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Nouvelles du Ciel de Mai 2006 |
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Nouvelles du Ciel de Mai 2006 |
La composition de planètes extrasolaires, les Pégasides, étroitement liée à leurs étoiles parentes
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Une équipe internationale d'astronomes conduite par un chercheur du laboratoire Cassiopée (CNRS, Observatoire de la Côte d'Azur) a étudié un certain type de planètes extrasolaires, les « Pégasides ». À partir de l'observation de 9 planètes extrasolaires, détectées par la méthode des transits, l'équipe montre que ces objets ont des taux d'éléments lourds qui sont corrélés avec la métallicité de leurs étoiles parentes. Les modèles de formation planétaire devront être modifiés pour prendre en compte cette nouvelle donnée. Ce résultat va être publié dans Astronomy and Astrophysics.
La méthode d'observation des transits permet de détecter des planètes extrasolaires géantes, les « Pégasides », très proches de leurs étoiles parentes. Cette méthode permet également de déterminer la masse et le rayon de ces planètes extrasolaires, donc d'en déduire leurs densités et, grâce à des modèles, de connaître leurs structures internes.
L'observation des neuf planètes extrasolaires détectées par la méthode des transits a montré que leurs masses sont comprises entre 110 et 430 masses terrestres et qu'elles ont des propriétés relativement homogènes. Elles possèdent un noyau central, allant d'une très petite masse jusqu'à une centaine de masses terrestres, qui est entouré d'une enveloppe d'hydrogène et d'hélium. Certains Pégasides contiennent également de grandes quantités d'éléments lourds. En comparant la teneur en éléments lourds avec la métallicité des étoiles parentes, les astronomes se sont aperçus qu'il y avait une très forte corrélation entre les deux. Les planètes possédant une faible teneur en métaux ont des noyaux petits et orbitent autour d'étoiles ayant également une faible teneur en métaux. Les planètes qui ont beaucoup de métaux, ont un noyau important et orbitent autour d'étoiles de haute métallicité. Ce couplage montre que la métallicité de l'étoile doit jouer un rôle important dans le mode de formation des planètes, ce qui, jusqu'à présent, n'était pas pris en compte dans les modèles de formation planétaire.
L'échantillon étudié est relativement petit car la méthode de détection par transit ne permet pas de détecter facilement les Pégasides possédant un petit noyau. La mise en service au mois d'octobre du satellite Corot du CNES, dont l'un des objectifs est de détecter des planètes extrasolaires par l'observation de leurs transits, permettra très certainement d'avoir plus d'objets et donc de vérifier les hypothèses qui viennent d'être avancées.
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Des dunes de sable sur Titan découvertes par le radar de Cassini
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Le radar à bord du vaisseau spatial Cassini (projet en coopération entre l'Agence Spatiale Européenne et la NASA) orbitant autour de Titan nous a envoyé des images renversantes du satellite de Saturne. Un article publié dans Science ce mois par une équipe internationale comprenant des chercheurs de l'Observatoire de Paris, montrent des régions étendues (jusqu'à 1500 par 200 km) de bandes parallèles sombres pour le radar qui semblent être les dunes longitudinales semblables à celles vues dans le désert de Namibie sur Terre. Les images à 2.17 cm de longueur d'onde montrent des arêtes de ~100 m de hauteur formées comme des dunes et indiquent des interactions d'écoulement avec les collines sous-jacentes. La distribution et l'orientation des dunes corroborent un modèle de vents de surface fluctuants de ~0.5 m/s, résultant de la combinaison d'un écoulement vers l'est et d'un vent de marée variable. L'existence des dunes implique également des processus géologiques qui créent des particules de la même taille que les grains de sable (100 à 300-microns) et l'absence de liquide persistant en surface, à l'équateur, qui agirait comme un piège à sable.
Les images récentes de Titan, la plus grande lune de Saturne, ont été prises par le vaisseau spatial Cassini pendant qu'il orbitait autour de Titan en octobre dernier et sont publiées ce mois-ci dans Science. Elles révèlent des dunes de sable saisissantes à l'équateur de Titan, tout comme celles dans le désert du Sahara . Ces images sont remarquablement semblables aux images radar prises en Namibie.
Sur Terre, les vents sont tous en fin de compte le résultat des différences de chaleur produites par la lumière du soleil qui chauffe la planète de façon inhomogène. Les scientifiques ont longtemps supposé que Titan était trop loin du soleil pour avoir des vents de surface causés par le chauffage solaire, assez puissants pour former des dunes de sable. Mais ils ont récemment appris que l'attraction gravitationnelle puissante de Saturne crée des effets de marée sur l'atmosphère épaisse de Titan. Cette force de marée, presque 400 fois plus grande que celle de la Lune sur les océans Terrestres, domine les vents de surface sur Titan, qui sculptent des dunes jusqu'à 100m de haut.
Les nouvelles images prouvent que ces dunes ont été construites par des vents qui soufflent dans une direction, avant de s'inverser dans une autre direction, et puis de nouveau de revenir à la première direction et ainsi de suite. Les marées forcent les vents à changer de direction quand elles les poussent vers l'équateur. Ce mouvement de va-et-vient force les dunes de sable à se former en longues lignes parallèles. Ces vents de marée combinés avec les vents zonaux Ouest-Est de Titan créent des dunes alignées presque Ouest-Est partout sauf près des montagnes, qui changent la direction des vents.
Auparavant on pensait que les régions sombres à l'équateur de Titan étaient en fait des mers d'éthane liquide qui emprisonnaient le sable. Mais les images indiquent maintenant quelque chose de différent. Les vents de marée pourraient faire valser le sable plusieurs fois autour de Titan et former des dunes à l'équateur. Il est probable que les vents de marée transportent les sédiments sombres des latitudes plus élevées vers l'équateur, formant ainsi la ceinture sombre de Titan.
Le sable sur Titan pourrait avoir été formé quand les pluies de méthane liquide ont érodé la roche de glace. Bien qu'il ne pleuve pas fréquemment sur Titan, quand il pleut, ce sont des cataractes. Des pluies énergiques qui provoquent des inondations peuvent être un mécanisme pour faire le sable. Le sable pourrait également provenir des solides organiques produits par des réactions photochimiques dans l'atmosphère de Titan.
