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Nouvelles du Ciel d'Avril 2007 |
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Nouvelles du Ciel d'Avril 2007 |
Le Sombrero : une vue des grands observatoires
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L'image de Chandra (en bleu) montre le gaz chaud dans la galaxie et les sources qui sont un mélange d'objets dans le Sombrero ainsi que des quasars dans le fonds. Les observations de Chandra prouvent que l'émission diffuse de rayons X se prolonge sur 60.000 années-lumière du centre du Sombrero. La galaxie elle-même s'étend sur 50.000 années-lumière de large. Les scientifiques pensent que cette lueur étendue de rayons X peut être le résultat d'un vent de la galaxie, étant principalement actionnés par les supernovae qui ont éclaté dans son bulbe et son disque. L'image optique de Hubble (en vert) montre un bulbe de lumière d'étoiles partiellement bloquée par un bord de poussières, car cette galaxie spirale est observée légèrement de profil. La même bordure de poussières semble lumineuse dans l'image infrarouge de Spitzer, qui révèle également le bulbe central d'étoiles du Sombrero.
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Comète P/2007 H3 (Garradd)
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Une nouvelle comète périodique a été découverte le 22 Avril 2007 par G. J. Garradd dans le cadre du Siding Spring Survey et confirmée par les observations ultérieures. La comète a été également retrouvée sur des clichés datant du 28 Mars 2007.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2007 H3 (Garradd) indiquent un passage au périhélie le 15 Août 2007 à une distance de 1,8 UA du Soleil, et une période de 6,54 ans.
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Une planète habitable à 20 années-lumière de la Terre
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Des chercheurs de trois laboratoires français associés au CNRS, de l'Observatoire de Genève et du Centre d'astronomie de Lisbonne viennent de détecter pour la première fois un système planétaire extra-solaire incluant une planète de type terrestre habitable. Située autour de l'étoile naine rouge Gl581, à 20,5 années-lumière de notre planète, cette “ super Terre ” est la plus légère des 200 planètes extra-solaires connues à ce jour. Elle est aussi la première à posséder à la fois une surface solide ou liquide et une température proche de celle de la Terre. Ces points communs avec notre planète permettent d'imaginer l'existence d'une éventuelle vie extra-terrestre. Cette découverte est à paraître dans la revue Astronomy & Astrophysics.
L’étoile Gl581 est une étoile naine rouge (de très faible masse). Située à 20,5 années-lumière de la Terre, elle figure parmi les 100 étoiles les plus proches de notre système solaire et sa masse est de moins du tiers de celle du Soleil. Les naines rouges sont des cibles privilégiées pour la recherche de planètes habitables. En effet, ces étoiles étant relativement peu lumineuses, leurs planètes habitables orbitent près d’elles, et sont alors plus facilement détectables. De plus, les naines rouges sont les étoiles les plus nombreuses de la Galaxie : sur les 100 étoiles les plus proches de nous, 80 font partie de cette famille.
La température d'une planète dépend à la fois de la distance à son étoile, mais aussi de sa capacité à réfléchir une partie de la lumière qu'elle reçoit (albedo). Les modèles utilisés par les chercheurs indiquent que la température moyenne de cette planète extra-solaire est comprise entre 0 et 40 degrés Celsius. Ces conditions permettent la présence d'eau liquide à sa surface. D'une masse très faible (5 fois celle de la Terre), cette planète orbite autour de l’étoile Gl581 en 13 jours. Pour une telle masse, les modèles prévoient soit une constitution rocheuse (comme pour la Terre), soit une surface couverte par un océan. La gravité à sa surface est 2,2 fois celle à la surface de la Terre, et son rayon 1, 5 fois supérieur à celui de la Terre. De par sa température (qui la rend habitable) et sa relative proximité avec notre propre système solaire (20,5 années-lumière seulement), cette planète va devenir la cible privilégiée des prochaines missions dédiées à la recherche de vie extra-terrestre, notamment avec le satellite DARWIN.
Une autre planète orbitant en 5,4 jours autour de l’étoile Gl581, et de la masse de Neptune, avait déjà été découverte en 2005 par la même équipe. En même temps que la planète habitable, ces chercheurs ont également mis en évidence une troisième planète, d’une masse 8 fois supérieure à celle de la Terre et orbitant en 84 jours autour de cette même étoile. Le système de Gl581 est donc constitué d'au moins 3 planètes de moins de 15 fois la masse de la Terre : la première de masse comparable à Neptune et ces deux super Terres, dont la seconde est à une distance de son étoile qui la rend habitable.
Pour ces observations, les chercheurs ont utilisé le spectrographe de nouvelle génération HARPS installé au foyer du télescope de 3,6 mètres de diamètre de l'ESO à La Silla, au Chili . Il est à noter que 4 des 5 planètes connues autour des naines rouges, de moins de 20 fois la masse de la Terre, ont été découvertes par la même équipe franco-suisse-portugaise, en utilisant HARPS.
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La Nébuleuse de la Carène
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Il s'agit d'une vue couvrant en largeur 50 années-lumière de la région centrale de la Nébuleuse de la Carène (NGC 3372) où un tourbillon de naissance et de mort d'étoiles se produit. La Nébuleuse de la Carène abrite l'étoile Eta Carinae (à gauche), une des étoiles les plus brillantes de la Voie Lactée.
Cette image est une mosaïque de la Nébuleuse de la Carène assemblée à partir de 48 images prises avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble. Les images d'Hubble ont été prises dans la lumière de l'hydrogène neutre en Mars et Juillet 2005. Les informations concernant la couleur ont été ajoutées à partir des données obtenues en Décembre 2001 et Mars 2003 à l'Observatoire Inter-américain de Cerro Tololo au Chili. Le rouge correspond au soufre, le vert à l'hydrogène, et le bleu à l'émission d'oxygène.
