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Nouvelles du Ciel de Juin 2005 |
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Nouvelles du Ciel de Juin 2005 |
Le prix Edgar Wilson 2004-2005
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Le Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO), département du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Cambridge, Massachusetts), a annoncé les destinataires de la récompense Edgar Wilson attribuée en 2004-2005 (IAUC 8554).
La récompense, gérée par le SAO, en tant que bénéficiaire sous la volonté d'Edgar Wilson (Lexington, Kentuky), a été attribuée aux découvreurs suivants :
- Roy A. Tucker (Tucson, AZ, USA) pour sa découverte de la comète C/2004 Q1 (Tucker)
- Don E. Machholz, Jr.(Colfax, CA, USA), pour la découverte de la comète C/2004 Q2 (Machholz).
Le prix Edgar Wilson, créé en Juin 1998 et attribué pour la première fois en 1999, est une récompense attribuée annuellement aux astronomes amateurs qui, en utilisant du matériel d'amateur, ont découvert une ou plusieurs comètes nouvelles.
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P/2005 JD108 (Catalina-NEAT)
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La comète P/2005 JD108 (Catalina-NEAT) a été découverte dans le cadre du programme de surveillance NEAT. Les observations supplémentaires ont révélé la nature cométaire de l'objet. Le MPC (Minor Planet Center) a ensuite été capable de l'identifier avec l'astéroïde 2005 JD108 découvert grâce aux observations du 12 Mai par le Catalina Sky Survey, du 13 Mai par LONEOS et du 21 Juin par NEAT.
Les éléments orbitaux indiquent un passage au périhélie le 01 Août 2005 à une distance de 4 UA du Soleil, et une période de 16,5 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 10 Août 2005 à une distance de 4 UA du Soleil, et une période de 16,35 ans.
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Rosetta obtient le premier aperçu de la cible de Deep Impact
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Le vaisseau spatial chasseur de comète Rosetta a acquis sa première vue de la cible de Deep Impact, la comète 9P/Tempel 1.
Cette première image de Rosetta de la campagne Deep Impact a été prise par son appareil-photo de navigation (NAVCAM) entre 08h45 et 09h15 CEST le 28 juin 2005.
L'image montre que le vaisseau spatial se dirige maintenant vers la comète 9P/Tempel 1 dans la correcte direction. La NAVCAM est pointée intentionnellement légèrement à côté de la cible pour donner une meilleure vue aux instruments scientifiques.
Le système de NAVCAM à bord de Rosetta a été activé pour la première fois le 25 juillet 2004. Ce système, comportant deux unités indépendantes séparées d'appareils-photo (pour sauvegarde), aidera à diriger le vaisseau spatial près du noyau de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko dans dix ans.
Cependant, en attendant les appareils-photo peuvent également être employés pour suivre la trace d'autres objets, tels que la comète Tempel 1, et les deux astéroïdes que Rosetta visitera pendant sa longue croisière, Steins et Lutetia.
Les appareils-photo fonctionnent tous les deux comme détecteurs d'étoiles et appareils-photos pour la réalisation d'image (mais pas avec la même haute résolution que certains de ses autres instruments), et commutent les fonctions au moyen d'un système refocalisant devant le premier objectif.
La magnitude de la comète Tempel 1 est à la limite de détection de l'appareil-photo : elle n'est pas assez visible dans l'image brute et l'image ici est composée de 20 expositions de 30 secondes chacune.
La comète est l'objet flou avec la queue dans le coin inférieur gauche de l'image. Les plus faibles étoiles visibles dans cette image sont de magnitude 13, la brillante étoile en haut à gauche est de magnitude 8. L'image couvre un champ d'environ 0.5 degré carré, et le nord céleste est vers la droite.
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Mirage cosmique
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Au moyen du VLT (Very Large Telescope), Rémi Cabanac et ses collègues européens ont découvert un étrange mirage cosmique, connu des scientifiques comme un anneau d'Einstein. Ce mirage cosmique, dénommé FOR J0332-3557 est visible en direction de la constellation australe du Fourneau (Fornax), et est remarquable pour deux raisons. Primo, il est le plus brillant et complet anneau d'Einstein. Secundo, c'est le plus lointain trouvé à ce jour.
