|
|
Nouvelles du Ciel de Mai 2007 |
|
|
Nouvelles du Ciel de Mai 2007 |
Comète C/2007 K6 (McNaught)
|
|
R. H. McNaught (Siding Spring Survey) a découvert une nouvelle comète sur les images du 27 Mai 2007. Cette nouvelle découverte porte à 34 le nombre de comètes à l'actif de Rob McNaught. Les Grands Chasseurs de Comètes
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 K6 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 21 Juin 2007 à une distance de 3,4 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 29 Juin 2007 à une distance de 3,4 UA du Soleil.
|
Chronique d'une mort annoncée
|
|
S Orionis (S Ori) appartient à la classe d'étoiles variables de type Mira. C'est une étoile de masse solaire qui, comme sera la destiné de notre Soleil dans 5 milliards d'années, s'approche de sa lugubre fin en tant que naine blanche. Les étoiles Mira sont très grandes et perdent des quantités énormes de matière. Chaque année, S Ori éjecte autant que l'équivalent de la masse de la Terre dans le cosmos.
"Parce que nous sommes des poussières d'étoiles, étudier les phases dans la vie d'une étoiles quand la matière transformée est envoyée de nouveau vers le milieu interstellaire pour être utilisée pour la prochaine génération d'étoiles, de planètes... et d'humains, est très important," commente Markus Wittkowski, auteur de l'article rapportant les résultats. Une étoile telle que le Soleil perdra environ un tiers et demi de sa masse au cours de la phase Mira.
S Ori palpite avec une période de 420 jours. Au cours de son cycle, elle change son éclat par un facteur de l'ordre de 500, alors que son diamètre change d'environ 20%.
Bien que de telles étoiles soient énormes - elles sont en général quelques centaines de fois plus grandes que l'actuel Soleil, c'est-à-dire qu'elles comprennent l'orbite de la Terre autour du Soleil - elles sont également éloignées et scruter dans leurs enveloppes profondes exige de très haute résolution. Ceci peut seulement être réalisé avec les techniques interférométriques.
"Les astronomes sont comme les médecins, qui utilisent divers instruments pour examiner différentes parties du corps humain," commente le co-auteur David Boboltz. "Tandis que la bouche peut être vérifiée avec une lumière simple, un stéthoscope est nécessaire pour écouter le battement de coeur. De même on peut observer le coeur de l'étoile dans l'optique, les couches moléculaires et la poussière peuvent être étudiées dans l'infrarouge et l'émission maser peut être sondée avec les instruments radio. Seulet la combinaison des trois nous donne une image plus complète de l'étoile et de son enveloppe."
L'émission maser vient des molécules d'oxyde de silicium (SiO) et peut être employée pour imager et tracer le mouvement des nuages de gaz dans l'enveloppe stellaire d'approximativement 10 fois la taille du Soleil.
Les astronomes ont observé S Ori avec deux des plus grands équipements interférométriques disponibles : le VLTI (Very Large Telescope Interferometer) de l'Eso à Paranal, observant dans le proche et mi-infrarouge, et le VLBA (Very Long Baseline Array) géré par la NRAO, qui prend des mesures dans le domaine des ondes radio.
Puisque la luminosité de l'étoile change périodiquement, les astronomes l'ont observée simultanément avec les deux instruments, à plusieurs époques différentes. La première époque s'est produite près de la luminosité stellaire minimum et la dernière juste aprés le maximum sur le cycle suivant.
Les astronomes ont trouvé que le diamètre de l'étoile variait entre 7.9 millisecondes d'arc et 9.7 millisecondes d'arcs. A la distance de S Ori, ceci correspond à un changement du rayon d'environ 1.9 à 2.3 fois la distance entre la Terre et le Soleil, ou entre 400 et 500 rayons solaires !
Comme si de telles tailles n'étaient pas assez, la coquille intérieure de poussières s'avère être environ deux fois aussi grande. Les taches de maser, qui se forment à également environ deux fois le rayon de l'étoile, montrent la structure typique d'anneaux partiels à pleins avec une distribution groupée. Leurs vitesses indiquent que le gaz est en expansion en rayon, s'écartant à une vitesse d'environ 10 km/s.
L'analyse en multi-longueur d'ondes indique que près du minimum il y a plus de production de poussières et d'éjections de masse : dans ces phases en effet la quantité de poussières est sensiblement plus haute que dans les autres. Après ces intenses productions de matières et d'éjections l'étoile continue sa pulsation et lorsqu'elle atteint la luminosité maximum, elle montre une beaucoup plus étendue coquille de poussières. Ceci confirme clairement une forte relation entre la pulsation Mira et la production et l'expulsion de poussières.
De plus, les astronomes ont constaté que les grains d'oxyde d'aluminium - également appelé corindon - constituent la majeure partie de la coquille de poussières de S Ori : on estime que la taille des grains est de l'ordre de 10 millionièmes de centimètre, ce qui est mille fois plus petit que le diamètre des cheveux humains.
"Nous connaissons un chapitre de la vie secrète d'une étoile Mira, mais beaucoup plus peut être appris dans un proche avenir, quand nous ajouterons l'interférométrie en proche-infrarouge avec l'instrument AMBRE sur le VLTI à notre (déjà large) approche observationnelle," ajoute Wittkowski.
|
Des milliers de galaxies dans un amas géant
|
|
Dans un très court laps de temps, le télescope spatial Spitzer a permis la découverte de milliers de galaxies naines auparavant inconnues dans un amas géant de galaxies.
Une équipe dirigée par Leigh Jenkins et Ann Hornschemeier (Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md.) a utilisé le télescope spatial Spitzer pour étudier l'amas de Coma, un énorme rassemblement des galaxies situé à 320 millions d'années-lumière dans la constellation de la Chevelure de Bérénice (Coma Berenices). L'amas contient des centaines de galaxies précédemment connues qui s'étalent sur 20 millions d'années-lumière de large.
Jenkins, Hornschemeier, et leurs collaborateurs ont employé les données de l'instrument IRAC (Infrared Array Camera) pour étudier les galaxies au centre de l'amas. Ils ont également visé une région périphérique dans le but de comparer les populations de galaxies à différents endroits pour voir comment les variations environnementales influencent l'évolution des galaxies. Ils ont assemblé 288 expositions différentes de Spitzer, chacune durant 70 à 90 secondes, totalisant environ 6.5 heures de temps d'observation, dans une grande mosaïque couvrant 1.3 degré carré du ciel.
L'équipe a trouvé presque 30.000 objets, lequel catalogue sera mis à disposition de la communauté astronomique. Certains de ceux-ci sont des galaxies dans l'amas de Coma, mais l'équipe s'est rendue compte qu'une grande fraction était des galaxies de fond. En utilisant les données prises avec le télescope William Herschel de 4 mètres de La Palma (Iles Canaries), le membre d'équipe Bahram Mobasher (Space Telescope Science Institute, Baltimore) a mesuré les distances aux centaines de galaxies dans ces champs pour estimer quelle fraction sont des membres de l'amas.
Un nombre étonnant s'est avéré être des galaxies de Coma. Elles semblent être comparables ou même plus petites en masse à celles du Petit Nuage de Magellan, la seconde plus grande galaxie satellite de la Voie lactée. Jenkins estime qu'environ 1.600 des 30.000 objets faibles sont des galaxies naines dans Coma, beaucoup plus que ce qui avait été identifié dans le passé. Etant donné que les observations couvrent seulement une partie de l'amas, les résultats impliquent une population totale de galaxies naines d'au moins 5.000.
|
Comètes SOHO : C/2007 D5, E5, F2, F3, F4, F5, G2, H4, H5
|
|
Neuf nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-K65 et MPEC 2007-K69.
C/2007 D5 (SOHO) (Arkadiusz Kubczak) C/2007 E5 (SOHO) (Vladimir Bezugly) C/2007 F2 (SOHO) (Bo Zhou) C/2007 F3 (SOHO) (Bo Zhou)
C/2007 F4 (SOHO) (Bo Zhou) C/2007 F5 (SOHO) (Tony Hoffman, Hua Su) C/2007 G2 (SOHO) (Tony Hoffman) C/2007 H4 (SOHO) (Bo Zhou) C/2007 H5 (SOHO) (Rainer Kracht)
La comète C/2007 F4 appartient au groupe de Meyer, les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz. |
Découverte de 28 nouvelles planètes extrasolaires
|
|
Une équipe d'astronomes a annoncé cette semaine la découverte de 28 planètes extrasolaires supplémentaires ainsi que des informations additionnelles sur un monde exotique déjà connu. Les découvertes des 28 nouvelles exoplanètes, annoncées lors de la réunion de la Société Astronomique Américaine à Honolulu, est le résultat d'une collaboration entre des astronomes des deux hémisphères. L'équipe du California and Carnegie Planet Search a utilisé le télescopes de l'Observatoire Lick de l'Université de Californie et le télescope Keck d'Havaii. L'équipe Anglo-Australian Planet Search a utilisé les instruments de l'Observatoire Anglo-Australien. Ensemble, ces deux équipes ont découvert plus de la moitié de toutes les exoplanètes connues aujourd'hui.
L'équipe a également annoncé des études portant sur une exoplanète récemment découverte, Gliese 436b. La récente recherche suggère que Gliese 436b pourrait être faite de "glace chaude". La taille et la densité de la planète ont été mesurées lors d'une série de transits. L'équipe lui a trouvé une densité de deux grammes par centimètre cube, suggérant une composition à part égale entre de la matière rocheuse, probablement dans le noyau de la planète, et de l'eau, comprimée dans un manteau de glace.
|
Système binaire massif
|
|
De nombreuses étoiles dans l'Univers sont situées dans des systèmes binaires ou comprenant de multiples étoiles, où plusieurs étoiles orbitent autour d'un centre commun de gravité. Mais les astronomes ont découvert un système binaire extrême, où deux très grandes étoiles orbitent l'une autour de l'autre.
La découverte a été faite à l'aide du satellite FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer), mais aussi par des observatoires terrestres. FUSE s'est tourné vers un système appelé LS54-425 dans le Grand Nuage de Magellan, une galaxie satellite de la Voie lactéee. Ce système contient deux étoiles : l'une de 37 fois la masse du Soleil, l'autre de 62 masses solaires.
Bien qu'extrêmement massives, ces deux étoiles de type O orbitent l'une autour de l'autre à 1/6 ème de la distance entre la Terre et le Soleil, accomplissant une orbite en 2,25 jours. Les deux étoiles produisent des vents solaires massifs, qui se heurtent, dégageant des rayons X et ultaviolet.
La plus massive des étoiles perd de la matière environ 400 fois plus rapidement que notre Soleil, et la plus petite étoile libère environ 40 fois autant de matière. En vieillissant et en se développant, les deux étoiles transféreront une quantité énorme de matière entre elle, et par la suite fusionneront, créant une étoile unique de 100 fois la masse du Soleil. Par la suite, dans quelques millions d'années, cette superbe étoile finira sa vie en une très énergique supernova.
|
Andromède XII, une galaxie naine rapide
|
|
Une nouvelle galaxie naine, Andomède XII, a été découverte lors d'une étude de grand champ faite avec l'instrumenet MegaCam du CFHT (Canada-France Hawaii Telescope). C'est l'une des galaxies naines les plus faibles découvertes à ce jour près de la galaxie d'Andromède (M31), et elle possède probablement la plus faible masse jamais mesurée.
Au lieu d'être l'une de ces galaxies naines qui ont subi des milliards d'années d'harcèlement galactique, Andromède XII se déplace sur une orbite fortement excentrique, ce qui signifie qu'elle chute dans le Groupe Local de galaxies pour la première fois. Et puisqu'elle a vécu sa vie indépendamment des ces interactions galactiques, il s'agit d'un objet primitif à étudier. Son rythme de formation d'étoiles, la taille et la forme de son halo de matière sombre et son évolution n'ont pas été influencés par d'autres galaxies.
Andromède XII se déplace si rapidement qu'elle ne sera probablement pas capturée par le Groupe Local, passant à travers vers des destinations inconnues.
|
Rotation rapide d'un trou noir
|
|
Des chercheurs de l'Université du Maryland ont utilisé le télescope XMM-Newton X-Ray pour examiner la quantité de fer dans un disque d'accrétion autour d'un trou noir supermassif au centre de la galaxie MCG-06-30-15. Parce que le disque tourne si rapidement, la lumière du disque est déformée. Selon leur calcul, le trou noir doit tourner à au moins 98,7% du rythme maximum de rotation permis par la théorie de relativité générale d'Einstein.
|
Comètes SOHO : C/2004 J20, C/2007 A7, C7, C8, C9, C10, C11, C12, C13, D4, E4
|
|
Onze nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-K65 et MPEC 2007-K66.
C/2004 J20 (SOHO) (Bo Zhou) C/2007 A7 (SOHO) (Luciano Cane) C/2007 C7 (SOHO) (Hua Su) C/2007 C8 (SOHO) (Bo Zhou, Rob Matson) C/2007 C9 (SOHO) (Rob Matson, Hua Su) C/2007 C10 (SOHO) (Hua Su)
C/2007 C11 (SOHO) (Hua Su) C/2007 C12 (SOHO) (Hua Su) C/2007 C13 (SOHO) (Hua Su) C/2007 D4 (SOHO) (Hua Su) C/2007 E4 (SOHO) (Bo Zhou, Hua Su)
Les comètes C/2007 A7, C/2007 C7, et C/2007 C11 n'appartiennent à aucun groupe connu. La comète C/2007 C10 appartient au groupe de Meyer, la comète C/2007 C12 appartient au groupe de Kracht, les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz. |
Comète C/2007 K5 (Lovejoy)
|
|
Terry Lovejoy (Thornlands, Queensland, Australie) a découvert le 26 Mai 2007 sur des images CCD prises avec un appareil-photo Canon 350D (+ objectif 200 millimètres f/2.8) une nouvelle comète dans la petite constellation australe du Lièvre (Lepus).
