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Nouvelles du Ciel de Mai 2005 |
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Nouvelles du Ciel de Mai 2005 |
Messenger jette un coup d'oeil à la Terre
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Moins de trois mois avant le survol de la Terre qui le propulsera vers le Système solaire intérieur, le vaisseau spatial Messenger a pris le 11 Mai 2005 un jeu de six images avec sa caméra à champ restreint de l'instrument MDIS (Mercury Dual Imaging System). La Terre était à environ 29,6 millions de km de Messenger à l'époque mais l'image traitée principale montre clairement les bandes de nuages entre le Nord et le Sud de l'Amérique sur le côté jour de la Terre. La Lune était alors à 400.563 km de la Terre.
Au cours de son voyage de 7,9 milliards de kilomètres qui inclut 15 voyages autour du Soleil, Messenger survolera une fois la Terre le 02 Août 2005, deux fois Vénus et trois fois Mercure avant de se mettre en orbite autour de sa planète cible. Le prochain survol de la Terre et les survols de Vénus, en 0ctobre 2006 et Juin 2007, utiliseront la gravité des planètes pour guider Messenger en direction de l'orbite de Mercure. Les survols de Mercure en Janvier 2008, Octobre 2008 et Septembre 2009 aideront Messenger à ajuster la vitesse et l'endroit pour une manoeuvre d'insertion en orbite en Mars 2011. Les survols permettront aussi au vaisseau de recueillir des données critiques pour planifier une phase d'orbite d'une année.
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Des ondes gravitationnelles
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Un scientifique, au moyen de l'Observatoire de rayons X Chandra a trouvé la preuve que deux naines blanches orbitent ensemble dans une danse macabre, qui les destine à fusionner.
Les données indiquent que les ondes gravitationnelles sont emportées loin du système binaire à un rythme prodigieux, faisant de lui un candidat principal pour de futures missions conçues pour détecter directement ces ondulations dans l'espace-temps.
La théorie de la Relativité Générale d'Einstein prévoit qu'une étoile binaire, en raison de sa vitesse orbitale extrêmement courte, pourrait émettre des ondes gravitationnelles qui se déplacent à la vitesse de la lumière et provoquent que les étoiles se rapprochent. Comme les étoiles se rapprochent, la période orbitale diminue, et peut être mesurée par Chandra. La période orbitale de ce système diminue de 1,2 millisecondes chaque année. C'est un taux conforme à la théorie, qui prévoit la perte d'énergie en raison des ondes gravitationnelles.
Le système RX J0806.3+1527 ou J0806, une source de rayons X d'intensité variable détectée en 1994 grâce à l'observatoire spatial allemand ROSAT et étudié depuis lors grâce au VLT et à l'Italian Telescopio Nazionale Galileo, est composé de deux naines blanches tournant l'une autour de l'autre en environ 5 minutes. Il s'agit de la plus courte période orbitale de tous les systèmes binaires connus. Les deux corps sont éloignés d'environ 80.000 km, soit un cinquième de la distance Terre-Lune. Comme les étoiles tourbillonnent ensemble, voyageant à plus de 1.000 km par seconde, la production d'ondes gravitationnelles augmente.
"Si cela était confirmé, J0806 pourrait être l'une des sources les plus lumineuses d'ondes gravitationnelles dans notre galaxie" note Tod Strohmayer (Goddard Space Flight Center). Elles pourraient être parmi les premières à être détectées directement avec une prochaine mission spatiale appelée LISA (Laser Interferometer Space Antenna)" ajoute Strohmayer.
Les observations optiques et en rayons X de J0806 ont montré des variations périodiques de 321.5 secondes, à peine plus de cinq minutes. L'observation dans J0806 correspond probablement à la période orbitale du système de naines blanches. Cependant la possibilité qu'elle représente la rotation d'une des naines blanches ne peut pas être complètement exclue.
Les observations en rayons X de Chandra par Strohmayer réduisent les évaluations concernant la période orbitale faites par les observations optiques indépendantes réalisées par d'autres équipes de recherche.
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La galaxie Andromède trois plus grande que prévue
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Des astronomes des USA et de la France ont déterminé le mouvement des étoiles dans la périphérie de la galaxie d'Andromeda (M31), et ont constaté qu'elles font réellement partie du disque principal de la galaxie et non d'un halo comme on le supposait.
Ceci signifie que cette galaxie en spirale, avec une largeur de 220.000 années-lumière, est en réalité trois fois plus grande que l'estimaient précédemment les astronomes. Cette découverte n'avait pas été faite jusqu'ici parce que détecter le mouvement de ces étoiles exigeait des observations très précises.
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Les télescopes se préparent au spectacle
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Le vaisseau spatial Deep Impact est approximativement à un mois de sa rencontre avec la comète Tempel 1, et les télescopes terrestres se préparent à observer le spectacle, lorsque le vaisseau spatial percutera la comète.
L'ESO a récemment tourné le VLT en direction de la comète pour prendre des images. Le vaisseau spatial de Rosetta aura une vue sur l'événement, de même que le télescope spatial Hubble, le télescope XMM-Newton, et de nombreux autres vaisseaux spatiaux et Observatoires terrestres. L'impact est prévu pour le 04 Juillet.
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Les monstrueuses étoiles engendrent une communauté de petites étoiles
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Une nouvelle image prise par le télescope spatial Spitzer montre comment quelque étoiles monstrueuses dans une nébuleuse stellaire peuvent créer une communauté de plus petites étoiles.
L'image est celle de la Nébuleuse Carina, une nébuleuse bien connue située à 10.000 années-lumière dans notre galaxie de la Voie lactée. Elle contient l'étoile massive Eta Carinae, d'environ 100 fois la masse de notre Soleil, qui pourrait éclater en supernova prochainement. Elle est entourée par un nuage colossal de gaz et la poussière qui a non seulement donné naissance à Eta Carinae, mais aussi à une poignée d'étoiles d'enfant de mêmes parents légèrement moins massives.
Lorsque des étoiles massives comme celles-ci naissent, elles commencent rapidement à mettre en lambeau le nuage même qui les a élevées, obligeant le gaz et la poussière à se rasembler et à s'écrouler en de nouvelles étoiles. Le processus continue à s'étendre à l'extérieur, déclenchant e moins et moins des générations successives d'étoiles. Notre propre Soleil peut avoir grandi dans un environnement semblable.
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Tout au sujet de Phoebé
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Les données de la mission Cassini-Huygens ont apporté des preuves convaincantes que Phoebé, la lune de Saturne, s'est formée ailleurs dans le Système solaire et a seulement été capturée plus tard par la gravitation de la planète.
Un moyen de percer les secrets de Phoebé est l'utilisation du VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer). développé par une équipe de scientifiques et d'ingénieurs des Etats-Unis (JPL), de France et d'Italie (ASI). L'équipe scientifique est composée par un grand groupe international de scientifiques américains, italiens, français et allemands dirigé par l'Université de l'Arizona.
Cet instrument identifie les compositions chimiques des surfaces, des atmosphères et des anneaux de Saturne et ses lunes en mesurant les couleurs de la lumière visible et infrarouge de l'énergie émise ou reflétée (spectres).
L'origine de Phoebé, le grand satellite le plus éloigné de Saturne, est d'un intérêt particulier parce que son orbite est dans la direction opposée (rétrograde) et inclinée d'un angle différent des satellites réguliers de Saturne qui ont des orbites circulaires "prograde" de faible inclinaison.
La surface généralement sombre de Phoebé montre des preuves de glace d'eau, mais autrement la surface la plus proche ressemble à celle des astéroïdes et des petits corps du Système solaire extérieur comme Chiron et Pholus qui sont problablement originaires de la Ceinture de Kuiper.
Des récents résultats du VIMS suggèrent que Phoebé a été gravitationellement "capturée" par Saturne, ayant été formée de glace et de roches accumulées, ou réunies ensemble, à l'extérieur de la région de gaz et de poussières de la "nébuleuse solaire" dans laquelle Saturne s'est formée.
Les autres lunes se sont probablement accumulées dans la nébuleuse dans laquelle Saturne elle-même s'est formée. Le VIMS a fait ses observations pendant le survol de Phoebé par Cassini-Huygens le 11 Juin 2004.
