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Nouvelles du Ciel d'Avril 2006 |
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Nouvelles du Ciel d'Avril 2006 |
Spectaculaires détails de la cassure d'une comète
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Le télescope spatial Hubble fournit aux astronomes des vues extraordinaires de la comète 73P/Schwassmann-Wachmann 3.
La fragile comète se désagrège rapidement à l'approche du Soleil. Les images prises par Hubble ont permis de découvrir beaucoup plus de fragments que ce qui a été annoncé par les observateurs basés sur Terre. Ces observations fournissent une occasion unique d'étudier la disparition d'un noyau de comète.
La comète est composée actuellement d'une chaîne de plus de trois douzaines de fragments séparés, nommés alphabétiquement, s'étirant à travers le ciel sur plusieurs fois le diamètre angulaire de la Lune. Hubble a capturé deux des fragments (B et G) peu de temps après de grands sursauts d'activité. Hubble montre plusieurs douzaines de "mini-comètes" dans le sillage de chaque fragment principal, probablement associées à l'éjection des gros morceaux de matières superficielles de la taille d'une maison.
Reliques congelées du Système solaire primaire, les noyaux cométaires sont des mélanges poreux et fragiles de poussières et de glaces qui peuvent se fracturer en raison des tensions thermiques, gravitationnelles et dynamiques en s'approchant du Soleil.
NASA, ESA, H. Weaver (APL/JHU), M. Mutchler and Z. Levay (STScI)
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Bal cosmique
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Cette image en fausse couleur des galaxies NGC 2207 et IC 2163, une mosaïque de plusieurs images prises dans le domaine visible par le télescope spatial Hubble et en infrarouge par l'observatoire spatial Spitzer, donne l'illusion d'un masque de bal ou de carnaval.
Les données infrarouges montrent comme deux yeux bleus regardant fixement à travers un complexe masque rouge. Ces "yeux" sont en réalité les coeurs de deux galaxies, NGC 2207 et IC 2163, qui se sont récemment rencontrées et commencent à tourner l'une autour de l'autre dans un ballet cosmique. Le "masque", formé par les bras spirales entortillés des galaxies, semble décoré par une poignée de perles bleues qui sont en fait des amas de poussières d'étoiles naissantes.
NGC 2207 et IC 2163 sont situées à 140 millions d'années-lumière dans la constellation du Grand Chien (Canis Major). Les deux galaxies ne feront plus qu'une dans environ 500 millions d'années.
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L'astéroïde Vesta a-t-il un champ magnétique ?
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Vesta, un des trois plus gros astéroïdes de la ceinture principale, pose aux scientifiques un problème depuis 30 ans: "Etant donné que sa surface basaltique est semblable à la surface lunaire, qui est très altérée, pourquoi celle de Vesta ne l'est pas ?" Des astronomes de l'Observatoire de Paris (LESIA), de l'Observatoire de Catane et du laboratoire du CEREGE apportent pour la première fois une explication plausible à cette question en suggérant la présence d'un champ magnétique sur cet astéroïde !
Le vent solaire (ions et électrons) affecte les corps du système solaire qui ne sont pas protégés par une atmosphère ou une magnétosphère (par exemple la Lune ou les astéroïdes), et change les propriétés optiques de leur surface. Cette altération modifie les propriétés spectrales des objets riches en silicate, induisant un assombrissement et un rougissement progressif de leur spectre en réflectance dans le domaine de longueur d'onde 0.2-2.5 µm.
La surface de Vesta, qui est un des trois plus grands astéroïdes de la ceinture principale (D = 529 ± 10 kilomètres), est étonnamment primitive. Des expériences récentes d'irradiation avec des ions sur des pyroxènes ont montré un rougissement et assombrissement significatif des spectres avec une irradiation progressive. Etant donné que le pyroxène est un composant majeur de la surface de Vesta, comme le démontre la spectroscopie, on pourrait s'attendre à ce que le vent solaire change de manière significative les propriétés optiques de la surface de Vesta.
En conséquence, une expérience d'irradiation a été effectuée à l'Observatoire de Catane par une équipe de l'Observatoire de Paris animée par Pierre Vernazza sur une eucrite (météorite basaltique) appelée Bereba, qui caractérise bien la surface de Vesta, afin de simuler l'irradiation du vent solaire sur cet astéroïde.
L'irradiation d'un échantillon de Bereba, dont le spectre et l'albédo sont très proches de ceux de Vesta (albédo ~0.35), transforme progressivement le spectre qui finit par être très semblable à celui de la Lune, du point de vu de l'albédo (~0.1) et de la pente spectrale. Il apparaît ainsi que l'altération spatiale affecte la surface de la Lune et non celle de Vesta. Le flux d'ions (ou fluence) de 6.6x1015 Ar++/cm2 atteint dans cette expérience correspond à une échelle de temps pour le vent solaire à 2.36 UA (distance héliocentrique moyenne de Vesta) d'environ 105 ans. Cela montre qu'une durée très courte à l'échelle des phénomènes astronomiques suffit à modifier les propriétés optiques de surface de cet astéroïde.
Ce résultat implique que si les ions du vent solaire atteignent la surface de Vesta, son spectre devrait être plus rouge et son albédo plus bas. De fait, ceci implique que les particules du vent solaire ne peuvent avoir atteint la surface de l'astéroïde. Un champ magnétique rémanent est le processus le plus probable permettant de former un obstacle à l'écoulement du vent solaire en le déviant. Les données actuelles ne permettent pas de faire la distinction entre un champ magnétique global produisant une magnétosphère de type terrestre et plusieurs blocs de matière crustale uniformément magnétisés produisant des "magnétosphères" crustales.
Ce travail a permis de prédire la présence d'un champ magnétique sur Vesta, à partir de sa couleur observée depuis la Terre. Cette situation rappelle celle du champ magnétique de Jupiter, détecté depuis la Terre à partir des émissions radio, bien avant son exploration par une sonde spatiale.
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La comète au coeur brisé
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Dans la nuit du 23 au 24 Avril, le VLT (Very Large Telescope) a observé le fragment B de la comète Schwassmann-Wachmann 3 qui s'est dédoublé quelques jours auparavant. A leur grande surprise, les astronomes de l'ESO ont découvert que le morceau juste éjecté par le fragment B se cassait de nouveau ! Cinq autres mini-comètes sont également visibles sur l'image. La comète semble ainsi être condamnée à se désagréger mais la question demeure dans combien de temps.
Crédit : ESO (FORS/VLT)
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La combinaison de technologies révèle l'origine des poussières autour de Beta Pictoris
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Beta Pictoris comme laboratoire pour la formation de planètes Les planètes se forment dans les disques de gaz et de poussières qui entourent les étoiles naissantes. De tels disques s'appellent des disques proto-planétaires. La poussière dans ces disques deviennent des planètes rocheuses comme la Terre et les noyaux intérieurs des planètes géantes gazeuses comme Saturne. Cette poussière est également un dépôt des éléments qui forment les bases de la vie.
Les disques proto-planétaires disparaissent lorsque les étoiles arrivent à maturité, mais beaucoup d'étoiles possèdent ce qui s'appellent des disques de débris. Les astronomes présument qu'une fois que les objets tels que les astéroïdes et les comètes sont nés à partir du disque proto-planétaire, les collisions entre eux peuvent produire un disque secondaire de poussières.
L'exemple le plus connu de tels disques de poussières est celui entourant la deuxième étoile la plus lumineuse dans la constellation Pictor, signifiant le "chevalet du peintre". Cette étoile, connu sous le nom de Beta Pictoris ou Beta Pic, est une voisine très proche du Soleil, à seulement soixante années-lumière, et donc facile à étudier en détail.
Bêta Pic est deux fois plus lumineuse que le Soleil, mais la lumière du disque est beaucoup plus faible. Les astronomes Smith et Terrile étaient les premiers à détecter cette faible lumière en 1984, en bloquant la lumière de l'étoile elle-même en employant une technique appelée le coronographe. Depuis lors, beaucoup d'astronomes ont observé le disque de Beta Pic en utilisant des instruments toujours meilleurs et les télescopes terrestres et spatiaux pour comprendre en détail l'endroit de naissance des planètes, et par conséquent de la vie.
Combinaison des Technologies Une équipe d'astronomes du National Astronomical Observatory of Japan, et des Universités de Nagoya et d'Hokkaido, ont combiné plusieurs technologies pour obtenir pour la première fois une image de polarisation infrarouge du disque de Beta Pictoris avec une meilleure résolution et un contraste plus élevé qu'auparavant : un grand télescope d'ouverture (le télescope de Subaru, avec son grand miroir primaire de 8.2 mètres), la technologie d'optique adaptative, et un imageur coronographique capable de prendre des images de la lumière avec différentes polarisations.
Un télescope à grande ouverture, particulièrement avec la grande qualité d'imagerie de Subaru, permet à la lumière faible d'être vue en haute résolution. La technologie d'optique adaptative réduit les effets de distorsion de l'atmosphère terrestre sur la lumière, permettant des observations à des résolutions plus élevées. La coronographie est une technique pour bloquer la lumière d'un objet lumineux tel qu'une étoile, pour voir des objets plus faibles près de lui, comme les planètes et la poussière entourant une étoile. En observant la lumière polarisée, la lumière réfléchie peut être distinguée de la lumière venant directement de sa source originale. La polarisation contient également des informations sur la taille, la forme, et l'alignement de la poussière réfléchissant la lumière.