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Paysages de montagnes et de mer sur la Lune
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Ces deux images, prises par l'instrument AMIE (advanced Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1, montrent de près la différence entre les régions montagneuses lunaires et un secteur de mer.
La première image, montrant la région montagneuse, a été obtenue par AMIE le 22 Janvier 2006, depuis une distance d'environ 1.112 kilomètres de la surface, avec une résolution au sol de 100 mètres par pixel. Le secteur imagé est centré à une latitude de 26º Sud et à une longitude de 157º Ouest.
La deuxième image, montrant une mer, a été prise le 10 Janvier 2006, depuis une distance d'environ 1.990 kilomètres et avec une résolution au sol de 180 mètres par pixel. Les coordonnées géographiques du secteur sont 27.4º de latitude Nord et 0.8º Est.
Crédit : ESA/SMART-1/Space-X (Space Exploration Institute)
Déjà en regardant la Lune de l'oeil nu, on peut voir qu'il y a des secteurs brillants et sombres sur sa surface. Il y a des siècles, les secteurs sombres étaient appelés 'mers', supposant vraisemblablement que l'observateur verrait des océans d'eau. Aujourd'hui nous savons qu'il n'y a aucune eau liquide sur notre satellite. Cependant, des observations au télescope ont montré que les mers sont très plates et sont très diffèrentes des régions prétendues montagneuses. Les régions montagneuses sont fortement parsemés de cratères et montagneuses.
Nous avons appris que les mers sont des secteurs relativement jeunes sur la Lune qui ont été produits après que de très grands impacts ont pénétré la croûte de notre Lune et ont creusé des bassins. Au cours d'épisodes volcaniques postérieurs, le magma liquide est venu à la surface et a rempli ces bassins. En refroidissant, il s'est solidifié, et a formé de grands secteurs plats que nous pouvons toujours voir actuellement. Comme ceci s'est produit dans des temps comparativement récents, le nombre de cratères d'impact est beaucoup moins élevé que dans les secteurs de régions montagneuses.
A partir des deux images d'AMIE il est possible de voir comment les régions montagneuses présentent une topographie très irrégulière etde nombreux cratères, tandis que les secteurs de mers sont en comparaison plat et montrent un nombre beaucoup plus petit de cratères.
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Comètes C/2006 K3 (McNaught) et C/2006 K4 (NEAT)
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C/2006 K3 (McNaught) R. H. McNaught a annoncé sa découverte le 22 Mai 2006 d'une vingt-neuvième comète, dans le cadre du Siding Spring Survey. La nature cométaire a été confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 K3 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 13 Mars 2007 à une distance de 2,5 UA du Soleil.
Rob Mc Naught se rapproche du record détenu par Carolyn et Eugene Shoemaker avec 32 comètes découvertes à leur actif. Les Grands Chasseurs de Comètes
C/2006 K4 (NEAT) Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert le 18 Mai 2006 par le programme de surveillance NEAT, s'est révélé être une comète lors d'observations ultérieures. Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 K4 (NEAT) indiquent un passage au périhélie le 03 Décembre 2007 à une distance de 3,2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 28 Novembre 2007 à une distance de 3,18 UA du Soleil.
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Tubes de lave sur Pavonis Mons
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Cette nouvelle image, prise par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord de Mars Express, montre Pavonis Mons, le volcan central de trois volcans 'bouclier' que comprend Tharsis Montes.
Le vaisseau spatial Mars Express a obtenu ces images au cours de l'orbite 902 le 02 Octobre 2004 avec une résolution au sol d'environ 14,3 mètres par pixel. Les images ont été acquises dans la région de Pavonis Mons, à environ 0.6° Sud et 246.4° Est.
Pavonis Mons, s'élèvant approximativement à 12 km au-dessus des plaines environnantes, est le volcan central de trois volcans "boucliers" que comprend Tharsis Montes (les autres volcans étant Arsia et Ascreus Montes, alignés avec Pavonis sur une ligne de presque 1500 kilomètres de long).
Les volcans boucliers à pente douce sont formés comme un dôme aplani et sont contruits presque exclusivement de flux de lave. Les caractérisques spectaculaires visibles dans l'image couleur sont situées sur le flanc sud-ouest du volcan. Les chercheurs croient que celles-ci sont de tubes de lave, des canaux formés à l'origine par la lave chaude s'écoulant qui forme une croûte lorsque la surface se refroidit. La lave continue à s'écouler au-dessous de cette surface durcie, mais lorsque la production de lave finit et que les tunnels se vident, les surfaces s'écroulent, formant des dépressions allongées. Des tubes semblables sont bien connus sur Terre et sur la Lune.
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Comète P/2006 K2 (McNaught)
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R. H. McNaught a annoncé sa découverte le 22 Mai 2006 d'une nouvelle comète, dans le cadre du Siding Spring Survey. La nature cométaire a été confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2006 K2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 03 Août 2006 à une distance de 2 UA, avec une période de 8,11 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 27 Juin 2006 à une distance de 2 UA, avec une période de 7,10 ans.
La comète C/2006 K2 est la vingt-huitième comète découverte par Rob Mc Naught, lequel se rapproche du record détenu par Carolyn et Eugene Shoemaker avec 32 comètes découvertes à leur actif. Les Grands Chasseurs de Comètes
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Cinq images d'un même quasar
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Le télescope spatial Hubble a capturé la toute première image d'un groupe de cinq images en forme d'étoile provenant d'un unique quasar éloigné.
L'effet de mutiples images vu dans l'image d'Hubble est produit par un processus appelé lentille gravitationnelle, dans lequel le champ de gravitation d'un objet massif, dans ce cas, un amas de galaxies, courbe et amplifie la lumière d'un objet, dans ce cas, un quasar, qui se trouve plus loin derrière lui. L'amas de galaxies, découvert par le SDSS (Sloan Digital Sky Survey) et connu sous le nom de SDSS J1004+4112, est l'un des amas les plus éloignés, situé à une distance de 7 milliards d'année-lumière dans la constellation du Lion (Leo). Le quasar amplifié se tient à une distance de 10 milliards d'années-lumière.