La composition de Phoebé devrait refléter la composition de la région de la nébuleuse solaire où elle s'est formée. Si elle est originaire de la région de la ceinture principale d'astéroïdes, elle devrait se composer en grande partie en minéraux "mafic", qui sont des roches de silicate et de magmas avec de relativement hautes quantités d'éléments plus lourds.
Toutefois, la présence de substances fortement volatiles (c'est-à-dire beaucoup de glace d'eau et d'anhydride carbonique ou d'autres composés à base de carbone) ne confirme pas solidement cette hypothèse. Sinon, elle pourrait avoir été formée dans la nébuleuse solaire extérieure "riche en volatil" d'où les objets de la ceinture de Kuiper sont originaires.
Les spectres de Phoebé montrent une richesse d'informations, indiquant une surface contenant des emplacements distincts de minéraux comportant du fer, de l'anhydride carbonique emprisonnée, des silicates, des produits organiques, des nitriles et des composés du cyanure. Phoebé est un des objets les plus variés en composition observé à ce jour dans notre Système solaire. Le seul corps imagé jusqu'à présent qui est plus varié est la Terre !
La cartographie des résultats de VIMS montre que la glace est distribuée sur la plupart de la surface observée de Phoebé, mais montre généralement des signatures spectrales plus fortes vers la région polaire sud.
Cependant, cette glace d'eau peut seulement être une couche superficielle parce que l'intérieur de quelques cratères montre moins de glace en profondeur dans le cratère et plus près de la surface.
Par contraste avec les lunes autour de Jupiter, la cratérisation a tendance à exposer la glace fraîche en sous-surface. Cela lève la possibilité que Phoebé est couverte par de la matière cométaire ou en provenance du Système solaire extérieur, ou qu'elle s'est formée là.
Sans informations sur sa composition interne profonde, nous ne pouvons pas définitivement dire que Phoebé est originaire du Système solaire extérieur, mais des données de la composition sur de sytème saturnien en entier peuvent aider à le limiter.
Les mêmes larges traces de fer sur Phoebé sont visibles dans les anneaux de Saturne, particulièrement dans la division Cassini et dans l'anneau C et peut impliquer que des matériaux sont communs à la surface de Phoebé et aux anneaux.
Angioletta Coradini (Instituto di Fisica dello Spazio Interplanetario, CNR, Rome), a dit : "Les compositions organiques et de cyanure de Phoebé sont différentes de n'importe quelle surface observée dans le Système solaire intérieur, mais les composés organiques et les cyanures n'ont toujours pas encore été définitivement détectés par le VIMS dans aucun des anneaux de Saturne jusqu'à présent. Cela peut signifier que les matières sur Phoebé et les anneaux ont des origines différentes."
La détection de composés avec des caractéristiques absorbantes semblables dans leurs spectres tant sur Phoebé que sur Japet peut indiquer que la matière de Phoebé a frappé l'hémisphère principal de Japet. Ils peuvent être entrés en collision ou peut-être que de la matière cométaire a recouvert aussi bien Phoebé que Japet.
Indépendamment de son origine, le mélange
divers de matières sur Phoebé est unique parmi les
surfaces du Système solaire observées jusqu'à
présent et les chances sont très élevées
qu'elle montre probablement des matières primitives du Système
solaire extérieur.
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Les étoiles carbone/oxygène pourraient exploser en éclats de rayons gamma
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Une équipe internationale d'astronomes a trouvé la preuve que certains types d'éclats de rayons gamma, lesquels sont associés aux supernovae de Type Ic (des hypernovae), pourraient être provoqués lorsque des étoiles carbone/oxygène s'effondrent dans des trous noirs. Les supernovae de Type Ic se produisent lorsque des étoiles massives perdent à cause des vents leurs couches externes d'hydrogène et d'hélium, ou les perdent au profit d'un compagnon. Pendant l'effondrement, les matières sont soufflées dans de puissants jets symétriques. L'équipe a pu confirmer ce modèle en utilisant les télescopes Keck et Subaru pour analyser une récente hypernova.
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Comètes SOHO : C/2000 S6, 2005 G7, 2005 H2, 2005 H3, 2005 H4, 2005 H5, 2005 H6, 2005 H7, 2005 H8
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Neuf nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2005-K43 et MPEC 2005-K44.
C/2000 S6 (SOHO) (R. Kracht) C/2005 G7 (SOHO) (H. Su) C/2005 H2 (SOHO) (H. Su) C/2005 H3 (SOHO) (H. Su)
C/2005 H4 (SOHO) (C. Liang) C/2005 H5 (SOHO) (T. Hoffman) C/2005 H6 (SOHO) (R. Kracht) C/2005 H7 (SOHO) (R. Kracht) C/2005 H8 (SOHO) (B. Zhou)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2005 H2 qui appartient au groupe de Meyer et la comète C/2005 H7 qui n'appartient à aucun groupe connu. Toutefois, l'orbite de la comète C/2005 H7 n'est pas déterminée.
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Saturne reflète les rayons X du Soleil
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En se basant sur de nouvelles observations faites avec l'observatoire spatial Chandra X-ray, une équipe dirigée par Anil Bhardwaj du Marshall Space Flight Center (MSFC) a conclu que Saturne pourrait agir comme un miroir pour aider à déterminer quand les éclats de rayons X sont déclenchés sur le Soleil.
Chandra a observé Saturne avant et durant un éclat et pouvait clairement voir les rayons X reflétés. Des études précédentes ont révélé que Jupiter, avec un diamètre de 11 fois celui de Terre, se comporte d'une façon semblable. Saturne est environ 9.5 fois plus grande que la Terre. Elle est deux fois aussi loin de la Terre que Jupiter. Les scientifiques pourraient utiliser les deux planètes comme un outil de télédétection pour enregistrer les événements sur le côté opposé du Soleil.
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Une nouvelle théorie pour expliquer l'emplacement des planètes et les cratères d'impacts sur la Lune
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Un nouveau modèle proposé par une équipe internationale de l'Observatoire de la Côte d'Azur (laboratoire Cassiopée, CNRS) explique pour la première fois de façon naturelle et en même temps les orbites des planètes géantes, l'existence des astéroïdes Troyens et le bombardement planétaire tardif de la Terre et la Lune avec une précision jusqu'alors inégalée. Ces travaux font l'objet d'une série de trois articles publiés dans le journal Nature du 26mai 2005.
Les peuples de toutes cultures ont toujours été fascinés par les taches sombres sur la Lune, qui semblent dessiner un lapin, des grenouilles, ou la figure d'un clown. Ces taches sont en fait d'énormes bassins d'impacts qui furent inondés par une lave qui s'est solidifiée. Ces bassins se sont formés relativement tard dans l'histoire du Système Solaire – approximativement 700 millions d'années après la formation de la Terre et de la Lune. Ils portent le témoignage d'une augmentation brutale et conséquente du taux de bombardement des planètes – appelés le bombardement intense tardif ou Late Heavy Bombardment (LHB) en anglais. La cause de ce bombardement aussi soudain et intense est restée l'un des mystères les mieux préservés de notre Système Solaire.
Dans une série de trois articles publiés dans le journal Nature du 26 Mai 2005, l'équipe internationale de scientifiques propose un modèle qui non seulement apporte une solution naturelle au mystère de l'origine du LHB, mais explique aussi pour la première fois simultanément de nombreuses caractéristiques observées du Système Solaire externe.
Le nouveau modèle part de l'hypothèse que les quatre planètes géantes, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, quand elles se sont formées, étaient dans une configuration bien plus compacte qu'actuellement. De plus, au-delà de nos quatre planètes s'étendait un disque constitué de nombreux petits corps glacés ou rocheux: les planétésimaux. Les simulations numériques effectuées par l'équipe de Nice, consistant à faire évoluer ce système, montrent alors que certains de ces planétésimaux ont été lentement éjectés du disque sous l'effet des perturbations gravitationnelles exercées par les quatre planètes. Celles-ci ont alors éparpillé ces petits objets dans le Système Solaire, parfois vers l'intérieur et parfois vers l'extérieur. "Comme Isaac Newton nous l'a appris, chaque action provoque une réaction égale et opposée", rappelle Kleomenis Tsiganis. "Si une planète éjecte un planétésimal en dehors du Système Solaire, en compensation, la planète se déplace légèrement vers le Soleil. Si à l'inverse la planète envoie le planétésimal vers l'intérieur, alors elle va s'éloigner légèrement du Soleil."