Avec cette combinaison de technologies, l'équipe a réussi à observer Beta Pic dans la lumière infrarouge à deux micromètres dans la longueur d'ondes à une résolution d'un cinquième d'une seconde d'arc. Cette résolution correspond à la capacité de voir un grain individuel de riz situé à 1,6 kilomètre ou une graine de moutarde éloignée d'un kilomètre. La réalisation de cette résolution représente une amélioration énorme sur les observations polarimétrique précédentes comparables des années 1990 qui avaient seulement des résolutions d'environ 1,5 secondes d'arc.
Collisions de Planétésimaux Les nouveaux résultats suggèrent fortement que le disque de Beta Pic contient des planétésimaux, des objets semblables auxs astéroïdes ou aux comètes, qui entrent en collision pour produire la poussière qui reflète la lumière des étoiles.
La polarisation de la lumière réfléchie à partir du disque peut révéler les propriétés physiques du disque telles que la composition, la taille, et la distribution. Une image de toute la lumière de longueur d'onde de deux micromètres montre la longue structure mince du bord du disque vu presque par la tranche. La polarisation de la lumière montre que dix pour cent de la lumière à deux micromètres sont polarisés. Le modèle de la polarisation indique que la lumière est une réflexion de lumière qui est originaire de l'étoile centrale.
Une analyse de la façon dont l'éclat du disque change avec la distance du centre montre une diminution progressive d'éclat avec une petite oscillation. La légère oscillation dans l'éclat correspond aux variations de la densité du disque. L'explication le plus probable est que des régions plus denses correspondent où les planétésimaux se heurtent. Des structures semblables ont été vues tout près de l'étoile dans des observations précédents à de plus longues longueurs d'onde en utilisant l'instrument COMICS (COoled Mid-Infrared Camera and Spectrograph) de Subaru et d'autres instruments.
Une analyse semblable de la façon dont la quantité de polarisation change avec la distance de l'étoile montre une diminution de polarisation à une distance de cent unités astronomiques (une unité astronomique est la distance entre la Terre et le Soleil). Ceci correspond à un endroit où l'éclat diminue également, suggérant qu'à cette distance de l'étoile, il y a peu de planétésimaux.
Lorsque l'équipe a examiné les modèles du disque de Beta Pic qui peuvent expliquer aussi bien les observations nouvelles que les anciennes, ils ont constaté que la poussière dans le disque de Beta Pic est plus de dix fois plus grande que les grains typiques de poussières interstellaires. Le disque de poussières de Beta Pic est probablement fait de blocs détachés de taille micromètrique de poussières et de glace comme les poussières de la taille de minuscules bactéries.
Ensemble, ces résultats fournissent des preuves très fortes que le disque entourant Beta Pic est produit par la formation et la collision de planétésimaux. Le niveau de détail de cette nouvelle information consolide notre compréhension de l'environnement dans lequel les planètes se forment et se développent.
Motohide Tamura qui dirige l'équipe indique que "peu de personnes ont pu étudier l'endroit de naissance des planètes en observant la lumière polarisée avec un grand télescope. Nos résultats prouvent que c'est une approche très enrichissante. Nous projetons de prolonger notre recherche à d'autres disques, pour obtenir une image complète de la façon dont la poussière se transforme en planètes."
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Chandra trouve que les trous noirs sont "verts"
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En étudiant les régions intérieures de neuf galaxies elliptiques avec l'Observatoire de rayons X Chandra, les scientifiques peuvent maintement estimer à quel rythme le gaz s'effondre en direction des trous noirs supermassifs des galaxies. Ces images leur permettent également d'estimer la puissance requise pour produire les ondes émettant des bulles dans le chaud gaz. L'image composée de NGC 4696 montre un vaste nuage de gaz (en rouge), entourant des bulles de haute énergie de 10.000 années-lumière de large (en bleu) de chaque côté d'un brillant secteur autour du trou noir supermassif. Les images d'autres galaxies dans l'étude montrent une structure similaire. Les points verts dans l'image montrent la radiation infrarouge d'amas d'étoiles sur les bords extérieurs de la galaxie.
Etonnamment, les résultats indiquent que la majeure partie de l'énergie libérée par le gaz tombant disparaît, non pas dans un épanchement de lumière comme il est observé dans nombreux noyaux galactiques actifs, mais dans des jets de particules de haute énergie. De tels jets peuvent être lancés à partir d'un disque gazeux magnétisé autour du trou noir central, et souffler au loin à une vitesse proche de celle de la lumière pour créer les énormes bulles.
Une implication importante de ce travail est que la conversion d'énergie par la matière tombant vers un trou noir est beaucoup plus efficace que les combustibles nucléaires ou fossiles.
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Nanedi Valles
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Ces images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord de Mars Express, montrent le système de vallée dénommé Nanedi Valles, un dispositif aux parois abruptes qui peut avoir été formé en partie par l'écoulement de l'eau.
Le HRSC a obtenu ces images le 03 Octobre 2004 au cours de l'orbite 905 avec une résolution au sol d'approximativement 18 mètres par pixel. Les images ont été tournées de 90 degrés dans le sens des aiguilles d'une montre, pour que le nord soit à droite.
Elles montrent la région de Nanedi Valles, une vallée d'environ 800 kilomètres se prolongeant du sud-ouest au nord-est et se situant à environ 6.0° Nord et 312° Est dans la région de Xanthe Terra, au sud-ouest de Chryse Planitia.
Dans l'image couleur, Nanedi Valles varie d'environ 0.8 à 5.0 kilomètre de large et s'étend au maximum à environ 500 mètres au-dessous des plaines environnantes. Cette vallée a un fond relativement plat, est fortement inclinée et montre des méandres et une fusion de deux branches au nord.
L'origine de ces saisissants dispositifs fait l'objet d'abondants débats.
Quelques chercheurs citent l'érosion provoquée par l'écoulement d'eau souterraine, tandis que d'autres suggèrent que le flux de liquide au-dessous d'une couche de glace ou que l'effondrement de la surface en association avec le flux liquide soit responsable de la formation de la vallée.
Tandis que le débat continue, il semble probable qu'une sorte de flux continu plutôt qu'un événement d'inondation simple a créé ces dispositifs.
En étudiant Nanedi Valles, les scientifiques espèrent mieux comprendre l'évolution climatique de la planète Rouge. Les capacités stéréo et de couleur de la caméra HRSC permettent aux scientifiques d'étudier la morphologie de la planète, tandis que les chercheurs peuvent analyser la lumière reflétée à différentes longueurs d'ondes pour mieux reconnaître les unités géologiques diverses dans une scène.
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M82 sous l'oeil d'Hubble
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Pour célébrer les 16 ans du télescope spatial Hubble, les deux agences spatiales impliquées dans le projet, la NASA et l'ESA, ont publié cette image de la magnifique galaxie irrégulière Messier 82 (M82). Cette image mosaïque est la vue panoramique la plus fine jamais obtenue de M82.
L'observation a été faite en Mars 2006 avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys). Les astronomes ont assemblé cette mosaïque à partir de six images en combinant des expositions prises avec quatre filtres colorés.
La galaxie irrégulière M82, surnommée également "galaxie du Cigare," en raison de sa forme vue de la Terre, est située dans la constellation de la Grande Ourse à 12 millions d'années-lumière de notre planète.
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Un billard cosmologique: une nouvelle hypothèse pour l'origine des sursauts gamma
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Une équipe d'astrophysiciens de l'Observatoire de Paris et de l'Université de Genève (UNIGE) vient de fournir une nouvelle explication aux sursauts gamma, ces énigmatiques jets lumineux connus pour libérer l'énergie estimée à ce jour comme la plus puissante de l'Univers. Une étoile massive sur 10'000 meurt dans un sursaut gamma. Comment expliquer ce décès ? Sur la base de nouvelles observations, les chercheurs ont pu reconstituer les étapes d'un violent jeu de billard, dont les boules seraient des astres turbulents.
Les astrophysiciens ne craignent pas les mystères. Parmi eux, le sursaut gamma, un phénomène qui prend l'aspect d'un éclair surpuissant et qu'on interpréta comme le signe d'un essai nucléaire jusqu'en 1973 ! On sait aujourd'hui que ces sursauts sont liés à la mort des étoiles dites « massives », des astres dont la masse fait 30 à 100 fois celle de notre soleil. Les spécialistes conçoivent deux scénarios possibles pour ce décès en grandes pompes. L'un d'eux vient d'être affiné par des chercheurs de l'Observatoire de Paris et de l'Observatoire de Genève.