Les données spectrales prises par le télescope Keck I de 10 mètres montrent que ces images sont des images de la même galaxie.
Crédit : ESA, NASA, K. Sharon (Tel Aviv University) and E. Ofek (Caltech)
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Comètes SOHO : C/2006 G2, G3, H2, H3, H4, H5
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Six nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2006-K29.
C/2006 G2 (SOHO) (T. Hoffman) C/2006 G3 (SOHO) (J. Sachs) C/2006 H2 (SOHO) (H. Su) C/2006 H3 (SOHO) (K. Battams) C/2006 H4 (SOHO) (A. Ambrus) C/2006 H5 (SOHO) (H. Su)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
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Akari délivre ses premières images
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AKARI, la nouvelle mission japonaise d'étude du ciel en infrarouge, à laquelle l'ESA participe, est entrée en service le 13 Avril et a fourni ses premières images du cosmos. Les images ont été prises au terme d'un contrôle du vaisseau spatial en orbite.
La mission Akari (lumière), initialement dénommée ASTRO-F, a été lancée le 21 Février 2006 depuis le Centre Spatial d'Uchinoura au Japon. Deux semaines après le lancement, le satellite a atteint sa destination finale dans l'espace, une orbite polaire autour de la Terre située à une altitude d'approximativement 700 kilomètres.
Le 13 Avril, durant le deuxième mois du contrôle du système et de la vérification des performances globales du satellite, le télescope d'AKARI a été ouvert et les deux instruments à bord ont débuté leurs opérations. Ces instruments, FIS (Far Infrared Surveyor) et IRC (near-mid-infrared camera), rendent possible une étude du ciel dans six longueurs d'onde infrarouge. Les premières belles images de la mission ont confirmé l'excellente exécution de l'équipement scientifique.
Les deux instruments d'AKARI étaient pointés vers la nébuleuse par réflexion IC4954, une région située à environ 6.000 années-lumière, et s'étendant sur plus de 10 années-lumière à travers l'espace. Les nébuleuses par réflexion sont des nuages de poussières qui réfléchissent la lumière d'étoiles proches. Dans ces images infrarouges de IC4954, une région de formation active d'étoiles pendant plusieurs millions d'années, il est possible de sélectionner d'individuelles étoiles qui sont nées tout récemment. Elles sont enfouies dans le gaz et la poussière et pourraient ne pas être vues en lumière visible. Il est également possible de voir les nuages de gaz dont ces étoiles sont issues.
Crédit : JAXA
Avec l'instrument IRC (near-mid-infrared camera), AKARI a également imagé la galaxie M81 à six longueurs d'onde différentes. M81 est une galaxie spirale localisée à environ 12 millions d'années-lumière. Les images prises à 3 et 4 microns montrent la distribution d'étoiles dans la partie intérieure de la galaxie. A 7 et 11 microns les images montrent le rayonnement des matières organiques (molécules à base de carbone) dans le gaz interstellaire de la galaxie. La distribution de la poussière réchauffée par la jeune et chaude étoile est montrée dans les images à 15 et 24 microns, prouvant que les régions de formation d'étoiles résident le long des bras en spirale de la galaxie.
Crédit : JAXA
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La nouvelle caméra de l'ESA suit la désintégration d'une comète
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L'instrument SCAM, fixé sur le télescope d'un mètre de la station terrestre optique (OGS pour Optical Ground Station) de l'ESA à Ténérife (Iles Canaries), a permis le 07 Mai 2006 aux scientifiques de scruter l'intérieur de la comète 73P/Schwassmann-Wachmann 3.
Toutes les deux ou trois micro-secondes, la caméra a enregistré les photons qui l'ont frappée ainsi que leur couleur. En utilisant l'exactitude sans précédent de la caméra, les scientifiques ont fait la courbe de l'évolution des enveloppes de poussières et de gaz associées à chaque fragment pendant deux heures. Maintenant ils doivent analyser les résultats.
En particulier ils chercheront des différences dans la taille et la forme des fragments et également les différences de couleur entre eux qui pourraient indiquer des différences de composition. D'autres études sont rendues possibles par le temps d'analyse inégalé de SCAM. Les explosions et l'activité de chaque fragment peuvent être retracés pour les changements qui se produisent sur une durée d'une minute. De plus, comme la poussière et les particules de gaz émis des fragments se déplacent avec des vitesses entre 0.5 et 1 kilomètre par seconde, les observations permettront d'étudier l'interaction du flot de gaz et de poussières pour les deux fragments les plus proches l'un de l'autre.
La comète 73P/Schwassmann-Wachmann 3 est une comète à courte période qui s'approche du Soleil tous les 5.4 ans. Lors des deux dernières apparitions, en 1996, le noyau de la comète s'est fracturé en cinq morceaux (fragments A, B, C, D, E) dont 3 (B, C, E) étaient toujours visible pour son retour de 2001.
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Comète C/2006 K1 (McNaught)
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Une nouvelle comète a été découverte par Rob H. Mc Naught (Siding Spring Survey) le 17 Mai 2006, et confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 K1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie au 20 Mai 2007 à une distance de 1,4 UA du Soleil. La comète pourrait atteindre la magnitude 11 à l'approche du périhélie.
Les observations supplémentaires de la comète C/2006 K1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie au 20 Juillet 2007 à une distance de 4,4 UA du Soleil.
La comète C/2006 K1 est la vingt-septième comète découverte par Rob Mc Naught, lequel se rapproche du record détenu par Carolyn et Eugene Shoemaker avec 32 comètes découvertes à leur actif. Les Grands Chasseurs de Comètes
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Une technique innovatrice pour trouver XO-1b, une planète extrasolaire
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Une équipe internationale d'astronomes a utilisé un petit télescope automatisé situé sur Haleakala pour découvrir une planète orbitant autour d'une étoile comme notre Soleil située à 600 années-lumière de la Terre.
L'équipe, sous la conduite de Peter McCullough (Space Telescope Science Institut à Baltimore), a utilisé un télescope relativement peu coûteux fait à partir de composants disponibles dans le commerce pour balayer les cieux à la recherche de planètes extrasolaires. Le télescope XO se compose de deux téléobjectifs de 200 millimètres d'appareil-photo et ressemble à des jumelles.