Les simulations numériques indiquent qu'en moyenne Jupiter a dû se déplacer vers le Soleil tandis que les autres planètes géantes s'en sont éloignées.
Initialement, ce processus était très lent car quelques millions d'années étaient nécessaires pour produire un petit déplacement des planètes. Cependant, selon ce nouveau modèle, après 700 millions d'années, la situation a subi un changement brutal. À cette époque, Saturne a atteint une position à laquelle sa période orbitale correspondait exactement à deux fois celle de Jupiter. Cette configuration particulière a provoqué un allongement soudain des formes des trajectoires de Jupiter et de Saturne, c'est-à-dire une augmentation des excentricités de leurs orbites.
"Cela a rendu folles les trajectoires d'Uranus et de Neptune" explique Rodney Gomes. "Leurs orbites sont devenues excentriques elles aussi et elles ont commencé à se perturber violemment entre elles, ainsi que Saturne."
L'équipe de Nice suggère que cette évolution des orbites d'Uranus et de Neptune est à l'origine du LHB sur la Lune. Leurs simulations informatiques montrent que ces planètes ont très rapidement pénétré le disque de planétésimaux, éparpillant ces petits objets dans l'ensemble du système planétaire. Un grand nombre d'entre eux ont ainsi atteint le Système Solaire interne où ils sont venus percuter la Terre et la Lune. De plus, le processus global a déstabilisé les orbites des astéroïdes situés entre Mars et Jupiter qui ont de ce fait contribué au LHB. Enfin, les effets gravitationnels du disque de planétésimaux ont provoqué le déplacement d'Uranus et de Neptune sur leurs orbites actuelles.
"C'est très convaincant" s'enthousiasme Harold Levison, "nous avons effectué plusieurs douzaines de simulations de ce processus, et statistiquement, les planètes ont fini sur des orbites très similaires à celles que nous observons, avec des séparations, des excentricités et des inclinaisons correctes. Donc, en plus du LHB, nous pouvons aussi expliquer les orbites des planètes géantes. Aucune autre recherche n'avait jamais réussi à reproduire en un seul modèle ces deux caractéristiques."
Cependant, il restait une difficulté de taille à surmonter. Le Système Solaire contient actuellement une population d'astéroïdes qui évolue à la même distance du Soleil que Jupiter mais suit ou devance la planète selon un angle de 60 degrés avec le Soleil. Les simulations numériques indiquent que ces corps, connus sous le nom d'astéroïdes Troyens, auraient dû être perdus lorsque les planètes géantes se sont déplacées.
"Nous sommes restés assis pendant des mois à cogiter sur ce problème qui semblait rendre invalide notre modèle", précise Alessandro Morbidelli, "jusqu'à ce que nous réalisions que si un oiseau peut s'échapper d'une cage ouverte, un autre peut y rentrer et y faire son nid !"
Ainsi, l'équipe de Nice a déterminé que ces mêmes objets qui ont dirigé les évolutions des planètes et qui ont provoqué le LHB ont pu aussi être capturés sur les orbites des astéroïdes Troyens. Dans leurs simulations, les Troyens ainsi piégés reproduisent la distribution observée, restée jusqu'alors inexpliquée. De plus, la masse totale calculée de ces objets est en accord avec la population observée.
En conclusion, dans sa totalité, le nouveau modèle proposé par l'équipe de Nice explique pour la première fois de façon naturelle et en même temps les orbites des planètes géantes, l'existence des astéroïdes Troyens et le LHB avec une précision jusqu'alors inégalée. "Notre modèle explique tant de choses", selon Alessandro Morbidelli, "qu'il doit être relativement correct. La structure du Système Solaire externe suggère que les planètes doivent avoir subi une sorte d'ébranlement séismique tard dans son évolution."
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Vers une explication de l'accélération du vent solaire rapide ?
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Après plus de quatre décennies de la confirmation de l'existence du vent solaire par les mesures de la sonde Mariner 2, son accélération à des vitesses supersoniques de l'ordre de 700-800 km/s reste incomprise. La théorie classique de Parker, basée sur la conduction thermique, fournit une vitesse trop faible, ce qui a conduit la quasi-totalité des théories à chercher une forme d'énergie supplémentaire pour cette accélération. Une équipe d'astronomes du LESIA à l'Observatoire de Paris a élaboré une théorie alternative basée sur le rôle des électrons qui sont loin de l'équilibre thermodynamique et qui seraient le moteur principal de cette accélération. Cette approche explique pour la première fois le vent solaire rapide sans hypothèse d'énergie supplémentaire.
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Voyager 1 aurait atteint la frontière finale du Système solaire
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Le vaisseau spatial Voyager 1 aurait pénétré dans une vaste et turbulente région où l'influence du Soleil prend fin et où le vent solaire percute le mince gaz entre les étoiles, la frontière finale de notre Système solaire.
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L'éruption solaire ébranle notre compréhension du Soleil
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Une éruption solaire, la plus intense depuis 50 ans, s'est produite à la mi-Janvier de cette année. Un intéressant aspect de cette éruption est la rapidité à laquelle elle a voyagé à travers le Système solaire. Normalement, les protons associés aux éclats mettent plusieurs heures pour atteindre la Terre, mais nous avons été percutés par les premières particules en seulement 15 minutes. Cette rapidité a surpris plus d'un scientifique, et pourrait avoir d'importantes conséquences pour la sécurité des astronautes en vol.
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Chandra mesure la quantité de fer dans les supermassifs trous noirs
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En utilisant des spectres de Chandra obtenus à partir de plus de 300 supermassifs trous noirs aux centres des galaxies, une équipe d'astronomes a pu déterminer la quantité de fer près des trous noirs. Tous les trous noirs ont été trouvés dans les champs profonds nord et sud de Chandra (North and South Chandra Deep Fields), où les objets de rayon X les plus faibles et plus-éloignés peuvent être identifiés.
La comparaison des spectres de rayons X d'un sous-ensemble de 50 trous noirs situés à environ 9 milliards d'années-lumière avec un groupe différent de 22 trous noirs situés à environ 11 milliards d'années-lumière indique qu'approximativement la même quantité de fer était présente autour des trous noirs dans le passé.
Des résultats semblables correspondant à des périodes s'étalant de 5 à 9 milliards d'années dans le passé montrent que la quantité de fer autour des trous noirs n'a sensiblement pas changée au cours des 11 milliards d'années passées. Ceci implique que la majeure partie du fer dans les galaxies qui contiennent ces supermassifs trous noirs a été créée dans les deux premiers milliards d'années de l'Univers, quand les galaxies étaient encore jeune.
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Des amateurs aident à découvrir une planète extrasolaire
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Une collaboration internationale a permis la découverte d'une planète extrasolaire située à 15.000 années-lumière de la Terre, l'une des plus éloignées découvertes à ce jour. La nouvelle planète, d'environ trois fois la taille de Jupiter, est spéciale pour plusieurs raisons. La technique que les astronomes ont utilisée pour trouver la planète a été efficace, si bien qu'elle pourrait être utilisée pour trouver des planètes beaucoup plus petites, voire de la taille de la Terre, même très éloignées. Et également parce que deux astronomes amateurs néo-zélandais ont aidé à détecter la planète en utilisant leur télescope personnel, ce qui suggère que chacun peut devenir un chasseur de planètes.
Les astronomes ont utilisé une technique appelée "lentille gravitationnelle", qui se produit lorsqu'un objet massif dans l'espace, comme une étoile ou un trou noir, passe devant une étoile brillante. La forte gravitation de l'objet courbe les rayons de lumière de l'étoile plus éloignée et les amplifie comme une lentille. Sur Terre, nous voyons que l'étoile devient plus brillante lorsque la lentille passe devant elle, et s'estompe lorsque la lentille s'éloigne.