Deux hypothèses pour une explosion unique
Deux hypothèses prévalaient à l'émission de rayonnement gamma qui se produit lors d'un sursaut du même nom. Il faut savoir que le phénomène signale la fin d'une étoile massive et que cette disparition s'achève dans tous les cas par un effondrement de l'étoile et l'émission d'une énergie considérable (le phénomène de supernova). Mais dans un cas sur 10000 l'explosion est spectaculaire, et comporte une émission gamma. On impute cette dernière à la rotation exagérément accélérée de l'étoile, qui perd son enveloppe et finit par s'effondrer sur elle-même -ou collapser. Un autre scénario tient pour responsable de cette explosion spectaculaire la fusion de l'étoile avec une de ses pairs, fusion qui a lieu au terme d'un bal fou où les deux astres tourbillonnent. Ces deux cas de figure, qui fournissent les conditions théoriques d'apparition des sursauts gamma, font encore l'objet de débats. Ils sont cependant fortement renforcés par la découverte, récente, de supernovae associées à ces événements. Les chercheurs ont étudié de nouveaux indices pour résoudre l'énigme.
Un éloignement systématique
En s'intéressant aux traces lumineuses qu'un sursaut gamma datant de 1998 a laissées dans la galaxie ESO-184-G82, l'équipe franco-suisse a remarqué, à proximité, la présence de très nombreuses autres étoiles massives dans un amas stellaire compact. Ces étoiles, appelées Wolf-Rayet, ou WR (d'après les noms de deux astronomes de l'Observatoire de Paris), sont souvent en rotation rapide et finissent généralement leur vie en explosant comme supernova. Elles sont donc considérées comme d'excellentes candidates pour la production des sursauts gamma. Les images de la galaxie hôte du sursaut gamma ont montré de manière très étonnante que ce dernier n'avait pas eu lieu au coeur de l'amas, mais dans une région bien moins dense, située à près de 3000 années-lumière de là. Intrigués par cet éloignement, les chercheurs ont examiné d'autres cas et ont systématiquement retrouvé une distance comparable, qui semble séparer les zones où s'est produit un sursaut gamma des groupements d'étoiles massives. Que s'est-il passé ?
Quand les étoiles massives se chahutent
Revenons à la ronde frénétique qu'exécute une étoile massive éjectée de son amas. Pour l'équipe de chercheurs, elle démarre avec les chocs que les étoiles massives infligent à l'une d'entre elles au sein d'un amas compact. La « malheureuse » se met à tourner de plus en plus vite sur elle-même, avant de se faire éjecter de ce «jeu de billard». Elle voyage durant 2 à 3 millions d'années, jusqu'à se retrouver à 3000 années-lumière du paquet stellaire où elle se trouvait initialement. Elle perd alors son enveloppe qui a été fragilisée dans l'aventure, puis finit par s'effondrer et mourir dans un sursaut gamma. Sa rotation rapide favorise une émission d'énergie (et de rayons gamma) fortement dissymétrique.
Le mystère dévoilé ?
Ces rencontres inhabituelles fournissent une explication naturelle à la rareté des étoiles massives qui terminent leur vie sous forme d'explosions les plus brillantes qu'il soit donné d'observer dans l'Univers. Le principe de l'étoile voyageuse, sort renforcé par d'autres observations réalisées avec le Télescope Spatial. Il apporte une contribution importante à la compréhension des sursauts gamma, ces phares cosmiques permettant de baliser les confins de l'Univers, du fait de leur rayonnement surpuissant.
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De nouveaux fragments pour 73P/Schwassmann-Wachmann
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Trois nouveaux fragments sont annoncés sur la circulaire MPEC 2006-H26. Il s'agit des fragments AN, AO et AP.
Ces fragments s'ajoutent à ceux dénombrés auparavant (B, C, G, H, J, K, L, M, N, P, Q, R, S, T, U, V, W, X, Y, Z, AA, AB, AC, AD, AE, AF, AG, AH, AI, AJ, AK, AL et AM).
L'un des fragments les plus brillants, le composant B, s'est divisé et montre maintenant deux noyaux bien distincts sur les récentes photographies :
Crédit : Rolando Ligustri
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Mars Express découvre des sites possibles pour la vie
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En dressant la carte de minéraux à la surface de Mars au moyen du vaisseau spatial Mars Express, les scientifiques ont découvert trois périodes d'histoire géologique martienne.
Le nouvelle étude montre que de grandes étendues d'eau permanente auraient pu seulement être présentes sur Mars dans le lointain passé, avant quatre milliards d'années, si elles étaient présentes. En moins d'un demi-milliard d'années, ces conditions avaient disparu.
Les résultats viennent de l'instrument OMEGA (Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité) à bord de Mars Express. En un an martien (687 jours terrestres) de fonctionnement, OMEGA a dressé la carte de 90 pour cent de la surface, permettant l'identification d'une variété de minéraux et de processus par lesquels ils ont été altérés au cours de l'histoire martienne. Les cartes ont permis à une équipe de scientifiques, dirigée par le Professeur Jean-Pierre Bibring, Institut d’Astrophysique Spatiale (IAS), Orsay (France), d'identifier trois ères géologiques pour Mars.
La première ère, nommée "Phyllosian" par les auteurs, est survenue entre 4,5 et 4,2 milliards d'années, peu après la formation de la planète. L'environnement était probablement chaud et moite à cette époque, permettant la formation de lits d'argile sur de grandes échelles, dont beaucoup survivent aujourd'hui.
La seconde ère, le "Theiikian", prend place entre 4,2 et 3,8 milliards d'années. Elle a été dominée par des éruptions volcaniques qui ont conduit à un changement climatiques global. En particulier, le soufre de ces éruptions craché dans l'atmosphère a réagi avec l'eau pour produire des pluies acides, lesquelles ont altéré la composition des roches superficielles où elles sont tombées.
Enfin, la plus longue des ères martiennes, dénommée "Siderikian", a commencé vers 3,8-3,5 milliards d'années et continue aujourd'hui. L'eau n'a pas joué de rôle important dans cette ère; au lieu de cela, les roches semblent avoir été changées par un lent processus d'altération due à l'atmosphère ténue martienne. Ce processus a donné à Mars sa couleur rouge.
Les ères sont nommées d'après les noms grecs des minéraux prédominants formés au cours de ces époques. La période la plus propice pour le développement de la vie a été le Phyllosian, lorsque les lits argileux ont pu se former au fond des lacs et des mers, fournissant les conditions humides dans lesquelles les processus de vie auraient pu commencer.
Cependant, il y a toujours des points d'interrogation. L'équipe fait remarquer que les lits d'argile pourraient s'être formés sous terre, plutôt qu'au fond des lacs.
"L'activité hydrothermale au-dessous de la surface, l'impact d'astéroïdes porteurs d'eau, même le refroidissement naturel de la planète pourraient avoir encouragés la formation d'argile au-dessous de la surface de Mars. S'il en est ainsi les conditions superficielles auraient pu toujours être froides et sèches" note Bibring.
Après cette période initiale, l'eau a en grande partie disparu de la surface de la planète en suintant sous terre ou en se perdant dans espace. Excepté quelques événements passagers localisés liés à l'eau, Mars est devenu le désert froid et sec vu par le vaisseau spatial aujourd'hui. Cette nouvelle identification de lits d'argile sur Mars fournit des cibles prioritaires pour les futurs atterrisseurs sur Mars qui cherche à examiner si la planète rouge a hébergé autrefois la vie.
"Si des organismes vivants se sont formés, la matière argileuse pourrait être où ce développement biochimique a eu lieu, offrant des endroits passionnants pour l'exploration future parce que les conditions froides martiennes pourraient avoir préservé la plupart des enregistrements de molécules biologiques jusqu'à présent" conclu Bibring.
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Identification de galaxies "cachées" responsables de 80% du fond infrarouge dans l'Univers
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Des galaxies "cachées" responsables de 80% du fond de rayonnement diffus infrarouge remplissant le ciel viennent d'être identifiées, grâce à une nouvelle méthode indirecte d'analyse des données du satellite Spitzer de la NASA. Ce résultat, obtenu par une équipe internationale de chercheurs conduite par Hervé Dole de l'Institut d'Astrophysique Spatiale (CNRS, Université Paris-Sud 11), est important pour la compréhension des processus physiques impliqués dans la formation et l'évolution des galaxies. L'étude sera publiée prochainement dans la revue Astronomy & Astrophysics.
L'Univers baigne dans un rayonnement diffus composé de photons radios et infrarouges. Le rayonnement radio, appelé rayonnement fossile, est très intense et a été produit aux époques les plus anciennes de l'histoire de l'Univers. Le rayonnement infrarouge, ou fond diffus extragalactique, a quant à lui pour origine la lumière émise par les galaxies depuis leur formation. Il a été découvert il y a 10 ans grâce au satellite COBE (NASA) par une équipe de l'IAS menée par Jean-Loup Puget. Mais ce rayonnement diffus provient de galaxies dont la plupart restaient invisibles aux télescopes. La quête de ces galaxies "cachées" s'est donc engagée, dans l'espoir d'améliorer les connaissances sur les processus physiques aboutissant à la formation et à l'évolution des galaxies.