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Deep Impact : suivez la Mission en Direct
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C'est à une première qu'il vous sera donné d'assister, en direct sur Futura-Sciences, le 04 Juillet 2005.
A 05h52 UTC, un impacteur de 372 kg, largué 24 heures auparavant, percutera le noyau de la comète 9P/Tempel 1 à une vitesse de 37.000 km/heure, créant un cratère que la sonde pourra examiner en survolant le coeur de la comète immédiatement après l'impact.
Le vaisseau spatial Deep Impact enverra en direction de la Terre ses données et images en temps réel de ce qui pourrait être un formidable spectacle de feu d'artifice spatial se déroulant à 133 millions de kilomètres de notre planète.
Plusieurs observatoires en orbite autour de la Terre et un nombre incalculable de télescopes terrestres travailleront de concert pour mener une campagne d'observation mondiale sans précédent, destinée à collecter un maximum de données et d'informations sur cet événement.
Suivez cet événement en Direct le 04 Juillet prochain, à partir de 05h30 TU (07h30 pour les pays de l'Union Européenne).
Futura-Science vous proposera toute la journée un programme spécial avec les dernières nouvelles et les premières images...
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Des lacs sur Titan ?
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Cette vue de la région polaire sud de Titan révèle un dispositif sombre intrigant qui pourrait être le site d'un ancien ou présent lac d'hydrocarbures liquides.
On ne connaît pas encore la vraie nature de ce dispositif, vu ici à gauche du centre, mais la forme semblable à un rivage et sa présence dans un secteur où de fréquents nuages de tempête ont été observés par Cassini et les astronomes basés sur Terre en font le meilleur candidat jusqu'à présent pour un lac liquide sur Titan.
Si cette interprétation est correcte, d'autres dispositifs très sombres mais plus petits vus dans la région polaire sud, dont certains sont capturés dans cette image, peuvent aussi être des sites de réservoirs d'hydrocarbure liquides.
En supplément à la notion que le dispositif sombre est ou était un lac rempli d'hydrocarbures liquides, les scientifiques ont spéculé d'autres possibilités. Par exemple, il est plausible que le "lac" est simplement une large dépression remplie par des hydrocarbures sombres et solides tombant de l'atmosphère sur la surface de Titan. Dans ce cas, le contour lisse pourrait être le résultat d'un processus sans rapport avec des précipitations, comme une doline (une dépression circulaire fermée) ou une caldera volcanique.
Une croix rouge au-dessous du centre de l'image marque l'emplacement du pôle sud. Les dispositifs les plus brillants vus ici sont des nuages de méthane.
Cette vue est un composition à partir de trois images prises, au moyen de plusieurs filtres avec la caméra à champ restreint, au cours du survol de Cassini le 06 Juin 2005. Les images ont été acquises à approximativement 450.000 kilomètres de Titan.
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Les anneaux de Saturne scintillent en rayons X
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Les images de Chandra révèlent que les anneaux de Saturne scintillent en rayons X (les points bleus dans cette composition à partir d'images en rayons X et optique). La source probable de ce rayonnement est la fluorescence provoquée par les rayons X solaires heurtant des atomes d'oxygène dans les molécules d'eau que comportent la plupart des anneaux glacés.
Comme le montre l'image, les rayons X dans l'anneau viennent la plupart du temps de l'anneau B, qui est d'environ 25.000 kilomètres de large et est à environ 40.000 kilomètres au-dessus de la surface de Saturne (le brillant anneau intérieur blanc dans l'image optique).
Les astronomes ne sont pas exactement sûrs pourquoi ces flashes se produisent, mais une théorie est qu'ils sont provoqués par des micrométéorites percutant les anneaux de Saturne, causant un bref souffle de particules de glace qui peuvent provoquer une dispersion plus irrégulière des rayons X du Soleil.