John Drummond (Gisborne, New Zealand) et R. H. McNaught (Siding Spring) ont confirmé visuellement la comète à une magnitude voisine de 13 le 28 Mai 2007.
Aucune orbite n'est disponible pour l'instant pour la comète C/2007 K5 (Lovejoy) qui est actuellement située à une déclinaison d'environ -15 degrés, à une élongation solaire de 45 degrés, et reste proche du Soleil. Les calculs préliminaires indiquent que la comète est probablement déjà passée au périhélie et que les conditions de visibilité ne s'amélioreront pas considérablement. (IAUC 8840, disponible uniquement par souscription)
C'est la seconde découverte de comète faite par un amateur en 2007. Terry Lovejoy, qui avait manqué plusieurs comètes dans le passé, mais avait déjà à son actif la découverte de nombreuses comètes sur les images transmises par le satellite SOHO, s'est illustré récemment avec la découverte le 15 Mars 2007 de sa première comète, la comète C/2007 E2 (Lovejoy), qui était également la première comète découverte par un amateur en 2007.
Mise-à-jour le 31/05/2007 Les observations supplémentaires de la comète C/2007 K5 (Lovejoy) indiquent un passage au périhélie le 26 Avril 2007 à une distance de 1,12 UA du Soleil.
De nouvelles observations supplémentaires montrent un passage au périhélie le 02 Mai 2007 à une distance de 1,1 UA du Soleil.
|
La galaxie spirale M81
|
|
Système en forme de spirale d'étoiles, de poussières et de nuages de gaz, les bras de la galaxie s'enroulent autour du noyau. Bien que la galaxie soit localisée à 11.6 millions d'années-lumière, la vue du télescope spatial Hubble est si nette qu'elle peut résoudre des étoiles individuelles, en même temps que des amas ouverts d'étoiles, des amas globulaires et même des régions rougeoyantes de gaz fluorescent.
Les données de Hubble ont été prises avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) entre 2004 et 2006. Cette composition en couleur a été assemblée à partir d'images prises en lumière bleue, visible, et infrarouge.
|
Possible puits profond au nord-est d'Arsia Mons
|
|
Ce ne semble par être un cratère d'impact car il n'y a pas de bord surélevé ou d'éjectas. Ce qui est étonnant est que nous ne pouvons voir aucun détail dans l'ombre !
L'instrument HiRISE est très sensible et nous pouvons voir des détails dans presque n'importe quelle ombre sur Mars, mais pas ici. Nous ne pouvons pas voir également les murs profonds du puits. La meilleure interprétation est qu'il s'agit d'un puits d'effondrement dans une caverne ou du moins un puits avec des murs surplombants. Nous ne pouvons pas voir les murs parce qu'ils sont parfaitement verticaux et extrêmement sombres ou, plus probablement, surplombants.
Le puits doit être très profond pour empêcher la lumière solaire, très brillante sur Mars, d'atteindre le plancher.
L'image, centrée sur 5.5 degrés de latitude Sud et 241.4 de longitude Est, a été prise le 07 Mai 2007.
Toutefois, cette formation n'est pas unique. D'autres caractéristiques de cette nature ont déjà été photographiées par l'instrument THEMIS (Thermal Emission Imaging System) de l'orbiteur Mars Odyssey sur les flancs du volcan Arsia Mons. Ces formations, au nombre de sept, ont été surnommées "Dena", "Chloe", "Wendy", "Annie", "Abbey", "Nicki" et "Jeanne" par les auteurs de la découverte. Leur diamètre est compris entre 100 et 252 mètres. Parce que dans la plupart des cas le plancher ne peut être vu, les chercheurs ont calculé que ces formations doivent avoir une profondeur comprise en 73 et 96 mètres au-dessous de la surface. Cependant, dans une des images de "Dena" prises par Mars Odyssey, un plancher peut être vu, et semble être à une profondeur de 130 mètres, d'après les calculs des chercheurs effectués d'après les données de l'image.
Crédit : GE Cushing, TN Titus, JJ Wynne,
USGS, USGS, Northern Arizona University, and PR Christensen of Arizona
State University
Ces formations, qui semblent être des puits d'effondrement donnant sur de vastes réseaux de cavernes souterraines, seraient des objectifs de première importance pour de futures missions spatiales robotisées. En effet, dans le cas où la vie se serait développée sur Mars, ces cavités pourraient être des abris naturels capable de protéger des formes de vie primitive des micrométéoïtes, des radiations UV, des éclats solaires et des particules de haute énergie qui bombardent la surface de la planète rouge.
|
Amas éloigné et ancien
|
|
Les images profondes des télescopes Hubble et Spitzer d'une galaxie en évolution d'un air passif identifiée dans le Gemini Deep Deep Survey (GDDS) ont conduit à la détection d'un amas très compact de galaxies rouges à un redshift de z = 1,5. Pour des galaxies sans lignes d'émission ce décalage vers le rouge est hors de portée de la plupart des études spectroscopiques, toutefois, la spectroscopie ultra-profonde du programme de Gemini a détecté une émission continue de la source qui a permis d'établir le redshift (z = 1,5) de la galaxie. En supposant que les autres membres de l'amas ont le même décalage vers le rouge, c'est l'un des plus distants amas découverts jusqu'ici.
L'imagerie ultérieure du HST et de Spitzer a découvert 12 galaxies à moins de 170 kpc de la cible du GDDS montrant que l'amas nouvellement découvert est compact et densément peuplé. Ceci suggère que plusieurs membres de l'amas fusionneront probablement pour former prochainement une galaxie mastodonte unique.
Puisque les amas de galaxies étaient rares lorsque l'Univers avait moins de la moitié de son âge actuel, la découverte d'un amas bien formé à un redshift si élévé a des implications sur les modèles hiérarchiques qui essayent de décrire la formation des galaxies. En effet, tirer la conclusion d'un exemple comme celui-ci est difficile, mais crucial, pour comprendre le développement de la structure et explorer les questions sous-jacentes de la matière sombre et de l'énergie sombre.
|
Comètes C/2007 K3 (Siding Spring) et C/2007 K4 (Gibbs)
|
|
C/2007 K3 (Siding Spring) Dans le cadre du Siding Spring Survey, R. H. McNaught et G. J. Garrad ont découvert le 23 Mai 2007 une nouvelle comète, laquelle a été retrouvée également sur des images prises le 18 Avril 2007.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 K3 (Siding Spring) indiquent un passage au périhélie le 21 Avril 2008 à une distance de 2 UA du Soleil.
C/2007 K4 (Gibbs) A. R. Gibbs (Catalina Sky Survey) a découvert une nouvelle comète le 25 Mai 2007.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 K4 (Gibbs) indiquent un passage au périhélie le 12 Novembre 2007 à une distance de 2,8 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 03 Mai 2007 à une distance de 3,5 UA du Soleil.
|
Vénus sous tous les regards
|
|
Une campagne d'observations coordonnées de Vénus, depuis la Terre, vient d'être initiée. Pas moins d'une douzaine de télescopes et radiotélescopes, dont certains sont co-financés par le CNRS et l'INSU, observeront l'étoile du berger du 23 mai au 9 juin. Cette campagne a pour principal objectif de compléter les observations de son atmosphère réalisées avec la sonde spatiale Venus Express de l'ESA.
Du 23 mai au 9 juin, 12 télescopes et radiotélescopes répartis sur toute notre planète vont observer Vénus. Le CNRS et l'INSU participent à cette campagne d'observations coordonnées avec les moyens d'observation suivant :
- les télescopes de 1,52 m et de 1,93 m de l'Observatoire de Haute Provence (CNRS/INSU); - le télescope Bernard Lyot de 2 m de l'Observatoire Midi-Pyrénées (CNRS/INSU); - le Télescope Canada-France-Hawaii (CNRS/INSU, CNRC, Université d'Hawaii) de 3,6 m situé sur le Mauna Kea à Hawaii; - le radiotélescope de 30 m de l'Institut de Radioastronomie Millimétrique (CNRS/INSU, MPG, IGN) situé sur le Pico Veleta près de Grenade en Espagne; - l'interféromètre millimétrique de l'Institut de Radioastronomie Millimétrique (CNRS/INSU, MPG, IGN) constitué de 6 antennes de 15 m et situé sur le Plateau de Bure dans les Alpes francaise; - le Very Large Telescope de l'European Southern Observatory, dans lequel le CNRS/INSU est partie prenante et constitué de 4 télescopes de 8 m situés sur le Paranal au Chili.
Participent également à cette opération le James Clerk Maxwell Telescope à Hawaii, le Nobeyama Radio Observatory au Japon, le Heinrich Hertz Submillimeter Telescope Observatory en Arizona, le Kitt Peak National Observatory en Arizona, l'InfrarRed Telescope Facility à Hawaii, l'Anglo-Australian Telescope en Australie.
Cette campagne d'observations coordonnées doit permettre aux chercheurs d'obtenir des informations complémentaires à celles fournies actuellement par Venus Express. Les observations depuis le sol porteront plus particulièrement sur l'atmosphère se situant au-dessus des nuages vénusiens et s'effectueront dans les domaines de longueurs d'onde du visible, de l'infrarouge, du millimétrique et du submillimétrique. Elles permettront, par exemple, de mesurer la vitesse des vents dans les régions se situant au-dessus de la couche nuageuse : la mésosphère et la thermosphère, cette mesure ne pouvant être réalisée par Venus Express.
Ce type de campagne d'observations coordonnées a déjà eu lieu dans le passé. Lorsque le module d'atterrissage Huygens de l'ESA s'est posé sur le sol de Titan, les radars au sol ont permis de reconstituer la trajectoire de descente de la sonde, et les observations ont donnés des informations complémentaires à celles obtenues avec Huygens et Cassini sur les propriétés de l'atmosphère et du sol de ce satellite de Saturne.
Les chercheurs attendent donc avec impatience les données provenant de l'observation de Vénus depuis la Terre pour pouvoir les comparer et les compléter avec celles obtenues depuis l'espace, leur permettant ainsi d'avoir une vision plus précise de l'atmosphère vénusienne.
|
Comètes SOHO : C/2007 A6, B4, B5, B6, C3, C4, C5, C6
|
|
Huit nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-K53 et MPEC 2007-K54.
C/2007 A6 (SOHO) (T. Hoffman) C/2007 B4 (SOHO) (H. Su) C/2007 B5 (SOHO) (W. Xu) C/2007 B6 (SOHO) (H. Su)
C/2007 C3 (SOHO) (M. Uchina) C/2007 C4 (SOHO) (H. Su) C/2007 C5 (SOHO) (H. Su) C/2007 C6 (SOHO) (B. Zhou)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz. |
Comètes C/2007 K1 (Lemmon) et P/2007 K2 (Gibbs)
|
|
Deux nouvelles comètes de faible éclat ont été découvertes dans le ciel de l'hémisphère nord.
C/2007 K1 (Lemmon) C/2007 K1 (Lemmon) a été découverte le 18 Mai 2007 par S. M. Larson dans le cadre du programme de surveillance du Mt Lemmon, et confirmée par de nombreuses observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 K1 (Lemmon) indiquent un passage au périhélie le 31 Mars 2007 à une distance de 9,2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 06 Mai 2007 à une distance de 9,2 UA du Soleil.
P/2007 K2 (Gibbs) Découverte le 21 Mai 2007 par A. R. Gibbs (Catalina Sky Survey), cette nouvelle comète de type périodique a été confirmée par les observations ultérieures et retrouvée sur des images prises le 11 Mai 2007 par Brian Skiff (Lowell Observatory-LONEOS).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2007 K2 (Gibbs) indiquent un passage au périhélie le 08 juin 2007 à une distance de 2,2 UA, et une période de 18,5 ans.
Les observations supplémentaires indiquent que la période est de 20,1 ans.
|
Comètes SOHO : C/2006 Y10, Y11, Y12, Y13, Y14, Y15, Y16, Y17, C/2007 A4, A5
|
|
Dix nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-K45 et MPEC 2007-K46.
C/2006 Y10 (SOHO) (T. Hoffman) C/2006 Y11 (SOHO) (M. Mazzucato) C/2006 Y12 (SOHO) (R. Kracht) C/2006 Y13 (SOHO) (W. Xu) C/2006 Y14 (SOHO) (R. Kracht)
C/2006 Y15 (SOHO) (W. Xu) C/2006 Y16 (SOHO) (A. Watson) C/2006 Y17 (SOHO) (H. Su) C/2007 A4 (SOHO) (H. Su) C/2007 A5 (SOHO) (H. Su)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz. Le comète C/2006 Y12 pourrait cependant n'appartenir à aucun groupe connu. |
Deux planètes autour d'une étoile pauvre en métaux
|
|
Des astronomes de l'Université du Texas à Austin, William Cochran et Michael Endl, travaillant avec les étudiants diplômés Robert Wittenmyer et Jacob Bean, ont utilisé le télescope HET (Hobby-Eberly Telescope) de 9,2 mètres à l'Observatoire McDonald pour découvrir un système de deux planètes comme Jupiter orbitant autour d'une étoile dont la composition semblait éliminer la formation de planètes. Cette étude a des implications sur les théories de formation de planètes.