Des chercheurs de l'Institut d'Astrophysique Spatiale (CNRS - Université Paris Sud) et de l'Université d'Arizona viennent d'obtenir, grâce au photomètre multibande MIPS du satellite Spitzer de la NASA, les images parmi les plus profondes jamais prises dans l'infrarouge, principalement aux longueurs d'ondes de 24 microns et dans l'infrarouge lointain, à 70 et 160 microns. Grâce aux images à 24 microns, l'équipe a identifié près de 20 000 galaxies, dont certaines de flux apparents très faibles, et donc potentiellement très lointaines. En revanche, presque aucune galaxie n'était détectée sur les images dans l'infrarouge lointain. Or c'est dans ce domaine que les chercheurs pensaient trouver le rayonnement diffus infrarouge le plus intense.
Les chercheurs ont décidé d'additionner
sur les ordinateurs de l'IAS les images de plusieurs centaines à
plusieurs milliers de galaxies détectées à
24 microns, afin d'obtenir des sources lumineuses beaucoup plus
intenses que le rayonnement individuel de chacune des galaxies.
L'équipe a répété cet empilement mais
dans l'infrarouge lointain, où les galaxies sont invisibles
individuellement. Les mêmes sources y ont été
détectées, et constituent la signature recherchée
dans l'infrarouge lointain des galaxies "cachées".
L'analyse précise des images finales a révélé
que ces galaxies sont très puissantes. En comptabilisant
toute leur énergie, H. Dole et son équipe ont montré
qu'elles sont responsables de 80% du fond diffus infrarouge. L'étude
a aussi montré que la majorité de ces galaxies sont
"à flambée de formation d'étoile" :
contrairement à notre Voie Lactée qui forme peu d'étoiles
en moyenne, ces galaxies forment, dans des épisodes violents,
plusieurs dizaines de masses solaires d'étoiles par an. Il
incombera aux prochains satellites astronomiques de trouver les
galaxies qui composent les 20% restants, et qui seront peut-être
les galaxies primordiales tant recherchées par les scientifiques.
Ces études ont été soutenues par le Jet Propulsion Laboratory (JPL) de la NASA, le CNES et le Programme national de cosmologie coordonné et géré par l'INSU-CNRS.
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La première vue de la naisssance de monstrueuses étoiles
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Les scientifiques ont obtenu leur premier regard sur la naissance de monstrueuses étoiles qui brillent 100.000 fois plus que le Soleil, grâce au satellite ISO (Infrared Space Observatory).
La découverte permet aux astronomes de commencer à étudier pourquoi seulement quelques régions de l'espace favorisent la croissance de ces étoiles massives.
L'espace est parsemé de nuages géants de gaz. De temps en temps, des régions dans ces nuages s'effondrent pour former des étoiles. "Une des questions principales dans le domaine de l'étude est pourquoi est-ce que certains nuages produisent des étoiles de masse élevée et de faible masse, tandis que d'autres ne forment seulement que des étoiles de faible masse ? " demande Oliver Krause (Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg and Steward Observatory, Arizona).
Les conditions nécessaires pour former des étoiles de masse élevée sont difficiles de déduire parce que de tels monstres stellaires forment loin loin et sont voilées derrière des rideaux de poussières. Seuls les longues longueurs d'ondes de radiation infrarouge peuvent s'échapper de ces cocons obscurs et révéler les noyaux de poussières à basse température qui marquent les emplacements de formation d'étoiles. Cette radiation est exactement que la caméra infrarouge ISOPHOT d''ISO a collectée.
Stephan Birkmann, Oliver Krause et Dietrich Lemke, tous trois du Max-Planck-Institut für Astronomie, Heidelberg, ont utilisé les données ISOPHOT sur deux noyaux intensément froids et denses, chacun contenant assez de matière pour former au moins une étoile massive. Ceci ouvrent une nouvelle ère pour les observations des premiers détails de la formation d'étoiles de masse élevée." note Krause.
Les données ont été rassemblées dans l'étude ISOSS (ISOPHOT Serendipity Survey), une étude astucieuse mise au point par Lemke. Il s'est rendu compte que lorsque ISO tournait d'un objet céleste à l'autre, le temps d'observation était perdu. Il s'est arrangé pour que la caméra infrarouge ISOPHOT enregistre sans interruption pendant de tels pivotements et transmette ces données vers la Terre.
Au cours de la mission d'ISO, qui a duré deux ans et demi au cours des années 1995-98, le vaisseau spatial a fait environ 10 000 pivotements, fournissant un réseau de données à travers le ciel pour le créneau auparavant encore inconnue de l'émission infrarouge à 170 micromètres. Cette longueur d'onde est 310 fois plus longue que le rayonnement optique et révèle que la poussière froide descend juste à 10K (-263° Celsius). Un catalogue a été produit des emplacements froids dans l'étude.
Birkmann et ses collègues ont étudié ce catalogue et ont trouvé cinquante endroits potentiels de naissance stellaire de masse élevée. Une campagne d'observations complémentaires utilisant des télescopes basés au sol a révélé que l'objet ISOSS J18364-0221 était en fait deux coeurs denses froids qui ressemblaient étrangement à ceux associés à la naissance d'étoiles de faible masse, mais contenant beaucoup plus de masse.
Le premier coeur est à 16.5 Kelvin (-256.5° Celsius). Il contient soixante-quinze fois la masse du Soleil et montre des signes d'effondrement gravitationnel. Le second est d'envirion 12K (-261° Celsius) et contient 280 masses solaires. L'équipe étudient actuellement les autres emplacements potentiels.
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Les rayons gamma dissipent le brouillard intergalactique
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L'observation, au moyen des télescopes H.E.S.S. installés en Namibie, des rayons gamma émis par deux quasars a permis à des chercheurs du CNRS (IN2P3/INSU) et du CEA-Dapnia, dans le cadre de la collaboration H.E.S.S., de montrer que la quantité de lumière fossile de l'Univers étoilé, brouillard de photons dans lequel baigne l'Univers, est bien plus basse que celle admise jusqu'ici. Ce résultat, publié dans la revue Nature du 20 avril, est important pour la compréhension de la formation et de l'évolution des galaxies.
La lumière émise par tous les objets de l'Univers (étoiles, galaxies, quasars...) depuis sa naissance emplit l'espace intergalactique d'un « océan » de photons appelé « fond de lumière diffuse extragalactique ». La mesure directe de cette trace fossile de l'activité lumineuse de l'Univers est difficile car d'autres sources de lumière dominent (poussières chauffées du système solaire) et éblouissent les instruments. Les rayons gamma de très haute énergie offrent une méthode alternative pour sonder et mesurer de manière indirecte cette lumière diffuse extragalactique.
Un faisceau de rayons gamma issu d'une galaxie lointaine est atténué lors de son voyage vers la Terre, du fait des interactions avec les photons de la lumière diffuse. L'effet d'absorption atténue le spectre initial des rayons gamma, dont la partie la plus énergétique est préférentiellement absorbée. La mesure spectrale permet alors de mesurer la densité des photons diffus. La sensibilité inégalée des télescopes H.E.S.S. a permis de découvrir deux quasars, les plus lointains et les plus brillants connus à ce jour en émission gamma de très haute énergie. En mesurant les spectres en rayons gamma de ces quasars, avec les télescopes H.E.S.S., les astrophysiciens ont entrepris de mesurer la densité des photons diffus de l'Univers.
Les spectres gamma de ces quasars comportent trop de rayons gamma aux hautes énergies par rapport à la densité de lumière intergalactique attendue. La conclusion la plus vraisemblable est donc que le niveau de lumière fossile de l'Univers étoilé est significativement plus bas que ce que l'on pensait auparavant. L'univers est donc plus transparent aux rayons gamma que prévu, ce qui ouvre de nouvelles perspectives pour l'étude des sources gamma en dehors de notre Galaxie aux chercheurs de H.E.S.S..
Ces résultats permettent de proposer que la lumière diffuse extragalactique est simplement lasomme de la lumière des galaxies normales (dénombrées par des télescopes optiques tels que Hubble), et qu'on peut exclure une contribution importante des toutes premières étoiles de l'Univers.
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Comète C/2006 GZ2 (Spacewatch)
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L'objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 07 Avril 2006 dans le cadre du programme de surveillance Spacewatch avait révélé un aspect cométaire dans les observations de confirmation de J. Ticha et M. Tichy (Klet Observatory). Aucune autre confirmation de la nature cométaire n'ayant été reportée, l'objet a été annoncé en tant que planète mineure et repertorié comme tel sous la dénomination de 2006 GZ2. L'examen ultérieur des images de Spacewatch a révélé qu'il s'agissait bien en réalité d'une comète.
Les éléments orbitaux de la comète C/2006 GZ2 (Spacewatch) indique un passage au périhélie au 21 Août 2006 à une distance de 3,3 UA du Soleil.
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Une étoile à neutrons énigmatique
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En utilisant les données de l'observatoire XMM-Newton, un groupe international d'astrophysiciens a découvert qu'une étoile à neutrons en rotation semble ne pas être aussi stable que prévu. Ces observations en rayons X promettent de donner de nouvelles idées sur l'évolution thermique et finalement sur la structure intérieure des étoiles à neutrons.
Les étoiles à neutrons en rotation, connues également comme des pulsars, sont connues généralement pour la régularité de leur rotation. Grâce à leurs signaux périodiques, émis dans les longueurs d'ondes radio ou en rayons X, elles peuvent servir d'horloges astronomiques très précises.