Crédit : NASA, ESA, and J. Stys (STScI
L'équipe a trouvé la planète, dénommée XO-1b, en notant des baisses de deux pour cent dans l'intensité lumineuse de l'étoile lorsque la planète passait devant l'étoile. L'observation a également révélé que XO-1b orbite en quatre jours autour de son étoile parente, laquelle est située dans la constellation de la Couronne Boréale (Corona Borealis). L'équipe a confirmé l'existence de XO-1b en utilisant le télescope Harlan J. Smit et le télescope Hobby-Eberly de l'Observatoire McDonald de l'Université du Texas pour mesurer la légère oscillation induite par la planète sur l'étoile parente. Cette méthode, connue sous le nom de "vitesse radiale", a permis à l'équipe de calculer une masse précise pour la planète, laquelle est légèrement moindre que celle de Jupiter, d'environ 0,9 fois la masse de la planète géante gazeuse de notre Système solaire.
Bien que les astronomes aient détecté plus de 180 planètes extrasolaires, XO-1b est seulement la dixième planète découverte en utilisant la méthode du transit. C'est la seconde planète trouvée en utilisant des téléobjectifs. La première, TrES-1, a été annoncée en 2004. La méthode du transit permet aux astronomes de déterminer la masse et la taille d'une planète. Les astronomes utilisent cette information pour en déduire les caractéristiques de la planète, telle que sa densité.
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Comètes SOHO : C/2006 D5, D6, E3, E4, F5, F6, F7, F8
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Huit nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2006-K09 et MPEC 2006-K10.
C/2006 D5 (SOHO) (S. Hoenig) C/2006 D6 (SOHO) (S. Farmer, Jr.) C/2006 E3 (SOHO) (H. Su) C/2006 E4 (SOHO) (T. Hoffman) C/2006 F5 (SOHO) (M. Mazzucato) C/2006 F6 (SOHO) (T. Hoffman) C/2006 F7 (SOHO) (R. Matson.) C/2006 F8 (SOHO) (H. Su)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2006 F6 qui appartient au groupe de Meyer.
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Le trident de Neptune : découverte de 3 nouvelles exoplanètes
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Trois nouvelles exoplanètes de 10, 12 et 18 fois la masse de la Terre ont été découvertes par une équipe européenne d'astronomes. Ces planètes tournent autour d'une étoile à peine moins massive que notre Soleil et située dans la constellation de la Poupe à environ 40 années-lumière de notre système solaire. Les modèles de formation et d'évolution planétaire indiquent que les 2 planètes intérieures doivent être rocheuses et que la planète extérieure doit avoir une enveloppe gazeuse surmontant un noyau de roches et de glace. Cette dernière est située dans la zone "habitable", c'est-à-dire à une distance de son étoile où l'eau liquide pourrait être présente.
Au cours des onze dernières années, 180 planètes ont été détectées autour d'étoiles similaires à notre Soleil. Les plus petites d'entre elles ont des masses comprises entre 5 et 20 fois celle de la Terre et sont pour la plupart très proches de leur étoile avec des périodes orbitales de seulement quelques jours.
Le résultat, obtenu par l'équipe européenne d'astronomes, décrit un nouveau système planétaire aux caractéristiques se rapprochant de celles de notre système solaire. En utilisant le spectrographe HARPS (High Accuracy Radial velocitiy for Planetary Searcher) installé au foyer du télescope de l'ESO (European Southern Observatory) à La Silla au Chili, les chercheurs ont découvert que 3 planètes de 10, 12 et 18 fois la masse de la Terre tournaient autour de l'étoile HD69830 à peine moins massive que notre Soleil et ayant un âge compris entre 4 et 10 milliards d'années. Des simulations montrent que ces trois planètes, situées à 0,07, 0,18 et 0,63 UA de leur étoile, sont dans une configuration stable. D'autres simulations basées sur des modèles de formation planétaire ont établi que la planète interne devait être essentiellement rocheuse, la seconde moitié rocheuse moitié gazeuse et que la plus extérieure devait avoir une enveloppe gazeuse surmontant un noyau de roches et de glace. Cette dernière s'avère être située dans la zone habitable, c'est à dire à une distance de son étoile où l'eau liquide peut être présente à la surface des planètes solides.
Ce système planétaire appelé aussi "Trident de Neptune" offre par ailleurs une particularité : le satellite Spitzer de la Nasa a révélé une forte émission infra-rouge, attribuée à un anneau d'astéroïdes situé entre la deuxième et la troisième exoplanète, qui connaîtrait de nombreuses collisions formant ainsi des petits grains de silicates cristallins d'un diamètre de l'ordre du micron. Ce résultat indique que le système est en évolution.
L'étude des planètes extra-solaires est devenue un des domaines prioritaires de l'astronomie actuelle tant au sol que dans l'espace, avec comme finalité la compréhension de l'origine du système solaire, de la Terre en particulier et à plus long terme la recherche de la vie ailleurs dans le Cosmos.
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Carte tridimentionnelle de l'Univers
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Des astronomes de l'Université de Californie à Berkeley ont créé grâce aux données du SDSS (Sloan Digital Sky Survey) la carte tridimensionnelle la plus complète de l'Univers publiée à ce jour.
Cette carte est une tranche couvrant 1/10ème de l'hémisphère boréal. La carte englobe 600.000 galaxies régulières et galaxies rouges lumineuses. La lumière des galaxies rouges les plus éloignées a mis 5,6 milliards d'années pour nous atteindre. Cette carte 3-D va permettre aux astronomes d'étudier la distribution de l'énergie sombre, la mystérieuse force qui accèlère l'expansion de l'Univers.
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La comète Schwassmann-Wachmann 3 en rayons X
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Les scientifiques à l'aide du satellite Swift ont détecté les rayons X de la comète 73P/Schwassmann-Wachmann 3 qui passe à l'heure actuelle près de la Terre et qui se désintègre rapidement au cours de ce qui pourrait être sa dernière orbite autour du Soleil.