Cochran et Endl ont surveillé l'étoile, HD 155358, depuis 2001 à l'aide du spectrographe haute résolution sur le HET. Leurs mesures de sa "vitesse radiale," ou du mouvement de va-et-vient vers la Terre , prouvent que l'étoile a une oscillation dans son mouvement, qui est provoqué par les compagnons invisibles qui excercent une attraction sur l'étoile.
HD 155358 est légèrement plus chaude que le Soleil, mais un peu moins massive. Plus important, elle contient seulement 20 pour cent de plus d'éléments chimiques "métaux" - des éléments plus lourds que l'hydrogène ou l'hélium - que le Soleil. Avec un autre étoile (appelée HD 47536), elle est l'étoile contenant le moins de métaux parmi les étoiles trouvées pour héberger des planètes.
Bean s'est spécialisé dans l'étude des teneurs en métaux des étoiles. Ses études appronfondies du spectre de l'étoile ont révélé sa nature pauvre en métaux, et lui a permis de déduire que l'âge de l'étoile est approximativement de 10 milliards d'années.
Une des planètes a une période orbitale de 195 jours et, au minimum, est de 90 pour cent aussi de massive que Jupiter. Elle satellise HD 155358 à une distance de 0.6 UA. (une unité astronomique, ou UA, est la distance Terre-Soleil soit environ 150 millions de kilomètres). L'autre planète satellise HD 155358 en 530 jours, avec une masse minimum de la moitié de celle de Jupiter, à une distance de 1.2 UA.
Wittenmyer a employé le super calculateur "Lonestar" de l'Université du Texas pour calculer les deux orbites des planètes massives sur 100 millions d'années dans le futur. Les orbites des planètes ne sont pas circulaires, et elles orbitent près l'une de l'autre et par conséquent interagissent gravitationnellement.
Les simulations informatiques montrent comment leurs orbites changent au fil du temps, tantôt plus excentrique, tantôt presque circulaire. Le système est cependant stable, et les motifs se répètent environ tous les 3000 ans. Les orbites des planètes se modifient constamment, l'une en fonction de l'autre. Quand une orbite est plus circulaire, l'autre est plus excentrique.
La combinaison des planètes massives satellisant une étoile pauvre en métal a des conséquences pour les théories de formation de planètes.
"Il y a deux modèles concurrents de formation de planètes," note Endl. Ces modèles sont le modèle "d'accrétion du noyau" et le modèle "d'instabilité du disque."
Cochran et ses collègues soutiennent que HD 155358 pourrait avoir donné naissance aux deux planètes par l'une ou l'autre des méthodes de formation de planètes.
Selon Endl, "le résultat principal de notre découverte est que ces planètes ont eu besoin d'un disque très massif pour se former, plusieurs fois plus massif que celui que nous imaginons pour notre Système solaire. Ceci démontre que les masses des disques peuvent changer de manière significative et pourraient même être le facteur le plus crucial dans la formation des planètes.
|
Côtes et montagnes noyées sur Titan
|
|
Cassini a accompli son 31ème survol de la lune Titan de Saturne le 12 Mai 2007. L'instrument RADAR a obtenu cette image montrant le littoral et un archipel dans une partie d'une grande mer, laquelle correspond à la mer plus grande vue par l'instrument de formation d'image de Cassini.
Comme d'autres corps liquides vus sur Titan, ce dispositif révèle des canaux, des îles, des baies, et d'autres caractéristiques typiques des littoraux terrestres et le liquide, très probablement une combinaison de méthane et d'éthane, semble très sombre au radar. Ce qui frappe sur cette partie de la mer comparée à d'autres corps liquides sur Titan est l'absence relative de régions plus lumineuses dans cette zone, suggérant que la profondeur du liquide ici excède des dizaines de mètres.
Digne d'un intérêt particulier est la présence d'îles isolées, qui suivent la même direction que la péninsule vers leur droite en bas, suggérant qu'elles puissent faire partie d'une ligne de crête de montagne qui a été inondée. C'est analogue, par exemple, aux Iles Catalina au large de la côte sud de la Californie.
|
Le plus petit objet galactique avec des jets
|
|
Des jets de matière ont été découverts autour d'une "étoile ratée" de faible masse, imitant un processus vu dans les jeunes étoiles. Ceci suggère que ces "naines brunes" se forment d'une façon semblable aux étoiles normales mais aussi que les écoulements sont éjectés aussi bien par des objets de centaines de millions de masses solaires que par des objets de classe Jupiter.
La naine brune 2MASS1207-3932 est pleine de surprises. Son compagnon, un géant de 5 fois la masse de Jupiter, était la première exoplanète confirmée pour laquelle les astronomes ont pu obtenir une image, ouvrant de ce fait un nouveau champ de recherche - la détection directe des mondes étrangers. Il était ensuite trouvé que la naine brune était entourée d'un disque, pas différent des très jeunes étoiles.
Maintenant, les astronomes à l'aide du VLT (Very Large Telescope) ont constaté que la jeune naine brune crache aussi des jets, un comportement tout à fait semblable encore aux jeunes étoiles.
La masse de la naine brune est seulement de 24 fois celle de Jupiter. Par conséquent, c'est de loin l'objet le plus petit connu pour produire un écoulement. "Ceci nous conduit à la perspective tentante que de jeunes planètes géantes pourraient également être associées aux écoulements," note Emma Whelan, principal auteur de l'article rapportant les résultats.
Les écoulements ont été découverts en utilisant une technique étonnante connue sous le nom de spectro-astrométrie, basée sur des spectres en haute résolution pris avec UVES sur le VLT. Une telle technique était exigée en raison de la difficulté de la tâche. Alors que dans les jeunes étoiles normales - connues sous le nom d'étoiles T-Tauri d'après le prototype de leur classe - les jets sont grands et assez lumineux pour être vu directement, ce n'est pas le cas autour des naines brunes : l'échelle de longueur du jet, récupérée en spectro-astrométrie est seulement d'environ 0.1 seconde d'arc, c'est-à-dire la taille d'une pièce de deux Euros vue à 40 kilomètres de distance.
Les jets s'étendent sur environ 1 milliard de kilomètres et la matière se précipite au loin de la naine brune à une vitesse de quelques kilomètres par seconde.
Les astronomes ont dû compter sur la puissance du VLT parce que l'émission observée est extrêmement faible et seul UVES sur le VLT pouvait fournir la sensibilité et la résolution spectrale exigées.
"Les découvertes comme celles-ci sont purement dépendantes d'excellents télescopes et instruments, tels que le VLT," indique Whelan. "Notre résultat souligne également le niveau incroyable de qualité qui est aujourd'hui à la disposition des astronomes : les premiers télescopes construits par Galilée ont été utilisés pour observer les lunes de Jupiter. Aujourd'hui, les plus grands télescopes terrestres peuvent être utilisés pour observer un objet de classe Jupiter à une distance de 200 années-lumière et de trouver qu'il a des écoulements !"
En utilisant la même technique et le même télescope, l'équipe avait découvert auparavant des écoulements dans une autre jeune naine brune. La nouvelle découverte détient un record pour l'objet de la plus faible masse dans lequel des jets sont vus.
Les jets sont omniprésents dans l'Univers, car ils sont observés se précipitant au loin des noyaux actifs des galaxies - AGNs - mais aussi émergeant des jeunes étoiles. Les observations actuelles montrent qu'ils surgissent même dans les objets de plus faible masse encore. Le mécanisme d'écoulement est ainsi très solide sur une énorme éventail de masses, allant de plusieurs dizaines de millions de masses solaires (pour les AGNs) à quelques dizaines de fois la masse de Jupiter (pour les naines brunes).
|
Ondes gravitationelles : Virgo entre dans sa phase d'exploitation scientifique
|
|
Le 18 mai 2007, l'interféromètre Virgo a débuté sa première phase d'exploitation scientifique. Il s'agit d'une étape cruciale dans la traque aux ondes gravitationnelles. Virgo, le plus grand détecteur européen (franco-italien), vient rejoindre les détecteurs LIGO, aux États-Unis. Ce réseau ultraperformant d'instruments d'observation aura notamment la capacité d'observer la coalescence de trous noirs binaires dans des galaxies éloignées et de fournir des informations sur la direction de la source. Le fonctionnement de Virgo est assuré conjointement par le CNRS et l'Institut national de physique nucléaire italien (INFN).
Les ondes gravitationnelles, prédites par la théorie de la relativité générale, sont des déformations de l'espace temps. Elles sont produites par des phénomènes astrophysiques violents dans notre galaxie et bien au-delà. Par exemple, les explosions de supernovae ou la coalescence de deux corps compacts, tels les trous noirs ou les étoiles à neutrons. Aujourd'hui, seules des preuves indirectes de l'émission d'ondes gravitationnelles ont été observées (récompensée par le prix Nobel de physique en 1993). La première observation directe ouvrira le champ de l'astronomie gravitationnelle et permettra d'approfondir notre compréhension de la gravitation et de la relativité générale.
Avec la première phase d'exploitation scientifique de Virgo, qui a commencé le 18 mai 2007, c'est désormais chose possible. Virgo fonctionne de jour comme de nuit, constamment à l'écoute des signaux gravitationnels provenant de l'Univers proche (jusqu'à l'amas de galaxies Virgo, d'où son nom). Une équipe d'opérateurs et de scientifiques exploite et surveille l'instrument 24 heures sur 24 et 7 jours sur 7. Les signaux sont détectés, enregistrés et font l'objet d'une première analyse à l'aide d'un système informatique en ligne. Ces données sont ensuite mises à la disposition de la communauté scientifique pour une étude ultérieure plus avancée.
Le détecteur d'ondes gravitationnelles Virgo est essentiellement un interféromètre laser de Michelson constitué de deux bras orthogonaux de trois kilomètres de longueur. La lumière voyage plusieurs fois entre deux miroirs situés aux bouts de chaque bras, avant de se combiner avec la lumière en provenance de l'autre bras pour interférer. Les ondes gravitationnelles devraient se manifester par des dilatations et des contractions de la distance entre les miroirs de chaque bras (et par un changement de l'interférence), de l'ordre d'un milliardième du diamètre d'un atome (10-18 mètre). Pour déceler des changements si infimes, le détecteur fait appel aux technologies les plus avancées, dans les domaines de la métallurgie, de l'optique, des systèmes de contrôle, du vide, de l'informatique, de l'analyse de données etc. Les laboratoires du CNRS d'Annecy, Lyon, Nice, Orsay et Paris sont fortement impliqués dans Virgo et dans le consortium EGO (cofinancé par le CNRS et l'INFN), qui abrite et assure le fonctionnement de Virgo.
Les équipes de VIRGO se sont alliées aux scientifiques de LIGO aux Etats-Unis et de GEO au Royaume-Uni et en Allemagne, afin de rechercher en commun les ondes gravitationnelles. Les données combinées augmenteront les chances de trouver les premières ondes gravitationnelles et fourniront davantage d'informations sur la position de la source. L'analyse commune des données se fera comme si elles provenaient d'un détecteur unique constitué de plusieurs sondes réparties sur les deux rives de l'Atlantique et sur la côte est du Pacifique.
|
Anneau B de Saturne
|
|
Ces blocs dans l'anneau B de Saturne sont impeccablement agencés et constamment en collision, ce qui a étonné des scientifiques.
"Les anneaux sont différents de l'image que nous avions à l'esprits. Nous pensions à l'origine que nous verrions un nuage uniforme des particules. Au lieu de cela nous constatons que les particules sont groupées en masse compacte avec des intervalles d'espaces vides," commente Larry Esposito, investigateur principal pour le spectrographe d'imagerie ultraviolet de Cassini à l'Université du Colorado, à Boulder.
Parce que les interprétations précédentes supposaient que les particules des anneaux étaient distribuées uniformément, les scientifiques ont sous-estimé la masse totale des anneaux de Saturne. La masse peut être en fait deux fois ou plus celles des évaluations précédentes.
"Ces résultats nous aideront à comprendre la question globale de l'âge et par conséquent l'origine des anneaux de Saturne," ajoute Josh Colwell, professeur auxiliaire de physique à l'Université de Floride Centrale, Orlando, et membre de l'équipe du spectrographe d'imagerie ultraviolet de Cassini. Un article avec ces résultats est publié dans le journal Icarus.
Les scientifiques ont observé l'éclat d'une étoile lorsque les anneaux passaient devant l'étoile à de multiples occasions. Ceci a fourni une mesure de la quantité de matière de l'anneau entre le vaisseau spatial et l'étoile.
"En étudiant l'éclat des étoiles pendant que les anneaux passent devant elles, nous pouvons cartographier la structure de anneaux en 3-D et en apprendre plus sur la forme, l'espacement et l'orientation des amas de particules."
Les observations confirment que l'attraction gravitationnelle réciproque des particules de l'anneau crée des blocs." Si les blocs étaient plus éloignés de Saturne, ils pourraient continuer à se développer en une lune. Mais parce que ces blocs sont si proche de Saturne, leurs différentes vitesses autour de la planète contrecarrent cette attraction gravitationnelle si bien que les blocs s'étirent et se séparent. Les blocs sont constamment en formation et se séparent une fois qu'ils atteignent environ 30 à 50 mètres de large.