Le 17 mars 2005, Andrzej Udalski, professeur d'astronomie à l'Université de Varsovie et dirigeant de OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), a remarqué qu'une étoile située à des milliers d'années-lumière commençait à se déplacer devant une autre étoile encore plus éloignée, près du centre de notre galaxie. Un mois plus tard, lorsque l'étoile plus éloignée était devenu une centaine de fois plus brillante, les astronomes ont détecté un nouveau motif dans le signal, une altération rapide de la luminosité, synonyme que l'étoile du fond possède une planète.
Il s'agit de la deuxième planète découverte par les astronomes en utilisant l'effet de lentille gravitationnelle. La première, découverte il y environ un an, est estimée être à une distance similaire de 15.000 années-lumières. Des données supplémentaires permettront d'affiner la distance de cette nouvelle planète.
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Les planètes rocheuses se forment plus loin que prévu
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Des astronomes ont analysé les disques de poussières de planètes en formation autour d'autres étoiles et ont découvert que des planètes rocheuses se forment beaucoup plus loin de leurs étoiles parentes que les théories précédentes le suggéraient.
Les scientifiques ont examiné la région la plus secrète de tels disques où l'énergie de l'étoile chauffe la poussière à des températures extrêmement élevées. Ces disques de poussières sont l'endroit où les germes de planètes se forment, où les particules de poussières s'aglutinent et grandissent finalement en de grandes masses.
Cependant, si la poussière protoplanétaire s'approche trop de son étoile parente, elle s'évapore complètement, et n'a jamais l'occasion se s'assembler en de plus grands objets.
Pour l'étude, les scientifiques ont examiné
les jeunes étoiles d'environ 1,5 fois la masse du Soleil,
plus brillantes et plus faciles à voir.
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C/2005 K2 (LINEAR)
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La comète 2005 K2 (LINEAR) a été découverte le 19 Mai 2005 à la magnitude 18 par le télescope de surveillance LINEAR. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations de R. Hutsebaut (Bruxelles, observant à distance au 'New Mexico Skies Observatory') et de J. Young (Table Mountain Observatory).
Les éléments orbitaux préliminaires indiquent un passage au périhélie à la magnitude 15,7 le 29 Juin 2005 à une distance de 0,68 UA du Soleil. (IAUC 8533)
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie à la magnitude 15,3 le 05 Juillet 2005 à une distance de 0,54 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie à la magnitude 11,3 le 05 Juillet 2005 à une distance de 0,54 du Soleil.
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La galaxie en spirale parfaite peut héberger un sombre secret
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La plupart des galaxies sont imaginées contenir un unique grand trou noir d'une masse proportionnelle à celui de sa galaxie. Mais les galaxies grandissent par collisions et les astronomes pensent que leurs trous noirs se mélangent aussi au fil du temps.
Deux galaxies semblent contenir des paires de trous noirs. Ces galaxies émettent des rayons X révélateurs lorsque la matière superchaude tombe vers les objets massifs.
Mais un trio d'astronomes, dirigés par Damián Mast (National University of Cordoba), dit qu'il peut y avoir deux trous noirs à l'intérieur de la galaxie M83, située à environ 15 millions d'années-lumière, bien qu'elle n'émette pas ces rayons X.
Une telle possibilité a été d'abord envisagée en 2000 par une autre équipe en Allemagne. Cette équipe a étudié le mouvement des étoiles de la galaxie le long de la ligne de vue entre la Terre et M83, découvrant deux concentrations de masse, ou "noyaux". L'un brillait vivement tandis que l'autre, qui se tient tout près du centre apparent de la galaxie, était terne. L'équipe a suggéré que le gaz et la poussière bloquaient la lumière du deuxième objet, qui pourrait être le vrai centre de la galaxie selon l'équipe, et autour duquel tourne les étoiles et le gaz.
L'équipe de Damián Mast a étudié le mouvement du gaz ionisé près du centre de M83. Ils ont utilisé les données pour mieux situer les deux noeuds de matières, qui semblent se tenir à environ 200 années-lumière l'un de l'autre.
Ils ont aussi évalué les masses des noeuds, avec le brillant contenant l'équivalent de cinq millions de soleils et le sombre environ 10 millions de soleils. En comparaison, le trou noir central de la Voie lactée a la masse d'environ quatre millions de soleils.
Ces masses, avec une observation précédente d'un arc de formation d'étoiles près du centre de la galaxie, ont conduit l'équipe à considérer la possibilité que les noyaux sont des trous noirs supermassifs. L'équipe pense que le haut taux de natalité stellaire peut avoir été démarré par le noyau sombre voyageant à travers le gaz dense, un événement qui pourrait survenir dans une fusion galactique. L'événement peut avoir commencé il y a environ huit millions d'années, l'âge des plus vieilles étoiles dans l'arc.
Mais l'équipe est prudente de ne pas appeler ces objets des "trous noirs", reconnaissant qu'il pourrait s'agir de groupes massifs d'étoiles.
David Merritt, un astrophysicien au Rochester Institute of Technology à New York (Etats-Unis), doute que la galaxie contienne deux trous noirs. Les trous noirs avec leurs masses seraient nés dans des galaxies de taille grossièrement égale, note Merritt. Et des fusions entre de telle égalité aboutiraient probablement à une galaxie plutôt en forme d'une goutte, pas à une spirale "classique" comme M83.
"Mon avis est qu'il y a un trou noir à l'emplacement du noyau obscurci et l'autre noyau brillant est juste une masse de gaz de formation d'étoiles," ajoute Merritt lors d'un entretien avec le journaliste de New Scientist.
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Mars Global Surveyor voit Mars Odyssey et Mars Express
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Les photographies du vaisseau spatial Mars Global Surveyor publiées aujourd'hui sont les premières photos jamais prises d'un vaisseau spatial satellisant une planète étrangère par un autre vaisseau spatial satellisant cette planète.
Mars Global Surveyor est en orbite autour de Mars depuis 1997, Mars Odyssey depuis 2001. Mars Express circule autour de la planète rouge depuis fin 2003.
Mars Express passait à environ 25 km lorsque l'instrument MOC (Mars Orbiter Camera) embarqué sur Mars Global Surveyor l'a photographié le 20 Avril. Le jour suivant, l'appareil-photo de MGS a capturé l'image de Mars Odyssey passant entre 90 et 135 km de distance.
Mars Express Crédit : NASA/JPL/MSSS
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Elles ont relevé le défi de l'impesanteur
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Communiqué de Presse de l'ESA
N° 24-2005
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La planète extrasolaire influence la rotation de son étoile
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Des astronomes canadiens, sous la direction de Jaymie Matthews (University of British Columbia), ont observé au moyen du télescope spatial MOST (Microvariability & Oscillations of STars) un remarquable système planétaire où une planète géante influence l'étoile qui l'héberge.
Le satellite MOST a révélé que l'étoile tau Bootis subit de subtiles variations dans son intensité lumineuse qui sont synchronisées avec l'orbite de la planète, dénommée tau Bootis b, qui tourne autour d'elle dans une orbite proche. la meilleure explication est que la pesanteur de la planète force l'enveloppe externe de l'étoile à tourner au même rythme qu'elle. L'étoile présente ainsi toujours la même face vers la planète, comme la Lune avec la Terre, malgré le fait que la planète est probablement de moins de 1 pour cent de la masse de l'étoile.
L'unique raison pour laquelle la planète peut influencer une partie de l'étoile dans le système tau Bootis est la proximité de tau Bootis b de son étoile hôte, circulant à une distance d'environ un vingtième de la distance Terre-Soleil, et parce qu'elle est assez grosse avec une masse d'environ 4 fois celle de Jupiter.
La planète a été découverte en 1997 par les astronomes américains Paul Butler, Geoff Marcy, et leurs collègues, en se basant sur les mouvements d'oscillations induits dans l'étoile par un compagnon invisible circulant en 3,3 jours.