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Le Soleil en 3D
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Pour la première fois, les scientifiques ont pu voir en trois dimensions les structures dans l'atmosphère solaire.
L'ensemble des données récoltées par STEREO permettra de mieux comprendre la physique solaire.
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Voir le Soleil en 3D avec STEREO
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Les premières images en 3D du Soleil, acquises par les deux satellites du projet STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory) de la NASA, sont dévoilées lundi 23 Avril. Des équipes francaises associées au CNRS participent, avec le soutien du CNES, à trois des quatre instruments embarqués à bord de chacune des deux sondes. L'ensemble des données récoltées par STEREO permettra de mieux étudier les éjections de masse coronale qui ont lieu dans l'atmosphère du Soleil, et leurs impacts sur l'environnement terrestre.
Les images seront disponibles lundi à 18h !
Les éjections de masse coronale (CME) ont lieu dans la couronne solaire, la partie la plus haute de l' « atmosphère » de notre étoile, où les températures atteignent plus d'un million de degrés. Plusieurs milliards de tonnes de matière sont alors éjectées à des vitesses de près de 3 millions de Km/h. Cette matière éjectée à grande vitesse peut atteindre notre planète et entrer en interaction avec la magnétosphère puis avec l'atmosphère terrestre pour y induire une multitude de phénomènes : aurores boréales, irradiation des spationautes, perturbations des communications radios ou de la distribution de l'électricité... Le développement d'une météorologie spatiale passe donc par l'étude des processus physiques, aujourd'hui très mal connus, qui déclenchent ces éjections, la reconnexion des lignes de champ magnétique étant certainement un élément clé.
Le principal objectif de la mission STEREO est l'étude de ces éjections de masse coronale. Le 26 Octobre 2006, deux satellites jumeaux ont été lancés avec succès de Cap Canaveral. Chacun comporte quatre instruments concus et réalisés par des scientifiques américains et européens. Des équipes associées au CNRS sont impliquées dans trois de ces instruments, avec le soutien du CNES. Ces satellites sont placés en orbite autour du Soleil, l'un se déplacant « en avance » par rapport à la Terre et l'autre « en retard ». Ils s'éloignent l'un de l'autre de 22° par an, pour observer le Soleil sous deux perspectives différentes qui varient durant les deux années de la mission. Sur le même principe que le cerveau humain qui reconstruit une vision en relief à partir des deux images fournies par chaque ½il, cette configuration permet de réaliser des mesures en trois dimensions, tels que les flux de particules, ainsi que l'acquisition d'images de l'atmosphère du Soleil.
Les satellites jumeaux étant depuis peu en position nominale, les premières images en trois dimensions de l'atmosphère du Soleil viennent d'être obtenues. L'ensemble instrumental SECCHI (Sun-Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation) a acquis des séries de couples d'images de l'atmosphère du Soleil, prises avec des angles différents par chacun des deux satellites. Ces images ont été traitées et recombinées par l'Institut d'astrophysique spatiale (IAS : CNRS, Université Paris XI) pour fournir les images en trois dimensions diffusées lundi par la NASA.
SECCHI est constitué : - d'un imageur (EUVI) observant dans quatre longueurs d'onde de l'ultraviolet extrême - de deux coronographes en lumière blanche - de deux imageurs héliosphèriques.
Sont impliqués en tant que co-investigateurs dans la réalisation des télescopes imageurs EUVI le Laboratoire Charles Fabry de l'Institut d'optique (LCFIO : Institut d'optique graduate school, CNRS, Université Paris XI) pour la fabrication des optiques et les traitements EUV, et l'IAS pour la calibration des l'instruments. Le Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique (LESIA : Observatoire de Paris, CNRS, Universités de Paris VI et VII) est co-investigateur.
Les trois autres instruments de STEREO sont :
- SWAVES, dont l'investigateur principal est le LESIA. Cet instrument suit les sursauts radio interplanétaires et étudie la genèse et l'évolution des perturbations radio provenant du Soleil. Les premiers enregistrements obtenus sont très encourageants. En plus des émissions radio solaires, le rayonnement électromagnétique des particules qui précipitent au niveau des arcs polaires a été détecté, et a permis les premières mesures stéréoscopiques en radio.
- IMPACT (In situ Measurements of PArticles and CME Transients), qui comprend ces instruments : un analyseur d'électrons du vent solaire développé par le Centre d'étude spatiale des rayonnements (CESR : CNRS, Université Paul Sabatier de Toulouse), un magnétomètre et une matrice de détecteurs de particules mesurant les ions et électrons accélérés lors des CME.
- PLASTIC (PLAsma and SupraThermal Ion and Composition), destiné à l'étude du vent solaire et des processus héliosphériques.
En plus d'une éjection de très grande amplitude observée le 24 Janvier 2007, plusieurs évènements ont déjà été enregistrés depuis le lancement de la mission : l'observation de la comète de McNaught le 11 Janvier, et pour la première et unique fois le transit de la Lune devant le Soleil le 25 Février.
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Comètes C/2007 H1 (McNaught) et C/2007 H2 (Skiff)
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Comète C/2007 H1 (McNaught) Une nouvelle comète a été découverte le 17 Avril 2007 par R. H. McNaught dans le cadre du Siding Spring Survey, et confirmée par de nombreuses observations ultérieures.
Avec la découverte de cette nouvelle comète, Rob McNaugt a désormais 33 comètes portant son nom à son actif, battant le record détenu par Carolyn et Eugene Shoemaker. Les Grands Chasseurs de Comètes
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 H1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 15 Juin 2007 à une distance de 2,6 UA du Soleil, et une magnitude de 15,1 au périhélie.
Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique avec un passage au périhélie le 17 Août 2007 à une distance de 2,2 UA du Soleil, et une période de 7,02 ans.