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Hubble capture un sursaut d'activité de la comète Tempel 1
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Moins d'un mois avant la rencontre de la sonde Deep Impact avec la comète 9P/Tempel 1, le télescope spatial Hubble a capturé des images spectaculaires d'un nouveau jet de poussières et de gaz émanant de la comète. Les images sont un rappel que le noyau glacé de Tempel 1 est dynamique et volatil. Les astronomes espèrent que l'éruption de poussières vue dans ces observations est une avant-première aux feux d'artifice qui pourraient avoir lieu le 04 Juillet, lorsqu'une sonde lâchée par le vaisseau spatial Deep Impact percutera la comète, décollant probablement de la matière et donnant lieu à un panache de poussières et de gaz.
Crédit : NASA, ESA, P. Feldman (Johns Hopkins
University), and H. Weaver
Les deux images, prises le 14 Juin 2005 à 7 heures d'intervalle, montrent le noyau (d'environ 14 km sur 4 km) de la comète Tempel 1 et son nouveau jet. L'image de gauche, prise à 07h17 UT, est une image de la comète avant l'explosion tandis que l'image de droite, prise à 14h15 UT révèle un jet s'étendant sur environ 2.200 km.
La comète était à environ 0,8 UA (120 millions de km) de la Terre et à environ 1,5 UA (224 millions de km) du Soleil lorsque le télescope spatial a pris ces images.
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Comètes SOHO : C/2005 J11, J12, K4, K5, K6, K7, K8
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Sept nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2005-M39.
C/2005 J11 (SOHO) (B. Zhou) C/2005 J12 (SOHO) (T. Hoffman) C/2005 K4 (SOHO) (R. Kracht) C/2005 K5 (SOHO) (H. Su) C/2005 K6 (SOHO) (T. Hoffman) C/2005 K7 (SOHO) (H. Su) C/2005 K8 (SOHO) (K. Battams)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2005 K4 qui appartient au groupe de Meyer.
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Chantier planétaire en cours
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Des voyageurs Interstellaires pourrait vouloir contourner le système d'étoiles TW Hydrae pour éviter un chantier planétaire désordonné. L'astronome David Wilner du CfA (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) et ses collègues ont découvert que le disque protoplanétaire gazeux entourant TW Hydrae contient de vastes bandes de cailloux s'étendant sur au moins 1,8 milliard de kilomètres. Ces gros morceaux rocheux devraient continuer à grandir en taille au fur et à mesure qu'ils entrent et collision et se collent jusqu'à ce qu'ils forment finalement des planètes.
"Nous voyons la planète en construction se produire juste devant nos yeux," commente Wilner. "La fondation a été posée et maintenant les matériaux de construction arrivent ensemble pour faire un nouveau Système solaire."
Wilner a utilisé le VLA (Very Large Array) de la National Science Foundation pour mesurer les émissions radio de TW Hydrae. Il a détecté la radiation d'un froid disque de poussières étendu envahi de cailloux de la taille du centimètre. De tels cailloux sont une chose préalable pour la formation de planètes, créées lorsque la poussière se rassemble dans des blocs de plus en plus grands. Sur des millions d'années, ces blocs se développent en planètes.
"Nous voyons une étape importante sur le chemin qui mène des particules de poussières interstellaires aux planètes," note Mark Claussen (NRAO), co-auteur de l'article annonçant la découverte. "Personne n'a vu ceci auparavant."
Un disque de poussières comme celui dans TW Hydrae a tendance à émettre des ondes hertziennes avec des longueurs d'ondes semblables à la taille des particules dans le disque. D'autres effets peuvent masquer ceci, cependant. Dans TW Hydrae, les astronomes ont expliqué que aussi bien la distance relativement proche du système que l'étape d'évolution de la jeune étoile sont tout juste pour permettre à la relation entre la taille des particules et la longueur d'ondes de prévaloir. Les scientifiques ont observé le disque de la jeune étoile avec le VLA à plusieurs longueurs d'ondes de l'ordre du centimètre. "La forte émission aux longueurs d'ondes de quelques centimètres est la preuve convaincante que des particules de la même taille sont présentes," note Claussen.