C'est la comète la plus lumineuse jamais détectée en rayons X. La comète est si proche que les astronomes espèrent déterminer non seulement la composition de la comète mais également celle du vent solaire. Les scientifiques pensent que les particules atomiques qui composent le vent solaire interagit avec la matière cométaire pour produire des rayons X, une théorie que Swift pourrait confirmer.
Les observatoires spatiaux spécialisés en rayons X tels que Chandra, XMM-Newton et Suzaku observeront la comète dans les semaines à venir.
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Comètes SOHO : C/2006 B5, B6, C1, C2, C3, D2, D3, D4
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Huit nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2006-J50 et MPEC 2006-J51.
C/2006 B5 (SOHO) (R. Matson) C/2006 B6 (SOHO) (K. Battams, Q. Ye) C/2006 C1 (SOHO) (R. Matson) C/2006 C2 (SOHO) (S. Farmer, Jr.) C/2006 C3 (SOHO) (S. Farmer, Jr.) C/2006 D2 (SOHO) (H. Su) C/2006 D3 (SOHO) (S. Farmer, Jr.) C/2006 D4 (SOHO) (H. Su)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
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Subaru observe la comète Schwassmann-Wachmann 3
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Le télescope optique-infrarouge Subaru de 8.2 mètres installé à Mauna Kea (Hawaii) a observé le 03 Mai 2006 le fragment B de la comète Schwassmann-Wachmann 3 et les treize mini-comètes qui se sont récemment séparées du fragment. Les petits morceaux sont de seulement plusieurs dizaines de kilomètres de diamètre et disparaîtront probablement bientôt.
Crédit : Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ)
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Les vents rapides autour d'étoiles mourantes
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Ce panel de nébuleuses planétaires (Mz 3, BD+30-3639, Hen 3-1475, et NGC 7027) montre le drame se déroulant au cours des dernières étapes dans l'évolution d'étoiles semblables au Soleil. De dynamiques nuages allongés enveloppent des bulles de gaz de plusieurs millions de degrés produites par les vents super rapides d'étoiles mourantes. Dans ces images composées, les données de Chandra (en bleu) montrent la vision en rayons X tandis que celles d'Hubble (rouge et vert) indiquent la vue en optique et en infrarouge.
Crédit : X-ray: NASA/CXC/RIT/J.Kastner et al.; Optical: BD +30 & Hen 3: NASA/STScI/Univ. MD/J.P.Harrington; Optical: NGC 7027: NASA/STScI/Caltech/J.Westphal & W.Latter; Optical: Mz 3: NASA/STScI/Univ. Washington/B.Balick
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Triton capturée par Neptune ?
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Triton, la lune de Neptune, est unique dans le Système solaire. C'est la seule grande lune qui orbite dans la direction opposée à la rotation de sa planète (orbite rétrograde). Des chercheurs de l'Université de Californie et de l'Université du Maryland ont développé un modèle informatique qui explique comment Neptune pourrait avoir capturé Triton d'une autre planète pendant un rapprochement. Dans ce scénario, Triton était à l'origine accompagné d'une autre planète et formait un système binaire. Lors d'un passage de ce système à proximité de Neptune, Triton aurait été arraché à son compagnon pour devenir un satellite de Neptune.
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Comètes SOHO : C/1996 R5, 1997 O3, 1997 V8, 1997 V9, 1997 X7, 1998 G9, 1998 L10, 1998 T2, 1998 W8
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Neuf nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2006-J44 et MPEC 2006-J45.
C/1996 R5 (SOHO) (R. Kracht) C/1997 O3 (SOHO) (R. Kracht) C/1997 V8 (SOHO) (R. Kracht) C/1997 V9 (SOHO) (R. Kracht) C/1997 X7 (SOHO) (R. Kracht) C/1998 G9 (SOHO) (R. Kracht) C/1998 L10 (SOHO) (R. Kracht) C/1998 T2 (SOHO) (R. Kracht) C/1998 W8 (SOHO) (R. Kracht)
Les comètes C/1996 R5, C/1997 O3, C/1997 V8, C/1998 L10, C/1998 T2, et C/1998 W8 appartiennent au groupe de Kreutz. Les comète C/1997 X7 et C/1998 G9 appartiennent au groupe de Meyer. La comète C/1997 V9 n'appartient à aucun groupe connu.
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Double explosion dans NGC 3190
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Cette belle galaxies spirale vue par la tranche, avec des bras bien entaillés et une forme voilée qui la fait ressembler à une gigantesque "chips", est située dans la constellation du Lion (Leo) et est à environ 70 millions d'année-lumière. C'est le membre dominant d'un petit groupe de galaxies connues sous le nom d'Hickson 44, du nom de l'astronome canadien, Paul Hickson. En plus de NGC 3190, Hickson 44 consiste en une elliptique et deux galaxies spirales. Celles-ci sont, cependant, légèrement hors du champ de vision et donc non visibles ici.
En 1982, Hickson a publié un catalogue de plus de 400 galaxies trouvées dans des amas physiquement compacts de typiquement 4 à 5 galaxies par groupe. De tels groupes compacts permettent aux astronomes d'étudier comment les galaxies s'affectent dynamiquement et les aident à évaluer les conceptions actuelles sur la formation des galaxies. Une de ses idées est que ces groupes compacts de galaxies, comme Hickson 44, se mélangent pour former une galaxie elliptique géante, comme NGC 1316.
En effet, des signes d'interactions de marée sont visibles dans la ligne tordue de poussières de NGC 3190. Cette distorsion a initialement induit en erreur les astronomes en assignant un nom distinct au côté sud-ouest, NGC 3189, bien que NGC 3190 soit la désignation préférée.
NGC 3190 a un Noyau Galactique Actif (AGN pour "Active Galactic Nucleus") et comme tel, le noyau brillant et compact est supposé accueillir un trou noir supermassif.
En Mars 2002, une nouvelle supernova (SN 2002bo) a été trouvée entre le 'V' des lignes de poussière dans la partie sud-est de NGC 3190. Elle a été découverte indépendamment par les astronomes amateurs brésiliens et japonais, Paulo Cacella et Yoji Hirose. SN 2002bo a été capturée presque deux semaines avant d'atteindre sa brillance maximale, permettant aux astronomes d'étudier son évolution. Elle a été le sujet d'un contrôle intense par un réseau mondial de télescopes. La conclusion était que SN 2002bo est une supernova de Type Ia plutôt peu courant. L'image présentée a ici été prise en Mars 2003, c'est-à-dire environ une année après le maximum de la supernova laquelle est 50 fois plus faible sur l'image qu'un an auparavant.