Comète C/2007 H2 (Skiff) B. A. Skiff (Lowell Observatory) a découvert une nouvelle comète de magnitude 18.3 le 19 Avril 2007 dans le cadre du programme de surveillance LONEOS.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 H2 (Skiff) indiquent un passage au périhelie le 17 Février 2007 à une distance de 1,4 UA du Soleil.
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Naines brunes : Une nouvelle classe de phare stellaire
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Des naines brunes, que l'on pensait il y a encore quelques années être incapable d'émettre des quantités significatives d'ondes radio, ont été découvertes émettant des faisceaux extrêmement lumineux d'ondes radio, tout comme les pulsars. Une équipe d'astronomes a fait la découverte à l'aide du télescope VLA (Very Large Array) de la National Science Foundation.
"Ces faisceaux tournent avec la naine brune, et nous les voyons lorsque le faisceau passe au-dessus de la Terre. C'est de la même manière que nous voyons les impulsions des pulsars", note Gregg Hallinan (National University of Ireland Galway). "Nous pensons maintenant que les naines brunes peuvent être un chaînon manquant entre les pulsars et les planètes dans notre propre Système solaire, qui émettent également, mais plus faiblement".
Les naines brunes sont des objets énigmatiques qui sont trop petits pour être des étoiles mais trop grands pour être des planètes. Elles sont parfois appelées '"étoiles ratées" parce qu'elles ont trop peu de masse pour déclencher des réactions de fusion d'hydrogène en leurs noyaux, la source d'énergie dans de plus grandes étoiles. Avec approximativement 15 à 80 fois la masse de Jupiter, la plus grande planète dans notre Système solaire, les naines brunes étaient supposées exister depuis longtemps. Cependant, ce n'est pas avant 1995 que les astronomes ont été capable d'en trouver réellement une. Quelque douzaine maintenant sont connues.
En 2001, un groupe d'étudiants d'été au NRAO (National Radio Astronomy Observatory) a utilisé le VLA pour observer une naine brune, bien qu'il avait été indiqué par les astronomes chevronnés que les naines brunes ne sont pas observables aux longueurs d'onde radio. Leur découverte d'un fort éclat d'émission radio provenant de l'objet a étonné les astronomes et l'article scientifique sur la découverte des étudiants a été publié dans le prestigieux journal scientifique Nature.
Hallinan et son équipe ont observé l'année dernière un ensemble de naines brunes avec le VLA, et ont constaté que trois des objets émettent des impulsions répétitives extrêmement fortes d'ondes radio. Ils ont conclu que les impulsions viennent des faisceaux émis des pôles magnétiques des naines brunes. C'est similaire à l'émission diffusée par les pulsars, qui sont des étoiles à neutrons superdenses, et beaucoup plus massives que les naines brunes.
Les caractéristiques de l'émission radio diffusée des naines brunes suggèrent aux scientifiques qu'elle soit produite par un mécanisme également vu en action dans les planètes, dont Jupiter et la Terre. Ce processus implique des électrons agissant en interaction avec le champ magnétique de la planète pour produire les ondes radio qui sont alors amplifiées, ou renforcées, par des masers naturels qui amplifient les ondes radio de la même manière qu'un laser amplifie les ondes lumineuses.
"Les naines brunes que nous avons observées sont entre les planètes et les pulsars dans la puissance de leurs émissions radio," commente Aaron Golden (National University of Ireland Galway). "Bien que nous ne pensons pas que le mécanisme qui produit les ondes radio dans les naines brunes soit exactement le même que celui qui produit les émissions radio des pulsars, nous pensons qu'il peut y avoir assez de similitudes que des études supplémentaires de naines brunes peuvent aider à percer certains des mystères sur la façon dont les pulsars fonctionnent."
Bien que les pulsars ont été découverts il y a 40 ans, les scientifiques ne comprennent toujours pas les détails sur la façon dont leurs fortes émissions radio sont produites.
Les naines brunes tournent à un rythme beaucoup plus tranquille que les pulsars. Tandis que les pulsars tournent -- et produisent les impulsions observées -- habituellement plusieurs fois par seconde jusqu'à des centaines de fois en une seconde, les naines brunes observées avec le VLA montrent des impulsions approximativement une fois toutes les deux à trois heures.
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Image super détaillée d'une nursery stellaire géante
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La Nébuleuse de la Rosette est un vaste nuage de poussières et de gaz s'étendant sur 100 années-lumière et se situant à environ 4500 années-lumière, dans la direction de la constellation de la Licorne (Monoceros). A l'intérieur de la nébuleuse se tient un amas de jeunes et massives étoiles brillantes (NGC 2244), dont les forts vents et rayonnements stellaires ont dégagé un trou au centre de la nébuleuse. La lumière UV de ces chaudes étoiles excite la nébuleuse environnante, le faisant luire.
La formation d'étoiles est encore active autour de la nébuleuse, comme en témoigne la présence d'une très jeune étoile infrarouge (AFGL 961) encore au stade final de formation. On pense que les jeunes étoiles massives dans la nébuleuse souffleront un jour au loin tout le gaz et la poussière. Le centre de la Nébuleuse de la Rosette est à environ 1.8 degré au-dessous du plan galactique, d'où la lueur qui peut être vue au coin en haut à gauche (nord-est) de cette image.
En raison de la grande taille de la nébuleuse sur le ciel, la plupart des grands télescopes ne peuvent pas capturer la nébuleuse en entier dans une seule exposition et donc les images de résolution les plus élevées ont été limitées à des petits secteurs de la nébuleuse. L'équipe d'IPHAS est en cours du traitement d'images du plan entier de notre galaxie et les membres de l'équipe de l'étude ont pu combiner près de 200 images différentes pour faire cette grande et détaillée image H-alpha.