Les scientifiques ont constaté que pendant les quatre années et demi passées la température d'un objet énigmatique, nommé RX J0720.4-3125, a continué de monter. Cependant, des observations très récentes ont montré que cette tendance s'est inversée complètement et la température est maintenant en diminution.
Selon les scientifiques, cet effet n'est pas dû à une variation réelle dans la température, mais à un changement géométrique de vue. RX J0720.4-3125 subit plus vraisemblablement un effet de précession, qui fait qu'elle bascule lentement et donc, au fil du temps, montre aux observateurs des secteurs différents de la surface.
Les étoiles à neutrons sont une des étapes finales d'évolution stellaire. Avec une masse comparable avec celle de notre Soleil confinée dans une sphère de 20-40 km de diamètre, leur densité est même un peu plus élevée que celle d'un noyau atomique - un milliard de tonnes par centimètre cube. Peu après leur naissance dans une explosion de supernova leur température est de l'ordre de 1.000.000° Celsius et la majeure partie de leur émission thermique tombe dans la bande des rayons X du spectre électromagnétique. Les jeunes étoiles à neutrons isolées se refroidissent lentement et il s'écoule un million d'années avant qu'elles ne deviennent trop froides pour être observables en rayons X.
Les étoiles à neutrons possèdent des champs magnétiques très forts, habituellement plusieurs trillions de fois plus fort que celui de la Terre. Le champ magnétique peut être si fort qu'il influence le transport de chaleur de l'intérieur stellaire à travers la croûte menant aux points chauds autour des pôles magnétiques vers la surface de l'étoile.
C'est l'émission de ces calottes polaires plus chaudes qui dominent le spectre de rayons X. Il y a seulement quelques étoiles à neutrons isolées connues dont nous pouvons directement observer l'émission thermique de la surface de l'étoile. Une d'entre elles est RX J0720.4-3125, tournant avec une période d'environ huit secondes et demie. "Étant donné le long laps de temps de refroidissement, il était par conséquent fortement inattendu de voir son spectre de rayons X changer sur deux ou trois ans" note Frank Haberl (Max-Planck-Institute for Extraterrestrial Physics, Garching, Allemagne), dirigeant du groupe de recherche.
"Il est très peu probable que la température globale de l'étoile à neutrons change rapidement. Nous voyons plutôt des secteurs différents de la surface stellaire à différents moments. C'est aussi observé pendant la période de rotation de l'étoile à neutrons quand les points chauds interviennent ou quittent notre ligne de vision et ainsi leur contribution à l'émission totale change", ajoute Haberl.
Un effet semblable sur une échelle de temps beaucoup plus longue peut être observé quand l'étoile à neutrons subit un effet de précession (de la même manière qu'une toupie). Dans ce cas l'axe de rotation lui-même se déplace autour d'un cône conduisant à un lent changement de la géométrie d'observation au cours des années. La précession peut être causée par une légère déformation de l'étoile d'une sphère parfaite, qui peut avoir son origine dans le champ magnétique très fort.
Au cours de la première observation de RX J0720.4-3125 par XMM-Newton en Mai 2000, la température observée était au minimum et la plus grande et plus froide tache était principalement visible. Par contre, quatre ans plus tard (en Mai 2004) la précession a apporté la vision essentiellement de la seconde tache plus chaude et plus petite, ce qui a produit l'augmentation observée de température. Ceci explique probablement la variation observée en température et les secteurs d'émission, et leur anti-corrélation.
Dans leur recherche, Haberl et ses collègues ont développé un modèle pour RX J0720.4-3125 qui peut expliquer beaucoup de caractéristiques particulières qui représentaient un défi jusqu'ici. Dans ce modèle le changement à long terme de la température est produit par les portions différentes des deux calottes polaires chaudes qui entrent en vue avec l'effet de précession de l'étoile sur une période d'environ sept à huit ans.
Pour qu'un tel modèle fonctionne, les deux régions polaires émettrices doivent avoir des températures et des tailles différentes, comme cela a été récemment proposé dans le cas d'un autre membre de la même classe d'étoiles à neutrons isolées.
Selon l'équipe, RX J0720.4-3125 est probablement le meilleur cas pour étudier la précession d'une étoile à neutrons via son émission de rayons X directement visible de la surface stellaire. La précession peut être un outil puissant pour explorer l'intérieur de l'étoile à neutrons et apprendre sur l'état de la matière dans des conditions que nous ne pouvons pas produire en laboratoire.
Des observations supplémentaires avec XMM-Newton sont prévues pour surveiller cet objet intrigant. "Nous continuons la modélisation théorique de laquelle nous espérons en apprendre plus sur l'évolution thermique, la géométrie des champs magnétiques de cette étoile particulière et la structure intérieure des étoiles à neutrons en général" conclu Haberl.
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Bijoux dans le ciel austral
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Le télescope spatial Hubble a capturé les images les plus détaillées à ce jour des amas ouverts d'étoiles NGC 265 et NGC 290 dans le Petit Nuage de Magellan, deux bijoux scintillants du ciel austral.
Ces images, prises par l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys), montrent une myriade d'étoiles en de clairs détails cristallins. Les brillants amas ouverts d'étoiles sont situés à environ 200.000 années-lumière et sont d'approximativement 65 années-lumière de large. Les images ont été prises en Octobre et Novembre 2004.
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Les astronomes observent nos origines dans l'explosion d'une étoile survenue il y a 20 ans
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Près de 20 ans après son explosion dans le Grand Nuage de Magellan, la supernova SN1987A refait parler d'elle. Une équipe internationale d'astronomes, conduite par Patrice Bouchet de l'Observatoire de Paris (GEPI) vient de détecter un anneau de poussières dans l'infra-rouge avec le télescope de 8m Gemini au Chili. Des spectres de la poussière par le satellite Spitzer montrent qu'il s'agit bien de l'émission thermique de grains de silicates, qui ont condensé à partir du vent stellaire de la géante rouge, précurseur de la supernova.
En 1987 une étoile massive située dans une galaxie proche a explosé, produisant ce que l'on appelle une supernova. C'est la supernova la plus proche de la Terre depuis l'invention du télescope il y a plusieurs siècles. Tous les plus grands observatoires et des millions de personnes dans le monde se sont mis à observer la mort de cette étoile.
Maintenant, presque 20 ans après, cette explosion révèle des signes de vie --- sous la forme de particules de poussières qui sont les briques utilisées pour la construction des planètes rocheuses et de toutes les créatures vivantes. Et, une fois de plus, les astronomes sont captivés.
"La Supernova 1987A est en train de changer juste sous nos yeux" déclare le Dr. Eli Dwek, un expert sur les poussières cosmiques au Goddard Space Flight Center de la NASA à Greenbelt (Maryland). Dwek et son collègue le Dr. Patrice Bouchet, de l'Observatoire de Paris, observent depuis de nombreuses années les changements rapides de cette supernova, nommée SN 1987A pour l'année de sa découverte dans le Grand Nuage de Magellan, une galaxie naine satellite de la notre. "Ce que nous sommes en train d'observer, est un jalon de l'évolution d'une supernova."
En utilisant des télescopes qui fonctionnent dans l'infrarouge, Bouchet, Dwek et leur collègues1 ont mis en évidence la présence de poussières de silicates produites par l'étoile avant qu'elle n'explose. Ces poussières ont survécu à l'explosion, furent balayées et repoussées par les ondes de choc, jusqu'à rejoindre, près de 20 ans plus tard, un anneau de gaz qui entoure les braises de l'étoile défunte, ce qui les rend "visibles" à travers des détecteurs dans l'infrarouge.
Les poussières --- ces particules et cristaux chimiques plus fins que ne l'est le sable de nos plages --- sont sources à la fois de frustration et de fascination chez les astronomes. Elles peuvent complètement masquer les étoiles distantes. D'un autre côté, c'est à partir de ces poussières que sont fabriqués tous les corps solides. C'est pourquoi, contrairement à ce que leur nom pourrait laisser penser, les poussières constituent un des domaines de recherche les plus importants de l'astronomie et de l'astrobiologie.
On trouve des poussières partout dans l'Univers, et pourtant les astronomes savent peu de choses sur leur origine. De toute évidence, elles sont fabriquées dans les étoiles, puis injectées violemment dans l'espace par les supernovae. Mais le hic est dans les détails. Quelle est la quantité de poussières produite dans une étoile? Quelle est la quantité qui est vaporisée par l'explosion de l'étoile, et quelle est la quantité de celles qui survivent? Et comment de menus nuages de poussières arrivent-ils à former des planètes et en fin de compte la vie?
C'est le genre de questions auxquelles des scientifiques comme Patrice Bouchet et Eli Dwek veulent répondre. Avec la supernova SN 1987A, ils disposent d'un laboratoire parfait pour observer le déroulement du processus.