En observant SN 2002bo en Mai 2002, un groupe d'astronomes italiens a découvert une autre supernova, SN 2002cv, de l'autre côté de NGC 3190. Deux supernova de ce type apparaissant presque simultanément dans la même galaxie est un événement rare, alors que normalement les astronomes s'attendent seulement à un tel événement par siècle dans une galaxie. SN 2002cv était mieux visible aux longueurs d'ondes infrarouges, éttant en surimpression sur la ligne de poussières de NGC 3190 et donc cachée par une grande quantité de poussières. En fait, cette supernova détient le record de l'événement de Type Ia le plus caché.
L'image a été obtenue avec un temps d'exposition total de 14 minutes seulement.
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Une multitude de morceaux de comète
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L'image infrarouge du télescope spatial Spitzer montre des morceaux de la comète 73P/Schwassman-Wachmann, laquelle continue de se disloquer dans son voyage autour du Soleil, laissant dans son sillage une queue composée de poussières et d'une multitude de débris.
Crédit : NASA/JPL-Caltech/W. Reach (SSC)
L'image a été prise en 21 heures d'exposition entre les 04 et 06 Mai 2006 par le photomètre multibande du télescope spatial Spitzer.
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La Terre est à l'abri d'une catégorie d'éclat de rayons gamma
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Les propriétaires de maisons peuvent avoir à s'inquiéter des inondations, des ouragans, et des tornades détruisant leurs maison, mais au moins ils peuvent ôter les éclats de rayons gamma (GRBs) de leur liste de désastres naturels potentiels, selon des résultats récents du télescope spatial Hubble.
Les éclats de rayons gamma de longue durée sont des flashs puissants de rayonnement de grande énergie qui sont vus parfois en provenance de certains types de supernovae (les explosions d'étoiles extrêmement massives). Si la Terre était flashée par un éclat voisin de longue durée, la dévastation pourrait s'étendre de la destruction de l'ozone dans notre atmosphère au déclenchement d'un changement climatique et à l'altération de l'évolution de la vie.
Les astronomes analysant les éclats de longue durée dans plusieurs études du télescope spatial Hubble ont conclu que la galaxie de la Voie lactée est un endroit improbable pour qu'un tel éclat surgisse.
Ces images sont un échantillon des galaxies abritant des éclats de longue durée prises par le télescope spatial Hubble. Les réticules verts indiquent exactement l'endroit des éclats de rayons gamma, maintenant sur le déclin.
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XMM-NEWTON révèle l'origine d'éléments dans les amas de galaxies
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Les observations profondes d'amas de galaxies brillants en rayons X avec le satellite XMM-Newton a permis à un groupe international d'astronomes d'établir leur composition chimique avec une exactitude sans précédent. Connaissant la composition chimique des amas de galaxies est d'une importance cruciale pour la compréhension de l'origine des éléments chimiques dans l'Univers.
Respectivement en Novembre 2002 et Août 2003 et pendant 1,5 jour à chaque fois, XMM-Newton a fait de profondes observations de deux amas de galaxie appelés "Sersic 159-03" et "2A 0335+096". Grâce à ces données les astronomes ont pu déterminer l'abondance de neuf éléments chimiques dans les amas "plasma", un gaz contenant des particules chargées comme des ions et des électrons.
Ces éléments incluent l'oxygène, le fer, le néon, le magnésium, le silicium, l'argon, le calcium, le nickel et, détecté pour la première fois dans un amas de galaxies, le chrome.
Les astronomes ont aussi constaté que tous les modèles de supernova prévoient beaucoup moins de calcium que ce qui est observé dans des amas et que l'abondance de nickel observée ne peut pas être reproduite par ces modèles. Ces contradictions indiquent que les détails d'enrichissement de supernova ne sont pas encore clairement compris. Puisque l'on croit que les amas de galaxies sont des échantillons corrects de l'Univers, leur spectroscopie en rayons X peut aider à améliorer les modèles de supernova.
La distribution spatiale d'éléments à travers un amas détient aussi des informations sur l'histoire des amas eux-mêmes. La distribution d'éléments dans 2A 0335+096 indique une fusion en cours. La distribution d'oxygène et de fer à travers Sersic 159-03 indique que, tandis que la plupart de l'enrichissement par l'effondrement du coeur des supernovae s'est produit il y a longtemps, les supernovae de Type I continuent encore à enrichir le gaz chaud par des éléments lourds particulièrement dans le coeur de l'amas.
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Galaxies satellites
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Deux nouvelles galaxies satellites de la Voie lactée ont été découvertes dans la direction des constellations des Chiens de Chasse (Canes Venatici) et du Bouvier (Bootes), grâce aux données du SDSS (Sloan Digital Sky Survey).
La petite galaxie trouvée dans Canes Venatici est à environ 640.000 années-lumière du Soleil. La galaxie trouvée dans le Bouvier est environ à la même distance et présente une luminosité plus faible. Cela porte à 14 le nombre de galaxies satellites de notre Voie lactée. Les théoriciens croient qu'il pourrait peut-être en exister des centaines de plus.
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Tempe Terra
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Les nouvelles images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montrent les "grabens" tectoniques dans Tempe Terra, une région complexe géologiquement qui fait partie des vieilles régions montagneuses martiennes.
Le HRSC a obtenue ces images au cours de l'orbite 1180 le 19 Décembre 2004 avec une résolution au sol d'environ 16,5 mètres par pixel. Les données ont été acquises dans la région nord d'Olympys Mons, à environ 48.5° Nord et 288.4°Est.
La région Tempe Terra de Mars montre une complexe
histoire géologique. Les images ont été prises
juste à l'ouest du cratère Barabashov et couvre la
zone de transition entre les vieilles régions montagneuses
martiennes au sud et les plaines géologiquement plus jeunes
du nord.