Nick Wright (University College, London), commente, “"la superbe qualité de cette image reflète la haute qualité et les grandes quantités de données produites par l'étude IPHAS. En utilisant des images comme celles-ci, de nombreux membres de notre collaboration travaillent dur pour faire des découvertes importantes sur la structure et le contenu de notre galaxie."
Des images bien plus détaillées des parties centrales de la Nébuleuse de la Rosette ont été également préparées par l'équipe d'IPHAS, dont une des denses lignes de poussières dans la nébuleuse où la formation d'étoiles peut être toujours en cours.
IPHAS est une étude du Plan Galactique Nord en entier dans trois longueurs d"onde différentes, en utilisant la caméra à large champ WFC sur le télescope Isaac Newton de 2,5 mètres situé à La Palma dans les Iles Canaries. Une fois terminée, elle couvrira une aire de 1800 degrés carrés. L'étude est maintenant presque terminée et la première publication du catalogue est prévue en Juin 2007. IPHAS sera bientôt suivi de VPHAS+, une étude complémentaire du Plan Galactique Sud à l'aide du télescope VLT Survey Telescope (VST) de 2,5 mètres au Chili.
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S/2007 S1, un nouveau petit satellite pour Saturne
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L'équipe composée de S. S. Sheppard, D. C. Jewitt et J. Kleyna, au moyen du télescope Subaru de 8,30 mètres de Mauna Kea, a découvert le 16 Janvier 2007 un nouveau petit satellite de Saturne . L'objet a été également retrouvé sur des images prises auparavant, les 05 et 06 Janvier 2006 et les 01 et 02 Février 2006. Provisoirement dénommé S/2007 S1, cette lune d'environ 7 kilomètres de diamètre circule en 2,45 ans à une distance de 17, 96 millions de kilomètres de Saturne sur une orbite inclinée à 49,9 degrés.
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Les Septs Soeurs
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La vue est tout à fait différente de ce que vous pourriez voir si vous regardez dehors à l'ouest peu de temps après le crépuscule. En ce moment, la célèbre famille d'étoiles étale sa beauté dans les cieux en soirée avec une très brillante et éblouissante Vénus. Durant la période autour du 10 au 13 Avril, les Pléiades scintillent comme un amas de diamants au-dessus de Vénus. Le 19 Avril, la Lune en croissant se joindra à la fête, glissant entre Vénus et les Pléiades pour une visite spéciale.
Les paparazzi et admirateurs dans les hémisphères nord et sud devront saisir une paire de jumelles pour mieux apprécier le spectacle. La rencontre Vénus-Pléiades sera également visible à l'oeil nu sous de cieux sombres et sans nuages.
Les Pléiades, situés à plus de 400 années-lumière dans la constellation du Taureau, sont le sujet de beaucoup de légendes et d'écrits. La mythologie grecque assure que la bande d'étoiles a été transformée en colombes célestes par Zeus pour les sauver d'Orion. Le poète du 19ème siècle Alfred Lord Tennyson les a décrites comme "scintillantes comme un essaim de lucioles enchevêtrées dans une tresse argentée."
L'amas d'étoiles était né lorsque les dinosaures parcouraient encore la Terre, il y a environ 100 millions d'années. C'est sensiblement plus jeune que notre Soleil vieux de 5 milliards d'années. Les membres les plus brillants de l'amas, également les étoiles de masse plus élévées, sont connues dans la mythologie grecque sous le nom des deux parents, Atlas et Pléione, et de leurs sept filles, Alcyone, Electra, Maia, Merope, Taygeta, Celaeno, et Asterope. Il y a des milliers de membres supplémentaires de faible masse, dont beaucoup d'étoiles comme notre Soleil. Quelques scientifiques croient que notre Soleil a grandi dans une région encombrée comme les Pléiades, avant de migrer à son actuel et plus isolé emplacement.
La nouvelle image infrarouge de Spitzer accentue "la tresse argentée enchevêtrée" mentionnée dans la poésie de Tennyson. Ce réseau comme une toile d'araignée de filaments colorés de jaune, de vert et de rouge dans cette vue, se compose de poussières associées au nuage à travers lequel l'amas voyage. La partie la plus dense du nuage apparaît en jaune et rouge, et les plus diffuses périphéries sont montrées dans des tonalités vertes. Une des étoiles parentes, Atlas, peut être vue au fond, alors que six des soeurs sont visibles en haut. D'autres étoiles de l'amas sont parsemées dans toute l'image en bleu.
Les données de Spitzer révèlent également des naines brunes jamais vues auparavant, ou "étoiles ratées", et des disques des débris planétaires. John Stauffer de la mission du Spitzer Space Telescope de la NASA dit que la vision infrarouge du Spitzer permet aux astronomes d'améliorer l'étude des plus froides étoiles de faible masse dans la région, qui sont beaucoup plus faibles une fois vues en lumière optique. Stauffer, qui admet manquer d'objectivité parce que l'amas des Pléiades est son objet astronomique préféré, note que l'amas est le laboratoire parfait pour la compréhension de l'évolution des étoiles.
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Eclipse de trou noir
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NGC 1365 contient un noyau galactique actif, ou AGN. Les scientifiques croient que le trou noir au centre de l'AGN est alimenté par un jet régulier de matière, vraisemblablement sous forme de disque.
La matière sur le point de tomber dans un trou noir devrait être chauffée à des millions de degrés avant le passage au point de non retour. Le processus provoque que le disque du gaz autour du trou noir central dans NGC 1365 produit de copieux rayons X, mais la structure est beaucoup trop petite pour être vue directement avec un télescope. Cependant, les astronomes ont pu mesurer la taille du disque en observant combien de temps il a fallu pour que le trou noir entre et sorte de l'éclipse. Ceci a été révélé pendant une série d'observations de NGC 1365 obtenue tous les deux jours pendant deux semaines en Avril 2006. Durant cinq des observations, les rayons X de grande énergie de la source centrale de rayons X étaient visibles, mais dans la seconde -- correspondant à l'éclipse -- ils ne l'étaient pas.