"A un moment donné, la plupart des particules vont être dans un des blocs, mais les particules bougent de bloc en bloc lorsque les blocs sont détruits et que de nouveaux se forment," ajoute Colwell.
Dans le dense anneau B, le modèle classique de nuage des anneaux prévoyaient que les particules se heurtent environ deux fois par heure en moyenne. "Nos résultats prouvent que les particules dans l'anneau B passent la plupart du temps en contact presque continu avec d'autres particules," note Colwell. Ces blocs peuvent agir comme des particules de super taille, changeant la manière dont les anneaux s'écartent en raison des collisions.
Les blocs sont vus dans toutes les régions de l'anneau B qui ne sont pas opaques. Un aspect étonnant des mesures est que les blocs dans l'anneau B sont larges et très plats, comme de grandes plaques de particules. Ils sont approximativement 10 à 50 fois plus large qu'épais. Les scientifiques sont également étonnés que les blocs de l'anneau B sont plus plats et ont de plus petits espaces entre eux que ceux trouvés dans l'anneau voisin A.
|
De la silice sur Mars, preuve d'un passé plus humide
|
|
Un des jumeaux de la mission Mars Exploration Rovers, Spirit, a trouvé ce qui est pour les scientifiques l'une des plus preuves les plus fortes jusqu'ici que l'eau a existé autrefois à la surface de Mars tôt dans l'histoire de la planète.
Le vagabond Spirit, en étudiant le sol des collines situées dans le cratère Gusev, a trouvé un échantillon avec une teneur de 90 pour cent de silice pure. Une concentration si élevée de silice, selon les scientifiques, peut seulement être créée en présence de l'eau. Les scientifiques de la mission projettent de faire des études supplémentaires de cette partie du sol surnommée "Gertrude Weise", et des secteurs environnants.
La découverte a été faite presque par accident : l'échantillon provient d'une partie du terrain qui a été retourné lors du creusement d'une ornière par suite du dysfonctionnement d'une des roues du vagabond.
|
Trous noirs dans NGC 6240
|
|
Le télescope géant Keck II à Hawaii, équipé d'un système d'optique adaptative, a permis de révéler les emplacements précis et l'environnement d'une paire de trous noirs supermassifs au centre de la galaxie NGC 6240, une galaxie en cours de fusion située à 300 millions d'années-lumière. Les nouvelles observations de la galaxies NGC 6240 révèle que chacun des trous noirs réside au centre d'un disque en rotation d'étoiles et est entouré par un nuage de jeunes amas étoiles provenant de la fusion.
|
Peser les trous noirs
|
|
Deux astrophysiciens, Nikolai Shaposhnikov et Lev Titarchuk (Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md.), ont testé avec succès une nouvelle méthode pour déterminer la masse des trous noirs. Cette technique, suggérée en 1998 par Titarchuk, montre que le trou noir dans le système binaire Cygnus X-1 contient 8,7 fois la masse de notre Soleil, avec une marge d'erreur de seulement 0,8 masse solaire.
Une autre équipe travaillant indépendament a estimé, à l'aide de cette nouvelle technique faisant appel aux oscillations quasi-périodiques observées en rayons X, qu'une source de rayons X ultra lumineuse dans la galaxie proche NGC 5408 provient d'un trou noir d'une masse d'environ 2000 soleils.
C'est l'une des meilleures indications jusqu'ici pour un trou noir de masse intermédiaire. Ce type de trou noir comble un vide énorme entre les trous noirs tels que Cygnus X-1, qui viennent de l'effondrement d'étoiles massives et contiennent peut-être 5 à 20 masses solaires, et les monstueux trous noirs contenant des millions ou même des milliards de masses solaires, qui menacent dans les noyaux des grandes galaxies.
|
Deuteronilus Mensae
|
|
Les images ont été prises le 14 Mars 2005 au cours de l'orbite 1483 du vaisseau spatial Mars Express avec une résolution au sol d'approximativement 29 mètres par pixel.
Elles montrent la région de Deuteronilus Mensae, située sur le bord est d'Arabia Terra et bordant les montagnes au sud et les plaines du nord. Située à approximativement 39° Nord et 23° Est, Deuteronilus Mensae est principalement marquée par des caractéristiques glaciaires. La scène est illuminée par le Soleil du sud-ouest (du bas gauche dans l'image).
La scène est dominée par une dépression mesurant approximativement 2.000 mètres de profondeur et 100 kilomètres de diamètre, du nord au sud.
Visible au centre de l'image, l'intérieur de la dépression est caractérisée par de la matière sombre, différente du ton lumineux des plaines environnantes.
Des vallées profondément gravées, d'une profondeur allant de 800 à 1.200 mètres, sont clairement indentifiables dans la partie nord de la scène.
Ces vallées sont supposées avoir pour origine d'intenses inondations par l'eau de la fonte de glace. L'eau a alors gelé plutôt rapidement, s'écoulant en bas des pentes de la dépression comme un glacier. Les sédiments éoliens (érodés par l'action du vent) ont tracé le motif d'écoulement à la surface.
La partie nord montre une bande - une élévation qui a été évitée par les masses d'eau et de glace.
Vers l'ouest, l'écoulement d'eau mélangée à de la glace a traversé une autre élévation et a formé une dénivellation.
Mars a connu de nombreux événements de cette sorte dans le passé, quand la montée de magma ou les impacts ont fait fondre les eaux souterraines congelées ayant pour résultat des événements majeurs d'inondation.
Un des dispositifs les plus saisissants sur Mars est la dichotomie entre les montagnes au sud et les plaines au nord, plus basses jusqu'à 3 kilomètres. La limite entre ces deux régions est marquée par une transition caractérisée par une zone intacte de montagnes et des secteurs avec des restes de mesas (plateaux formés par les restes d'une coulée volcanique, quand l'érosion a abaissé les terrains environnants) et de blocs isolés et érodés.
La scène de Deuteronilus Mensae dépeint différentes étapes de dégradation de montagne. Les nombreux motifs d'écoulement dans de larges vallées et le long des arêtes et des escarpements indiquent le mouvement des débris mélangés à de la glace vers les secteurs environnants.
Depuis la découverte de ces structures, les scientifiques présument que le mélange de débris et de glace ressemble aux moraines que l'on trouve généralement dans les secteurs de climat froid sur la Terre.
Comme sur Terre, ces paysages sont des indicateurs
de climat. La glace est-elle encore présente dans les espaces
poreux dans les dispositifs de Mars et comment ces reliefs peuvent
être en activité aujourd'hui sont toujours des sujets
de discussions.
|
De jeunes étoiles émergent de la tête d'Orion
|
|
Une nouvelle image du télescope spatial Spitzer montre les bébés étoiles "en incubation" dans la tête d'Orion, la célèbre constellation du chasseur visible dans l'hémisphère nord pendant les nuits d'hiver. Les astronomes suspectent que les ondes de choc d'une explosion d'une étoile massive il y a 3 millions d'années pourraient avoir déclenché cette naissance récemment découverte.
Crédit : NASA/JPL-Caltech/D. Barrado y Navascués (LAEFF-INTA)
La région présentée dans l'image de Spitzer s'appelle Barnard 30. Elle est localisée à approximativement 1.300 années-lumière et se tient sur le côté droit de la tête d'Orion, juste au nord de l'étoile massive lambda Orionis.
"Quand nous avons décidé d'étudier cette région, elle était à peine connue, malgré le fait que ses propriétés font d'elle une belle cible. Notre but était d'effectuer une étude complète des différentes propriétés de la région," commente le Dr. David Barrado y Navascués (Laboratorio de Astrofísica Espacial y Física Fundamental, Madrid, Espagne), qui a dirigé les observations de Spitzer.
"Nous savons maintenant, grâce à Spitzer, qu'il y a une grande population d'étoiles de faible masse et de naines brunes [ou étoiles râtées]."
Un nuage cosmique visiblement foncé et opaque est lumineux et clair dans l'image infrarouge de Spitzer. Des molécules organiques appelées hydrocarbures aromatiques polycycliques (PAHs pour "polycyclic aromatic hydrocarbons") peuvent être vues comme des volutes de vert. Ces molécules sont formées quand des matières à base de carbonne ne brûlent pas complètement. Sur terre, elles peuvent être trouvées dans la suie qui s'échappe des moteurs d'automobile et d'avion. Elles enduisent également les grils des barbecues.
Les teintes de rouge-orange vues dans le nuage sont des particules de poussières chauffées par les étoiles nouvellement formées. Les points rougeâtre-roses au-dessus du nuage sont de très jeunes étoiles enfouies dans un cocon de gaz cosmique et de poussières. Les taches bleues dans l'image sont les étoiles de fond de la Voie lactée dans la ligne de vision.
Quand Barrado y Navascués a vu la première fois cette image de Barnard 30, il était si impressionné qu'il a décidé de l'utiliser pour la couverture de son prochain manuel d'astronomie.
|
Les panaches d'Encelade liés aux forces de marée
|
|
Des panaches de vapeur d'eau et d'autres gaz s'échappent à vitesse élevée de la surface de la lune Encelade de Saturne, comme le montre cette conception d'artiste. L'échauffement par frottement le long des lignes de faille à la surface de la lune Encelade de Saturne est peut être l'explication pour les panaches de vapeur émises par la lune.
Dans un article publié dans l'édition actuelle du journal Nature, des scientifiques expliquent que les forces de marée créées par l'orbite excentrique de la lune autour de Saturne provoquent des lignes de faille dans la coque externe de la lune glaciale, produisant de la chaleur par frottement. Cette chaleur fait sublimer la glace, et s'échappe sous la forme des panaches qui ont été détectés par le vaisseau spatial Cassini. Le mécanisme n'exige pas la présence d'eau liquide pour produire les panaches, mais suggère qu'un océan d'eau liquide existe au-dessous de la croûte glacée de la lune, permettant à cette enveloppe glacée de se déplacer suffisamment pour produire le réchauffement par friction nécessaire.
|
TrES-3, une exoplanète orbitant en 31 heures
|
|
La nouvelle planète extrasolaire découverte par le réseau TrES (Trans-atlantic Exoplanet Survey), et dénommée TrES-3, circule autour de son étoile parente en seulement 31 heures (1,30619 jour) à une distance de 0.0226 Unité Astronomique (1 UA = 149.597.870 km, la distance moyenne de la Terre au Soleil).
Après l'enregistrement par le réseau TrES d'une diminution périodique de luminosité de l'étoile parente GSC 03089-00929, une étoile naine de type G de 0,90 (± 0.15) fois la masse du Soleil, des observations complémentaires dans différentes longueurs d'onde ont été effectuées par de nombreux télescopes à travers le monde. Le passage de la planète devant son étoile s'effectue en 1,3 heure. La masse de TrES-3 est actuellement estimée à 1,92 fois (± 0.23) celle de Jupiter.
Parmi les plus de 200 planètes extrasolaires connues aujourd'hui, TrES-3 possède l'une des plus courtes périodes orbitales, circulant autour de son étoile parente en 1,30619 jour et faisant d'elle la seconde plus proche planète extrasolaire. Le record actuel est détenu par OGLE-TR-56b, avec une période orbitale d'environ 29 heures.
Le passage aussi près de TrES-3 devant son étoile donne aux astronomes une opportunité de tester les modèles théoriques impliquant les géantes gazeuses, et favorise les études portant sur la diminution de période orbitale et de perte de masse en raison de l'évaporation.
|
Des astronomes détectent pour la première fois l'ombre d'une petite planète de glace devant une étoile proche
|
|
Une équipe d'astronomes menée par un chercheur de l'Université de Liège a mesuré le transit d'une petite planète de la taille de Neptune en dehors de notre système solaire. La mesure de ce transit permet pour la première fois d'accéder à la structure d'une planète de petite taille, et a mis en évidence le fait qu'elle est composée principalement d'eau, comme Uranus et Neptune.
(Image : GJ 436, vue d'artiste © Nasa-JPL)
La mesure de ce transit permet de calculer le diamètre de la planète qui est de 50000 km, soit environ 4 fois celui de la Terre. Cette mesure permet de déterminer que la planète est principalement composée d'eau. Si la planète était composée d'hydrogène et d'hélium comme Jupiter et Saturne elle serait plus grosse, et si elle était composée de roches et de fer comme la Terre, Mars ou Venus, elle serait plus petite. D'après Michaël Gillon, chercheur liégeois à la tête de l'équipe responsable de cette découverte, « cela représente un pas important sur la route qui conduit à la détection et à la caractérisation de planètes semblables à la Terre ». « Cela est d'autant plus extraordinaire que l'Observatoire de St-Luc est dédié principalement à la vulgarisation et au tourisme », dit Brice-Olivier Demory, chercheur à l'Observatoire de Genève et membre du comité scientifique de l'OFXB.