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Une nouvelle procédure pour enquêter sur l'expansion de l'Univers et la nature de l'énergie sombre
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Des cosmologues de l'Université Princeton ont annoncé une nouvelle technique pour comprendre pourquoi l'expansion de l'univers est entrée dans une phase d'accélération. La technique proposée pourrait déterminer si l'accélération cosmique est causée par une forme d'énergie nouvelle ou si elle est plutôt due à une rupture de la théorie de la Relativité Générale d'Einstein au niveau des grandes échelles de distance dans l'univers. Ce résultat est présenté aujourd'hui par le chercheur Mustapha Ishak-Boushaki de l'Université Princeton au New Jersey, à l'occasion du congrès annuel de la Société canadienne d'astronomie qui se tient à Montréal, QC.
"L'accélération de l'expansion de l'univers constitue un des plus intriguants problèmes en astrophysique. Ce problème est aussi relié à plusieurs autres domaines de la physique. Nos recherches ont pour objectif de déterminer les causes possibles de cette accélération," dit le Dr. Ishak-Boushaki.
Durant les 8 dernières années, plusieurs observations astronomiques ont démontré que l'expansion de l'univers est entrée dans une phase d'accélération. Cette découverte a surpris les astrophysiciens qui prévoyaient trouver que l'expansion de l'univers est plutot ralentie par l'attraction gravitationelle causée par la matière ordinaire dans l'univers.
Les cosmologues ont alors introduit la notion d'une nouvelle forme d'énergie - l'énergie sombre - qui produirait une gravitation répulsive plutôt qu'attractive. Cette énergie sombre pourrait alors expliquer l'accélération cosmique.
Cette énergie sombre, existe-t-elle? "On ne le sait pas," commente le Profeseur David Spergel de Princeton. "Cela pourrait être une toute nouvelle forme d'énergie ou alors, l'accélération, pourrait être une signature de la rupture de la théorie de la relativité générale d'Einstein. Dans un cas ou dans l'autre, la réponse aurait des implications profondes sur notre compréhension des notions d'espace et de temps. Notre but est d'être capable de distinguer entre ces deux possibilités."
Le cas le plus simple d'énergie sombre serait la constante cosmologique qu'Einstein a introduit il y a deja 80 ans afin de réconcilier sa théorie de la relativité générale avec l'idée fausse qui dominait durant ces années-là, à savoir que l'univers était statique. Il a dû d'ailleurs retirer cette constante cosmologique suite à la découverte que l'univers était plutôt en expansion. Durant ces dernieres années, le débat sur la constante cosmologique a été réouvert depuis la découverte de l'accélération cosmique.
Mis à part l'énergie sombre, il est possible que l'accélération cosmique soit la signature d'une nouvelle théorie de la gravitation qui se manifesterait aux plus grandes échelles de distance dans l'univers. D'ailleurs, certains modèles inspirés de la théorie des super-cordes ont été proposés récemment.
Est-ce qu'on peux distinguer entre ces deux possibilités? La technique proposée démontre que la réponse est oui. L'idée générale est comme suit: si l'accélération cosmique est causée par l'énergie sombre alors l'expansion de l'univers devrait être corrélée avec le taux d'accroissement des amas de galaxies. La présence de déviations de cette relation de cohérence serait une indication de la rupture de la relativité générale aux grandes echelles de distances. La technique proposée exploite cette idée en comparant les contraintes sur l'énergie sombre obtenues par différentes observations cosmologiques et permet d'identifier clairement toute incohérence.
À titre d'exemple, la procédure a été appliquée à un modèle de l'univers à 5 dimensions dans lequel la théorie de la gravitation est modifiée aux grandes échelles de distance.Les résultats obtenus montrent que cette technique peut distinguer entre cette théorie et les modèles d'énergie sombre. Finalement, l'étude présentée montre que les projets d'observations cosmologiques futurs vont pouvoir distinguer entre les théories de gravitation modifée et les modèles d'énergie sombre.
Les résultats présentés sont le produit d'un projet de recherche conduit par le Dr. Mustapha Ishak-Boushaki en collaboration avec le Professeur David Spergel du département d'Astrophysique de l'Université Princeton, et Amol Upadhye, étudiant aux cycles supérieurs au département de Physique de l'Université Princeton.
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C/2005 K1 (Skiff)
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Une nouvelle comète découverte le 16 Mai 2005 par B. A. Skiff dans le cadre du programme de surveillance LONEOS, a été confirmée par les observations effectuées la nuit suivante.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2005 K1 (Skiff) indiquent un passage au périhélie à la magnitude 16,7 le 15 Novembre 2005 à une distance de 4,2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 20 Novembre 2005 à une distance de 3,7 UA du Soleil.
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P/2005 JQ5 (Catalina)
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Un objet à l'apparence d'astéroïde, découvert le 06 Mai 2005 par le Catalina Sky Survey et répertorié sous la dénomination 2005 JQ5, a révélé sa nature cométaire lors d'observations faites les nuits suivantes.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2005 JQ5 (Catalina) indiquent un passage au périhélie à la magnitude 14 le 28 Juillet 2005 à une distance de 0,82 UA du Soleil, et une période de 4,35 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 28 Juillet 2005 à une distance de 0,82 UA du Soleil, et une période de 4,41 ans.
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Des amateurs commandent le télescope Gemini pendant une heure
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L'utilisation d'un télescope géant sur Mauna Kea, à Hawaï est un rêve pour la plupart des amateurs observateurs du ciel. Récemment un groupe d'astronomes amateurs canadiens a tiré profit d'une occasion rare et a utilisé pendant une heure un des plus grands télescopes dans le monde, le télescope Gemini de 8m équipé de l'instrument GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph), pour regarder plus profondément dans les restes d'une pépinière stellaire particulière.
Le temps a été attribué comme prix d'un concours national qui s'est déroulé au Canada. L'équipe gagnante du Québec a proposé que Gemini analyse une étoile appelée RY Tau, faisant partie d'une classe d'objets connus sous le nom d'étoile T Tauri. Ces jeunes étoiles de faible masse ont récemment émergé de leur cocon stellaire de gaz et de poussières.
L'étoile centrale est si lumineuse qu'elle peut submerger les faibles nuages rougeoyants autour d'elle. Pour surmonter ce problème, une série de nombreuses courtes expositions a été obtenue et superposée pour produire l'image finale. Un choix de quatre filtres a été également employé pour mettre en évidence les caractéristiques spécifiques de couleur dans le nuage dynamique.
Les astronomes professionnels travaillant avec le télescope Gemini ont été impressionnés par la qualité des propositions qu'ils ont reçues de la part des amateurs.
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P/2005 JN (Spacewatch)
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Un objet à l'apparence d'astéroïde, découvert le 03 Mai 2005 dans le cadre du programme de surveillance Spacewatch, et répertorié sous la dénomination 2005 JN, a révélé sa nature cométaire lors d'observations faites le 12 Mai par C. W. Hergenrother (Lunar and Planetary Laboratory).
Avec les données de prédécouverte du 04 Avril obtenues par le Catalina Sky Survey, et celles du 15 Avril par LONEOS, la comète P/2005 JN (Spacewatch) montre un passage au périhélie à la magnitude 18,7 le 20 Juin 2005 à une distance de 2,3 UA du Soleil, et une période de 6,55 ans.
De nouvelles observations indiquent un passage au périhélie au 20 Juin 2005 à une distance de 2,2 UA du Soleil, et une période de 6,54 ans.
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C/2005 J2 (Catalina)
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Un objet à l'apparence d'astéroïde, découvert le 12 Mai 2005 par le Catalina Sky Survey, a révélé sa nature cométaire lors d'observations supplémentaires.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2005 J2 (Catalina) indiquent un passage au périhélie à la magnitude 17.9 le 30 Mars 2005 à une distance de 4,2 UA du Soleil.
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Les cratères d'impact créent un climat méridional décentré sur Mars
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Les scientifiques se sont longtemps demandés pourquoi la calotte polaire sud de Mars est excentrée de son pôle sud géographique. Le mystère est résolu.
Le temps produit par les deux climats régionaux martiens crée des conditions qui provoquent que la glace du pôle sud de la planète gèle dans une calotte dont le centre se trouve à environ 150 kilomètres du pôle antarctique réel.
