneau E de Saturne, le plus large de la planète, s'étirant sur 302.557 kilomètres. Il est possible, selon les scientifiques, que les interactions de marées entre Encelade et Mimas, deux lunes de Saturne, ont chauffé l'intérieur d'Encelade provoquant un volcanisme d'eau.
Un autre instrument de Cassini, le magnétomètre, a récemment découvert des ions d'eau qui pourraient faire partie d'une atmosphère très mince autour d'Encelade. Encelade est une lune relativement petite. La pesanteur qu'elle exerce n'est pas suffisante pour retenir une atmosphère très longtemps. Par conséquent une source forte et continue est exigée pour maintenir l'atmosphère.
Encelade mesure 500 kilomètres de diamètre et réfléchit presque 100 pour cent de la lumière qui frappe sa surface couverte par glace. Elle satellise Saturne à une distance d'approximativement 237.378 kilomètres, environ deux tiers de la distance de la Terre à la Lune.
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Hot spots
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Grâce aux données du vaisseau spatial XMM-Newton, les astronomes européens ont observé pour la première fois les points chauds en rotation à la surface de trois proches étoiles à neutrons (PSR B0656-14, PSR B1055-52, et Geminga, situées respectivement à environ 800, 2.000 et 500 années-lumière).
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Hubble célèbre son quinzième anniversaire avec de spectaculaires images
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Au cours des 15 années passées en orbite autour de la Terre, le télescope spatial Hubble a pris plus de 700.000 photos du cosmos, des images qui ont impressionné, étonné et même déconcerté les astronomes et le public.
La NASA a publié aujourd'hui de nouvelles vues de deux des plus célèbres objets observés par Hubble : Whirlpool Galaxy (la galaxie spirale M51) et la Nébuleuse de l'Aigle (M16). Ces nouvelles images sont parmi les plus grandes et les plus fines jamais prises par Hubble. Elles ont été réalisées avec la nouvelle caméra d'Hubble, l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys).
Pour le 15ème anniversaire, les scientifiques ont utilisé l'ACS en Novembre 2004 pour enregistrer une nouvelle région étrange de la Nébuleuse de l'Aigle, située dans la constellation du Serpent (Serpens) à environ 6.500 années-lumière. L'image de la nébuleuse montre un grand et dense pilier de gaz sculpté par la lumière UV d'un groupe d'étoiles chaudes massives.
La nouvelle image de Whirlpool Galaxy (NGC 5194, M51), réalisée à partir des images prises en Janvier 2004 au moyen de quatre filtres (B, V, I, et H-alpha), présente des caractéristiques classiques de la galaxie en spirale, de ses bras courbés, où des étoiles récemment nées résident, à son noyau central jaunâtre où siègent les étoiles plus vieilles. Une particularité d'un réel intérêt est la galaxie-compagnon NGC 5195 située au bout d'un des bras en spirale. Whirlpool Galaxy est située dans la constellation des Chiens de Chasse (Canes Venatici) à environ 31 millions d'années-lumière.
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Hubble, 15 ans de découverte
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Pour célébrer le quinzième anniversaire du télescope spatial Hubble, le 25 Avril, deux nouvelles images seront publiées. Plus de 100 musées, planétariums et centres scientifiques à travers les Etats-Unis dévoileront les images géantes de la galaxie Whirlpool (M51) et une portion de la Nébuleuse de l'Aigle (M16), le plus souvent accompagnées d'événements spéciaux pour célébrer l'anniversaire.
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Comètes SOHO : C/1996 N3, 1997 J5, 1998 U7
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Trois nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2005-H24.
C/1996 N3 (SOHO) (R. Kracht) C/1997 J5 (SOHO) (R. Kracht) C/1998 U7 (SOHO) (X. Leprette)
La comète C/1996 N3 appartient au groupe de Meyer. Les comètes C/1997 J5 et C/1998 U7 appartiennent au groupe de Kreutz.
La circulaire précise également que la comète du groupe de Marsden C/2005 G2 peut être reliée avec succès avec la comète C/1999 N5, qui peut en fait aussi être rapprochée de C/2005 E4. Il semble donc plausible que C/2005 G2 se soit séparée de C/2005 E4 vers la période du passage au périhélie de C/1999 N5, de la même manière que C/1999 N5 peut s'être séparée de C/1999 J6 vers novembre 1993 lors d'un passage mutuel au périhélie non observé. Si les trois comètes C/1999 P6, P8 et P9 du groupe de Marsden se sont aussi séparées lors du passage au périhélie de 1993, il pourrait être possible qu'elles reviennent (si elles ont survécu) vers le 28 avril 2005 pour C/1999 P6 et vers le 18 mai 2005 pour C/1999 P8 et P9.
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Une étoile massive très rare, dans son cocon nébulaire
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La nébuleuse N214 est une grande région de gaz et de poussières située dans le Grand Nuage de Magellan. Sa principale composante, N214C est d'un intérêt spécial puisqu'elle accueille une très rare étoile massive, dénommée Sk-71 51, appartenant à une classe particulière comprenant seulement une douzaine de membres à ce jour dans tout le ciel.
Utilisant le NTT (New Technology Telescope) de 3.5m de l'ESO, des astronomes de France et des Etats-Unis ont étudié en profondeur cette région peu commune en prenant des images de très haute résolution ainsi qu'une série de spectres des principaux objets présents. Ils ont découvert une forme vraiment inhabituelle, un "blob", et l'existence de deux populations stellaires distinctes.
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Aureum Chaos
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Les nouvelles images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial MarsExpress, montrent le terrain chaotique de la région de Aureum Chaos sur Mars.
Le HRSC a obtenu ces images au cours de l'orbite 456 avec une résolution d'approximativement 25 mètres par pixel. Les scènes montrent un secteur situé à environ 3° de latitude Sud et 335° de longitude Est.
Aureum Chaos est situé dans la partie orientale de Valles Marineris, au sud-ouest du cratère d'impact Aram Chaos de 280 km de large. Comme ce bassin d'impact, les deux régions sont deux exemples de terrain chaotique contenu dans la présente partie de Valles Marineris.
Comme le nom de "Chaos" le suggère, ce terrain est caractérisé par des mesas, des plateaux isolés constitués par une coulée volcanique mise en relief par l'érosion, qui dominent le secteur. Ces mesas s'étendent sur quelques kilomètres jusqu'à des dizaines de kilomètres de large.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
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La silhouette révèle la forme cachée de l'enveloppe d'une jeune étoile
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De nouvelles images détaillées de la région de naissance d'étoiles dans Omega Nebula (M17) ont révélé une structure à composante multiple dans l'enveloppe de poussières et de gaz entourant une très jeune étoile appelée M17-SO1.
Shigeyuki Sako de l'Université de Tokyo et une équipe d'astronomes de l'Observatoire Astronomique National du Japon (NAOJ), de l'Agence d'Exploration Aérospatiale du Japon (JAXA), de l'Université Ibaraki, de l'Observatoire Purple Mountain de l'Académie des Sciences Chinoises, et de l'Université Chiba, ont obtenu ces images et les ont analysées dans les longueurs d'ondes infrarouges pour comprendre les mécanismes de la formation de disques protoplanétaires autour des jeunes étoiles.