Cette planète d'eau peut soit être entourée d'une couche de gaz constituée d'hydrogène et d'hélium, comme Neptune et Uranus (voir Figure 2), soit être couverte d'eau jusqu'à l'extérieur, comme la plupart des satellites de Jupiter (voir Figure 3). La proximité entre la planète et son étoile et l'effet de serre vraisemblable élevé que subit la planète permettent d'estimer la température à la surface de celle-ci à plus de 300 degrés centigrades. Si son atmosphère contient beaucoup d'eau, c'est sous forme de vapeur. A l'intérieur, l'eau doit se trouver dans un état solide exotique qui n'existe pas sur Terre, mais que les physiciens ont reproduit en laboratoire. D'après Frédéric Pont, chercheur à l'Observatoire de Genève, « l'eau a en effet plusieurs états solides, outre la glace classique qui nous est familière. A très haute pression, elle se transforme d'abord en liquide puis en solide plus dense que l'eau et que la glace, de la même manière que le carbone sous forme de graphite se transforme en diamant sous la pression. Les physiciens appellent ces formes d'eau solide ‘Glace VII' et ‘Glace X'. Si nos océans étaient beaucoup plus profonds, ces formes exotiques de glace se formeraient dans leur fond ». Dans la planète de GJ 436, cette curieuse « glace » se trouve de plus à très haute température. Au centre de la planète se trouve vraisemblablement un cœur rocheux d'une taille comparable à la Terre.
La mise en évidence de ce monde de glace chaude a une conséquence importante. Elle montre pour la première fois que des planètes semblables à Neptune existent à des distances proches de leur étoile. Cela permet d'imaginer que les nombreuses planètes de petites masses détectées autour des autres étoiles sont également composées d'eau. Certaines d'entre elles possèdent peut-être une atmosphère avec des températures moins élevées permettant d'imaginer la présence d'eau liquide et donc d'un immense océan à leur surface. Ces planètes sont connues sous le nom de « planètes océans ».
« Le satellite Corot qui vient de débuter sa mission aura la capacité de détecter des planètes de taille semblable à celle que nous venons de mesurer autour de l'étoile GJ 436, et même plus petites. Le programme Corot auquel des astronomes des Universités de Liège et de Genève participent, permettra de poursuivre au-delà de cette découverte et à grande échelle l'étude et l'exploration des planètes océans et des planètes rocheuses comme la Terre. » dit Didier Queloz, chercheur à l'Observatoire de Genève et co-découvreur avec Michel Mayor de la première planète extrasolaire en 1995.
Les résultats de cette recherche sont décrits dans une publication scientifique à paraître dans la revue « Astronomy and Astrophysics » (http://www.aanda.org/). L'article est à lire aussi sur http://www.arxiv.org/abs/0705.2219 dès ce 16 mai 2007.
L'équipe scientifique à l'origine de cette découverte est composée de Michaël Gillon1,2, Frédéric Pont2, Brice-Olivier Demory2,3, Frédéric Mallmann3, Michel Mayor2, Tzevi Mazeh4, Didier Queloz2, A. Shporer4, Stéphane Udry2, C. Vuissoz5.
1 Université de Liège, Belgique, 2 Université de Genève, Suisse, 3 OFXB, Suisse, 4 Tel Aviv University, Israël
Figure 1 : L'Observatoire François-Xavier Bagnoud (OFXB) situé dans les Alpes Suisses.
Figure 2 : Modèle de la structure de la planète GJ 436 b. Sous une mince enveloppe d'hydrogène se trouve une épaisse glace entourant un cœur rocheux.
Figure 3 : Deuxième modèle, également compatible avec les observations. Mis à part un cœur rocheux comparable à la Terre, la planète est totalement composée de glace.
|
Anneau fantomatique de matière sombre
|
|
Cette image composée de Hubble montre l'anneau de la matière sombre dans l'amas de galaxies Cl 0024+17, situé à 5 milliards d'années-lumière de la Terre. L'anneau mesure 2,6 millions d'années-lumière de large. La structure en anneau est visible dans la carte en bleu de la distribution de matière sombre de l'amas. La carte a été tirée des observations de Hubble d'après la façon dont la pesanteur de l'amas Cl 0024+17 courbe la lumière des galaxies plus éloignées, une illusion d'optique appelée effet de lentille gravitationnelle. Bien que les astronomes ne puissent pas voir la matière sombre, ils peuvent déduire de son existence en cartographiant les déformations des galaxies de fond. La carte est superposée à une image de l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble de l'amas prise en Novembre 2004.
|
Cluster fait une découverte choquante
|
|
Les vaisseaux spatiaux Cluster de l'ESA étaient au bon endroit au bon moment pour croiser un événement très spécial : l'onde de choc de la Terre ("bow shock") - une onde qui forme à l'endroit le vent solaire frappe la magnétosphère - se brisant et se reformant. Cette situation avait été prévue en théorie il y a plus de 20 ans, mais les scientifiques ne l'avaient jamais vue se produire dans l'espace, jusqu'à présent.
L'événement s'est produit le 24 Janvier 2001, quand les quatre vaisseaux spatiaux qui composent la formation Cluster volaient à une altitude de 105.000 kilomètres au-dessus de la Terre. Chaque vaisseau spatial était séparé par une distance d'environ 600 kilomètres, leur permettant de voir des événements spatiaux à différents endroits et à des moments différents. Comme ils s'approchaient de la région de l'onde de choc, les scientifiques prévoyaient qu'ils verraient approximativement la même chose.
Au lieu de cela, chaque vaisseau spatial a noté de grandes fluctuations dans ses relevés. Les champs magnétiques et électriques se cassaient et puis se reformaient plus loin, comme des vagues qui s'accumulent et se brisent sur le rivage, et puis se reforment à nouveau plus loin en mer.
Bien que rare dans le Système solaire, ce genre d'événements est très commun dans l'Univers. Les photos de Hubble ont montré la forme des chocs d'arc lorsque le rayonnement intense des jeunes étoiles souffle dans la nébuleuse stellaire environnante.
|
De Neptune au Soleil, telle est la distance d'un nuage de poussière éjecté par une étoile variable
|
|
Les étoiles variables de type R Coronæ Borealis (R CrB) sont des étoiles évoluées caractérisées par de brusques et aléatoires déclins de leur éclat : leur brillance peut ainsi diminuer d'un facteur supérieur à 100 en quelques semaines et retrouver ensuite sa valeur initiale au bout de quelques mois. Suite à la première détection directe de nuages de poussière opaques autour d'une étoile variable de ce type, l'étoile RY Sgr, l'environnement proche de cette catégorie d'étoiles bien particulières continue à se dévoiler.
Grâce à des observations interféromètriques dans l'infrarouge thermique (instrument MIDI du Very Large Telescope Interferometer de l'ESO au Chili), une équipe de l'Observatoire de la Côte d'Azur et de l'Université de Natal (Brésil) a pu mettre en évidence la présence d'un nuage de poussières situé à seulement 30 unités astronomiques de l'étoile RY Sgr, la plus brillante R CrB de l'hémisphère austral. Ce nuage se trouvait, en juin 2005, à une distance correspondant à environ 100 fois le rayon de l'étoile centrale qui, elle, se trouve à plus de 6 000 années-lumière de nous. Dans le domaine de longueur d'onde de 10 microns, il rayonne presque autant que RY Sgr. Il doit donc être relativement chaud et massif.
Ce type d'étoiles éjecteraient de manière sporadique une part importante de leur atmosphère. Cette matière stellaire, en se refroidissant, formerait de gigantesques nuages de poussière qui, lorsqu'ils se trouvent sur la ligne de visée entre l'étoile et nous, atténuerait fortement la lumière émise par ces étoiles.
Il est ainsi fort probable que la poussière constituant ce nuage se soit formée à partir de matière éjectée par l'étoile quelques années auparavant lors d'une phase relativement intense de perte de masse. Ce nuage de poussière est probablement constitué de matière enrichie en éléments lourds synthétisés dans le coeur stellaire. Il devrait se diluer peu à peu dans le milieu interstellaire et ainsi contribuer à l'enrichissement chimique de notre Galaxie. Seule une étude temporelle de son évolution permettra de confirmer cette hypothèse.
Par ailleurs, des observations complémentaires à haute résolution angulaire sont encore nécessaires pour savoir précisément à quelle distance de l'étoile se forme la poussière à partir de la matière éjectée.
|
Comète C/2007 JA21 (LINEAR)
|
|
Un nouvel objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert le 11 Mai 2007 par le télescope de surveillance LINEAR, et répertorié comme tel sous la dénomination de 2007 JA21, a révélé sa nature cométaire lors d'observations de confirmation.
Les éléments orbitaux de la comète C/2007 JA21 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 11 Mai 2007 à une distance de 5,4 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 14 Novembre 2006 à une distance de 5,3 UA du Soleil.
|
Formation de tholin dans l'atmosphère de Titan
|
|
Les scientifiques du SwRI (Southwest Research Institute), de l'Université du Kansas, de l'UCL (University College London) et de l'Université du Texas à San Antonio, rapportent les résultats des observations dans l'étude intitulée "The Process of Tholin Formation in Titan's Upper Atmosphere," publiée dans l'édition du 11 Mai de Science.
"Les tholins sont de très grandes molécules organiques complexes supposées inclure les précurseurs chimiques de la vie," commente Hunter Waite (SwRI's Space Science and Engineering Division), et chef de l'équipe du INMS (Ion Neutral Mass Spectrometer) de Cassini. '"Comprendre comment ils se forment pourrait fournir un aperçu valable sur l'origine de la vie dans le Système solaire."
Au cours de la première rencontre de Cassini avec Titan, l'instrument INMS a révélé une atmosphère dominée par l'azote et le méthane. Parmi les mesures importantes obtenues au cours des survols ultérieurs, cependant, était la détection du benzène, un composant critique dans la formation des composés d'hydrocarbure aromatique. En même temps, deux autres capteurs de Cassini qui font partie de la recherche CAPS (Cassini Plasma Spectrometer), les instruments IBS (Ion Beam Spectrometer) et ELS (Electron Spectrometer), ont mesuré d'importants ions positifs et négatifs.
"Les ions négatifs étaient une complète surprise," commente David Young, également scientifique au SwRI Institute, et chef de la recherche CAPS. "Ceci suggère qu'ils peuvent jouer un rôle inattendu en faisant des tholins à partir des précurseurs carbone-azote."
"Un point étonnant supplémentaire est un grand nombre d'ions négatifs que nous voyons pendant les survols les plus bas de Cassini au-dessus de la surface," ajoute Andrew Coates (Mullard Space Science Laboratory, University College London). "Cette importante population nouvellement découverte représente une proportion fortement significative de l'ionosphère entière à ces endroits."
"Notre analyse suggère que les composés organiques se forment par des processus chimiques ion-neutres, lesquels donnent lieu alors aux ions négatifs complexes trouvés par l'ELS," ajoute Waite.
|
Un fossile galactique
|
|
Quel âge ont les plus vieilles étoiles ? En utilisant le VLT, des astronomes ont récemment mesuré l'âge d'une étoile située dans notre Galaxie. L'étoile, un vrai fossile, s'avère être âgée de 13,2 milliards d'années, pas très loin des 13,7 milliards d'années de l'âge de l'Univers. L'étoile, HE 1523-0901, était clairement née à l'aube des temps.
"Etonnamment, il est très difficile de chiffrer l'âge d'une étoile", explique l'auteur de l'article rapportant les résultats, Anna Frebel. "Ceci exige de mesurer très précisément l'abondance des éléments radioactifs thorium ou uranium, un exploit que seuls les plus grands télescopes comme le VLT de l'ESO peuvent réaliser."
Cette technique est analogue à la méthode de datation au carbone-14 qui a tant de succès en archéologie sur des périodes de plus de quelques dizaines de milliers d'années. En astronomie, toutefois, cette technique doit évidemment être appliquée à des échelles de temps énormément plus longues.
Pour que la méthode fonctionne correctement, le bon choix de l'isotope radioactif est critique. A la différence d'autres éléments stables qui se sont formés en même temps, l'abondance d'un isotope radioactif (instable) diminue tout le temps. Plus la désintégration est rapide, moins il y restera de l'isotope radioactif après un certain temps, aussi plus grande sera la différence d'abondance quand on le compare à un isotope stable, et plus précis est l'âge résultant.
Pourtant, pour que l'horloge reste utile, l'élément radioactif ne doit pas se délabrer trop rapidement - il doit encore en rester assez pour permettre une mesure précise, même après plusieurs milliard d'années.
"Les mesures réelles d'âge sont limitées aux objets très rares qui montrent des quantités énormes des éléments radioactifs thorium ou uranium," commente Norbert Christlieb, co-auteur du rapport.
De grandes quantités de ces éléments ont été trouvées dans l'étoile HE 1523-0901, une vieille et relativement brillante étoile qui a été découverte dans l'étude Hamburg/ESO. L'étoile a été alors observée avec UVES sur le VLT (Very Large Telescope) pendant un total de 7,5 heures.
Un spectre de haute qualité a été obtenu qui n'aurait jamais pu être réalisé sans la combinaison de la grande puissance collectrice de Kueyen, un des télescopes de 8,2 mètres du VLT, et la sensibilité extrêmement bonne d'UVES dans la région spectrale ultraviolette, où les lignes des éléments sont observées.
Pour la première fois, dater d'âge a impliqué les deux éléments radioactifs en combinaison avec les trois autres éléments enrichis : l'europium, l'osmium, et l'iridium.
"Jusqu'à présent, il n'avait pas été possible de mesurer plus d'une horloge cosmique simple pour une étoile. Maintenant, toutefois, nous sommes parvenus à faire six mesures dans cette étoile," note Frebel.
Depuis que l'étoile est née, ces "horloges" ont tourné pendant des ères, inchangées par l'histoire turbulente de la Voie lactée. Elles enregistrent maintenant 13.2 milliards d'années.