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Comète C/2007 G1 (LINEAR)
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Une nouvelle comète de magnitude 17,6 a été découverte le 10 Avril 2007 par le télescope de surveillance LINEAR. Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 G1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 08 Mars 2009 à une distance de 2,4 UA du Soleil. Sa magnitude pourrait être alors proche de 11.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 16 Novembre 2008 à une distance de 2,6 UA du Soleil.
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La première détection de l'oxygène moléculaire dans le milieu interstellaire
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L'oxygène moléculaire a longtemps été considéré comme un composant potentiel important et abondant dans les nuages moléculaires. Pourtant les recherches menées depuis plus de vingt ans n'avaient pas réussi à le détecter. Une équipe internationale à laquelle participent des astronomes de l'Observatoire de Paris, vient enfin de détecter la raie fondamentale de O2 avec le satellite Odin, qui porte un télescope sub-millimétrique de 1.1m de diamètre, et un récepteur dédié à la raie à 119 GHz fondamentale de l'oxygène moléculaire. L'abondance déduite de O2 est mille fois inférieure aux premières attentes.
L'oxygène est l'élément le plus abondant dans le cosmos après l'hydrogène et l'hélium. Il est deux fois plus abondant que l'élément suivant, le carbone. On s'attend donc à ce que des espèces comme O (l'oxygène atomique), OH (le radical hydroxyle), H2O (l'eau) et O2 (le dioxygène ou oxygène moléculaire) soient abondantes dans le gaz interstellaire. Si les 3 premières ont bien été détectées dans le milieu interstellaire, la molécule O2 ne l'était toujours pas jusqu'à aujourd'hui. Pourtant la molécule voisine CO (monoxyde de carbone) est couramment observée et sert même de traceur pour l'hydrogène moléculaire H2 invisible à basse température. Pourquoi ?
Notre atmosphère étant pleine d'oxygène moléculaire, les télescopes au sol sont totalement aveuglés dans ce domaine de fréquences correspondant aux raies de O2. Diverses stratégies pour contourner ce problème existent (observer des molécules isotopiques comme O18O, qui ne saturent pas les récepteurs, observer des sources extragalactiques très lointaines pour bénéficier de leur décalage vers le rouge, en dehors des fréquences bloquantes de l'atmosphère, utiliser des avions ou des ballons, etc.) mais le mieux est de disposer d'un satellite pour observer la molécule O2 en se plaçant au-dessus de l'atmosphère.
C'est ce que viennent successivement de faire deux groupes, le premier, américain, a lancé un petit satellite, SWAS, chargé de mesurer l'eau et le di-oxygène dans l'espace suivi par un deuxième, deux fois plus gros, Odin, construit par 4 pays (la Suède, la France, la Finlande et le Canada) dont les buts principaux étaient les mêmes mais avec des possibilités plus étendues. En particulier, Odin est équipé d'un récepteur dédié uniquement à la recherche de l'oxygène moléculaire dans sa raie d'émission fondamentale (a priori la raie la plus intense dans les milieux de température inférieure à 100 K). Odin vient enfin de rencontrer le succès en détectant cette raie dans la direction d'un gros nuage moléculaire proche de nous, Rho Oph A, dans la constellation du Serpent.
Les recherches de la molécule O2
remontent au début des années 80. Rapidement, il fallut
déchanter car la molécule supposée très
abondante n'apparaissait pas, malgré l'amélioration
continue de la sensibilité des récepteurs. Il y eut
plusieurs fausses alertes.
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Les bras en spirale mystérieux expliqués ?
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En utilisant un trio d'observatoires spatiaux, des astronomes ont pu percer un mystère vieux de 45 ans entourant deux bras en spirale fantomatiques dans la galaxie M106 (NGC 4258).
Les résultats, obtenus par une équipe de l'Université du Maryland (Etats-Unis), ont tiré profit des possibilités uniques de l'Observatoire de rayons X XMM-Newton de l'Agence Spatiale Européenne, de l'Observatoire de rayons X Chandra de la NASA, et du télescope spatial Spitzer de la NASA.
M106 (connue également sous le nom de NGC 4258) est une galaxie spirale située à 23.5 millions d'années-lumière, dans la constellation des Chiens de Chasse (Canes Venatici). Dans des images en lumière visible, deux bras principaux émanent du brillant noyau et de la spirale extérieure. Ces bras sont dominés par les jeunes étoiles lumineuses qui illuminent le gaz dans les bras. "Mais dans les images radio et en rayons X, deux bras en spirale additionnels dominent l'image, apparaissant comme des apparitions fantomatiques entre les bras principaux," commente Andrew Wilson, membre de l'équipe de l'Université du Maryland. Ces soi-disant "bras anormaux" se composent la plupart du temps de gaz.
"La nature de ces bras anormaux est un casse-tête de longue date en astronomie," note Yuxuan Yang, auteur principal de l'équipe. "ils ont été un mystère depuis qu'ils ont été découverts la première fois au début des années 1960."
En analysant des données de XMM-Newton, de Spitzer, et de Chandra, l'équipe dans le Maryland a confirmé les soupçons antérieurs que les bras fantomatiques représentent des régions de gaz qui sont violemment réchauffées par des ondes de chocs.
Il a été suggéré auparavant que les bras anormaux soient des jets de particules éjectés par un trou noir supermassif au coeur de M106. Mais les observations radio par le VLA (Very Large Array) au Nouveau-Mexique ont identifié plus tard une autre paire de jets provenant du noyau. "Il est fort peu probable qu'un noyau galactique actif puisse avoir plus d'une paire de jets," ajoute Yang.