Non seulement TW Hydrae montre la preuve de formation de planète en cours, elle montre aussi des signes qu'au moins une planète géante peut s'être déjà formée. La collègue de Wilner, Nuria Calvet (CfA), a créé une simulation informatique du disque autour de TW Hydrae au moyen des observations infrarouges précédemment publiées. Elle a montré qu'un vide s'étend hors de l'étoile vers une distance d'environ 740 millions de kilomètres, une distance similaire à celle de la ceinture d'astéroïdes dans notre Système solaire. Le vide s'est probablement formé lorsqu'une planète géante a absorbé tout la matière voisine, laissant un trou au milieu du disque.
Située à environ 180 années-lumière dans la constellation de l'Hydre femelle (Hydra), TW Hydrae se compose d'étoiles âgées de 10 millions d'années d'environ quatre-cinquième de la masse de notre Soleil. Le disque protoplanétaire entourant TW Hydrae contient environ un dixième de la matière de notre Soleil, plus qu'assez pour former un ou plusieurs mondes de la taille de Jupiter.
"TW Hydrae est unique," commente Wilner. "Elle est voisine, et c'est juste le bon âge pour former des planètes. Nous l'étudierons pendant les décennies à venir."
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En étudiant des météorites, les chercheurs remontent aux chocs qui les ont fait naître
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Communiqué de Presse du CNRS
En analysant la structure et la composition de deux
météorites, les chercheurs du Laboratoire de sciences
de la Terre (CNRS/ENS Lyon/Université Lyon 1) ont estimé
la durée des chocs qui les ont fait naître. Ils ont
ainsi obtenu un aperçu des impacts qui ont présidé
à la formation du système solaire et de ceux, plus
récents et moins violents, qui nous apportent des morceaux
de la planète Mars. Ces travaux sont publiés dans
la revue Nature du 23 juin.
Lors des collisions d'astéroïdes avec des planètes, des morceaux de roches sont éjectés dans l'espace. En tombant sur Terre, après un voyage de quelques millions d'années, ces « cailloux » deviennent des météorites. C'est ainsi que des fragments de Mars arrivent sur Terre. Dans le passé, lors des premières étapes de la vie du système solaire, les collisions d'astéroïdes ont joué un rôle central : elles ont présidé à la formation des planètes et de leurs atmosphères. Les morceaux de roches qui datent de cette époque et qui tombent sur Terre, sortes de « météorites primitives », sont appelés chondrites. Des chercheurs du Laboratoire de sciences de la Terre (CNRS/ENS Lyon/Université Lyon 1), en collaboration avec une équipe de Mayence ont calculé la durée des impacts qui ont donné naissance à une météorite martienne et à une chondrite.
Lors de ces impacts, la surface de l'astéroïde ou de la planète est soumise à une augmentation quasi-instantanée de pression et de température (ici de l'ordre de 230 000 fois la pression atmosphérique et de 2000°C dans les deux cas), avant d'être partiellement éjectée dans l'espace sous forme de blocs rocheux. Le passage de l'onde de choc entraîne la formation de grains minéraux de structure particulière et de très petite taille (inférieure au millième de millimètre). Les chercheurs ont utilisé la microspectroscopie Raman, spécialité du Laboratoire de sciences de la Terre lyonnais qui fournit une information sur la structure des échantillons, pour identifier ces phases de haute pression. De la nature de ces phases, ils ont déduit les conditions de température et de pression du choc. A Mayence, ils ont réalisé une cartographie chimique de haute résolution (quelques centaines de nanomètres) de ces phases avec une nanosonde ionique. Ils ont ainsi déterminé des différences de concentration d'éléments traces tels que le manganèse, le calcium, le baryum, le strontium et le césium, entre phases de haute et de basse pression. Puis, connaissant la mobilité des diverses espèces chimiques qu'elles contiennent dans les conditions du choc (déterminée expérimentalement), ils ont calculé la durée de l'échange chimique et ainsi du choc. En outre, ils ont utilisé un second « chronomètre », en combinant la mesure de la taille des phases de haute pression formées pendant le choc et des données expérimentales sur leur vitesse de croissance. La durée du choc obtenue correspond à la durée nécessaire pour que l'astéroïde s'écrase. Elle est proportionnelle au rapport entre sa taille et sa vitesse, une grandeur connue statistiquement pour les astéroïdes croisant dans le voisinage de Mars. A partir de la durée du choc, on peut donc remonter à la taille de l'astéroïde.