L'équipe de recherche voulait trouver une jeune étoile placée devant une nébuleuse lumineuse. En utilisant l'instrument IRCS (Infrared Camera and Spectrograph) avec le système optique adaptatif sur le télescope Subaru, les astronomes ont recherché des candidats dans et autour de la Nébuleuse Omega, qui se trouve à environ 5.000 années-lumière dans la constellation du Sagittaire (Sagittarius). Ils ont trouvé en infrarouge une grande silhouette d'une enveloppe en forme de papillon d'environ 150 fois la taille de notre Système solaire entourant une très jeune étoile.
Ils ont fait des observations de suivi de la région au moyen de l'instrument COMICS (Cooled Mid-Infrared Camera and Spectrograph) sur le télescope Subaru et du NMA (Nobeyama Millimeter Array) au Nobeyama Radio Observatory. En combinant les résultats, les chercheurs ont déterminé que M17-SO1 est une proto-étoile d'environ 2.5 à 8 fois la masse du Soleil.
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Le télescope spatial Spitzer voit les signes de ceinture d'astéroïdes étrangère
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Le télescope spatial Spitzer a découvert ce qui pourrait être la poussière pulvérisée d'astéroïdes se cognant ensemble dans une ceinture qui orbite une étoile comme notre Soleil. La découverte offre aux astronomes une rare vision d'un système éloigné qui ressemble au nôtre, et pourrait représenter un pas significatif pour apprendre si et où d'autres Terres se forment.
"Les astéroïdes sont les morceaux restants de planètes rocheuses comme la Terre," dit le docteur Charles Beichman (California Institute of Technology, Pasadena, Californie). Beichman est l'auteur principal d'un article qui paraîtra dans Astrophysical Journal. "Nous ne pouvons pas voir directement d'autres planètes terrestres, mais maintenant nous pouvons étudier leurs fossiles poussiéreux."
Les ceintures d'astéroïdes sont les cimetières des systèmes planétaires. Elles sont parsemées de débris rocheux de planètes ratées, qui de temps en temps entrent en collision les uns avec les autres, soulevant les panaches de poussières. Dans notre propre Système solaire, des astéroïdes sont entrés en collision avec la Terre, la Lune et d'autres planètes.
Si la découverte était confirmée, la nouvelle ceinture d'astéroïdes serait la première détectée autour d'une étoile du même âge et de la même taille que notre Soleil. L'étoile, appelée HD69830, est située à 41 années-lumière de la Terre. Deux autres ceintures d'astéroïdes éloignées sont connues, mais elles tournent autour d'étoiles plus jeunes, plus massives.
Alors que cette nouvelle ceinture est la plus proche connue correspondant à celle de notre Système solaire, ce n'est pas un jumeau parfait. Elle est plus épaisse que notre ceinture d'astéroïdes, avec 25 fois plus de matières. Si notre Système solaire avait une ceinture si dense, le ciel de nos nuits serait illuminé par une bande brillante.
La ceinture étrangère est aussi beaucoup plus proche de son étoile. Notre ceinture d'astéroïdes se trouve entre les orbites de Mars et de Jupiter, tandis que celle-ci est localisée à l'intérieur d'une orbite équivalente à celle de Vénus.
Pourtant, les deux ceintures peuvent avoir un point important en commun. Dans notre système solaire, Jupiter agit comme un mur extérieur à la ceinture d'astéroïdes, escortant ses débris dans une série de bandes. De même, une planète invisible de la taille de Saturne ou plus petite pourrait rassembler les décombres de cette étoile.
Une des futures missions de la NASA, SIM PlanetQuest, pourrait en fin de compte identifier une telle planète orbitant autour de HD 69830. La mission, qui pourra détecter des planètes de petite masse, est programmée pour un lancement en 2011.
Beichman et ses collègues ont utilisé le spectrographe infrarouge du Spitzer pour observer 85 étoiles semblables au Soleil. Seule HD 69830 a été trouvée pour probablement accueillir une ceinture d'astéroïdes. Ils n'ont pas vu les astéroïdes eux-mêmes, mais ils ont détecté un disque épais de poussières chaudes confinées dans la partie intérieure du système de l'étoile. La poussière provient très probablement d'une ceinture d'astéroïdes dans laquelle le fracas de poussières se produit relativement fréquemment, environ tous les 1.000 ans.
"Parce que cette ceinture a plus d'astéroïdes que la nôtre, les collisions sont plus grandes et plus fréquentes, c'est pourquoi Spitzer peut détecter la ceinture," dit le docteur George Rieke (Université de l'Arizona, Tucson), coauteur de l'article. "Notre Système solaire actuel est un endroit plus tranquille, avec des impacts de l'ampleur de celui qui a tué les dinosaures se produisant seulement tous les 100 millions d'années environ".
Pour confirmer que la poussière détectée par Spitzer provient en effet d'astéroïdes pulvérisés, une deuxième théorie moins probable devra être exclue. Selon les astronomes, il est possible qu'une comète géante, presque aussi grande que Pluton, soit allée dans le système solaire intérieur et se soit évaporée lentement, laissant une traînée de poussières. Cette hypothèse a pris forme lorsque les astronomes ont découvert que la poussière autour de l'étoile consistait en de petits cristaux de silicate comme ceux trouvés dans la comète Hale-Bopp. Un de ces cristaux est la gemme brillante de couleur verte appelée forsterite.
La théorie de la "super comète" est plus un scénario," note Beichman, "mais nous le saurons bientôt." Des observations futures de l'étoile au moyen du télescope spatial Spitzer et de télescopes terrestres sont prévues pour déterminer si des astéroïdes ou des comètes sont la source des poussières.
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Reste fantomatique de supernova
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Cette image, réalisée en combinant 150 heures de données archivées de Chandra, montre le reste d'une explosion de supernova. Le lumineux nuage central d'électrons de haute énergie est entouré par une coquille caractéristique de gaz chaud.
La coquille est due à une onde de choc produite lorsque la matière éjectée par la supernova percute la matière interstellaire. L'onde de choc chauffe le gaz à des millions de degrés, produisant des rayons X.
Bien que beaucoup de supernovae laissent des coquilles lumineuses, d'autres ne le font pas. Ce reste de supernova, situé à environ 20.000 années-lumière dans la constellation de l'Ecu de Sobieski (Scutum) et identifié sous le nom de G21.5-0.9 par les radioastronomes il y a 30 ans, était considéré comme n'ayant pas de coquille jusqu'à ce qu'elle soit révélée par Chandra.
L'absence d'une coquille discernable autour de celle-ci et des restes semblables de supernova avait conduit les astronomes à spéculer qu'un autre type d'explosion plus faible s'était produit. Cette hypothèse semble invraisemblable maintenant, et il est probable que l'explosion de chaque étoile massive envoie une forte onde de choc grondant à travers l'espace interstellaire.
Quelques coquilles de supernovae sont faibles en raison du manque de matières autour de l'étoile avant qu'elle éclate. La rapide perte de masse de l'étoile avant l'explosion pourrait avoir vidé la région.
En examinant les propriétés de la coquille avec un télescope de rayons X, les astronomes peuvent travailler en arrière pour déduire l'âge (quelques milliers d'années), et l'énergie de l'explosion, ainsi que des informations sur l'état de l'étoile un million d'années avant son explosion. Les astronomes pensent que l'étoile qui a produit cette coquille de supernova était au moins 10 fois plus massives que le Soleil.