En 2001, une autre équipe d'astronomes à l'Université de Caroline du Nord (Etats-Unis), a noté que les deux jets sont inclinées de 30 degrés par rapport au disque. Mais si on pouvait projeter verticalement les jets sur le disque, ils s'aligneraient presque parfaitement avec les bras anormaux. En se disant que cet alignement n'était pas strictement une question de chance, l'équipe a proposé que les jets réchauffent le gaz dans leur ligne de cheminement, formant un cocon de plus en plus grand. Parce que les jets se tiennent près du disque de M106, le cocon réchauffe le gaz dans le disque et produit des ondes chocs, réchauffant le gaz à des millions de degrés et le faisant rayonner intensément en rayons X et autres longueurs d'onde.
Pour tester cette idée, Yang et ses collègues ont regardé les observations spectrales archivées de XMM-Newton. Avec la superbe sensibilité de XMM-Newton, l'équipe a pu mesurer la température de gaz dans les bras anormaux et voir également comment les rayons X du gaz sont absorbés en cours de route par la matière qui intervient.
"Une des prévisions de ce scénario est que les bras anormaux seront graduellement éliminés du plan galactique du disque par le jet de gaz réchauffé," note Yang. Les spectres de XMM-Newton montrent que les rayons X sont absorbés plus fortement dans la direction du bras nord-ouest que dans le bras sud-est. Les résultats suggèrent fortement que le bras sud-est est en partie du côté proche du disque de M106, et le bras nord-ouest est en partie du côté lointain.
Les scientifiques ont noté que ces observations montrent une cohérence claire avec leur scénario. La confirmation de cette interprétation est récemment venue des observations archivées du télescope spatial Spitzer de la NASA, dont la vue infrarouge montre des signes clairs que l'émission de rayons X du bras nord-ouest est absorbée par le gaz chaud et la poussière dans le disque de la galaxie. De plus, la résolution supérieure d'imagerie de Chandra donne des indications nettes de gaz frappés par interactions avec les deux jets.
En dehors d'aborder le mystère des bras anormaux, ces observations ont permis à l'équipe d'estimer l'énergie dans les jets et d'évaluer leur relation avec le trou noir central de M106.
Les résultats paraîtront dans l'édition du 10 mai 2007 d'Astrophysical Journal, dans un article intitulé : "Spatially resolved X-ray spectra of NGC 4258", par Y. Yang, B. Li, A. S. Wilson, C. S. Reynolds (http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0701569).
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Comète P/2007 E3 (LINEAR)
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La comète P/1999 J5, découverte initialement par le télescope de surveillance LINEAR le 12 Mai 1999, a été retrouvée à l'approche de son nouveau retour au périhelie sur des images prises par Eric Christensen (Mount Lemmon Survey) le 09 Mars 2007, et sur des images supplémentaires prises le 10 Mars par Richard Kowalski.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2007 E3 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 06 Octobre 2008 à une distance de 3.7 UA du Soleil, et une période de 9,4 ans.
La comète P/2007 E3 (LINEAR) a reçu la désignation définitive de 187P/LINEAR.
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Magnetar dans un colossal 'hoquet' cosmique
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Quand elles abordent des effets astrophysiques mystérieux, les étoiles à neutrons généralement connues comme des magnetars sont difficile à battre. Les restes massifs d'étoiles éclatées, les magnetars sont de la taille de montagnes mais pèsent autant que le Soleil, et ont des champs magnétiques des centaines de trillions de fois plus puissants que celui de la Terre, qui attirent les aiguilles des boussoles vers le nord.
Maintenant les astrophysiciens sont parvenus à attraper un magnetar récemment découvert dans une sorte de hoquet cosmique géant qui les a toujours embarassées. Dans des rapports multiples dans Astrophysical Journal et dans Monthly Notices de la Royal Astronomical Society, les chercheurs décrivent le comportement de ce corps, situé dans un amas d'étoiles à environ 15 000 années-lumière dans la constellation de l'Autel (Ara) dans l'hémisphère sud. Le magnetar porte le nom officiel difficile à manier de CXOU J164710.2-455216, ou plus officieusement, de "magnetar Westerlund 1".
"Nous connaissons seulement une douzaine de magnetars environ," note Michael Muno, scientifique au Space Radiation Laboratory du California Institute of Technology, et découvreur original du magnetar en 2005. "En bref, ce que nous avons observé était un événement sismique sur le magnetar, qui nous en dit beaucoup sur les tensions que ces objets endurent."
En septembre 2005, environ un an après que Muno ait trouvé le magnetar, l'objet a produit un éclat qui est heureusement venu à un moment où on l'observait abondamment avec plusieurs satellites, y compris le satellite de rayons X de l'ESA, XMM-Newton, et le satellite Swift X-ray and gamma-ray observatory de la NASA. Juste cinq jours avant l'éclat, Muno et ses collaborateurs avaient regardé le magnetar avec XMM-Newton et le voyait dans le relativement calme état dans lequel il l'avait trouvé à l'origine.
Comme le font la plupart des magnetars, il a produit un faisceau de lumière de rayons X qui, comme le faisceau d'un phare, balaye la Terre toutes les dix secondes. Ceci a permis de déterminer très précisément son rythme de rotation. L'événement qui a produit l'éclat a également fait luire le magnetar 100 fois plus intensément, a créé trois faisceaux séparés qui balayent la Terre où seulement un seul existait précédemment, et a accéléré son rythme de rotation d'environ un millième de seconde.
Muno note que d'avantages de travail est nécessaire pour comprendre ce qui s'est produit avec le magnetar, parce qu'il est fait de matière bien plus dense que n'importe quoi sur Terre, et sa composition est toujours un mystère.