Pour la météorite martienne Zagami, tombée au Nigeria en 1962, seul le premier chronomètre a été appliqué. Le second chronomètre n'a pas été utilisé car aucune information n'existe sur la vitesse de croissance des phases de haute pression (de hollandite potassique) rencontrées dans cette météorite. Il indique une durée de choc de l'ordre de 15 millisecondes. Les chercheurs estiment que le corps céleste qui a percuté Mars, formant ainsi les phases de haute pression dans la météorite et l'arrachant à l'attraction martienne, avait un diamètre d'environ 100 mètres< et a créé sur la planète rouge un cratère de près de quatre kilomètres de diamètre. D'après la nature et la composition des roches des quelque 30 météorites martiennes connues à ce jour, celles-ci ne proviendraient que de quatre ou cinq impacts différents. Cette étude suggère que ces météorites sont éjectées par de petits impacts sur Mars, et qu'elles n'échantillonnent donc qu'une très faible partie de la surface de la planète.
Dans le cas de la chondrite Tenham, tombée
en 1879 en Australie, les deux chronomètres ont été
appliqués (sur les phases de haute pression de ringwoodite).
La durée du choc obtenue est de l'ordre d'une seconde, ce
qui correspond à un impact créé par un corps
d'un diamètre de
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MARSIS, le radar de Mars Express, est prêt à se mettre au travail
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Communiqué de Presse de l'ESA N° 34-2005
MARSIS, le radar de Mars Express, est désormais totalement déployé. Il a subi ses premières vérifications et va pouvoir se mettre au travail autour de la Planète rouge. Tous les instruments de la sonde de l'ESA, conçus pour étudier l'atmosphère, la surface et la subsurface de Mars, sont désormais opérationnels.
MARSIS (acronyme de Mars Advanced Radar for Subsurface et Ionosphere Sounding – Radar de pointe pour le sondage de la subsurface et de l'ionosphère de Mars) est équipé de trois antennes : deux bras "dipolaires" de 20 mètres et un bras "monopolaire" de 7 mètres orienté de manière perpendiculaire à ceux-ci. Il est le premier instrument à pouvoir ainsi scruter ce qui se trouve en dessous de la surface martienne.
Le déploiement en trois étapes des bras du radar, et les essais entrepris par la suite pour vérifier l'intégrité du satellite, se sont déroulés du 2 mai au 19 juin. Le déploiement du premier bras s'est achevé le 10 mai. Ce bras, initialement bloqué en mode déverrouillé, a pu être libéré grâce au réchauffement produit par le rayonnement solaire sur ses charnières.
Les leçons acquises au cours de cette première opération ont permis de déployer avec succès le second bras de 20 mètres, le 14 juin. La mise en place – plus aisée – du troisième bras a été enfin déclenchée le 17 juin par l'équipe au sol du Centre européen d'Opérations spatiales (ESOC) de Darmstadt (Allemagne).
Le 19 juin, le radar a été mis en marche et a subi avec succès un essai de transmission des ondes radioélectriques à travers l'espace.
L'instrument fonctionne en envoyant, de nuit, un flux codé d'ondes radioélectriques vers Mars et en analysant les différents échos captés en retour. Les chercheurs utilisent ces données pour étudier la structure de la surface et de la subsurface martiennes. L'eau constitue l'objectif principal de leurs recherches, mais MARSIS a bien d'autres capacités. Il peut utiliser la même méthode, de jour pour étudier les structures de la haute atmosphère martienne.