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Les anciens cratères d'impacts révèlent le premier équateur de Mars
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Depuis sa formation il y a des milliards d'années, Mars n'a jamais été une planète parfaitement sphérique. Elle n'est pas non plus composée de matériaux semblables, selon les scientifiques qui ont étudié la planète. Depuis sa formation, elle a changé de forme, par exemple, par le développement du bombement de Tharsis, un plateau de huit kilomètres de haut qui couvre un sixième de la surface de Mars, et par l'activité volcanique. En raisons de ces deux facteurs, la planète a vacillé sur son axe, modifiant son orientation originale.
Un chercheur canadien, Jafar Arkani-Hamed de l'Université McGill, à Montréal au Québec, a calculé l'ancien emplacement des pôles, en se basant sur l'emplacement de cinq bassins géants sur la surface de la planète. Jafar Arkani-Hamed a déterminé que ces cinq bassins dénommés Argyre, Hellas, Isidis, Thaumasia, et Utopia, se tiennent tous sur un grand arc de cercle. Ceci suggère que les projectiles qui ont causé ces bassins ont pour origine une unique source et que les impacts tracent l'équateur de Mars au moment de l'impact, bien avant le développement du bombement de Tharsis.
Des cinq bassins résultant de l'impact des fragments de l'astéroïde d'origine capturé par la gravitation de Mars, seulement trois sont bien préservés. Les deux autres ont été détectés par l'analyse d'anomalies de la gravitation martienne. Le grand cercle qu'ils décrivent à la surface de Mars a son centre à la latitude 30 sud et à la longitude 175. En réalignant la carte de Mars avec ce point comme pôle antarctique, le grand cercle marque l'ancien équateur de la planète.
Arkani-Hamed a estimé que la masse de l'astéroïde capturé par Mars était d'environ un pour cent de celle de notre satellite, la Lune. Son diamètre était d'environ 800 à 1000 kilomètres, selon sa densité, laquelle ne peut pas être déterminée.
Si les travaux d'Arkani-Hamed étaient confirmés par de nouvelles recherches, l'étendue de la présence d'eau souterraine présumée sur Mars devrait être réévaluée. "La région près de l'équateur actuelle était au pôle lorsque l'eau courante existait probablement", note Arkani-Hamed dans son rapport. "Pendant que l'eau en surface diminuait, les calottes polaires sont restées la source principale d'eau qui a très probablement pénétré dans des strates plus profondes et est demeurée comme permafrost, laissant supposer un grand réservoir souterrain d'eau. Cela pourrait s'avérer important pour de futures missions habitées vers Mars."
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Les gagnants du concours photo 'Rosetta Up Close'
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L'ESA a reçu plus de 45 images fascinantes du Canada, des Etats-Unis, d'Europe et d'Afrique au cours du mois du concours photo 'Rosetta Up Close'. Huit gagnants dans deux catégories ont été choisis.
Les images ont été divisées en deux catégories, "Images fixes" et "Animation", jugées séparément. Trois prix ont été attribués dans chaque catégorie.
Un total de 36 personnes a soumis des images prises depuis l'Europe, les Etats-Unis, le Canada et l'Afrique du Sud comprenant 49 images fixes et 17 animations. Le comité a évalué toutes les images dans un premier temps et a produit une liste courte d'environ 10 images fixes et de 8 animations. Les images retenues ont été discutées et réévaluées en détail et jugées selon les critères d'esthétique, d'équipements, et d'effets spéciaux, décidés par les sept membres du jury.
Les gagnants sont :
Images fixes
1ère Place: Erich Meyer, Davidschlag Observatory,
Austria. 2ème Place: Rolando Ligustri, Talmassons, Italy.
3ème Place: Stefano Sposetti, Gnosca, Switzerland.
Animations
1ère Place: Thomas Hugentobler, Switzerland.
2ème Place (A): Eric J. Allen, Canada. 3ème Place: Carolina and Francesco Fumagalli, Italy.
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Comètes SOHO : C/2000 V4, 2005 E5, 2005 E6, 2005 E7, 2005 E8, 2005 E9, 2005 F1, 2005 F2, 2005 G2
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Neuf nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2005-G93 et MPEC 2005-G94.
C/2000 V4 (SOHO) (R. Kracht) C/2005 E5 (SOHO) (H. Su) C/2005 E6 (SOHO) (B. Zhou) C/2005 E7 (SOHO) (X. Leprette) C/2005 E8 (SOHO) (T. Hoffman) C/2005 E9 (SOHO) (B. Zhou)
La comète C/2000 V4 n'appartient à aucun groupe connu, mais semble être en relation avec la comète C/2001 T5 (SOHO). Les comètes C/2005 E5, 2005 E6, 2005 E7, 2005 E8, 2005 E9 appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2005 F1 (SOHO) (H. Su) C/2005 F2 (SOHO) (H. Su) C/2005 G2 (SOHO) (H. Su)
La comète C/2005 G2 appartennant au groupe de Marsden a sans doute une période orbitale de 5-6 ans, mais n'apparaît pas être un retour de C/1999 P6, C/1999 P8, C/1999 P9 ou de C/1999 U2. Les données du coronographe C2 pour C/2005 G2 s'intègrent bien avec les observations de C/1999 P8, mais les données actuelles du C3 montrent un éloignement systématique en Ascension droite de 1 à 4 arcminutes. Les comètes C/2005 F1 et C/2005 F2 appartiennent au groupe de Kreutz.
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Une des premières étoiles dans l'Univers
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Les astronomes de l'Australian National University (ANU) pensent qu'ils ont trouvé une des premières étoiles à s'être formées dans l'Univers, peu de temps après le Big Bang. Dénommée HE 1327-2326, elle possède les plus bas niveaux de fer jamais trouvés dans une étoile. Des éléments plus lourds comme le fer se forment seulement à l'intérieur des étoiles, aussi HE 1327-2326 pourrait s'être formée avant que les générations successives d'étoiles aient ensemencé l'Univers. Cette étoile a été observée à l'aide du télescope japonais Subaru de 8m, et s'est avérée être deux fois plus pauvre en fer que le précédent record, HE 0107-5240, une étoile découverte en 2001 par des astronomes allemands et de l'ANU.
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Brevísima historia del tiempo
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L'astrophysicien britannique Stephen Hawking a présenté le 13 Avril en première mondiale lors d'une conférence à l'Université d'Oviedo (Espagne), sa dernière oeuvre "Brevísima historia del tiempo" ("Brévissime Histoire du Temps"), une version revue et simplifiée de sa célèbre "Histoire du Temps" publiée en 1988.
"Histoire du Temps a remporté un grand succès partout, mais beaucoup de lecteurs ont trouvé sa compréhension difficile et c'est pour cela que j'ai écrit cette "Brévissime Histoire du Temps", a expliqué Hawking.
Le célèbre livre de l'astrophysicien traitait de l'origine de l'Univers et de la création de l'espace-temps, exposait des concepts fondamentaux de la mécanique newtonienne, la théorie de la relativité, la mécanique quantique et la cosmologie contemporaine.
Le nouveau livre d'Hawking, publié aujourd'hui en espagnol (Editions Critica) sous le titre "Brevísima historia del tiempo", et dont la version originale en anglais devrait être publiée prochainement, élimine les aspects les plus techniques pour en faciliter la compréhension. Dans cette nouvelle version, Stephen Hawking cherche un traitement plus exigeant du matériel qui constitue le noyau de l'essai, et intègre de nouveaux résultats théoriques et dérivés de l'observation.