L'Univers ayant 13.7 milliards d'années, cette étoile s'est clairement formée très tôt dans la vie de notre propre Galaxie, laquelle doit s'être également formée très peu de temps après le Big Bang.
|
De la matière cachée dans les débris de collision des galaxies
|
|
En observant et en simulant sur ordinateur les débris d'une collision de deux galaxies, une équipe internationale menée par des astrophysiciens du laboratoire AIM (CEA/DSM, CNRS, Université Paris Diderot), avec la participation de chercheurs du LAM (CNRS, Université de Provence), a montré qu'ils contiennent de la matière cachée. Ce résultat inattendu indique que les disques galactiques eux-mêmes contiennent de la matière noire, contrairement aux hypothèses classiques des études cosmologiques. Ce résultat est à paraître dans la revue Science (publication Science Express du 10 mai 2007)
Les galaxies spirales telles que notre Voie Lactée sont formées d'un disque d'étoiles et de gaz. La vitesse de rotation anormalement rapide de ces disques indique que la masse totale des galaxies spirales est bien supérieure à la masse visible de gaz et d'étoiles : les galaxies contiennent de grandes quantités de matière cachée, dite « noire », dont la nature précise échappe encore aujourd'hui aux physiciens, mais qui selon les scénarios cosmologiques classiques résiderait dans un halo sphéroïdal étendu, plutôt que dans les disques.
Les forces mises en jeu lors des collisions de galaxies
arrachent de grandes quantités de gaz et d'étoiles
à leurs disques et les projettent dans le milieu intergalactique
sous la forme de filaments ou d'anneaux de matière. Une équipe
internationale menée au sein du Laboratoire AIM par des chercheurs
du CEA et du CNRS ont étudié les débris de
collision d'une galaxie, NGC5291, à l'aide d'observations
radios obtenues avec le Very Large Array et d'un modèle numérique
de la formation de ce système. Selon leurs simulations effectuées
sur les super-calculateurs CEA/CCRt, NGC5291 était une galaxie
spirale classique lorsqu'elle a été victime d'une
collision violente, il y a 360 millions d'années. L'impact
aurait formé un gigantesque anneau de gaz qui aujourd'hui
s'étend sur près de 500 000 années-lumière,
et qui s'est morcelé en de multiples condensations. Les chercheurs
ont mis en évidence dans plusieurs de ces condensations des
vitesses de gaz anormalement élevées, attestant d'une
masse totale trois fois plus élevée que la masse visible
sous forme de gaz ou d'étoiles. Ces débris de collision
contiennent donc des quantités significatives de matière
noire.
Ce résultat publié par la revue Science, est particulièrement inattendu. En effet, la matière noire initialement présente dans les halos autour des disques galactiques devrait être caractérisée par des mouvements rapides désordonnés qui les rendent insensibles aux forces qui s'exercent lors des chocs entre galaxies. Et donc la masse cachée détectée dans les débris de ces collisions ne peut provenir que des disques des galaxies spirales.
Ces résultats ne dévoilent pas directement la nature de ce mystérieux constituant. Toutefois, parmi les candidats, le plus naturel serait de l'hydrogène moléculaire très froid, très difficilement détectable contrairement au gaz interstellaire classique. Ce sont ainsi plusieurs dizaines de pourcents de la masse des disques des galaxies spirales qui se déroberaient aux observations, en plus de la masse déjà cachée dans les halos.
|
Météorologie de deux exoplanètes
|
|
Des chercheurs à l'aide du télescope spatial Spitzer ont appris quel est le temps sur deux mondes exotiques lointains. Une équipe d'astronomes a utilisé le télescope infrarouge pour cartographier les variations de températures à la surface d'une planète géante gazeuse, HD 189733b, révélant qu'elle est probablement balayée par des vents hurlants. Une autre équipe a déterminé que la planète gazeuse HD 149026b est la plus chaude découverte à ce jour. Les deux résultats paraissent le 09 Mai dans la revue Nature.
"Nous avons cartographié les variations de température à travers la surface entière d'une planète qui est si éloignée que sa lumière met 60 ans pour nous atteindre," commente Heather Knutson (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Mass.), auteur principal de l'article décrivant HD 189733b.
Les deux planètes sont des "chaudes Jupiters" - des planètes géantes gazeuses brûlantes qui passent très près de leurs étoiles. Approximativement 50 des plus de 200 planètes connues en dehors de notre Système solaire, appelées exoplanètes, sont des Jupiters chaudes. Les télescopes en lumière visible peuvent détecter ces mondes étranges et déterminer certaines caractéristiques, telles que leurs tailles et orbites, mais on n'en connait pas plus sur leurs atmosphères ou à quoi elles ressemblent.
Depuis 2005, Sptizer a révolutionné l'étude des atmopshères des exoplanètes en examinant leur lumière infrarouge, ou chaleur. Dans une des nouvelles études, Spitzer à braqué ses yeux infrarouges sur HD 189733b, située à 60 années-lumière dans la constellation du Petit Renard (Vulpecula). HD 189733b est la planète en transit la plus proche connue, ce qui signifie qu'elle passe devant et derrière son étoile vue de la Terre. Elle parcourt son orbite en 2,2 jours.
Spitzer a mesuré la lumière infrarouge venant de la planète lors de son orbite autour de son étoile, révélant ses différentes faces. Ces mesures infrarouges, comportant environ un quart de millions de points de données, ont été alors assemblées dans des bandes de pôle à pôle, et, au bout du compte, utilisées pour faire la carte de température de la surface entière de la planète géante nuageuse.
Les observations indiquent que les températures sur ce monde sont assez égales, s'étalant de 650 degrés Celsius (1.200 degrés Fahrenheit) du côté sombre à 930 degrés Celsius (1.700 degrés Fahrenheit) du côté ensoleillé. HD 189733b, et tout autre Jupiter chaude, est censée être verrouillée comme notre Lune, aussi un côté de la planète fait toujours face à l'étoile. Puisque la variation température globale de la planète est douce, les scientifiques pensent que les vents doivent écarter la chaleur de son côté ensoleillé en permanence vers sa face sombre. De tels vents pourraient faire rage à travers la surface à plus de 9.600 kilomètres par heure. Sur Terre, le jet-stream voyage à 322 kilomètres par heure.
"Ces exoplanètes Jupiters chaudes sont frappées par 20.000 fois plus d'énergie par seconde que Jupiter," commente le co-auteur David Charbonneau (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics). "Maintenant nous pouvons voir comment ces planètes font face à toute cette énergie."
Aussi, HD 189733b a une tache chaude 30 degrés à l'est du "plein midi", ou du point directement en dessous de l'étoile. En d'autres mots, si le point de plein midi était à Seattle, la tache chaude serait à Chicago. En supposant que la planète est verrouillée à son étoile parente, ceci implique que les vents féroces soufflent vers l'est.
Dans la deuxième étude de Spitzer, des astronomes dirigés par Joseph Harrington (University of Central Florida, Orlando) ont découvert que HD 149026b est à une température torride de 2.038 degrés Celsius (3.700 Fahrenheit), encore plus chaude que certaines étoiles de faible masse. Spitzer a pu calculer la température de cette planète en transit en observant la baisse dans la lumière infrarouge qui se produit lorsqu'elle disparaît derrière son étoile.
"Cette planète est comme un gros morceau de charbon chaud dans l'espace," note Harrington. "Parce que cette planète est aussi chaude, nous croyons que sa chaleur n'est pas écartée autour. Le côté jour est très chaud, et le côté nuit est probablement beaucoup plus froid."
HD 149026b est située à 256 années-lumière dans la constellation d'Hercule. Elle est la plus petite et la plus dense planète en transit connue, avec une taille semblable à Saturne et un noyau suspecté d'être de 70 à 90 fois la masse de la Terre. Elle circule autour de son étoile en 2,9 jours.
Selon Harrington et son équipe, la planète excentrique ne reflète probablement presque aucune lumière des étoiles, absorbant au lieu de cela toute la chaleur dans son corps ardent. Cela signifie que HD 149026b pourrait être la planète la plus noire connue, en plus de la plus chaude.
"Cette planète est hors de l'échelle de température que nous attendons pour des planètes," ajoute Drake Deming (NASA's Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md.), co-auteur de l'article.
|
Les rayons X fournissent une nouvelle manière d'étudier les novae
|
|
L'identification de cette classe particulière d'explosion donne aux astronomes une nouvelle contrainte valable pour les aider à modéliser et à comprendre les explosions stellaires.
Les étoiles variables appelées novae restent une énigme pour les astronomes. "Modéliser ces éclats est très difficile," comment Wolfgang Pietsch (Max Planck Institut für Extraterrestrische Physik). Maintenant, les observatoires spatiaux de rayons X XMM-Newton et Chandra ont fourni des informations valables sur quand les différentes novae émettent des rayons X.
Entre Juillet 2004 et Février 2005, les observatoires de rayons X ont observé le coeur de la galaxie voisine, Andromède, également connue des astronomes sous le nom de M31. Pendant cette période, Pietsch et ses collègues ont surveillé les novae, recherchant les rayons X.
Ils ont détecté qu'onze des 34 novae qui avaient éclaté dans la galaxie au cours de l'année précédente répandaient des rayons X dans l'espace. "Les rayons X sont une importante fenêtre sur les novae. Ils montrent l'atmosphère de la naine blanche," note Pietsch.
Les naines blanches sont les chauds cadavres stellaires laissés après que le reste de l'étoile ait été éjecté dans l'espace. Une naine blanche typique contient environ la masse du Soleil, dans un volume sphérique un peu plus grand que la Terre. Etant donné sa densité, elle a une forte attraction gravitationnelle. En orbite autour d'une étoile normale, elle peut arracher le gaz de l'étoile.
Ce matériel s'accumule à la surface de la naine blanche jusqu'à ce qu'elle atteigne la densité suffisante pour une détonation nucléaire. L'explosion résultante crée une nova visible dans la région optique allant de quelques uns à cent jours. Toutefois, ces événements particuliers ne sont pas assez forts pour détruire la naine blanche sous-jacente.
L'émission de rayons X devient visible un certain temps après la détonation, quand la matière éjectée par le nova se dissipe. Ceci permet aux astronomes de scruter l'atmosphère de la naine blanche, qui brûle par fusion nucléaire.
A la fin du processus, l'émission de rayons X s'arrête lorsque le combustible est épuisé. La durée de cette émission de rayons X détermine la quantité de matière laissée sur la naine blanche après que le nova ait fini.
Tout en surveillant fréquemment les novae de M31 sur plusieurs mois pour l'apparition et la disparition à venir des rayons X, Pietsch a fait une découverte importante. Quelques novae ont commencé à émettre des rayons X et puis les ont arrêtés aussi en juste quelques mois.
"Ces novae sont une nouvelle classe. Ils auraient été négligés auparavant, "dit Pietsch. C'est parce que les études précédentes ont regardés environ seulement six mois . Dans ce tte période, les novae rapides de rayons X pourraient avoir clignoté de temps en temps.
En plus d'en découvrir de courte durée, la nouvelle étude confirme également que d'autres novae produisent des rayons X sur un temps beaucoup plus long. XMM-Newton a détecté sept novae qui répandaient toujours des rayons X dans l'espace, jusqu'à dix ans après l'éruption originale.
Les durées différentes de temps sont supposées refléter les masses des naines blanches au coeur de l'explosion de nova. Les novae d'évolution les plus rapides sont supposées être celles qui viennent des naines blanches les plus massives.
Pour étudier plus avant, l'équipe, dirigée par le Dr. Pietsch, a été créditée de plus de temps d'observation avec XMM-Newton et Chandra. Elle projette maintenant de surveiller les novae de M31 tous les dix jours pendant plusieurs mois, à partir de Novembre 2007, pour glaner plus d'informations sur ces curieuses explosions stellaires.
|
SN 2006gy, la supernova la plus brillante
|
|
La matière comme un feu d'artifice en blanc montre l'explosion d'une étoile extrêmement massive. Ces débris repoussent deux lobes de gaz froid et rouge qui ont été expulsés dans une grande éruption de l'étoile avant son éclatement. Les régions en vert, bleu et jaune dans ces lobes montrent l'endroit où le gaz est réchauffé dans un front de choc pendant que la matière de l''explosion se brise contre lui et le repousse vers l'arrière. La majeure partie de la lumière optique produite par la supernova est supposée provenir des débris qui ont été réchauffés par la radioactivité, mais vient probablement du gaz percuté.
Le panneau en bas à gauche est une image infrarouge, en utilisant le systeme d'optique adaptative à l'observatoire Lick, de NGC 1260, la galaxie contenant SN 2006gy. La source plus faible vers la gauche au bas ce panneau est le centre de NGC 1260, alors que la source beaucoup plus lumineuse en haut à droite est SN 2006gy. Le panneau vers la droite montre l'image en rayons X de Chandra du même champ visuel, montrant encore le noyau de NGC 1260 et de SN 2006gy. L'observation de Chandra a permis aux astronomes de déterminer que SN 2006gy a été en effet provoqué par l'effondrement d'une étoile extrêmement massive, et non pas l'explication alternative la plus probable pour l'explosion, la destruction d'une étoile de faible masse. Si la supernova était provoquée par une étoile naine blanche dans un environnement dense et riche en hydrogène, SN 2006gy aurait été environ 1.000 fois plus lumineuse en rayons X que ce qui a été détecté par Chandra.
|
Détails atmosphériques de Vénus
|
|
L'instrument VIRTIS de Venus Express a capturé en infrarouge des détails atmosphériques de secteurs des côtés jour et nuit en même temps, à différentes altitudes, dans une passionnante nouvelle série de vidéos. Le pôle sud de la planète et son gigantesque double vortex ont été imagés en infrarouge comme jamais auparavant.
|
Mercure a un noyau liquide
|
|
Une équipe d'astronomes a découvert que la minuscule planète Mercure a un coeur liquide, comme notre planète. La découverte a été faite en utilisant les observations de trois radiotélescopes.