Ceci est une nouvelle fenêtre pour les astronomes, nous dit Bouchet, qui conduit les observations de SN 1987A dans l'infrarouge avec le télescope de 8-m de Gemini Sud au Chili et l'observatoire spatial Spitzer de la NASA. Lui et son équipe sont spectateurs de processus jamais observés auparavant. C'est la première fois que les scientifiques mettent directement en évidence directe que des poussières produites dans une étoile massive peuvent survivre à son explosion comme supernova; la première fois qu'ils détectent des poussières froides amalgamées à du gaz dont la température est de plusieurs millions de degrés, si chaud qu'il émets des rayons X; et la première fois qu'ils sont témoins du mécanisme qui produit le morcellement des poussières en particules plus fines (procédé connu sous le nom de "postillonnage" par les scientifiques).
En toute honnêteté ils ne savent pas ce à quoi s'attendre, et ils sont déjà tombés sur quelques surprises.
Les détecteurs infrarouges sont cruciaux pour ce genre d'observations. Le rayonnement dans l'infrarouge est moins énergétique que le rayonnement de la lumière visible. Les détecteurs infrarouges sont similaires aux lunettes qui permettent de voir la nuit. Les poussières sont à une température inférieure à une centaine de degrés au-dessous de zéro, et donc trop froides pour émettre un rayonnement visible. D'ailleurs, les télescopes optiques traditionnels permettent d'observer le gaz mais pas les poussières.
Grâce aux images obtenues dans l'infrarouge, cette équipe de scientifiques a pu déterminer que les poussières résident dans l'anneau équatorial de gaz qui entoure la supernova SN 1987A1. Par conséquent, il leur a fallu plusieurs années pour parcourir, depuis le moment de l'explosion, une distance d'un peu moins d'une année lumière à travers le milieu interstellaire. "Ceci était tout à fait attendu" nous dit Bouchet. "il était prévu que la collision entre la matière éjectée par SN 1987A et l'anneau équatorial surviendrait entre 1995 et 2007, et elle a lieu en ce moment."
Les poussières de silicates qui ont été détectées ne peuvent avoir été formées au moment de l'explosion, à cause des très hautes énergies que celle-ci a libéré, et ne peuvent donc provenir que de l'étoile progénitrice. "La découverte des silicates fut toute une surprise et m'a produit des frissons (de plaisir)", nous a déclaré Dwek.
La découverte essentielle, cependant, réside dans le fait que cette équipe a détecté beaucoup moins de poussières que prévu. Ceci pourrait indiquer que l'onde de choc produite par l'explosion d'une supernova peut détruire davantage de poussières que ce que les scientifiques croyaient possible. "Si ceci était confirmé, cela pourrait avoir de grandes répercussions sur nos estimations sur les concentrations de poussières dans l'Univers", nous a déclaré Bouchet.
Ceci reste un travail en cours. "Finalement, nous assistons au spectacle de l'interaction entre l'onde de choc de la supernova et son milieu environnant, ce qui crée un environnement qui se transforme très rapidement dans toutes les longueurs d'onde", selon Bouchet.
C'est pourquoi, maintenant que la supernova SN 1987A jouit, une fois encore, d'un nouveau regain d'intérêt, les scientifiques préparent une nouvelle série d'observations. Qui sait ce qui peut nous être révélé une fois que les poussières se seront décantées?
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RS Ophiuchi éclate à l'intérieur d'une autre étoile
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Les astronomes ont récemment remarqué que l'étoile RS Ophiuchi, normalement terne, était devenue sufisamment brillante pour être visible sans télescope. Cette étoile naine blanche s'est illuminée de cette manière 5 fois durant les 100 dernières années et les astronomes pensent qu'elle est sur le point de s'effondrer en étoile à neutrons. RS Ophiuchi est dans un système binaire avec une étoile beaucoup plus grande, une géante rouge. Les deux étoiles sont si proches que la naine blanche est en réalité à l'intérieur de l'enveloppe de la géante rouge, et explose depuis l'intérieur de celle-ci tous les 20 ans environ.
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Spirit se met en lieu sûr
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Les ingénieurs de la NASA ont déplacé le rover Spirit vers une pente faisant face au nord pour surmonter l'hiver martien. Cette manoeuvre délicate a été exécutée avec plus de difficultés parce que sa roue avant droite a cessé de fonctionner. Puisque le vagabond est dans l'hémisphère sud, il reçoit beaucoup moins de lumière en provenance du Soleil pendant l'hiver. Spirit doit s'orienter correctement pour capturer l'énergie provenant du Soleil grâce à ses panneaux solaires et doit stocker assez d'énergie pour la mise en route la nuit des appareils de chauffage qui protègent son électronique.
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Étrange Nébuleuse autour d'Eta Carinae
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Eta Carinae est une étoile variable peu commune située à 8.000 années-lumière de la Terre. Elle est environ 100 fois plus massive que notre Soleil et est environ 5 millions de fois plus brillante que le Soleil. Elle est entourée par un nuage inhabituel de matières connu sous le nom de Nébuleuse Homunculus, laquelle aurait été créée par des explosions successives à la surface de l'étoile. L'Observatoire Gemini a révélé une onde de choc de matières en expansion se déplaçant à travers l'espace à 500 km/secondes.
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Premières images de Venus Express
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Venus Express a retourné ses premières images du pôle sud de la chaude planète, prises depuis une distance de 206.452 kilomètres, montrant des structures étonnamment claires et des détails imprévus. Les images ont été prises le 12 Avril au cours de la capture initiale en orbite du vaisseau spatial après son arrivée réussie le 11 Avril 2006.
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Comète P/2006 G1 (McNaught)
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R. H. McNaught a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 05 Avril dans le cadre du programme de surveillance du Siding Spring. Les observations supplémentaires ont révélé qu'il s'agissait bien d'une comète à courte période, comme le supposait les premiers éléments orbitaux publiés le 07 Avril (MPEC 2006-G27).
Les éléments orbitaux de la comète P/2006 G1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie au 19 Août 2006 à une distance de 2,6 UA, et une période de 10,6 ans.
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Véga : une étoile à comètes ?
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L'observation du voisinage immédiat d'une étoile autre que le Soleil vient d'être réalisée pour la première fois. Un disque de débris constitué de grains de poussières chauds (1300°C), résidus de l'évaporation de comètes et de collisions entre astéroïdes, a en effet été détecté pour la première fois autour de Véga. Cette découverte est le fruit du travail d'une équipe internationale, comprenant des chercheurs de l'Observatoire de Paris (LESIA).
Autour de Véga circulent des débris chauds, résidus de l'évaporation de comètes et de collisions entre astéroïdes. Leur étude révèle la nature du disque qui entoure l'étoile, dont seule la partie la plus lointaine était connue jusqu'à présent. Cette détection constitue aussi une première en interférométrie optique.
Une équipe internationale a détecté, pour la première fois, la présence d'un faible flux infrarouge dans l'environnement proche de Véga. Cette lumière est 78 fois moins importante que celle de l'étoile (aux longueurs d'onde d'observation, comprises entre 2 et 2.5 micromètres). L'interprétation la plus vraisemblable est que Véga est entourée de particules chauffées par l'étoile jusqu'à des températures avoisinant les 1300°C.
Le fait que Véga soit entourée d'un disque de poussières est connu depuis que le satellite IRAS a découvert qu'elle émettait bien plus de lumière qu'elle ne devrait dans l'infrarouge lointain. Il s'avère que ce rayonnement est dû à l'existence d'un anneau de particules produites par les collisions multiples entre des corps plus importants (comme ceux de la ceinture de Kuiper dans le système solaire).
Ce phénomène se retrouve aussi sur plusieurs autres étoiles semblables, bien connues des astronomes, comme beta Pictoris ou epsilon Eridani. Pour ces étoiles, comme pour Véga, il a même été possible de faire une image de l'anneau. Celui-ci se trouve loin de l'étoile (dans le cas de Véga par exemple, trois fois plus loin que la distance qui sépare le Soleil de Pluton), et les particules qui le constituent sont donc très froides (-190°C).
Mais jusqu'à présent, rien n'était connu de la zone intérieure de ces anneaux, c'est à dire à des distances comparables à la distance Terre-Soleil. Cette zone contient-elle aussi des poussières? C'est le cas de notre système solaire, où les poussières interplanétaires réparties dans le nuage zodiacal peuvent être observées à l'oeil nu, juste après le coucher du soleil et lorsque le ciel est très pur, comme une lueur diffuse le long de l'écliptique: la lumière zodiacale. Mais rien n'avait pu jusqu'à présent être détecté pour les autres étoiles, car la résolution angulaire nécessaire dépasse les capacités d'un télescope unique, qui par ailleurs est ébloui par l'éclat de l'astre central.
Les résultats ainsi obtenus ont été comparés avec des résultats spectrométriques antérieurs. Il semblerait que les particules autour de Véga ont une composition chimique sensiblement différente de celles du système solaire, avec une prédominance de matériaux réfractaires (comme le graphite), alors que notre nuage zodiacal contient surtout des silicates. Elles seraient aussi en moyenne plus petites, avec des grains dont la taille dépasse rarement le micromètre (bien plus petite que la poussière domestique; on peut les comparer en cela aux particules qui constituent la fumée de cigarette). Or des grains aussi petits sont normalement chassés par la pression créée par l'intense rayonnement de Véga et ne peuvent subsister plus de quelques années à proximité de l'étoile: leur présence prouve donc qu'ils sont produits en permanence, probablement dans une phase d'intense bombardement météoritique et cométaire comme celle qu'à connu la Terre aux origines du système solaire. Le taux de production des poussières correspondrait au passage quotidien de 13 grosses comètes dans l'environnement de Véga.