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Sedna dévoile une surface non affectée
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De récentes études spectroscopiques de la lumière infrarouge reflétée de la surface de Sedna révèlent qu'elle est probablement différente de Pluton et de Charon puisque la surface de Sedna ne montre pas de preuve d'une grande quantité de glace de méthane ou d'eau. En raison de la distance extrême de Sedna au Soleil, la surface glacée n'a probablement pas été affectée pendant des millions d'années par quoi que ce soit sauf par les rayons cosmiques et le rayonnement ultraviolet solaire.
L'astronome Chad Trujillo, du Gemini Observatory, et la même équipe de recherche du Caltech responsable de la découverte originale de Sedna, ont entrepris d'obtenir les spectres de ce planétoïde éloigné au moyen de l'instrument NIRI (Near Infrared Imager) sur le télescope Gemini North. Leur but était de mieux comprendre la surface de ce monde éloigné et comment il s'est développé depuis sa formation.
Les données pourraient révéler quelque chose de l'histoire de l'évolution de Sedna dans le système solaire extérieur. Les astronomes pensent que les objets comme Sedna démarrent avec des surfaces glacées. Au fil du temps, les rayons cosmiques et le rayonnement ultraviolet solaire "cuisent et brûlent" les surfaces en des substances riches en hydrocarbure noires semblables à de l'asphalte, qui ne se dévoilent pas bien dans le spectre infrarouge. Une telle histoire pourrait expliquer pourquoi Sedna ne montre pas de traces de méthane et de glace, alors que Pluton et Charon le font.
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Une Bulle éclate
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RCW 79 se voit dans le sud de la Voie lactée, à 17.200 années-lumière de la Terre dans la constellation du Centaure (Centaurus). La bulle est de 70 années-lumière de diamètre et sa formation à partir des radiations et des vents des jeunes étoiles chaudes a dû prendre environ un million d'années.
Le ballon de gaz et de poussières est un exemple de formation d'étoile stimulée. De telles étoiles naissent lorsque la bulle chaude s'étend dans le gaz interstellaire et la poussière qui les entourent. RCW 79 a engendré au moins deux groupes de nouvelles étoiles le long du bord de la grande bulle. Certaines sont visibles à l'intérieur de la petite bulle dans le coin en bas à gauche. Un autre groupe de très jeunes étoiles apparaît près de l'ouverture en haut.
Le télescope spatial Spitzer de la NASA détecte facilement la lumière infrarouge des particules de poussière dans RCW 79. Les jeunes étoiles dans RCW79 émettent de la lumière ultraviolette qui excite les molécules de poussières dans la bulle. Cela provoque que les grains de poussières émettent de la lumière infrarouge qui est détectée par Spitzer et que l'on voit ici sous la forme de caractéristiques rouges étendues.
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P/2005 GF8 (LONEOS)
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La comète P/2005 GF8 (LONEOS) a été découverte en tant qu'astéroïde le 02 Avril 2005 par le télescope de surveillance LONEOS. Les observations supplémentaires ont révélé la nature cométaire de l'objet.
Les éléments orbitaux préliminaires indiquent un passage au périhélie au 19 Août 2005 à une distance de 2,8 UA. La comète C/2005 G1 (LINEAR) devrait atteindre la magnitude 18,3 au moment du passage au périhélie. La période orbitale est de 14,2 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 11 Août 2005 à une distance de 2,8 UA, et une période orbitale de 14 ans.
De nouvelles observations indiquent un passage au périhélie au 17 Août 2005 à une distance de 2,8 UA, et une période orbitale de 14.2 ans.
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Révision de l'Echelle Torino
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Des astronomes, sous la direction d'un professeur du MIT, ont révisé l'échelle utilisée pour évaluer la menace d'astéroïdes et de comètes entrant en collision avec la Terre pour mieux communiquer ces risques avec le public.
Le but général est de fournir des informations compréhensibles pour apaiser les inquiétudes au sujet d'une potentielle collision catastrophique avec notre planète.
L'échelle Torino, un système d'évaluation de risque semblable à l'échelle de Richter utilisée pour les tremblements de terre, a été adoptée par un groupe de travail de l'Union Astronomique Internationale (IAU) en 1999 lors une réunion à Turin, Italie. Sur l'échelle, le zéro signifie pratiquement aucune chance de collision, tandis que 10 signifie catastrophe mondiale certaine.
"L'idée était de créer un système simple transmettant des informations claires, cohérentes sur les objets circumterrestres [NEOs]," ou les astéroïdes et comètes qui semblent se diriger vers la planète, dit Richard Binzel, un professeur du Department of Earth, Atmospheric and Planetary Sciences du MIT (Massachusetts Institute of Technology), et créateur de l'échelle.
Quelques critiques, cependant, disent que l'Echelle Torino originale effrayait en réalité les gens, "l'opposé de ce qui était souhaité," note Binzel. D'où les révisions.
"Pour un NEO nouvellement découvert, l'échelle révisée classe toujours le danger d'impact de 0 à 10 et les calculs qui déterminent le niveau de danger sont toujours exactement les mêmes," dit Binzel. La différence est que la formulation pour chaque catégorie décrit mieux maintenant l'attention ou la réponse méritée.
Par exemple, dans l'échelle originale les NEOs de niveau 2-4 étaient décrit comme "méritant inquiétude." L'échelle révisée décrit les objets de ces classements comme "méritant l'attention par les astronomes" - pas nécessairement le public.
Également important dans les révisions, dit Binzel, "est l'accent sur comment le suivi à la trace d'un objet est presque toujours probable pour réduire le niveau de danger à 0, une fois que des données suffisantes sont obtenues." Le processus général de classification des NÉOs dangereux est grossièrement analogue à la prédiction d'ouragan. Les prédictions du chemin d'une tempête sont mises à jour au fur et à mesure que les données sont collectées.
Selon le docteur Donald K. Yeomans, responsable du Near Earth Object Program Office de la NASA, "les révisions dans l'Échelle Torino devraient rassurer le public bien que nous ne pouvons pas toujours exclure immédiatement des impacts sur Terre pour des objets circumterrestres récemment découverts, des observations complémentaires nous permettront presque certainement de le faire."
Le plus haut niveau Torino jamais donné à un astéroïde était de 4 en Décembre dernier, avec une chance de 2 pour cent de frapper la Terre en 2029. Et après un suivi prolongé de l'orbite de l'astéroïde, il a été reclassifié au niveau 0.
De même qu'il y a peu ou pas de raison d'inquiétude pour le public pour un tremblement de terre d'une magnitude 3, il y a peu de raison d'attention du public pour des rapprochements de NÉO ayant un niveau bas sur l'échelle Torino." Il note qu'un objet doit atteindre le niveau 8 de l'échelle avant qu'il y ait une certitude d'impact capable de causer des destructions même localisées.
L'échelle de Torino a été développée parce que les astronomes découvrent de plus en plus de NEOs à travers les projets comme LINEAR (Lincoln Near Earth Asteroid Research). "Il n'y a aucune augmentation du nombre d'astéroïdes ou de fréquence de rencontre avec la Terre. Ce qui a changé est notre conscience de leur existence," note Binzel.