Les scientifiques ont constaté que l'emplacement de deux cratères énormes dans l'hémisphère sud de Mars est la cause première des deux climats distincts.
"Les paysages uniques des deux cratères créent des vents qui établissent une région de basse pression au-dessus de la calotte de glace permanente dans l'hémisphère occidental," explique Anthony Colaprete, un scientifique de la NASA Ames Research Center.
De même que sur Terre, les systèmes météorologiques de basse pression sont associés au temps froid, orageux et à la neige. "Sur Mars, les cratères fixent le système de basse pression qui domine la calotte polaire de glace du sud et le maintiennent dans un endroit," note Colaprete.
Selon les scientifiques, le système de basse pression aboutit à de la neige duveteuse blanche, qui apparaît comme une région très brillante sur le pôle de glace. Au contraire, les scientifiques annoncent aussi que du "verglas" se forme dans l'hémisphère oriental, où les cieux martiens sont relativement clairs et chauds.
"L'hémisphère oriental de la région de pôle antarctique obtient très peu de neige, et de la glace claire se forme sur le sol martien à cet endroit," dit Colaprete. Le verglas se forme lorsque la surface de la planète se rafraîchit, mais l'atmosphère est relativement chaude, selon les scientifiques. "Un processus semblable se produit sur Terre lorsque le verglas se forme sur les routes," explique Colaprete.
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L'atmosphère de Titan
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Les vents atmosphériques de Titan, la température et le mélange ont été révélés par de nouvelles observations du vaisseau spatial Cassini. L'atmosphère épaisse de la lune géante de Saturne est riche en composés organiques, dont la chimie peut être semblable à ce qui est arrivé sur Terre avant l'apparition de la vie.
"Titan n'est pas juste un point dans le ciel; ces nouvelles observations montrent que Titan est un monde riche et complexe monde comme la Terre d'une certaine manière," note le docteur Michel Flasar, principal responsable du CIRS (Composite Infrared Spectrometer instrument) au Goddard Space Flight Center de la NASA. Flasar est l'auteur principal d'un article sur cette recherche publiée le 13 mai dans la Journal Science.
L'équipe scientifique du CIRS a trouvé la preuve d'un tourbillon polaire isolé semblable à celui qui se produit sur Terre. Les observations du CIRS ont indiqué que des vents forts circulant autour du pôle arctique de Titan isolent l'atmosphère à cet endroit pendant la nuit polaire. Le mélange de l'atmosphère de la région polaire avec les régions des latitudes inférieures est interdit pendant cette période. Sur Terre, l'atmosphère polaire du sud est isolée pendant des mois pendant le long hiver Antarctique permettant la formation de nuages stratosphériques polaires. Des composés de chlore normalement inertes (comme le nitrate de chlore) subissent des réactions chimiques sur les cristaux des nuages qui libèrent du chlore moléculaire. Au printemps, la lumière du soleil décompose le chlore moléculaire, menant au célèbre "trou d'ozone" annuel de l'Antarctique. L'atmosphère de Titan ne contient aucun ozone; cependant les résultats du CIRS montrent qu'une grande partie de son atmosphère est isolée pendant la nuit polaire et cela pourrait permettre le développement d'une chimie inhabituelle et complexe.
Comme la Terre, l'axe de rotation de Titan est incliné, aussi ses pôles connaissent une longue nuit pendant l'hiver. L'hiver polaire sur Titan est beaucoup plus long que sur Terre, parce que Saturne orbite autour du Soleil en environ 30 ans. Actuellement c'est le début de l'hiver dans l'hémisphère nord de Titan. L'équipe du CIRS a trouvé des différences significatives de température entre le pôle arctique de Titan et l'équateur. L'équipe a utilisé cette observation pour en déduire la vitesse des vents circumpolaires autour du pôle arctique. L'équipe pense que ces vents isolent l'atmosphère autour du pôle arctique de Titan parce que les données du CIRS ont montré que la concentration de plusieurs lourdes molécules organiques (contenant du carbone) est la plus élevée à cet endroit.
Les lourdes molécules organiques se forment naturellement dans l'atmosphère de Titan, recouvrant la lune avec une brume orange. L'atmosphère de Titan consiste en environ de 98 pour cent d'azote, la plupart du reste étant le méthane. Lorsque ces molécules montent vers l'atmosphère supérieure, elles sont brisées par la lumière du Soleil et les fragments forment des molécules organiques plus lourdes comme le propane, l'éthane, l'acétylène, le cyanure d'hydrogène et des molécules encore plus complexes. Parce que l'air stratosphérique sur le pôle l'hiver est froid, il abaisse et réduit les lourds composés organiques qui se sont formés plus haut. Si l'air sur le pôle arctique de Titan est isolé pendant l'hiver, les lourdes molécules organiques devraient s'accroître dans la stratosphère au cours de la saison. C'est exactement ce que l'équipe du CIRS voit.
"Nous ne savons pas s'il y a même plus de ressemblances au processus du trou d'ozone de la Terre, comme les nuages polaires qui réagissent avec les molécules dans l'atmosphère, simplement parce que nous ne les avons pas vues encore," dit Flasar. "Mais nous ne serions pas étonnés les découvrir, nous ne serions pas étonnés non plus de constater que Titan a quelques tourbillons uniques de son cru. C'est ce qui fait que la science est si excitante. La nature est trop riche pour nous pour prévoir exactement ce que nous trouverons lorsque nous allons explorer."
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C/2005 EL173 (LONEOS)
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Un objet à l'apparence d'astéroïde qui a été découvert le 08 Mars 2005 dans le cadre du programme de surveillance LONEOS, désigné 2005 EL173 par le Minor Planet Center et répertorié comme un Cubewano ou Scattered Disc Object, a révélé sa nature cométaire sur les images CCD prises avec le NTT (New Technology Telescope) de 3.6 m de l'ESO le 10 Mai 2005 par A. Fitzsimmons (Queen's University, Belfast).
L'orbite de la comète C/2005 EL173 (LONEOS), incluant les observations de prédécouverte faites par Spacewatch le 03 Mars, indique un passage au périhélie en Mars 2007 à la magnitude 17.4 à une distance de 3,89 UA du Soleil. Sa période est d'environ 57.000 ans, et son aphéhie est à environ 3.000 UA du Soleil. C/2005 EL173 (LONEOS) circule sur une orbite rétrograde (i=130.7°).
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L'auto-gravité et son impact probable sur la migration planétaire
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Depuis la découverte des planètes extrasolaires de masse voisine de celle de Jupiter, il est couramment admis que ces planètes se forment loin de leur étoile, puis migrent vers le centre, sous l'action des couples gravitationnels exercés par le disque gazeux sur la planète. Des ondes de densité spirales sont excitées aux résonances de Lindblad dans le disque, et l'échange de moment cinétique est si efficace, que le temps de migration serait même bien plus court que le temps de formation de la planète.
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Les supers éclats de rayons X aident à la formation de Système solaire
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De nouveaux résultats de l'Observatoire de rayons X Chandra au sujet de la Nébuleuse Orion impliquent que des supers éclats ont éclairé notre jeune Système solaire. De tels éclats de rayons X ont probablement affecté le disque de formation de planètes autour du jeune Soleil et peuvent avoir augmenté les chances de survie de la Terre.
En se concentrant sur la Nébuleuse Orion presque continuellement pendant 13 jours, une équipe de scientifiques a utilisé Chandra pour obtenir les observations de rayons X les plus profondes jamais prises de n'importe quel groupe d'étoiles. La Nébuleuse Orion est la riche pépinière stellaire la plus proche, située à 1.500 années-lumière de la Terre.
La Nébuleuse Orion fournit une vue incomparable de 1.400 jeunes étoiles, dont 30 sont des prototypes du début du Soleil. Les scientifiques ont découvert que ces jeunes étoiles éclatent dans d'énormes éclats qui font paraître tout petit, en énergie, taille et fréquence, quoi que ce soit de vu de notre Soleil aujourd'hui.
"Nous n'avons pas de machine à remonter le temps pour voir comment le jeune Soleil s'est comporté, mais la meilleure chose est d'observer des étoiles semblables au Soleil dans Orion," dit Scott Wolk du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics de Cambridge (Massachusetts) "Nous obtenons un regard unique sur les étoiles âgées entre un et dix millions d'années, un moment où les planètes se forment."