Avant ces recherches, les scientifiques étaient divisés sur la structure de Mercure. La plupart des modèles prédisaient qu'elle possédait un noyau riche en fer, mais personne ne savait s'il était complètement refroidi ou s'il était encore liquide et immobilile à l'intérieur. Des traces de soufre et d'autres produits chimiques auraient pu se mélanger dans la planète pendant qu'elle se formait, et ceci l'aurait préservé d'une solidification complète avec le temps.
Les astronomes ont diffusé une série d'ondes radio vers la surface de Mercure. Les signaux retournés ont été analysés par un trio de radiotélescopes : l'observatoire d'Arécibo à Porto-Rico, le Robert C. Byrd Green Bank Telescope, et l'antenne de 70 mètres de Goldstone en Californie. Les chercheurs ont pu détecter une oscillation du signal qui était le double de ce qui était attendu pour une planète possédant un noyau solide, mais conforme pour une planète possédant un noyau liquide.
|
Volcanisme sur Mars
|
|
Le rover martien Spirit a découvert les traces d'une ancienne explosion volcanique à l'endroit appelé "Home Plate", un plateau d'approximativement 2 mètres de haut au lieu nommé "Inner Basin" des collines "Columbia", à l'emplacement du site d'atterrissage du rover dans le cratère Gusev. L'existence d'une activité volcanique sur Mars est établie depuis longtemps, comme en témoigne la présence du plus grand volcan du Système solaire, Olympus Mons, mais c'est la première identification avec certitude d'un dépôt volcanique sur Mars par Spirit ou de son jumeau, Opportunity.
|
Ondulations solaires
|
|
Le satellite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) pourrait avoir aperçu des oscillations à la surface du Soleil que l'on recherchait depuis longtemps. Les données révèleront des détails sur le coeur de notre étoile et elles contiennent des indices sur comment le Soleil s'et formé il y a 4,6 milliards d'années.
Les variations subtiles se révèlent comme de minuscules ondulations dans le mouvement général de la surface solaire. Les astronomes ont longtemps recherché les ondulations de cette sorte depuis les années 1970, lorsqu'ils ont détecté pour la première fois que le Soleil oscillait.
Les oscillations de type "g" sont produites par la gravitation et fournissent des informations sur l'intérieur profond du Soleil. Elles sont supposées se produire lorsque le gaz tourbillonnant au-dessous de la surface solaire plonge encore plus profondément dans notre étoile et entre en collision avec de la matière dense, envoyant des ondulations qui se propagent à travers l'intérieur du Soleil et remontent vers la surface.
|
Comète C/2006 WD4 (Lemmon)
|
|
Ernesto Guido and Guiovanni Sostero (Castellammare di Stabia) ont annoncé que les images CCD prises à l'observatoire de Biggera Waters (Queensland, Australie) de l'objet découvert le 20 Novembre 2004 dans le cadre du programme de surveillance du Mt Lemmon et répertorié comme astéroïde sous la dénomination de 2006 WD4 montrent que l'objet possède une chevelure. Déjà en Décembre 2006, D. J. Tholen avait fait remarqué à propos des observations CCD effectuées par F. Bernardi avec le télescope de 2,24 m de l'Université d'Hawaii que la traînée laissée par l'objet était plus large que les traînées laissées par les douzaines d'étoiles proches et que des observations ultérieures devraient être faites lors de son approche au Soleil pour confirmer sa nature cométaire.
Les éléments orbitaux de la comète C/2006 WD4 (Lemmon) indiquent un passage au périhélie le 29 Avril 2007 à une distance de 0,59 UA du Soleil.
|
Qualité exceptionnelle de CoRoT : première exoplanète et premières oscillations stellaires
|
|
Après un lancement sur une orbite presque parfaite le 27 Décembre 2006 par un lanceur Soyouz 1B depuis la base russe du Kazakhstan, le satellite Corot a effectué à la fois les vérifications et calibrations en vol et les premières observations scientifiques. Ce satellite, est le fruit d'une collaboration étroite entre le CNES, le CNRS et l'ESA, l'Allemagne, l'Autriche, la Belgique, le Brésil, et l'Espagne. Son objectif est double : réaliser les premières observations sismologiques systématiques d'étoiles autres que le Soleil et faire une recherche de planètes analogues à la nôtre avec une précision jusqu'alors inégalée. Ses résultats sont très attendus par les scientifiques aussi bien que par le grand public.
Tout fonctionne à bord comme prévu voire dans certains cas, significativement mieux, ce qui aura un impact important sur la mission. Bien que l'évaluation systématique et scientifique des résultats qui nous arrivent demandera encore du temps, nous pouvons aujourd'hui présenter quelques résultats préliminaires qui démontrent la qualité exceptionnelle de ce satellite.
Les deux principales qualités de cette mission sont d'une part, de permettre l'observation en continu des mêmes étoiles, (déjà aujourd'hui sur plus de 60 jours) et d'autre part, de mesurer leurs variations de luminosité avec une grande précision.
Toutes les sources de bruit et de perturbations n'ayant pas encore été prises en compte, ce que nous présentons aujourd'hui sont essentiellement des données brutes. Ces résultats préliminaires, qui dépassent déjà toutes les attentes, apparaissent encore plus impressionnants.
Ainsi, dans les données de la première exoplanète découverte par Corot (Corot – Exo-1b), la précision est de 3 dix millièmes en une heure d'observation (3x10-4). Lorsque toutes les corrections seront faites, le niveau de précision atteindra cinquante millionièmes (5x10-5). La précision peut même atteindre vingt millionièmes (2x10-5) si le nombre de transits observés est plus grand que 25. Ceci veut dire que des petites planètes, analogues à la Terre seront accessibles par Corot, et que les variations de lumière stellaire réfléchie par la planète (selon la réflectance) seront détectables, donnant des indications sur sa composition.
Les données sismologiques sont aussi impressionnantes. L'étoile de type solaire présentée ici a été observée pendant les 60 premiers jours au début de la mission. Là aussi, les données ne sont pas complètement corrigées. La précision atteinte est inférieure à un millionième et l'analyse harmonique montre clairement la présence de modes d'oscillation. Depuis 1995, plus de 200 planètes ont été découvertes autour d'autres étoiles que le soleil et détectées par la méthode des vitesses radiales.
Aujourd'hui COROT va à la rencontre d'exoplanètes plus petites grâce à son photomètre très précis. Cet instrument a été développé par le CNES en équipe intégrée avec laboratoires du CNRS dont les principaux sont :
- le Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique (CNRS, Observatoire de Paris, Universités de Paris VI et VII), - le Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (CNRS, Université d'Aix-Marseille ; Observatoire Astronomique Marseille Provence), - l'Institut d'astrophysique spatiale (CNRS, Université d'Orsay ; Observatoire des Sciences de l'Univers), - le Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse et Tarbes (CNRS, Université de Toulouse 3 ; Observatoire Midi-Pyrénées).
|
Glace souterraine sur Mars
|
|
Selon une étude parue dans l'édition du 03 Mai 2007 de la revue scientifique Nature, la glace d'eau que les scientifiques s'attendent à trouver sous la surface de Mars est très inégalement répartie et à des profondeurs variables.
Cette nouvelle étude, réalisée à partir des données de l'instrument THEMIS (Thermal Emission Imaging System) de la navette spatiale Mars Orbiter sur plusieurs secteurs de la planète rouge situés à des latitudes de 60 à 70 degrés, tant au nord qu'au sud, donne une image plus détaillée de la glace souterraine sur Mars.
Les nouvelles données montrent que la profondeur de la couche de glace est très variable dans les zones potentielles d'atterrissage de la prochaine sonde américaine à destination de Mars, Phoenix, dont le lancement est prévu en Août 2008 avec pour mission de forer le sol martien à la recherche d'eau. Après la récolte d'un échantillon du sol glacé, Phoenix analysera ses qualités comme habitat possible pour la vie microbienne.
Les nouveaux résultats ont été obtenues en utilisant les images infrarouges des endroits sur Mars où de la glace d'eau souterraine a été trouvée il y a cinq ans par la suite d'instruments Gamma Ray Spectrometer (GRS) de Mars Odyssey. Les plus petites parties discernables par ces instruments sont des plusieurs centaines de fois plus grandes que les détails discernables par la nouvelle méthode de cartographie de la glace en profondeur, qui voit des différences à l'échelle de quelques centaines de mètres.
Joshua Bandfield (Arizona State University), auteur de l'article, a utilisé THEMIS comme thermomètre pour mesurer la rapidité des changements de température durant le printemps, l'été et l'automne sur la planète rouge. La couche dense et glaciale maintient mieux la chaleur que le sol meuble au-dessus d'elle, ainsi à l'endroit où la couche glaciale est plus près de la surface, la température de surface change plus lentement qu'à l'endroit où la couche glaciale est enterrée plus profondément. Les observations de température, interprétées grâce à des modèles informatiques, montrent des secteurs où la glace d'eau serait seulement à quelques centimètres sous le sol, alors que dans d'autres secteurs la glace pourrait se trouver à plusieurs mètres au-dessous de la surface.
|
Planète extrasolaire super massive
|
|
Des astronomes du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) ont annoncé avoir trouvé la planète extrasolaire en transit connue la plus massive. La planète géante gazeuse, appelée HAT-P-2b (ou HD 147506b), contient plus de huit fois la masse de Jupiter, la plus grande planète dans notre Système solaire. Sa puissante pesanteur l'entasse dans une boule légèrement plus grande que Jupiter.
HAT-P-2b montre d'autres caractéristiques peu communes. Elle a une orbite fortement ovale qui l'amène à près de 5 millions de kilomètres de son étoile avant de l'emporter trois fois plus loin, à une distance de 15,5 millions de kilomètres. Si l'orbite de la Terre était aussi elliptique, nous ferions une boucle allant presque à Mercure pour atteindre ensuite presque Mars. En raison de son orbite, HAT-P-2b se réchauffe énormément quand elle passe près de l'étoile, puis se refroidit lorsque sa boucle l'éloigne à nouveau. Bien quelle ait une période orbitale très courte de seulement 5,63 jours, c'est la planète de plus longue période connue qui transite, ou passe devant, son étoile hôte.
"Cette planète est si peu habituelle que nous avons d'abord pensé que c'était une fausse alerte - quelque chose qui semblait être une planète mais qui ne l'était pas," commente l'astronome Gaspar Bakos du CfA. "Mais nous avons éliminé chaque autre possibilité, aussi nous savions que nous avions une planète vraiment étrange."
Bakos est l'auteur principal d'un article soumis à Astrophysical Journal décrivant la découverte. Cet article est accessible en ligne à l'adresse http://arxiv.org/abs/0705.0126.
HAT-P-2b satellise une étoile de type F, qui est presque deux fois aussi grande et légèrement plus chaude que le Soleil, située à environ 440 années-lumière dans la constellation d'Hercule. Une fois tous les 5 jours et 15 heures, elle passe directement devant l'étoile vue depuis la Terre - une sorte de mini-éclipse. Un tel passage donne aux astronomes une occasion unique de mesurer la taille physique d'une planète à partir de la quantité de diminution de luminosité.
Les mesures de luminosité pendant le passage prouvent que HAT-P-2b est d'environ 1,18 fois la taille de Jupiter. En mesurant comment l'étoile vacille pendant que la pesanteur de la planète l'attire, les astronomes ont déduit que la planète contient environ 8,2 fois la masse de Jupiter . Une personne qui pèse 75 Kilogrammes sur Terre ferait pencher la balance à 1.050 kilogrammes, et subirait 14 fois la gravité de la Terre, en se tenant à la surface visible (le haut des nuages) de HAT-P-2b.
L'astronome du CfA et co-auteur Robert Noyes note que, "Toutes les autres planètes en transit connue sont des "Jupiters chaudes". HAT-P-2b est chaude, mais ce n'est pas une Jupiter. Elle est beaucoup plus dense qu'une planète comme Jupiter ; en fait, elle est aussi dense que la Terre bien qu'elle soit principalement faite d'hydrogène."
"Cet objet est proche de la frontière entre une étoile et une planète," ajoute le co-auteur Dimitar Sasselov de Harvard. "Avec 50 pour cent de plus de masse, elle aurait pu commencer la fusion nucléaire pendant une courte période."
Une caractéristique étonnante de HAT-P-2b est son orbite fortement excentrique (e=0.5). Les forces gravitationnelles entre l'étoile et la planète tendent à rendre circulaire l'orbite d'une planète rapprochée. Il n'y a aucune autre planète connue avec une telle excentricité et proche orbite. De plus, toutes les autres planètes en transit connues ont des orbites circulaires.
L'explication la plus probable est la présence d'un second monde plus extérieur dont la gravitation influence HAT-P-2b et perturbe son orbite. Bien que les données existantes ne puissent pas confirmer une deuxième planète, elles ne peuvent pas l'exclure non plus.