Cependant, il est possible d'avancer une hypothèse en prolongeant les théories développées pour expliquer les étoiles à neutrons. Les champs magnétiques à l'intérieur de l'étoile à neutrons sont probablement enroulés, comme un ressort tordu. D'une manière quelque peu semblable à la tectonique des plaques sur Terre, lorsque les champs magnétiques se déroulent, ils font pression sur la croûte externe. La croûte résisterait à ces efforts pendant un moment, mais finirait par rompre, produisant un événement sismique. Les ruptures feraient briller la surface des magnetar intensément de sources multiples.
Aussi, il y a des raisons de penser qu'une partie de l'intérieur de l'étoile à neutrons est liquide et peut tourner plus rapidement que la croûte. L'événement sismique pourrait provoquer que ce fluide devienne attenant à la croûte, de sorte que la croûte externe accélère légèrement.
"Ainsi nous pensons la croûte a craqué," indique Muno, ajoutant que les observations sont importantes pour deux raisons. "D'abord, nous avons maintenant vu une autre manière dont ces objets exotiques dissipent leurs champs internes en vieillissant."
"En second, cet événement était seulement repéré parce qu'une partie de l'équipe se concentraient sérieusement sur cet objet nouvellement découvert". "Le fait que nous avons vu l'événement seulement un an après que nous ayons découvert le magnetar implique que les douzaines de plus pourraient être menaçant dans notre galaxie."
"Si nous trouvons beaucoup plus de ces magnetars, nous devrons réévaluer notre compréhension de ce qui se produit quand l'étoile meurt," note Gianluca Israel, un astronome italien qui publie un article séparé sur le magnetar avec ses collaborateurs dans Astrophysical Journal.
Muno est l'auteur principal d'un article publié cette semaine dans Monthly Notices de la Royal Astronomical Society.
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Comprendre la répartition des étoiles jeunes dans les galaxies spirales barrées grâce à la simulation
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Un astronome du Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CNRS, Université de Lyon I, Ecole Normale Supérieure de Lyon), explique la répartition des étoiles jeunes dans les galaxies spirales barrées à l'aide de simulations numériques. Celles-ci prennent en compte les effets de la gravitation, de l'évolution chimique et de la formation stellaire. Dans les galaxies spirales barrées, la barre joue un rôle important en concentrant, au centre et en son long, la matière qui donnera naissance à de nouvelles générations d'étoiles. La présence d'un grand nombre d'étoiles jeunes dans la partie centrale et dans l'extrémité de la barre des galaxies spirales barrées s'explique par leurs orbites. Elles sont circulaires au centre et de ce fait les étoiles jeunes sont confinées dans cette zone. Elles sont elliptiques au niveau de la barre, l'apocentre se situant à l'une des extrémités de la barre là où les étoiles jeunes passent une grande partie de leurs temps du fait de leurs vitesses orbitales très faibles.
Dater l'âge des populations stellaires dans une galaxie permet de reconstruire l'histoire de sa formation stellaire et de son évolution chimique. Mais l'histoire d'une galaxie ne se résume pas simplement à celle des populations stellaires qui la compose. L'assemblage de la masse visible est un processus dynamique long et complexe faisant intervenir dans des proportions variables les fusions avec d'autres galaxies, l'accrétion du gaz intergalactique et l'évolution séculaire interne sous l'effet d'instabilités gravitationnelles. Ces histoires sont extrêmement difficiles à séparer car les phénomènes physiques à leur origine sont intimement liés.
Les galaxies barrées, qui représentent plus de 75% des galaxies à disque dans l'Univers, sont un exemple de tels systèmes complexes. Une barre stellaire a un effet dramatique sur l'évolution d'une galaxie. Elle accélère la concentration du gaz du milieu interstellaire dans les régions centrales, provoquent des régions de chocs et, surtout, réorganise la distribution des étoiles et de la masse en général.
Depuis plusieurs années, ces phénomènes sont étudiés à l'aide de simulations numériques qui couplent les effets de la gravitation, de l'évolution chimique et de la formation stellaire. Ces simulations modélisent, à l'aide de particules, la dynamique des étoiles et du gaz. De plus, en fonction de critères standards sur les propriétés du gaz, elles déclenchent la formation de nouvelles particules qui représentent les nouvelles générations d'étoiles. Connaissant alors l'âge et la métallicité de ces nouvelles populations d'étoiles, il est possible de leur assigner un rapport masse/luminosité pour différentes couleurs et ainsi fabriquer des pseudo-images en tous points comparables aux observations.
De récentes observations ont montré la présence dans des galaxies barrées de populations stellaires plus jeunes aux extrémités de la barre et dans la région centrale, de diamètre typique inférieur au kiloparcsec (1 kpc = 3 260 années-lumière).
Un astronome du Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (UMR CNRS, Université de Lyon I, Ecole Normale Supérieure de Lyon) vient de confirmer et d'expliquer ces observations à l'aide de simulations numériques qu'il a développées.
Les étoiles, qui se forment à partir du gaz qui s'accumule dans la région centrale, restent confinées dans cette région car les orbites sur lesquelles elles se déplacent occupent une zone sphérique autour du noyau. De même les extrémités des barres semblent en moyenne plus jeunes pour une cause tout autant dynamique. En effet, les étoiles qui se forment dans le gaz lors de son trajet dans la barre sont essentiellement piégées sur des orbites qui ont, en moyenne, un mouvement elliptique. A cause de ce mouvement, elles passent une grande partie du temps à leur apocentre (distance maximale par rapport au foyer), dans des régions proches des extrémités de la barre, là où leur vitesse s'annule. En régime quasi-stationnaire, ceci provoque une accumulation de masse qui apparaît comme plus jeune que les autres régions de la barre. L'effet est accentué lorsqu'on prend en compte le rapport masse/luminosité des populations stellaires.