Une conclusion est que les plus violentes étoiles produisent des éclats cent fois aussi énergique que les plus dociles. Cette différence peut spécifiquement affecter le destin des planètes qui sont relativement petites et rocheuses, comme la Terre.
"De grands éclats de rayons X pourraient conduire à des systèmes planétaires comme le nôtre, où la Terre est une distance sûre du Soleil," note Eric Feigelson (Penn State University), principal chercheur de l'international Chandra Orion Ultradeep Project. "Les étoiles avec des éclats plus petits, d'autre part, pourraient terminer avec des planètes semblables à la Terre s'effondrant dans l'étoile."
Selon des travaux théoriques récents, les éclats de rayons X peuvent créer des turbulences lorsqu'ils frappent des disques de formation de planètes et cela affecte la position des planètes rocheuses lorsqu'elles se forment. Spécifiquement, cette turbulence peut aider à empêcher des planètes à migrer rapidement vers la jeune étoile.
"Bien que ces éclats puissent créer des ravages dans les disques, ils pourraient en fin de compte faire plus de bien que de mal," note Feigelson. "Ces éclats peuvent agir comme un programme de protection planétaire."
Environ la moitié des jeunes soleils dans Orion montre la preuve de disques de formation de planètes dont quatre vivant au centre de "proplyds" (des disques proto-planétaires) imagés par le télescope spatial Hubble. Les éclats de rayons X bombardent ces disques, leur donnant probablement une charge électrique. Cette charge, combinée avec le mouvement du disque et les effets des champs magnétiques, devrait créer de la turbulence dans le disque.
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Swift a détecté la collision de deux étoiles à neutrons, la naissance d'un trou noir
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Les astronomes ont photographié un événement cosmique qui pourrait être la naissance d'un trou noir. Le télescope spatial Swift a détecté un éclat très court, d'une durée de 30 millisecondes (0,03 seconde) dans la constellation de la Chevelure de Bérénice (Coma Berenices). Dénommé GRB050509b, l'éclat s'est produit à 04h00m19s UTC le 09 Mai 2005.
Le télescope a été capable de pivoter vers l'éclat en moins d'une minute. L'analyse du télescope de rayons X montre une détection très faible de rayons X de l'éclat, et c'est en fait la postluminescence de rayons X la plus faible détectée à ce jour par Swift. C'est potentiellement un éclat très passionnant. Il apparaît très proche d'une galaxie d'un redshitf de 0,226, correspondant à une distance relativement proche de 2,7 milliards d'années-lumière. La galaxie elle-même est un membre de l'amas NSC J123610+285901. Si l'éclat provenait de cette galaxie, il aurait une distance projetée d'environ 100.000 années-lumière du centre de la galaxie, environ le diamètre de notre propre galaxie de la Voie lactée.
Ce qui est bien plus intéressant est qu'il s'agit d'une vieille galaxie. Les observations montrent qu'elle ne forme pas d'étoiles actuellement. Ceci apporte plus de crédit à l'hypothèse que les éclats de courte durée ne sont pas des hypernovae ou des explosions d'étoiles de forte masse. Seule les jeunes étoiles éclatent en supernovae, et cette galaxie n'a pas de jeunes étoiles. L'hypothèse actuelle est que les éclats courts proviennent de la fusion d'étoiles à neutrons, ce qui signifie que ceux-ci se produiraient seulement dans des systèmes plus anciens. Il peut s'écouler des milliards d'années pour que les orbites de deux étoiles à neutrons se délabrent assez pour leur permettre de fusionner, mais lorsque finalement elles le font, l'explosion est très courte, seulement quelques millisecondes.
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Le cratère Holden et Uzboi Vallis
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Les nouvelles images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord du vaisseau spatial Mars Express, montrent le canal de sortie du système d'Uzboi Vallis dans le cratère Holden sur Mars. Le HRSC a obtenu ces images au cours de l'orbite 511 avec une résolution au sol d'approximativement 45 mètres par pixel. Les scènes montrent la région de Noachis Terra, au-dessus d'un secteur centré à environ 26º Sud et 325º Est.
La vallée d'Uzboi Vallis commence dans la région d'Argyre Planitia et croise les montagnes méridionales dans la direction des basses terres nordiques. Elle relie plusieurs grands cratères d'impact, tels que le cratère Holden de 140 km de large.
En raison d'une couche de brume près de la base de Holden, le secteur dans le cratère apparaît plus clair et légèrement moins détaillé que les abords. Un petit champ de dunes foncé peut être vu dans la moitié est du plancher du cratère. Il indique le rôle du vent dans l'évolution morphologique du cratère Holden.
Le terrain dans le cratère Holden est le résultat d'une longue et variée évolution. Les nombreux plus petits cratères à l'intérieur de Holden indiquent que le cratère est vieux. Beaucoup de plus petits cratères sur le plancher de Holden sont couverts de sédiments, lesquels se sont déposés après la formation de ces cratères et indiquent qu'ils sont plus anciens que les petits cratères non remplis.
Le mont central de Holden est en partie caché, parce qu'il a été également recouvert par des sédiments. Le bord du cratère a été entaillé par des ravins, qui forment parfois de petits réseaux de vallées.
Dans la partie la plus au sud du cratère Holden, des éventails d'alluvions bien préservés (des dépôts en forme d'éventail de matières transportées par l'eau) sont visibles à l'extrémité de quelques ravins. Dans d'autres parties de l'anneau du cratère, les éventails d'alluvions sont moins distincts et en partie recouverts par de plus jeunes talus (des piles en forme de cône de débris de roches tombées à la base des pentes).
Uzboi Vallis entre dans le cratère Holden par le sud-ouest. Deux phases distinctes de son développement peuvent être vues. Dans la première phase, une vallée s'est formée, atteignant jusqu'à 20 kilomètres de large. Plus tard, un plus petit canal a été taillé dans le plancher de la vallée. L'extrémité du petit canal a été bloqué par un éboulement du bord du cratère.
Les parties les plus profondes du plancher de la
vallée sont à plus de 1600 mètres au-dessous
des abords. Les nombreuses vallées aux flancs d'Uzboi Vallis
indiquent que l'eau a probablement joué un rôle important
dans la formation et l'évolution de cette région.
La plupart des vallées ont été couvertes par
de plus jeunes sédiments, indiquant qu'elles n'étaient
pas actives dans un passé géologiquemment récent.
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S/2005 S1, un nouveau satellite pour Saturne
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Carolyn Porco du Space Science Institute (Boulder, Colorado), et responsable de l'équipe d'imagerie de Cassini, a annoncé la découverte d'un nouveau satellite de Saturne, par le biais de la Circulaire 8524 de l'IAU du 05 Mai 2005. Le vaisseau spatial a trouvé la nouvelle lune d'environ 7 m de diamètre dans la division Keeler dans la partie externe de l'anneau A de Saturne. La lune, dénommée S/2005 S1, orbite autour de Saturne en 0.594 jour à la distance de 136.500 km. (IAU 8524)
Avec cette nouvelle découverte, le nombre de satellites dans notre Système solaire s'élève à 157, répartis de la manière suivante : Terre : 1 Mars : 2 Jupiter : 63 Saturne : 50 Uranus : 27 Neptune : 13 Pluton : 1
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P/2005 J1 (McNaught)
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La comète P/2005 J1 (McNaught) a été découverte le 03 Mai 2005 par R. H. McNaught sur des images CCD prises à l'Observatoire de Siding Spring (Australie).
Les éléments orbitaux préliminaires indiquent un passage au périhélie à la magnitude 18.5 le 17 Avril 2005 à une distance de 1,53 UA du Soleil, et une période de 6.98 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 17 Avril 2005 à une distance de 1,53 UA du Soleil, et une période de 6.79 ans.
Les observations supplémentaires indiquent une période de 6.73 ans.