HAT-P-2b satellise l'étoile HD 147506. Avec la magnitude visuelle de 8.7, HD 147506 est le quatrième étoile la plus lumineuse connue pour héberger une planète en transit, rendant l'étoile (mais pas la planète) visible dans un petit télescope de 75 mm.
HAT-P-2b a été découverte en utilisant un réseau de petits télescopes automatisés connu sous le nom de HATNet, qui a été conçu et construit par Bakos. Le réseau HAT se compose de six télescopes, quatre à l'Observatoire Whipple du Smithsonian Astrophysical Observatory en Arizona et deux à son installation au Submillimeter Array d'Hawaii. En tant qu'élément d'une campagne internationale, le télescope Wise HAT, situé dans le désert de Negev (Israël) a également participé à la découverte. Les télescopes HAT conduisent des observations robotiques par chaque nuit claire, chacune couvrant un secteur du ciel de 300 fois la taille de la Pleine Lune avec chaque exposition. Environ 26.000 observations différentes ont été faites pour détecter les diminutions périodiques d'intensité dues au transit.
|
Multiple génération d'étoiles dans un amas globulaire
|
|
Les astronomes ont longtemps pensé que les amas globulaires d'étoiles ont eu un unique "baby boom" d'étoiles tôt dans leur vie et se sont ensuite stabilisés dans une existence tranquille. Mais les nouvelles observations par le télescope spatial Hubble, cependant, prouvent que cette idée est peut-être trop simple. L'analyse du massif amas globulaire NGC 2808 par Hubble fournit des preuves que trois générations d'étoiles se sont formées tôt dans la vie de l'amas. C'est un bouleversement majeur pour les théories conventionnelles qui proposent une unique période de naissance d'étoiles.
Les astronomes ont utilisé l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble pour mesurer la brillance et la couleur de l'amas d'étoiles. La parfaite résolution d'Hubble a permis aux astronomes de trier les différentes populations stellaires. Les mesures ont montré trois populations distinctes, avec chaque génération successive semblant légèrement plus bleue. Cette différence de couleur suggère que les générations successives contiennent un mélange légèrement différents de certains éléments chimiques.
|
Jet protostellaire dans le nuage noir BHR 71
|
|
Les jeunes étoiles chaudes peuvent être vues dans l'image de Spitzer (panneau du milieu) comme des taches jaunes avec des jets doubles de couleur arc-en-ciel jaillissant d'elles -- une à partir du haut et une au bas de chaque étoile. Les couleurs dans les jets représentent la lumière infrarouge : le vert révèle le gaz d'hydrogène vraiment chaud, l'orange montre le gaz chaud, et les volutes rouges représentent le gaz le plus froid. Ces arcs-en-ciel infrarouges sont révélés quand les ondes de choc des étoiles s'écrasent violemment contre le gaz environnant et la poussière.
"Spitzer offre une vue spectaculaire de cette région. Dans l'espace, il y a seulement une poignée d'endroits où nous pouvons voir les effets chimiques des écoulements stellaires sur le nuage environnant -- et nous voyons cela dans cette image de Spitzer," note Tyler Bourke (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Mass.)
Le gaz le plus proche des jeunes étoiles chaudes est extrêmement réchauffé parce que les ondes de choc de grande énergie heurtent ces particules avec une force incroyable. Comme les ondes de choc voyagent loin de l'étoile, la résistance des particules de gaz et de poussières le long du trajet réduit l'élan des ondes de choc -- ainsi les collisions avec la matière éloignée ne sont pas aussi intenses -- et le gaz n'est pas autant réchauffé.
Parce que le gaz vert en direction du début des jets de BHR 71 est plus chaud que le gaz orange près du milieu, Bourke pense que les "petites étoiles" du nuage dégagent de l'énergie dans des éclats réguliers. Il note que si ces étoiles avait seulement dégagé un éclat d'énergie, alors le gaz le plus proche de l'étoile serait le plus froid. La logique derrière ceci est que la poussière et le gaz orbitants au plus près auraient plus de temps pour refroidir pendant que les ondes de choc voyagent plus loin de l'étoile. Dans ce scénario, la matière vers le milieu du jet serait plus chaude parce que les ondes de choc de l'éclat auraient voyagé loin de l'étoile, et serait actuellement en collision avec les molécules qui sont plus éloignées.
"Les astronomes croient que toutes les jeunes étoiles à cette étape d'évolution [ou de développement] produisent des jets. Toutefois, nous ne voyons pas toujours ces jets parce qu'ils ont besoin d'un environnement dense -- avec beaucoup de gaz et de poussières -- pour durer," ajoute Bourke. "Nous avons besoin également de télescopes infrarouges pour mesurer la chaleur créée lorsque les ondes de choc des jets heurtent les molécules de gaz."
Pendant des années, les étoiles à l'intérieur de BHR 71 ont échappé aux yeux indiscrets des télescopes en lumière visible. Dans une image optique prise par le télescope terrestre VLT (le panneau de gauche), BHR 71 est juste un grand nuage noir. Un éclat de lumière jaune vers le bas de BHR 71 est la seule indication que des petites étoiles produisant des jets peuvent menacer à l'intérieur.
Avant les observations de Spitzer, les astronomes suspectaient que cette rupture optique était un puissant jet d'une jeune étoile chaude traversant la structure dense. Cette théorie a été confirmée lorsque les scientifiques ont combiné la vue en lumière visible de BHR 71 avec la vue infrarouge de Spitzer (le panneau de droite). Dans cette image composée, le jet en lumière visible coïncide exactement avec un jet émanant de l'étoile de gauche, dans l'image infrarouge.
La combinaison des vues montre également une "foule" d'étoiles qui échappait à la détection en lumière visible. Les points jaunes dispersés à travers toute l'image sont de jeunes étoiles en formation à l'intérieur de BHR 71. Spitzer a également découvert une autre étoile produisant un jet juste à la droite de l'étoile produisant le puissant jet dans l'image en lumière visible.
Spitzer a pu voir des détails que les télescopes en lumière visible ne voient pas, parce que ses instruments infrarouges sont sensibles à la "chaleur."
Bourke est l'auteur principal d'un article sur BHR 71, qui est prêt à être publié dans Astrophysical Journal.
|
Lever d'Europe au-dessus de Jupiter
|
|
Le vaisseau spatial était à 2,3 millions de kilomètres de Jupiter et à 3 millions de kilomètres d'Europe (3.120 km de diamètre) lorsque l'image a été prise.
Le vaisseau spatial New Horizons a fourni de nouvelles données sur le système jupitérien, étonnant les scientifiques avec des perspectives jamais vues auparavant de l'atmosphère de la planète géante, les anneaux, les lunes et la magnétosphère. Ces nouvelles vues incluent le coup d'oeil le plus proche à ce jour sur la tempête de la taille de la Terre dénommée "Little Red Spot" qui emporte en tourbillon des matériaux à travers les hauts nuages de Jupiter, des images détaillées des petits satellites amassant la poussière et les roches à travers les faibles anneaux de Jupiter, et des éruptions volcaniques et des sillons circulaires sur les plus grandes lunes de la planète.
|
Deux nouveaux petits satellites pour Saturne
|
|
Deux nouveaux petits satellites de Saturne ont été découverts par S. S. Sheppard, D. C. Jewitt, et J. Kleyna avec le télescope Subaru de 8,3 mètres de Mauna Kea le 18 Janvier 2007. Provisoirement dénommés S/2007 S 2 et S/2007 S 3, les satellites circulent tous les deux autour de Saturne sur des orbites inclinées d'environ 177°, en 792.96 jours et 991.66 jours respectivement.
|
|
Sources ou Documentations non francophones
En utilisant le VLTI de l'ESO sur le
Cerro Paranal et le VLBA géré par la NRAO, une équipe
internationale d'astronomes a fait ce qui est indiscutablement l'étude
la plus détaillée de l'environnement d'une étoile
géante rouge pulsante. Ils ont effectué, pour la première
fois, une série d'observations coordonnées de trois
couches séparées dans l'enveloppe externe ténue
de l'étoile : l'enveloppe moléculaire, l'enveloppe
de poussières, et l'envelope de maser, conduisant à
des progrès significatifs dans notre compréhension
du mécanisme sur
la façon dont, avant la mort, les étoiles évoluées
perdent de la masse et la renvoient au milieu interstellaire.
L'image
la plus nette jamais prise de la grande galaxie spirale "modèle
géant" M81 a été publiée aujourd'hui
lors de la réunion de la Société Astronomique
Américaine à Honolulu, Hawaii.
Cette image,
prise par l'instrument HiRISE à bord du vaisseau spatial
MRO (Mars Reconnaissance Orbiter), montre une tache très
sombre sur une plaine poussièreuse, par ailleurs lumineuse,
de lave au nord-est d'Arsia Mons, un des quatre volcans géants
de la région de Tharsis.
Le plus
grand et le plus peuplé anneau de Saturne se compose de blocs
très serrées de particules séparés par
des lacunes pratiquement vides, selon de nouveaux résultats
du vaisseau spatial Cassini.
L'instrument
HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord du vaiseau spatial
Mars Express a capturé des images stupéfiantes de
la région de Deuteronilus Mensae sur Mars.
Des observations effectuées en avril
depuis l'Observatoire OFXB situé à St-Luc en Suisse
(voir Figure 1) ont permis de mettre en évidence une légère
diminution de la luminosité de GJ 436, une petite étoile
(naine rouge) située à 30 années-lumière
de la Terre et connue depuis 2004 pour abriter une petite planète
de 22 fois la masse de la Terre en orbite à 4 millions de
kilomètres (0.03 unité astronomique) de son
étoile, au moment précis où la planète
passait entre son étoile et la Terre. Cet événement
appelé transit a été ensuite confirmé
par des télescopes en Israël, puis mesuré avec
précision avec le télescope Euler de l'Observatoire
astronomique de l'Université de Genève, situé
au Chili.
Des
astronomes à l'aide du télescope spatial Hubble ont
découvert un anneau fantomatique de matière sombre
qui s'est formé il y a longtemps au cours d'une collision
titanesque entre deux amas massifs de galaxies. La découverte
de l'anneau fait partie des plus fortes preuves à ce jour
de l'existence de cette matière sombre. Les astronomes ont
longtemps suspecté l'existence de la substance invisible
comme source de gravitation additionnelle qui lie les amas de galaxies.
De tels amas se sépareraient s'ils étaient seulement
liés par la gravité de leurs étoiles visibles.
Bien que les astronomes ne connaissent pas de quoi est faite la
matière sombre, ils supposent qu'il s'agit d'un type de particule
élémentaire qui imprégne l'Univers.
En 2005, deux astronomes de l'Observatoire
de la Côte d'Azur détectaient pour la première
fois la présence de nuages de poussière autour d'une
étoile variable en fin de vie : RY Sgr. Les chercheurs de
l'OCA avec des collègues de l'Université de Natal
au Brésil ont observé cette étoile avec le
Very Large Telescope Interferometer de l'ESO équipé
de l'instrument MIDI. Ils ont pu détecter la présence
d'un nuage à seulement 30 unités astronomiques de
l'étoile. Ce nuage serait formé à partir de
matière stellaire éjectée il y a quelques années
et qui depuis s'est refroidit.
Les scientifiques
savent depuis longtemps que l'atmosphère supérieure
de la lune Titan de Saturne contient des aérosols organiques,
ou tholins, formés de molécules organiques simples,
telles que le méthane ou l'azote. Les chercheurs avaient
supposé que ces tholins se formaient aux altitudes de plusieurs
centaines de kilomètres, mais la nouvelle information recueillie
par les trois spectromètres de particules à bord du
vaisseau spatial Cassini montre que la formation de tholin se produit
dans l'atmosphère de Titan à des altitudes supérieures
à 1.000 kilomètres. Les résultats montrent
également que les tholins se forment différemment
de ce que l'on pensait auparavant.
L'observatoire
XMM-Newton de rayons X a révélé une nouvelle
classe d'étoiles variables - où l'émission
de rayons X" vit rapidement et meurt jeune".
Une
heure de départ bien déterminée du sursaut
optique de la nova et les temps d'allumage et d'extinction des rayons
X sont donc des repères importants, ou contraintes, pour
la reproduction des novas dans les modèles d'ordinateur.
Selon
des observations par l'Observatoire de rayons X Chandra et des télescopes
optiques terrestres, la supernova SN 2006gy est l'explosion stellaire
la plus lumineuse et la plus énergique jamais enregistrée
et pourrait être un nouveau type d'explosion longtemps recherché.
Le panneau supérieur de ce graphique est une illustration
artistique qui montre à quoi SN 2006gy pourrait ressembler
si elle était vue à une proche distance.
Corot découvre sa première
exoplanète appelée Corot – Exo-1b et détecte
ses premières oscillations dans une étoile de type
solaire.
Les
jets de couleur arc-en-ciel dans le nuage cosmique BHR 71 semblent
indiquer un fracas céleste se produisant à 600 années-lumière
de la Terre, et le télescope spatial Spitzer fournit un coup
d'oeil exclusif aux étoiles produisant des jets à
l'intérieur.
New
Horizon a pris cette image de la lune glacée Europe se levant
au-dessus des hauts nuages de Jupiter avec l'instrument LORRI (Long
Range Reconnaissance Imager) le 28 Février 2007 à
11h48 UTC, six heures après l'approche au plus près
de Jupiter par le vaisseau spatial.