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Galaxie spirale barrée NGC 1672
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Deux lunes se rencontrent par-delà Jupiter
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Cette image a été prise à environ 4.6 millions de kilomètres de Io et à environ 3.8 millions de kilomètres d'Europe. Bien que les lunes semblent proches dans cette vue, un fossé de 790.000 kilomètres les sépare. Le côté nuit de Io est illuminé ici par la lumière réfléchie de Jupiter, qui est hors de l'image vers la droite. Le côté nuit d'Europe est complètement sombre, contrairement à Io, parce que ce côté d'Europe se trouve loin de Jupiter.
Ici, Io vole la vedette avec son bel étalage d'activité volcanique. Trois panaches volcaniques sont visibles. Le plus remarquable est l'énorme panache haut de 300 kilomètres du volcan Tvashtar (en haut légèrement à gauche sur le disque de Io). Deux panaches beaucoup plus petits sont à peine visibles : un du volcan Prométhée, au milieu sur le bord gauche du disque de Io, et un du volcan Amirani, vu entre Prométhée et Tvashtar le long du terminateur de Io (la ligne séparant la partie jour de la partie nuit). Les panaches semblent bleues en raison de la dispersion de la lumière par les minuscules particules de poussières éjectées par les volcans, semblables à l'aspect bleu de la fumée. En plus, la lueur rouge contrastée de la lave chaude peut être vue à la source du panache de Tvashtar.
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Attribution de nouveaux noms pour un anneau d'Uranus et pour des satellites de Jupiter et de Saturne
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Treize noms pour des satellites de Saturne (Aegir, Bebhionn, Bergelmir, Bestla, Farbauti, Fenrir, Fornjot, Hati, Hyrokkin, Kari, Loge, Skoll, et Surtur), un nom pour un satellite de Jupiter (Kore) ont été approuvés par le Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) de l'Union Astronomique Internationale.
Le nom de Zeta a également été approuvé pour l'anneau 1986 U2R d'Uranus.
Mise-à-jour le 12 Juillet 2007 : L'orthographe du nom du satellite de Saturne XLIV a été modifiée, passant de "Hyrokkin" à la nouvelle orthographe de "Hyrrokkin".
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Sources ou Documentations non francophones
Le
Sombrero, également connu sous le nom de M104, est l'une
des plus grandes galaxies dans l'amas voisin de la Vierge, à
environ 28 millions d'années-lumière de la Terre.
Cette vue des grands observatoires de la célèbre galaxie
du Sombrero a été faite à l'aide de l'observatoire
de rayons X Chandra, du télescope spatial Hubble et du télescope
spatial Spitzer. La figure principale montre l'image combinée
des trois télescopes, alors que les trois images en encart
montrent les vues séparées des observatoires.
Pour
célébrer le 17ème anniversaire du lancement
et du déploiement du télescope spatial Hubble, une
équipe d'astronomes publie une des plus grandes images panoramiques
jamais prises avec les instruments d'Hubble.
Les premières images en
3D du Soleil, acquises par les deux satellites du projet STEREO
(Solar TErrestrial RElations Observatory) de la NASA, ont été
publiées ce jour.
Une
équipe internationale d'astronomes a collaboré pour
créer l'image la plus détaillée jamais produite
de la Nébuleuse de la Rosette (NGC 2237), une pépinière
stellaire géante. La nouvelle image a été assemblée
en utilisant des données de l'étude photométrique
H-Alpha INT du Plan Galactique Nord (IPHAS) et couvre quatre degrés
carrés du ciel, équivalent en taille à environ
vingt fois la taille de la Pleine Lune. Robert Greimel (University
of Graz, Autriche), présentera les résultats de l'étude
au cours d'une conférence le mercredi 18 avril lors de la
Réunion Nationale d'Astronomie de la Royal Astronomical Society
à Preston.
Les
Sept Soeurs, également connues sous le nom de Pléiades,
semblent flotter sur un lit de plumes dans une nouvelle image infrarouge
du télescope spatial Spitzer. Les nuages de poussières
balayent autour des étoiles, les enveloppant d'un voile protecteur.
Les
observations de Chandra de la galaxie NGC 1365 ont capturé
une remarquable éclipse du trou noir supermassif en son centre.
Un nuage dense de gaz est passé devant le trou noir, qui
a bloqué les rayons X de grande énergie de la matièrel
près du trou noir. Cet alignement accidentel a permis aux
astronomes de mesurer la taille du disque de matière autour
du trou noir, une structure relativement minuscule à l'échelle
galactique. L'image de Chandra (dans l'encart) contient une brillante
source de rayons X au milieu, qui révèle la position
du trou noir supermassif. Une vue optique de la galaxie du VLT (Very
Large Telescope) de l'ESO montre le contexte des données
de Chandra.
Des
astronomes employant les données de plusieurs satellites
de rayons X ont capturé un magnetar - le reste d'une étoile
massive avec un champ magnétique incroyablement fort - dans
une sorte de frémissement cosmique géant.
Cette
vue du télescope spatial Hubble de la galaxie spirale barrée
voisine NGC 1672 dévoile des détails dans les nuages
de formation d'étoiles de la galaxie et les bandes sombres
de poussières interstellaires. NGC 1672 est à plus
de 60 millions d'années-lumière dans la direction
de la constellation australe de la Dorade (Dorado). Ces observations
de NGC 1672 ont été prises avec l'instrument ACS (Advanced
Camera for Surveys) d'Hubble en Août 2005.
Cette
belle image des croissants de la volcanique Io et de la plus calme
Europe a été capturée par l'instrument MVIC
(Multispectral Visual Imaging Camera) de New Horizons le 02 Mars
2007 à 10h34 UTC, environ deux jours après l'approche
du vaisseau spatial au plus près de Jupiter.