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Des amas de galaxies sèment le doute sur l'existence de l'énergie noire
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L'énergie noire serait une chimère : c'est l'une des interprétations possibles des données issues du satellite XMM-Newton, qui a enregistré les rayons X émis par les amas de galaxies lointains. Une équipe internationale, à laquelle appartiennent des chercheurs de laboratoires CNRS, publie prochainement ces travaux dans la revue Astronomy&Astrophysics.
Les amas de galaxies sont des « rassemblements » qui regroupent plusieurs milliers de galaxies dans un périmètre de quelques millions d'années-lumière. L'une des caractéristiques des amas, mise en évidence par l'observation dans le domaine des rayons X, est la présence de grandes quantités de gaz chaud, à des températures de 10 à 100 millions de degrés. Le pourcentage de ce gaz chaud par rapport à la masse totale reste-t'il constant d'un amas à l'autre… et d'une époque à l'autre de l'Univers ?
Récemment, le satellite XMM-Newton, de l'Agence Spatiale Européenne, a enregistré les rayons X provenant d'amas lointains et notamment de leurs parties les plus externes (les plus représentatives). Lorsque ce rayonnement a été émis, l'Univers avait à peu près la moitié de son âge actuel, il y a sept milliards d'années environ. Les chercheurs ont comparé la fraction de gaz chaud par rapport à la masse totale dans les amas lointains (anciens) et dans les amas très proches (actuels). Ils montrent que cette fraction n'a guère changé au cours du temps. « C'est très troublant : derrière une banalité apparente, ces observations nécessitent une profonde révision de nos hypothèses, sans que l'on puisse savoir lesquelles exactement » déclare Rachida Sadat.
Comme les données de XMM l'indiquent, les chercheurs ont postulé que la fraction de gaz chaud reste la même dans les amas lointains et les amas proches. Puis ils ont cherché les modèles d'Univers qui vérifient ce postulat. Selon la plupart des cosmologistes, l'Univers serait constitué à 70% d'énergie noire, dont la force de répulsion accélérerait son expansion. Il existe de nombreux arguments, souvent indirects, en faveur de cette énergie. Mais dans cette étude, seul un Univers sans énergie noire permet de vérifier le postulat initial. Ce qui infirmerait l'existence de cette énergie noire. L'année dernière, un résultat toujours obtenu à partir des amas lointains, par une méthode indépendante, avait déjà semé des doutes sur l'existence de cette énergie. La question reste ainsi ouverte.
Les chercheurs envisagent également une seconde interprétation. Les modèles cosmologiques qu'ils ont testés ont la gravitation pour « moteur ». Si d'autres processus astrophysiques sont intervenus dans l'histoire des amas, le test qui infirme l'existence de l'énergie noire n'est plus valide. On sait déjà que le gaz des amas a probablement été réchauffé, peut-être par des particules issues de supernovae. Mais, dans l'état actuel de nos connaissances, ce réchauffement n'a pas été suffisamment énergétique pour modifier notablement la structure des amas. D'autres effets, plus importants, et inconnus, pourraient pourtant avoir eu lieu. Il faudrait alors revoir drastiquement les scénarios de formation des amas, et laisser ainsi la part belle à l'énergie noire.
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Phoebé apparentée à Pluton
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Cassini a survolé Phoebé le 11 Juin 2004. Au cours de la rencontre, les scientifiques ont obtenu le premier regard détaillé sur la petite lune, dont on ne connaissait pratiquement rien avant le survol, ce qui leur a permis de déterminer son aspect et sa masse. Avec ses nouvelles informations, ils sont arrivés à la conclusion que son origine est externe au Système solaire, et qu'elle est apparentée à Pluton et à d'autres membres de la Ceinture de Kuiper.
"Cassini nous a montré que Phoebé est tout à fait différent des autres satellites glacés de Saturne, pas seulement dans son orbite mais dans les proportions relatives de roche et de glace. Il ressemble plus à Pluton à cet égard qu'aux autres satellites saturniens", note le Docteur Jonathan Lunine (University of Arizona, Tucson).
Phoebé a une densité conforme à celle des seuls objets de la Ceinture de Kuiper pour lesquels les densités sont connues. La masse de Phoebé, combinée avec le volume précis estimé à partir des images, donne une densité d'environ 1.6 grammes par centimètre cube, beaucoup plus léger que la plupart des roches mais plus lourd que la glace pure, qui est d'environ 0.93 gramme par centimètre cube. Ceci suggère une composition de la glace et de la roche semblables à celle de Pluton et à la lune Triton de Neptune. Reste à voir si la matière sombre sur d'autres lunes de Saturne est la même matière primitive que sur Phoebé.
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Comètes SOHO : C/2005 F3, F4, F5, G3, G4, G5, G6
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Sept nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2005-J25.
C/2005 F3 (SOHO) (M. Meyer) C/2005 F4 (SOHO) (H. Su) C/2005 F5 (SOHO) (B. Zhou) C/2005 G3 (SOHO) (X. Leprette) C/2005 G4 (SOHO) (H. Su) C/2005 G5 (SOHO) (C. Liang) C/2005 G6 (SOHO) (B. Zhou)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
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Chapeau Spitzer
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Egalement connu sous le nom de M104, la Galaxie du Sombrero est l'un des plus grands objets de l'amas de galaxies de la Vierge. Situé à 28 millions d'années-lumière, M104 a une largeur d'environ 50.000 années-lumière.
La nouvelle image du Sombrero combine une récente observation en infrarouge faite avec le télescope spatial Spitzer avec une célèbre image en lumière visible réalisée par le télescope spatial Hubble.
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La Terre sous l'oeil de Rosetta
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Le vaisseau spatial Rosetta a pris cette image de notre planète au cours de son récent survol.
Le vaisseau spatial a frôlé la Terre les 04 et 05 Mars pour obtenir une accélération au cours de son voyage vers la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko. Pendant le survol, Rosetta a obtenu des images en lumière visible et en infrarouge de la Terre et de la Lune.
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Douze nouveaux satellites pour Saturne
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La découverte de douze nouveaux petits satellites inconnus précédement autour de Saturne, double le nombre de satellites irréguliers et porte le nombre total des lunes de Saturne à 46.
Ces nouveaux satellites (S/2004 S 7 à S/2004 S 18) ont été trouvés par CCD au moyen du télescope Subaru de 8.3m, et ont été suivis au moyen des télescopes Keck de 10m et Gemini North de 8.1m au sommet du Mauna Kea à Hawaii.
Tous sauf un (S/2004 S11) orbitent autour de Saturne dans la direction opposée à la rotation de la planète. Les nouvelles lunes ont des diamètres compris entre 3 et 7 km.
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C/2005 H1 (LINEAR)
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La comète C/2005 H1 (LINEAR) a été découverte à la magnitude 18.5 en tant qu'astéroïde le 30 Avril 2005 par le télescope de surveillance LINEAR. Les observations supplémentaires ont révélé la nature cométaire de l'objet.
Les éléments orbitaux préliminaires indiquent un passage au périhélie au 25 Février 2005 à une distance de 5,1 UA.
Les observations supplémentaire indiquent un passage au périhélie au 05 Février 2005 à une distance de 5,0 UA.
Les observations supplémentaire indiquent désormais un passage au périhélie au 25 Octobre 2004 à une distance de 4,7 UA.
De nouvelles observations indiquent désormais un passage au périhélie au 28 Octobre 2004 à une distance de 4,7 UA.
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Les astronomes confirment la première image d'une exoplanète
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En Février et Mars de cette année, les astronomes travaillant à l'ESO ont pris de nouvelles images de la jeune naine brune 2M1207 et de sa planète géante compagnon avec l'instrument NACO sur le VLT (Very Large Telescope). Les nouvelles images montrent de façon convaincante qu'il s'agit réellement d'une planète géante, d'approximativement cinq fois la masse de Jupiter, qui est gravitationnellement liée à la naine brune.
L'image obtenue à l'ESO en Avril 2004 est par conséquent bien la première photographie d'une exoplanète.
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Tithonium Chasma
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Les nouvelles images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montrent une partie de Tithonium Chasma, un chenal au sud du canyon Valles Marineris sur Mars. Tithonium Chasma s'étend sur 10 à 110 km de large, et a un maximum de 4 km de profondeur.
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Sources ou Documentations non francophones