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La comète brisée 73P/Schwassman-Wachmann 3
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Cette image du télescope spatial Spitzer montre trois des nombreux fragments composant la comète 73P/Schwassman-Wachmann 3. L'image infrarouge fournit ainsi le meilleur regard à ce jour sur la traînée de débris de la comète qui s'effrite, que l'on voit ici comme un pont reliant les plus grands fragments.
La comète orbite autour de notre Soleil en 5,4 ans. En 1995, elle s'est brisée en quatre morceaux, étiquetés de A à D, avec C étant le plus grand. Depuis lors, la comète a continué à se fracturer en des douzaines de morceaux supplémentaires. Cette image est centrée à mi-chemin entre les fragments C et B. Le fragment G est visible dans le coin supérieur droit.
Crédit : NASA/JPL-Caltech/W. Reach (SSC)
La traînée de la comète est faite de poussières, de cailloux et de roches laissées dans le sillage de la comète au cours de ses nombreux voyages autour du Soleil. De tels débris peuvent devenir la source de pluies de météores spectaculaires sur la Terre.
Cette image a été prise le 01 Avril 2006, par le photomètre multi-bande de Spitzer en utilisant le canal de longueur d'ondes à 24 microns. Une nouvelle image et plus grande image doit être obtenue au cours des observations prévues du 04 au 06 Mai 2006.
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Les "mers" de Titan sont faites de sable
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Les secteurs sombres à la surface du Titan pris jusqu'à présent pour des océans liquides d'hydrocarbure seraient en fait de vastes secteurs de dunes de sable.
Dans un article publié dans l'édition de ce vendredi du journal Science, des chercheurs utilisant les données de radar du vaisseau spatial Cassini ont conclu que les secteurs foncés repérés dans les régions équatoriales de la lune sont des mers de dunes de sable semblables à celles trouvées en Arabie ou en Namibie. Ces dunes de 100 mètres de hauteur, paralèles les unes aux autres et s'étendant sur plusieurs centaines de kilomètres sur l'équateur, seraient créées par les vents de marée de Saturne, plutôt que par les vents d'énergie solaires. À la différence de la Terre, les sables ne seraient pas composés de grains des silicates mais plutôt d'un certain mélange des matériaux organiques et/ou de grains de glace.
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Bébé Tache Rouge
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Le télescope spatial Hubble a donné aux astronomes sa vue la plus détaillée à ce jour de la seconde tache rouge apparaissant sur Jupiter. Pour la première fois dans l'histoire, les astronomes sont témoins de la naissance d'une nouvelle tache rouge sur la planète géante.
La tempête est approximativement de la moitié du diamètre de sa plus grande et légendaire cousine, la Grande Tache Rouge. Les chercheurs suggèrent que la nouvelle tache pourrait être en relation avec un possible changement climatique possible dans l'atmosphère de Jupiter. Ces images ont été prises avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble les 8 et 16 Avril 2006.
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Cratère Hopmann : sur l'épaule d'un géant
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Cette image, prise par l'instrument AMIE (Advanced Moon Imaging Experiment) embarqué sur le vaisseau spatial SMART-1, montre un quart du cratère Hopmann, une structure d'impact d'environ 88 kilomètres de diamètre.
AMIE a obtenu cette image le 25 Janvier 2006 depuis une distance d'environ 840 kilomètres de la surface, avec une résolution au sol de 76 mètres par pixel.
Le secteur imagé, non visible de la Terre parce qu'il est placé sur le côté opposé de la Lune, est situé à la latitude 51.7º Sud et à la longitude 159.2º Est. L'image couvre un carré d'environ 39 kilomètres de côté.
Le cratère (centré à 50.8º Sud, 160.3º Est) est situé sur le bord du bassin géant South Pole-Aitken (SPA), le plus grand cratère d'impact dans le Système solaire avec un diamètre de 2.500 kilomètres et une profondeur de 13 kilomètres. Le bassin SPA montre une composition chimique distinctive avec des types inhabituels de minéralogie et l'exposition possible de roches de la croûte inférieure ou du manteau supérieur.
Les collines sur le côté plus bas à gauche sont le mur du cratère de Hopmann. Ce cratère est très vieux, on peut voir beaucoup de petits cratères sur son plat plancher, le plus grand montrant une structure de double anneau intéressante. Le bord extérieur a également été érodé par des impacts postérieurs.
Les petites chaînes de cratères à gauche de Hopmann peuvent être interprétées comme des séries de cratères secondaires, créés par l'impact de la matière éjectée d'un grand impact voisin. Cette matière éjectée en fusion s'envole au loin et tombe en grandes gouttelettes. Quand celles-ci impactent la surface, elles forment des chaînes de cratères typiques comme celles visibles dans cette image.
Le cratère est nommé d'après Josef Hopmann (1890-1975), un astronome qui a travaillé à Bonn, Leipzig et comme Directeur de l'Observatoire de Vienne.
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La structure cachée d'une étoile à neutrons
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Pour la première fois, une équipe de recherche internationale, utilisant des techniques sismologiques, a été capable de scruter l'intérieur d'un corps astronomique extrêmement dense.
Une équipe germano-américaine de scientifiques du Max Planck Institute for Astrophysics et de la NASA a utilisé le satellite Rossi X-ray Timing Explorer pour évaluer la profondeur de la croûte sur une étoile à neutrons, l'objet le plus dense connu dans l'Univers. La croûte, selon eux, est approximativement de 1,6 kilomètres de profondeur et si fermement compressée qu'une cuillère à café de cette matière pèserait environ 10 millions de tonnes sur Terre.
Cette mesure, la première de la sorte, a été possible grâce à une explosion massive sur une étoile à neutrons en Décembre 2004. Les vibrations de l'explosion ont révélé des détails de la composition de l'étoile. La technique est analogue à la sismologie, l'étude de vagues sismiques des tremblements de terre et des explosions, qui révèlent la structure de la croûte et l'intérieur de la Terre.
Cette nouvelle technique de sismologie fournit une façon d'explorer l'intérieur d'une étoile à neutrons, un lieu de grand mystère et de spéculation. La pression et la densité sont si intenses ici que le coeur pourrait receler des particules exotiques supposées avoir existé seulement au moment du Big Bang.