En conséquence, les astronomes ont débattu s'ils devraient tenir secret les potentielles collisions de NEO ou "être complètement ouverts avec ce que nous savons lorsque nous le savons," dit Binzel. Le groupe de travail de l'IAU, dont Binzel est le secrétaire, a d'une manière retentissante finalement choisi la dernière solution.
La formulation révisée de l'échelle a été publiée l'automne dernier dans un chapitre de "Mitigation of Hazardous Comets and Asteroids" (Cambridge University Press). Les révisions ont été entreprises en consultation avec des astronomes du monde entier pendant presque une année avant la publication.
Binzel conclut que "le risque que quelque chose frappe la Terre en ayant un impact majeur est très peu probable. Mais bien que peu probable, ce n'est toujours pas impossible. La seule façon d'être certain qu'il n'y a aucun impact d'astéroïde en prévision est de continuer à regarder."
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Les scientifiques traquent la collision de puissants vents stellaires
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Les astronomes, au moyen du radiotélescope VLBA (Very Long Baseline Array), ont suivi à la trace le mouvement d'une violente région où les vents puissants de deux étoiles géantes se heurtent.
Les deux étoiles sont beaucoup plus massives que le Soleil, l'une d'environ 20 fois la masse du Soleil et l'autre d'environ 50 fois la masse du Soleil. L'étoile de 20 masses solaires est d'un type appelé une étoile Wolf-Rayet, caractérisée par un vent très fort de particules propulsées à l'extérieur de sa surface. Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles géantes s'approchant du temps où elles éclateront en supernovae. L'étoile plus massive a aussi un vent extérieur fort, mais moins intense que celui de l'étoile Wolf-Rayet. Les deux étoiles, composante d'un système dénommé WR 140, tournent l'une autour de l'autre dans une orbite elliptique d'approximativement la taille de notre Système Solaire.
Les étoiles dans WR 140 achèvent un cycle orbital en 7,9 ans. Les astronomes ont suivi à la trace le système pendant un an et demi, notant des changements spectaculaires dans la région de collision des vents.
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Naine Brune ou exoplanète ?
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L'article publié le 01 Avril 2005 sous le titre de "First Confirmed Picture of a Planet Beyond the Solar System" par Space.com agrémenté d'une photographie présentée comme étant la première photographie d'une exoplanète, et repris les jours suivants par plusieurs agences de presse et autres sites web, dont PGJ (Nouvelles du Ciel "Première image confirmée d'une planète au-delà de notre Système solaire" publié le 04/04/2005), doit être tempéré.
Dans un communiqué de presse publié le 07 Avril, l'ESO préfère rester prudent, comme le précise le titre du communiqué : "Is this a Brown Dwarf or an Exoplanet?".
Depuis la découverte en 1995 de la première planète orbitant autour d'une étoile normale autre que le Soleil, il y a maintenant plus de 150 candidats au titre d'exoplanète. La plupart d'entre elles sont détectées par des méthodes indirectes, basées sur les variations de la vitesse radiale ou sur l'atténuation de la luminosité de l'étoile lorsque la planète passe devant elle (méthode du transit).
Les astronomes préféreraient cependant obtenir une image directe d'une exoplanète, leur permettant de mieux caractériser la nature physique de l'objet. C'est une tâche extrêmement difficile, puisque la planète est généralement cachée dans la "lumière éblouissante" de son étoile hôte.
Basé sur cette approche, il se pourrait bien que la détection l'année dernière d'une tache faible de lumière à côté de la jeune naine brune 2M1207 par une équipe internationale d'astronomes utilisant le VLT de l'ESO est l'image sérieuse cherchée depuis longtemps d'une exoplanète. Un rapport récent basé sur des données du télescope spatial Hubble semble confirmer ce résultat. Les observations encore plus récentes faites avec le télescope spatial Spitzer des lueurs infrarouges de deux planètes "Hot Jupiter" précédemment détectées est un autre résultat intéressant dans ce contexte. Cette richesse de nouveaux résultats, obtenus dans la période de temps de quelques mois, illustre parfaitement le dynamique de ce domaine de recherche.
Pour surmonter en partie ce problème, les astronomes étudient de très jeunes objets. En effet, les objets sous-stellaires sont beaucoup plus chauds et plus brillants lorsqu'ils sont jeunes et peuvent donc être plus facilement détectés que les objets plus vieux de masse semblable.
Maintenant, une équipe différente d'astronomes a probablement fait une autre percée importante dans ce domaine en trouvant un compagnon minuscule à une jeune étoile. Depuis plusieurs années ces scientifiques ont conduit une recherche de planètes et d'objets de basse masse, en particulier autour des étoiles toujours dans leur processus de formation - des étoiles dénommées T-Tauri - utilisant tant l'image directe que les techniques de vitesse radiale. Un des objets dans leur liste est GQ Lupi, une jeune étoile T-Tauri, située dans le nuage Lupus I (Le Loup), une région de formation d'étoiles à environ 400 ou 500 années-lumière. L'étoile GQ Lupi est apparemment un très jeune objet toujours entouré par un disque, avec un âge entre 100.000 ans et 2 millions d'années.
Les astronomes ont observé GQ Lupi le 25 Juin 2004 avec l'instrument d'optique adaptative NACO attaché à Yepun, le quatrième télescope de 8.2 mètres du VLT (Very Large Telescope) situé au sommet du Cerro Paranal (Chili). L'optique adaptative de l'instrument (AO) surmonte l'altération provoquée par la turbulence atmosphérique, produisant des images proches de l'infrarouge extrêmement pointues.
Comme cette photo le montre, la série d'expositions révèle la présence d'un minuscule compagnon, situé près de l'étoile. Cette objet est à seulement 0,7 arcsecondes, et aurait été ignoré sans l'utilisation des capacités de l'optique adaptative de NACO.
À la distance de GQ Lupi, la séparation entre l'étoile et son faible compagnon est d'environ 100 unités astronomiques (ou 100 fois la distance entre le Soleil et la Terre). C'est environ 2,5 fois la distance entre Pluton et le Soleil.
Le compagnon, appelé GQ Lupi B ou GQ Lupi b, est environ 250 fois plus faible que GQ Lupi comme vu dans cette série d'image. De nouvelles images obtenues avec NACO en Août et Septembre ont confirmé la présence et la position de ce compagnon.
Les astronomes ont alors découvert que l'étoile avait été précédemment observée par le télescope Subaru de même que par le télescope spatial Hubble. Ils ont recupéré les images correspondantes des archives de données de ces équipements pour de nouvelles analyses.
Les images plus vieilles, prises en Juillet 2002 et Avril 1999, respectivement, montraient également la présence du compagnon, donnant aux astronomes la possibilité de mesurer précisément la position des deux objets sur une période de plusieurs années. Cela leur a permis de déterminer si les étoiles bougeaient ensemble dans le ciel, liés gravitationellement, ou si l'objet plus petit est seulement un objet de fond, juste aligné par hasard.
De leurs mesures, les astronomes ont constaté que la séparation entre les deux objets n'avait pas changé au cours de la période de cinq ans couverte par les observations. Pour les scientifiques c'est une preuve claire que les deux objets se déplacent dans la même direction dans le ciel. "Si l'objet faible était un objet de fond", dit Ralph Neuhäuser de l'Université de Jena (Allemagne) et le dirigeant de l'équipe, "nous verrions un changement dans la séparation lors du déplacement de GQ Lupi dans le ciel. De 1999 à 2004, la séparation aurait changé de 0.15 arcsecondes, alors que nous sommes sûr que le changement est de 20 fois plus petit."