Pour parvenir à ce résultat l'équipe a obtenu des mesures interférométriques de haute precision combinant le réseau du Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA) et l'instrument focal FLUOR.
Ces résultats font l'objet d'un article ("Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR") qui sera dans la revue Astronomy and Astrophysics. Pendant la même campagne d'observations, l'atmosphère de Véga a aussi été étudiée. Les observations ont confirmé que l'étoile elle-même est étonnante: comme elle tourne très rapidement sur elle-même (en 12.5 heures), elle présente une forme lenticulaire, applatie aux pôles, et ceux-ci se trouvent plus chauds (de 2300°) et plus brillants que l'équateur. Cependant, pour un observateur terrestre Véga apparaît circulaire, car elle est vue pratiquement depuis le pôle.
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2003 UB 313 est légèrement plus grand que Pluton
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Les observations faites avec le télescope spatial Hubble montrent que l'objet de la Ceinture de Kuiper 2003 UB 313, la "dixième planète" surnommée "Xena", est légèrement plus grand que Pluton.
Bien que les précédentes observations terrestres suggéraient que Xena était environ 30 pour cent plus grande en diamètre que Pluton, les observations d'Hubble faites les 09 et 10 Décembre 2005, donnent un diamètre de 2.400 km (avec une incertitude de 100 km) pour Xena. Le diamètre de Pluton, mesuré par Hubble, est de 2.290 km.
Crédit: NASA, ESA, and A. Feild (STScI)
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La sonde Venus Express a réussi son insertion en orbite
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Communiqué de Presse de l'ESA N° 13-2006
L'Europe remporte un nouveau "succès planétaire" : la sonde Venus Express a réussi son insertion en orbite
Au terme d'un voyage de 153 jours et 400 millions de km à l'intérieur de notre système solaire, la sonde Venus Express de l'ESA, qui avait été lancée le 9 novembre 2005, vient de s'insérer en orbite autour de Vénus. Ce matin, à 9h17 (heure de Paris), l'allumage du moteur principal pendant une durée de 50 minutes a permis de réduire de 29 000 à environ 25 000 km/h la vitesse relative de la sonde par rapport à Vénus, permettant ainsi sa capture par le champ de gravité de la planète. Les manouvres d'insertion en orbite se sont parfaitement bien déroulées.
Au cours des quatre prochaines semaines, la sonde effectuera une nouvelle série de manouvres qui la feront passer de sa position actuelle sur une orbite fortement allongée parcourue en 9 jours, à l'orbite opérationnelle choisie pour sa mission scientifique : une orbite polaire qu'elle décrira en 24 heures, s'éloignant au maximum à 66 000 km de Vénus. Une fois installée à ce poste d'observation, elle conduira une étude détaillée de la structure, de la chimie et de la dynamique de l'atmosphère de Vénus. La durée de la mission sera d'au moins deux jours vénusiens, soit l'équivalent de 486 jours terrestres.
Une atmosphère mystérieuse
Grâce aux précédentes missions à destination de Vénus et aux observations effectuées directement depuis la Terre, nous savons déjà que notre plus proche voisine est enveloppée d'une atmosphère dense où règnent des températures extrêmes et des pressions très élevées. Ces conditions induisent un effet de serre très puissant, auquel s'ajoute un phénomène de "super rotation" encore inexpliqué, l'atmosphère de Vénus effectuant un tour complet de la planète en seulement quatre jours.
L'objectif de la mission Venus Express consistera à étudier en détail les caractéristiques de cette atmosphère à l'aide de capteurs perfectionnés afin de tenter de résoudre les questions que les précédentes missions ont laissées en suspens. Ce sera également le premier orbiteur de Vénus à effectuer des observations de la surface de la planète à travers les "fenêtres de visibilité" découvertes dans les bandes infrarouges.
La mise en service des instruments scientifiques embarqués débutera bientôt et les premières données brutes sont attendues d'ici quelques jours. L'ensemble de la charge utile scientifique devrait être pleinement opérationnelle dans deux mois.
L'Europe explore le Système solaire
Avec ce nouveau succès, l'ESA ajoute un autre corps céleste à son palmarès en matière d'exploration du système solaire. Elle a déjà a son actif les sondes Mars Express et SMART-1 actuellement en orbite autour de Mars et de la Lune, et elle collabore avec la NASA à la mission Cassini qui évolue autour de Saturne. En outre, elle a envoyé vers la comète 67P-Churyumov-Gerasimenko la sonde Rosetta, qui devrait atteindre sa cible en 2014 et devenir ainsi le premier véhicule spatial à se placer en orbite autour d'un noyau cométaire. L'ESA prévoit également de compléter son tour d'horizon de nos voisins célestes avec la mission Bepi-Colombo qui sera lancée vers Mercure en 2013.
"Avec l'arrivée à destination de Venus Express, l'ESA est la seule agence spatiale à conduire simultanément des opérations scientifiques autour de quatre planètes : Vénus, la Lune, Mars et Saturne", souligne David Southwood, Directeur du Programme scientifique de l'ESA. " Nous sommes vraiment fiers de pouvoir mettre de tels moyens à la disposition de la communauté scientifique internationale".
"Pour mieux comprendre notre planète, il nous faut étudier d'autres corps célestes, en particulier ceux qui possèdent une atmosphère", explique Jean-Jacques Dordain, Directeur général de l'ESA. "Nous avons envoyé une sonde sur Titan et nous en avons une autre autour de Mars. L'étude de Vénus et de son système atmosphérique complexe nous aidera à mieux appréhender les mécanismes qui gouvernent l'évolution des grandes atmosphères planétaires et le changement climatique. A terme, cela nous permettra de réaliser des modèles plus précis des processus à l'ouvre dans notre propre atmosphère, ce qui bénéficiera à l'ensemble de l'humanité."
Une instrumentation scientifique à la pointe de la technologie
Venus Express a été réalisée pour l'ESA par un consortium industriel européen dirigé par EADS Astrium et comprenant 25 contractants principaux répartis dans 14 pays. Elle reprend en partie l'architecture de son brillant prédécesseur Mars Express et emporte un ensemble de sept instruments, dont des versions améliorées de trois instruments embarqués sur Mars Express et de deux instruments de la sonde Rosetta.
Le spectromètre PFS à très haute résolution tracera les profils de température et mesurera la composition de l'atmosphère de Vénus. Il pourra également mesurer la température de surface de la planète et rechercher les indices d'une éventuelle activité volcanique. Le spectromètre infrarouge et ultraviolet SPICAV/SOIR et l'expérience de radioscience VeRa sonderont l'atmosphère en observant le phénomène d'occultation d'étoiles éloignées ou en mesurant l'affaiblissement de signaux radio au limbe de la planète.. Plus particulièrement, l'instrument SPICAV/SOIR recherchera des molécules d'eau ainsi que la trace d'oxygène moléculaire et de composés sulfurés qui sont supposés exister dans l'atmosphère de Vénus. Le spectromètre VIRTIS dressera pour sa part la carte des différentes couches de l'atmosphère et observera les nuages dans plusieurs longueurs d'onde pour caractériser la dynamique atmosphérique.
Associé à un magnétomètre, l'instrument ASPERA étudiera l'interaction entre le vent solaire ainsi que le plasma qu'il génère et la haute atmosphère de Vénus, en l'absence de protection par une magnétosphère semblable à celle qui entoure la Terre.
Enfin, la caméra multicanaux à grand angle VMC effectuera des prises de vues dans quatre longueurs d'onde, et en particulier dans l'une des "fenêtres infrarouges", ce qui permettra de cartographier la surface à travers la couche nuageuse. Cette caméra pourra également prendre des photographies à l'échelle globale et contribuera à identifier des phénomènes observés par les autres instruments.
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Galle Crater
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Ces images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montrent le cratère Galle, un cratère d'impact situé sur le bord est du bassin d'impact Argyre Planitia, sur Mars.
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Tarentule
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Accrochée au-dessus du Grand Nuage de Magellan, une des galaxies les plus proches, dans ce que certains décrivent comme une vue terrifiante, la nébuleuse de la Tarentule vaut la peine d'être vue en détail. Aussi appelée 30 Doradus ou NGC 2070, la nébuleuse doit son nom à l'arrangement des parties les plus brillantes de la nébuleuse qui ressemblent légèrement aux pattes d'une araignée. Ce nom, des plus grandes araignées sur Terre, est également approprié en raison des proportions colossales de la nébuleuse céleste, laquelle mesure presque 1.000 années-lumière de large.
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Abell 400
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Une nouvelle image de l'observatoire Chandra composée à partir des données radio (en rose) et rayons X (en bleu) de l'amas de galaxie Abell 400 montre des jets d'onde radio immergés dans un vaste nuage de rayons X de plusieurs millions de degrés émettant du gaz qui imprègne l'amas. Les jets proviennent de la proximité de deux trous noirs supermassifs. Ces trous noirs sont dans la galaxie NGC 1128, laquelle a produit la source radio géante 3C 75.