Le Docteur Anna Watts, du Max Planck Institute for Astrophysics (Garching), a effectué cette recherche en collaboration avec le docteur Tod Strohmayer du Goddard Space Flight Center (Greenbelt, Maryland).
"Nous pensons que cette explosion, la plus grande de cette sorte jamais observée, a vraiment secoué l'étoile et elle a bel et bien commencé a sonner comme une cloche," commente Strohmayer. "Les vibrations créées dans l'explosion, bien que faibles, fournissent des indices très spécifiques sur la composition de ces objets bizarres. Comme une cloche, le tintement d'une étoile à neutrons dépend de la manière dont les ondes passent par les couches de densité différente, liquides ou solides."
Une étoile à neutrons est le coeur restant d'une étoile une ou plusieurs fois plus massive que le Soleil. Une étoile à neutrons contient environ 1,4 masses solaires de matière entassée dans une sphère de seulement environ 20 kilomètres de large. Les deux scientifiques ont examiné une étoile à neutrons nomméee SGR 1806-20, qui est située à environ 40.000 années-lumière de la Terre dans la constellation du Sagittaire. L'objet est dans une sous-classe d'étoiles à neutrons fortement magnétiques appelées magnetars.
Le 27 Décembre 2004, la surface de SGR 1806-20 a subi une explosion sans précédent, l'événement le plus brillant jamais vu au-delà de notre Système solaire. L'explosion, appelée un hyper éclat, a été causée par un changement soudain dans le champ magnétique puissant de l'étoile qui a fait craquer la croûte, produisant probablement un énorme tremblement d'étoile. L'événement a été détecté par de nombreux observatoires spatiaux, y compris le satellite Rossi, qui a observé la lumière de rayons X émise.
Strohmayer et Watts pensent que les oscillations sont la preuve de vibrations globales de torsion dans la croûte de l'étoile. Ces vibrations sont analogues aux ondes S observées pendant les tremblements de terre terrestres, comme une onde se déplaçant le long d'une corde. Leur étude, construite sur les observations de vibrations de cette origine par le docteur GianLuca Israel de l'Institut National d'Astrophysique d'Italie, a trouvé plusieurs nouvelles fréquences pendant l'hyper éclat.
Watts et Strohmayer ont par la suite confirmé leurs mesures en utilisant l'observatoire solaire Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager qui a aussi enregistré l'hyper éclat et a trouvé la première preuve pour une oscillation de haute fréquence à 625 Hz, révélatrice d'ondes traversant la croûte verticalement.
L'abondance de fréquences, semblables à un accord, par opposition à une note simple, a permis aux scientifiques d'évaluer la profondeur de la croûte de l'étoile à neutrons. Ceci est basé sur une comparaison de fréquences des ondes voyageant autour de la croûte de l'étoile et de celles voyageant radialement à travers elle. Le diamètre d'une étoile à neutrons est incertain, mais basé sur l'évaluation d'environ 20 kilomètres de large, la croûte serait d'environ 1,6 kilomètres de profondeur. Ce chiffre, basé sur les fréquences observées, est conforme aux évaluations théoriques.
La sismologie d'étoiles promet grandement pour déterminer beaucoup de propriétés d'étoiles à neutrons. Strohmayer et Watts ont analysé les données archivées de Rossi d'une variation de 1998 de l'hyper éclat (de SGR 1900+14) et ont trouvé des oscillations indicatrices ici aussi, bien que pas assez fortes pour déterminer l'épaisseur de la croûte.
Une plus grande explosion d'étoile à neutrons détectée en rayons X pourrait révéler des secrets plus intimes, comme la nature de la matière au coeur de l'étoile. Une possibilité passionnante consiste en ce que le coeur pourrait contenir des quarks libres. Les quarks sont les composants des protons et des neutrons et dans des conditions normales sont toujours fermement liés ensemble. La découverte de la preuve de quarks libres pourrait aider à comprendre la vraie nature de la matière et de l'énergie. Les laboratoires sur Terre, y compris les énormes accélérateurs de particules, ne peuvent pas produire les énergies nécessaires pour révéler les quarks libres.
"Les étoiles à neutrons sont de grands laboratoires pour l'étude de la physique extrême," note Watts. "Nous aimerions être capables d'en ouvrir une, mais puisque cela ne va probablement pas arriver, observer les effets d'un hyper éclat de magnetar sur une étoile à neutrons est peut-être la meilleure chose."
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La paire la plus rapprochée de trous noirs supermassifs
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Des astronomes utilisant le radiotélescope VLBA (Very Long Baseline Array) ont trouvé la paire la plus rapprochée de trous noirs supermassifs à ce jour dans l'Univers, un duo de montres qui sont ensemble plus de 150 millions de fois plus massifs que le Soleil et séparés l'un de l'autre d'une distance plus proche que celle séparant la Terre de la brillante étoile Véga.
Ces deux trous noirs géants sont séparés seulement d'environ 24 années-lumière, plus de 100 fois plus proche que n'importe laquelle des paires trouvées auparavant.
La paire de trous noirs est dans le centre d'une galaxie appelée 0402+379, située à environ 750 millions d'années-lumières de la Terre. Les astronomes supposent que chacun des trous noirs supermassifs était autrefois au coeur d'une galaxie séparée, puis les deux galaxies sont entrées en collision, laissant les trous noirs en orbite l'un avec l'autre. L'orbite des trous noirs l'un autour de l'autre s'effectue en environ 150.000 ans, selon les scientifiques.
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Comète P/2006 H1 (McNaught)
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R. H. McNaught a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 29 Avril dans le cadre du programme de surveillance du Siding Spring.
Les éléments orbitaux de la comète P/2006 H1 (McNaught) indique un passage au périhélie au 24 Février 2006 à une distance de 2,1 UA du Soleil, avec une période de 6,59 ans.
Il s'agit de la 26ème comète découverte par R. McNaught, qui égale ainsi le nombre de découvertes officielles faites par Jean-Louis Pons.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 07 Mai 2006 à une distance de 2,3 UA du Soleil, et une période de 13,9 ans.
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Sources ou Documentations non francophones