Pour explorer plus loin la nature physique de l'objet nouvellement découvert, les astronomes ont utilisé le NACO sur le VLT pour prendre une série de spectres. Ceux-ci ont montré la signature typique d'un objet très froid, en particulier la présence de bandes d'eau et de CO. Tenant compte des couleurs infrarouges et des données spectrales disponibles, les calculs de modèle atmosphérique indiquent une température entre 1.600 et 2.500 degrés et un rayon qui est deux fois aussi grand que Jupiter. En fonction de cela, GQ Lupi B est ainsi un objet froid et plutôt petit.
Mais qu'elle est la nature de cet objet faible ? Est-ce une vrai exoplanète ou est-ce une naine brune, ces étoiles ratées qui ne sont pas assez massives pour produire en leur centre des réactions nucléaires majeures ? Bien que la ligne de démarcation entre les deux soit toujours matière à débat, une façon de distinguer les deux est leur masse (comme c'est aussi le cas entre les naines brunes et les étoiles) : les planètes (géantes) sont plus légères qu'environ 13 masses de Jupiter (la masse critique nécessaire pour déclencher la fusion du deutérium), les naines brunes sont plus lourdes.
En ce qui concerne GQ Lupi b ?
Malheureusement, les nouvelles observations ne fournissent pas d'évaluation directe de la masse de l'objet. Aussi les astronomes doivent compter sur la comparaison avec les modèles théoriques de tels objets. Mais ce n'est pas aussi facile qu'il semble. Si, comme les astronomes l'acceptent généralement, GQ Lupi A et B se sont formés simultanément, l'objet nouvellement trouvé est très jeune. Le problème est que pour de tels très jeunes objets, les modèles théoriques traditionnels ne sont probablement pas applicables. S'ils sont utilisés, toutefois, ils fournissent une évaluation de la masse de l'objet qui se trouve quelque part entre 3 et 42 Masses de Jupiter, c'est-à-dire englobant aussi bien les domaines des planètes que des naines brunes.
Ces premières phases dans la formation de naine brune et de planète sont un domaine essentiellement inconnu pour les modèles. Il est très difficile de modéliser l'effondrement premier des nuages du gaz donnant les conditions autour de l'étoile parent en formation. Un jeu de modèles, spécifiquement façonnés pour modéliser les très jeunes objets, fournit des masses aussi basses qu'une à deux masses de Jupiter. Mais comme Ralph Neuhäuser le souligne "ces nouveaux modèles doivent toujours être calibré, avant que la masse de tels compagnons puisse être décidée avec assurance".
Les astronomes soulignent aussi que, de la comparaison entre leurs spectres VLT/NACO et les modèles théoriques du co-auteur Peter Hauschildt de l'Université de Hambourg (Allemagne), ils parviennent à la conclusion que le meilleur résultat est obtenu pour un objet ayant environ 2 rayons de Jupiter et 2 masses de Jupiter. Si ce résultat se tient, GQ Lupi b serait ainsi l'exoplanète la plus jeune et la plus légère à avoir été imagée.
De nouvelles observations sont encore requises pour déterminer précisément la nature de GQ Lupi B. Si les deux objets sont en effet liés, l'objet le plus petit aura besoin de plus de 1.000 ans pour achever une orbite autour de son étoile hôte. C'est bien sûr trop long pour attendre mais l'effet du mouvement orbital pourrait probablement être détectable, comme un minuscule changement dans la séparation entre les deux objets, dans quelques années. L'équipe planifie donc d'exécuter des observations régulières de cet objet au moyen du NACO sur le VLT, pour détecter ce mouvement. Aucun doute que dans le même temps, d'autre progrès du point de vue théorique seront réalisés et que de nombreuses découvertes sensationnelles dans ce domaine seront faites.
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Accélérateur de Particules Cosmiques au centre de la Voie lactée
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Une vaste structure de boucles de 20 années-lumières de large a été découverte près de la plus grande région de formation d'étoiles de notre galaxie. La boucle a été observée dans les longueurs d'ondes des rayons X au moyen du télescope spatial XMM-Newton. C'est la première fois qu'une telle énorme structure est observée. La plupart des sources diffuses de rayons X dans l'Univers ont une température caractéristique parce qu'elles sont la radiation résiduelle d'un événement, comme une explosion de supernova. Cependant dans ce cas la boucle est non-thermique et cela signifie que quelque soit l'origine de la structure, elle n'est pas stationnaire, mais plutôt le résultat d'un certain processus en cours.
L'interprétation la plus directe des observations est que l'accélération puissante de particules se produit sur place, produisant des hautes particules d'énergie avec une énergie considérable. De telles particules ont été détectées précédemment dans quelques restes de supernova et de nombreuses nébuleuses de pulsar, où une source centrale très puissante les a créées. Cependant, la preuve de particules de haute énergie n'a jamais été observée auparavant dans les régions de formation d'étoiles de notre galaxie.
À ce stade, il est difficile de savoir si la structure de boucle est physiquement reliée au Groupe d'Arcs ou se produit juste dans notre ligne de vue. Cependant, si des observations futures montrent que le Groupe d'Arcs est responsable de la caractéristique, cette découverte suggère que l'activité de formation d'étoiles joue un rôle important dans l'Univers énergique.
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Les amas de galaxies, proches ou lointains, ont des points communs
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En utilisant deux télescopes spatiaux de rayons X, XMM et Chandra, une équipe internationale d'astronomes a examiné des amas de galaxies éloignés pour les comparer avec leurs homologues qui sont relativement proches.
Les observations indiquent que, malgré la grande expansion que l'Univers a subi depuis le Big Bang, les amas de galaxies tant locaux qu'éloignés ont beaucoup en commun. Cette découverte pourrait finalement conduire à une meilleure compréhension de la façon de "peser" ces énormes structures et, de ce fait, répondre aux questions importantes sur la nature et la structure de l'Univers.
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Vision en rayons X de la violence de galaxies en interaction
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La recherche en cours par une équipe internationale d'astronomes fournit de nouvelles idées sur les collisions cosmiques cataclysmiques entre des amas de galaxies. En utilisant le plus puissant observatoire spatial de rayons X, le XMM-NEWTON, l'équipe est en train de démêler les interactions complexes qui ont lieu dans les carambolages qui surviennent lorsque des amas contenant des centaines de galaxies et des trillions de masses solaires de gaz et de matière sombre interagissent et se mélangent.
Les images et d'autres données révèlent un environnement torturé par des ondes de choc violentes qui serrent et compriment le gaz intra-amas, élevant sa température à plusieurs millions de degrés.
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Concentration de matière sombre aux coeurs des galaxies fossiles
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Des chercheurs à l'Université de Birmingham ont utilisé la nouvelle génération d'observatoires spatiaux de rayons X pour étudier des galaxies fossiles, des amas de galaxies anciennes dans lesquels toutes les grandes galaxies se sont graduellement mêlées pour former une galaxie géante centrale.