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Anneau bleu autour d'Uranus
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Un nouvel anneau bleu entourant Uranus a été découvert, similaire aux anneaux extérieurs de Saturne. La découverte a été faite en combinant des images d'Hubble dans le domaine visible avec des photos dans le proche infrarouge du télescope Keck d'Hawaii.
Alors que la plupart des anneaux planétaires semblent plutôt rougeâtres, la similitude entre ce nouvel anneau d'Uranus et l'anneau externe de Saturne implique une explication semblable pour la couleur bleue. Beaucoup de scientifiques attribuent maintenant l'anneau bleu E de Saturne aux petites particules de poussières, de gaz et de glace répandues dans l'orbite d'Encelade par les panaches récemment découverts à la surface de cette lune. Cependant, il est peu probable que Mab, une petite boule rocheuse d'environ 20 kilomètrse de diamètre possède de tels panaches.
Au lieu de cela, les astronomes suspectent que les deux anneaux doivent leur couleur bleue aux forces subtiles agissant sur la poussière dans les anneaux qui permettent à de plus petites particules de survivre tandis que celles plus grandes sont reprises par la lune.
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Reiner Gamma
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Cette animation, faites à partir des images prises par l'instrument AMIE (Advanced Moon Imaging Experiment) embarqué sur le vaisseau spatial SMART-1, montre une caractéristique présentant un albédo brillant, et appelé Reiner Gamma, située à 57.8° Ouest et 8.1° Nord dans l'Océan des Tempêtes (Oceanus Procellarum) sur la Lune.
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Tempel 1 a libéré un grande quantité d'eau
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Les observations faites en rayons X par le satellite Swift après la rencontre de Deep Impact avec la comète Tempel 1 ont montré que la comète avait libéré environ 250.000 tonnes d'eau, beaucoup plus que ce que l'on croyait. Les observations de Swift montrent que la comète est devenue plus brillante en rayons X, et contrairement à ce qui a été observé dans le domaine visible, les effets de l'impact se sont manifestés en rayons X pendant un total de 12 jours.
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Filaments géants de méthanol
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Des astronomes au Jodrell Bank Observatory ont localisé grâce au radiotélescope des filaments géants de méthanol qui émettent en tant que "maser", s'étendant sur des centaines de milliards de kilomètres à proximité d'une zone de formation stellaire.
Le nuage de gaz pourrait aider à comprendre comment la plupart des étoiles massives dans notre galaxies se sont formées.
Les observations prouvent que le nuage entier de gaz semble être en rotation autour d'une étoile centrale, d'une façon similaire aux disques d'accrétion dans lesquels les planètes se forment autour de jeunes étoiles. Les filaments "maser" se produisent aux endroits où les grandes régions du gaz entrent en collision.
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Planète naissante autour d'une étoile morte
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Le télescope spatial infrarouge Spitzer a examiné la scène autour d'un pulsar, le reste d'une étoile qui a éclaté, et a trouvé autour un disque composé de débris éjectés pendant les convulsions mortelles de l'étoile. Les décombres poussiéreux dans ce disque pourraient en fin de compte s'agglutiner pour former des planètes.
C'est la première fois que des scientifiques détectent des matières servant à former des planètes autour d'une étoile qui est morte dans une brûlante explosion.
Le pulsar observé par Spitzer, nommé 4U 0142+61, est à 13.000 années-lumière dans la constellation de Cassiopée (Cassiopeia). C'était autrefois une grande étoile brillante d'une masse entre 10 et 20 fois celle de notre Soleil. L'étoile a probablement survécu environ 10 millions d'années, jusqu'à ce qu'elle s'effondre sous son propre poids il y a environ 100.000 ans et a éclaté dans une explosion de supernova.
Certains des débris de cette explosion se sont finalement installés dans un disque orbitant autour des restes réduits de l'étoile, ou pulsar. Le disque orbite à une distance d'environ 1,6 millions de kilomètres et contient probablement en matière l'équivalent de 10 fois la masse de la Terre.
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Une quarantaine de "Mini-comètes" pour 73P/Schwassmann-Wachmann
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Le nombre de fragments de la comète 73P/Schwassmann-Wachmann continue de grimper rapidement. Eric Christensen signale que les observations au Mt. Lemmon ont révélé environ 40 fragments. Peter Birtwhistle (Great Shefford) a confirmé la plupart de ces nouvelles mini-comètes, lesquelles ont une magnitude comprise en 18 et 22.
La désignation de ces nouveaux fragments devient complexe, d'autant qu'à l'approche de la comète au plus près du Soleil, la comète 73/P va continuer de se fragmenter. Et il faut s'attendre à voir apparaître et disparaître de nombreux petits fragments, qui pour la plupart ne dépassent pas 50 mètres et se subliment rapidement.
Les composants les plus brillants, C, B et G, devraient être accessibles aux modestes télescopes amateurs. Toutefois, en raison du comportement complexe des fragments qui continuent de se disloquer, et de ce fait, subissent des changements de luminosité et de morphologie, rien n'est garanti.
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Les galaxies ne sont pas orientées aléatoirement
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Des astronomes de l'Institut d'Astrophysique des Canaries (Espagne) et de l'Université de Nottingham (Royaume-Uni), ont trouvé la première preuve observationnelle que les galaxies ne sont pas orientées aléatoirement, mais alignées suivant un modèle caractéristique dicté par leur structure à grande échelle de la distribution de matière sombre les entourant. Cette découverte signifie la confirmation d'un des aspects fondamentaux de la théorie de formation de galaxies et implique une liaison directe entre les propriétés globales de l'Univers et les propriétés individuelles des galaxies. Les théories de formation de galaxies prévoyaient un tel effet, mais la vérification empirique était restée vaine jusqu'à présent.
De nos jours, la matière n'est pas distribuée uniformément partout dans l'espace, mais est arrangée au lieu de cela dans un complexe "tissu cosmique” de filaments et de murs délimitant des bulles de vide. Des régions avec des concentrations élevées de galaxies sont connues comme des amas de galaxies tandis que des régions de faible densité sont dénommées vides. Cette distribution non homogène de matière est appelée la distribution à Grande Echelle de l'Univers. Lorsque l'Univers est considéré dans son ensemble cette distribution a une apparence similaire au réseau de neurones du cerveau. Mais, cela n'a pas toujours été. Après le Big Bang, lorsque l'Univers était beaucoup plus jeune, la matière était distribuée de manière homogène. Avec le développement de l'Univers, les forces de gravitation ont commencé à comprimer la matière dans certaines régions de l'espace formant la structure à grande échelle que nous observons actuellement. Selon ces modèles et théories, une conséquence directe de ce processus est que les galaxies devraient être orientées de préférence perpendiculairement à la direction des filaments.
Il y a eu plusieurs tentatives d'essayer de détecter les alignements des galaxies avec la structure à grande échelle de l'Univers, mais aucune d'elles n'a été couronnées de succès en raison des difficultés associées à l'essai de caractériser les filaments. La recherche dirigée par le groupe d'astrophysiciens formé par Ignacio Trujillo, Conrado Carretero et Santiago G. Patiri, a été capable de mesurer cet effet, confirmant les prédictions théoriques. Pour réaliser ce but, ils ont utilisé une nouvelle technique basée sur l'analyse de grands vides dans la structure à grande échelle de l'Univers. De plus, ils ont profité d'informations fournies par les deux plus grandes études existantes actuellement : le SDSS (Sloan Digital Sky Survey) et le TDFS (Two Degree Field Survey). Ces études contiennent des informations de position pour plus de 500.000 galaxies situées sur une distance d'un milliard d'années-lumières.
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Nuages de gaz proches dans la Voie lactée
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Le télescope spatial Hubble a photographié les denses noeuds de poussières et de gaz dans notre Galaxie de la Voie lactée. Cette poussière cosmique est une concentration d'éléments qui sont responsables de la formation d'étoiles dans notre galaxie et partout dans l'Univers.
Ces noeuds sombres et opaques de gaz et de poussières sont appelés des "globules de Bok" (du nom de l'astronome hollandais Bart Bok, le premier a les avoir étudiées), et ils absorbent la lumière dans le centre de la nébuleuse d'émission voisine et la région de formation d'étoiles, NGC 281.
Ces images ont été prises avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble en Octobre 2005.
NGC 281 est située à presque 9.500 années-lumière dans la direction de la constellation de Cassiopée (Cassiopeia).
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Collier de "mini-comètes"
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De nouveaux fragments (U, V, W, X, et Y) de la comète 73P/Schwassmann-Wachmann ont été détectés par E. J. Christensen et A. D. Grauer (Mt. Lemmon Survey). G. Sostero a annoncé que le fragment G semblait s'être dédoublé, ce qui a été confirmé par les observations de Stéphane Garro (Var), François Kugel (Observatoire Chante-Perdrix - Dauban) et Esteban Reina Lorenz (Observatori de Masquefa).
Dates de passage au périhélie, toutes en Juin 2006, des fragments de la comète 73P : 6.95 C
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Sources ou Documentations non francophones