Les astronomes ont découvert une remarquable concentration de matière sombre et normale dans les coeurs de ces systèmes isolés d'étoiles, en comparaison avec la distribution de masse dans des amas normaux de galaxies.
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De mystérieux nouveaux amas d'étoiles
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Une équipe d'astronomes a découvert un type complètement nouveau d'amas d'étoiles autour d'une galaxie voisine. L'amas nouvellement découvert contient des centaines de milliers d'étoiles, un nombre similaire au nombre d'étoiles contenues dans les amas globulaires. Ce qui les distingue des amas globulaires est qu'ils sont beaucoup plus larges, plusieurs centaines d'années-lumière de large, et des centaine de fois moins denses. La distance entre les étoiles sont, par conséquent, plus grandes dans les amas étendus découverts nouvellement. La découverte a été faite au cours d'une vaste et détaillée surveillance de la voisine proche de la Voie lactée, la galaxie Andromède (M31).
Une partie de cette étude impliquait une recherche d'amas globulaires autour de M31, durant laquelle les nouveaux amas étendus ont été trouvés. Les nouveaux amas sont distribués dans une région sphérique en halo s'étendant à environ 200.000 années-lumière de la géante galaxie spirale M31.
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Les sursauts gamma pourraient avoir conduit aux extinctions
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Les sursauts gamma, les GRBs (Gamma Ray Bursts), sont les plus puissantes explosions connues dans l'Univers.
Une étude menée par des scientifiques de la NASA et de l'Université du Kansas révèlent qu'un de ces sursauts gamma pourrait être à l'origine d'une extinction massive d'espèces survenue il y a environ 450 millions d'années, à l'époque de l'Ordovician, tuant 60 pour cent des invertébrés marins. Bien qu'ils n'aient pas de preuves directes qu'un tel éclat se soit produit, les scientifiques ont calculé que la radiation de rayons gamma résultant de l'explosion d'une étoile relativement proche, percutant la Terre en seulement dix secondes, pourrait réduire de moitié la couche d'ozone protectrice de l'atmosphère. Cinq années seraient nécessaires pour que la couche d'ozone se régénère. Avec l'endommagement de la couche d'ozone, le rayonnement ultraviolet émis par le Soleil pourrait détruire la vie sur Terre et près de la surface des lacs et océans, et perturber la chaîne alimentaire. Bien que les GRBs soient rares dans notre galaxie de la Voie lactée, les scientifiques évaluent qu'au moins un, survenu à proximité, a probablement frappé la Terre au cours du milliard d'années passées.
Le Docteur Bruce Lieberman, un paléontologiste à l'Université du Kansas, a émis l'idée qu'un sursaut gamma pourrait en particulier avoir causé la grande extinction de l'Ordovician, 200 millions d'années avant les dinosaures. Une période glaciaire est supposée avoir causé cette extinction. Mais un éclat de rayon gamma pourrait avoir causé une rapide extinction au début et pourrait aussi avoir déclenché la baisse significative de la température superficielle sur Terre.
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Poussées de croissance
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L'encart montre une image du Chandra Deep Field-North (CDFN) de deux trous noirs centraux dans des galaxies fusionnant (connues sous le nom de SMG 123616,1+621513). Bien que les trous noirs semblent être très proches dans cette image, ils sont réellement à environ 70.000 années-lumière de distance. Les différentes couleurs dans l'image sont dues aux différences dans l'absorption en rayons X par le gaz et la poussière autour des trous noirs, avec le bleu indiquant plus d'absorption que le rouge.
En combinant des données du Chandra Deep Field-North (CDFN) avec des observations de longueurs d'ondes submillimétriques et optiques, une équipe internationale de scientifiques a trouvé la preuve que beaucoup de galaxies adolescentes extrêmement lumineuses et leurs trous noirs centraux ont subi des poussées phénoménales de croissance il y a 10 milliards à 12 milliards d'années. Ces poussées de croissance peuvent avoir préparé l'étape pour l'apparition des quasars, les galaxies éloignées qui contiennent les plus grands et les plus actifs trous noirs dans l'Univers.
Les galaxies dans l'image sont connues comme des SMG (Submillimeter Galaxies), parce qu'elles ont été à l'origine identifiées par le James Clerk Maxwell submillimeter telescope (JCMT) situé à Mauna Kea à Hawaï. Les observations du télescope spatial Hubble indiquent que la plupart des galaxies SMG sont en réalité deux galaxies qui se heurtent et qui fusionnent.
Des récentes et sophistiquées simulations sur ordinateur ont prouvé que de telles fusions conduisent les gaz vers les régions centrales des galaxies, déclenchant une poussée de formation d'étoiles et fournissant le carburant pour la croissance d'un trou noir supermassif central. Ceci explique la preuve d'observation que dans les SMG les étoiles se forment à un rythme prodigieux pendant que les trous noirs centraux se développent rapidement.
Une combinaison d'observations et de théorie suggère que dans quelques cent millions d'années les SMG deviendront des quasars, et finalement, des grandes galaxies sphériques qui hébergent des trous noirs supermassifs centraux avec des masses d'environ un milliard de soleils.
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Comètes SOHO : C/1997 P4, 1997 P5, 1997 S5, C/2005 D2, 2005 D3, 2005 D4, 2005 D5
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Des nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2005-G39 et MPEC 2005-G40. Ces nouvelles comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
C/1997 P4 (SOHO) (R. Kracht) C/1997 P5 (SOHO) (R. Kracht) C/1997 S5 (SOHO) (R. Kracht)
C/2005 D2 (SOHO) (T. Hoffman) C/2005 D3 (SOHO) (K. Cernis) C/2005 D4 (SOHO) (B. Zhou) C/2005 D5 (SOHO) (B. Zhou)
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Swift fait ses premières mesures de distance de GRBs
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Le satellite Swift a détecté grâce au télescope UVOT (Ultraviolet/OpticalTelescope), l'émission optique de deux récents GRBs situés dos à dos, de part et d'autre du ciel, GRB 050318 et GRB 050319, et mesuré leur distance, respectivement de 9.2 milliards d'années-lumière (redshift de 1,44) et 11.6 milliards d'années-lumière (redshift de 3,24).
Dans les prochains mois, les mesures de distance de l'UVOT deviendront encore plus précises lorsque les nouveaux instruments embarqués sur Swift seront utilisés, et devraient permettre une meilleure compréhension de ces formidables explosions que sont les GRBs (gamma-ray bursts).
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Le cas de la lune manquante de Sedna résolu
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Lorsque le planétoïde éloigné Sedna a été découvert sur les bords extérieurs du Système solaire, cela a posé une énigme aux scientifiques. Sedna semblait avoir une rotation très lente comparée à la plupart des objets du Système solaire, effectuant une rotation complète tous les 20 jours. Les astronomes ont supposé que ce monde possédait une lune invisible dont la gravitation ralentissait la rotation de Sedna. A ce jour, les images du télescope spatial Hubble n'ont montré aucun signe de lune assez grande pour affecter Sedna.
De nouvelles mesures effectuées par Scott Gaudi, Krzysztof Stanek et ses collègues du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) ont éclairci ce mystère en montrant qu'une lune n'était pas indispensable après tout. Sedna est en rotation plus rapide qu'on le supposait précédemment, tournant sur son axe en 10 heures. Cette période de rotation plus courte est typique des planétoïdes dans notre Système solaire, n'exigeant aucune influence externe pour l'expliquer.
Sedna est un monde surprenant, circulant sur une orbite qui l'éloigne à plus de 500 unités astronomiques du Soleil. Sedna n'approche jamais du Soleil à moins de 80 unités astronomiques, et effectue une orbite complète en 10.000 ans. En comparaison, l'orbite ovale de Pluton comprise entre 30 et 50 unités astronomiques du Soleil est effectuée en 248 ans.
Sedna apparaît inhabituel d'autres façons en plus de son orbite. Avant tout, c'est l'une des plus grandes "planètes mineures", avec une taille estimée d'environ 1.600 km comparée au 2.160 km de Pluton. Sedna montre aussi une exceptionnelle coloration rouge qui n'est toujours pas expliquée.
Les mesures initiales indiquaient que la période de rotation de Sedna était également extrême, extrêmement longue comparée à d'autres résidents du Système solaire. En mesurant les petites fluctuations de brillance, les scientifiques avaient estimé que Sedna tournait en 20-40 jours. Une telle rotation lente exigeait probablement la présence d'une grande lune proche dont la grativé pourrait freiner et ralentir la rotation de Sedna. Suite à cette interprétation, les concepts d'artistes publiés lors de l'annonce de la découverte de Sedna ont montré une lune compagnon. Un mois plus tard, des images prises par le télescope spatial Hubble démontraient qu'aucune grande lune n'existait.
A la manière des détectives, Gaudi et ses collègues ont réexaminé la question en observant Sedna au moyen du nouvel instrument MegaCam sur le télescope MMT de 6,5 m du Mount Hopkins, Arizona. Ils ont mesuré la brillance de Sedna en cherchant l'éclairement et l'atténuation périodique révélatrice qui montrerait à quelle vitesse Sedna tourne.
Leurs données correspondent à un modèle informatique dans lequel Sedna tourne une fois toutes les 10 heures ou à peu près. Les mesures de l'équipe excluent définitivement une période de rotation plus courte que 5 heures ou plus longue que 10 jours.
Tandis que ces données résolvent un mystère de Sedna, d'autres mystères restent. En tête parmi ceux-ci est la question au sujet de l'arrivée de Sedna dans son orbite fortement elliptique parcourue en une si longue durée.
"Les théoriciens travaillent dur pour essayer de calculer d'où Sedna provient," dit Gaudi.
Les astronomes continueront à étudier ce monde étrange encore longtemps.
"C'est un objet totalement unique dans notre Système solaire, aussi quoi que ce soit que nous pouvons en apprendre sera utile dans la compréhension de son origine," dit Stanek.
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C/2005 G1 (LINEAR)
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La comète C/2005 G1 a été découverte en tant qu'astéroïde le 01 Avril 2005 par le télescope de surveillance LINEAR. Les observations supplémentaires ont révélé la nature cométaire de l'objet.
Des observations datant du 22 Mars 2005 faites par LINEAR ont été trouvées et conduisent à une orbite avec un passage au périhélie au 28 Février 2006 à une distance de 4,9 UA. La comète C/2005 G1 (LINEAR) devrait atteindre la magnitude 18,2 au moment du passage au périhélie.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 26 Février 2006 à une distance de 4,9 UA du Soleil.
De nouvelles observations indiquent un passage au périhélie au 27 Février 2006 à une distance de 4,9 UA du Soleil.
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Première image confirmée d'une planète au-delà de notre Système solaire
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Les astronomes ont finalement obtenu la première photographie d'une planète au-delà de notre Système solaire. La planète est probablement une à deux fois aussi massive que Jupiter, selon les scientifiques qui l'ont imagée. Elle orbite autour d'une jeune étoile, âgée seulement d'un million d'années.
L'étoile, GQ Lupi, a été observée par une équipe d'astronomes européens depuis 1999. Trois images ont été réalisées au moyen du VLT (Very Large Telescope) de l'ESO (European Southern Observatory) au Chili. Le télescope spatial Hubble et le télescope japonais Subaru ont également contribué chacun à la réalisation d'une image.
Les travaux étaient dirigés par Ralph Neuhaeuser de l'AIU (Astrophysical Institute & University Observatory).
Le système est jeune, aussi, la planète est plutôt chaude. Cette chaleur fait qu'elle est plus facile à voir dans la lumière éblouissante de son étoile hôte comparativement aux autres planètes plus âgées. Aussi, la planète est loin de l'étoile, environ 100 fois la distance entre la Terre et le Soleil, un autre facteur facilitant la séparation de la lumière entre les deux objets.
La découverte sera détaillée dans un article à venir du journal Astronomy & Astrophysics.
L'objet apparaît être le "premier compagnon d'une étoile comme le Soleil directement imagé et confirmé".
Le mois dernier, les astronomes avaient annoncé la détection de la lumière infrarouge d'une planète au moyen du télescope spatial Spitzer. Mais cette observation n'a pas entraîné de photographie.
A la fin de l'année dernière, une autre équipe européenne avait annoncé qu'elle pouvait avoir réalisé la première photographie d'une planète extrasolaire. Cette planète candidate doit encore être confirmée, toutefois, parce qu'il n'est pas clairement établi si elle orbite autour de l'étoile ou s'il s'agit d'un objet en arrière plan. Et s'il s'agit d'une planète, elle est exceptionnellement large, plusieurs fois la masse de Jupiter, et elle orbite autour d'une naine brune.
L'objet autour de GQ Lupy est clairement relié gravitationnellement à l'étoile.
"La séparation entre l'étoile et la planète n'a pas changé de 1999 à 2004, ce qui fait penser qu'elles se déplacent ensemble dans le ciel, note Neuhaeuser. "Dans notre cas, nous avons une image montrant la brillante étoile et la faible planète un peu à l'ouest de l'étoile. La planète est seulement 156 fois plus faible que l'étoile, parce que la planète est encore très jeune et donc encore en formation, se contractant encore."
L'image de GQ Lupi et de sa planète est excitante parce que le système ressemble à certains égards à notre propre Système solaire dans ses années de formation.
La température de la planète est d'environ 1.726 degrés Celsius (2.000 Kelvin). L'équipe de Neuhaeuser a aussi détecté de l'eau dans l'atmosphère de la planète. Le monde est probablement gazeux comme celui de Jupiter. La planète est d'environ deux fois le diamètre de Jupiter. "La masse estimée, une à quarante deux fois celle de Jupiter, est quelque peu incertaine", ajoute Neuhaeuser.
La planète est trois fois plus loin de GQ Lupi que Neptune l'est de notre Soleil. "Nous nous attendions à ce que la planète orbite autour de l'étoile, mais à une si grande distance, la période orbitale est approximativement de 1.200 ans, aussi le mouvement orbital n'est pas encore détecté.". On ne sait pas encore pourquoi la planète est si loin de l'étoile.
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Hubble espionne la poussière cosmique
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Comme des boules de poussières qui se tapissent dans les coins ou sous les lits, les boucles et les formes étonnamment complexes de poussières cosmiques se tiennent cachées dans la galaxie elliptique géante NGC 1316. Cette image faite à partir des données obtenues avec le télescope spatial Hubble révèle les filets de poussières et les amas d'étoiles de cette galaxie géante qui démontrent qu'elle a été formée de la fusion passée de deux galaxies riches en gaz.
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Sources ou Documentations non francophones