Avant d'entamer ses observations scientifiques, le radar doit subir une phase de recette. Il s'agit d'une procédure de routine permettant de tester les performances de tout instrument spatial à partir d'objectifs réels in situ. Dans ce cas précis, la phase de recette durera environ dix jours, le temps de parcourir 38 orbites. Elle débutera le 23 juin pour s'achever le 4 juillet.
Au cours de cette phase, MARSIS visera verticalement la surface de Mars (pointage au nadir) lorsque son orbite elliptique sera la plus proche de la planète rouge (autour de son péricentre). Il observera alors une portion de la surface martienne située entre 15° S et 70° N de latitude, couvrant des zones d'un grand intérêt comme les plaines nordiques ou la région du dôme de Tharsis, ce qui offre la possibilité d'enregistrer, dès ce stade, des découvertes intéressantes.
Les observations scientifiques normales de MARSIS débuteront le 4 juillet, lorsque les opérations de recette auront pris fin. Au cours de cette phase initiale, le radar observera la face du globe martien plongée dans la nuit, ce qui facilitera les sondages effectués sous la surface dans la mesure ou les signaux basse fréquence utilisés par l'instrument pour pénétrer le sol de Mars à une profondeur pouvant atteindre 5 kilomètres ne sont pas perturbés alors par les effets de l'ionosphère.
Jusqu'au 20 juillet, le radar explorera, en pointant au nadir, toute la surface martienne comprise entre 30°de latitude sud et 60°de latitude nord, dont les plaines du nord qui pourraient avoir recélé autrefois d'importantes quantités d'eau.
Le radar MARSIS fonctionne à une altitude maximale de 800 kilomètres pour le sondage de la subsurface et de 1200 kilomètres pour l'étude de l'ionosphère. À partir du 20 juillet et jusqu'à la mi-décembre, Mars Express opérera de jour en utilisant des ondes de fréquence plus élevées pour sonder le sol de manière superficielle et entamer l'étude de l'atmosphère.
"C'est grâce à une coopération exemplaire entre experts travaillant des deux côtés de l'Atlantique que nous avons pu surmonter le défi que représente la mise en œuvre d'un instrument comme MARSIS, lancé pour la première fois dans l'espace" a souligné le Professeur David Southwood, Directeur du Programme scientifique de l'ESA. "Cet effort en valait vraiment la peine car MARSIS nous permet d'aborder un terrain jusqu'ici inconnu, quelles que soient les découvertes qu'il permettra de faire. La sonde Mars Express de l'ESA fonctionne parfaitement et elle constitue l'une des missions les plus importantes lancées à ce jour vers Mars".
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La planète invisible remodèle un anneau autour de l'étoile voisine
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La vue supérieure, prise par le télescope spatial Hubble, est l'image la plus détaillée en lumière visible jamais prise d'un étroit anneau de poussières entourant l'étoile proche Fomalhaut (HD 216956).
L'image offre la plus forte preuve à ce jour qu'une planète indisciplinée et invisible peut gravitationnellement attirer l'anneau.
Une partie de l'anneau [à gauche] est hors de la vue du télescope. Hubble montre sans équivoque que le centre de l'anneau est en gros à 15 unités astronomiques de l'étoile. C'est une distance égale à presque la moitié de notre Système solaire. L'anneau, incliné obliquement vers la terre, ne serait pas si excentré s'il était simplement influencé par la seule gravité de Fomalhaut.
Fomalhaut est située dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus), à une distance de 25 années-lumière de notre planète.
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Le 21 Juin 2005 - MAJ : 22 Juin 2005
Cosmos 1, le voilier solaire
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Le premier vaisseau spatial conçu pour être propulsé par les flux de photons solaires a été lancé en direction de son orbite depuis un sous-marin russe stationné dans la Mer de Barents.
Cosmos 1 a décollé avec succès sous la surveillance depuis la Californie des organisateurs du projet, The Planetary Society et Cosmos Studios. Le lancement du vaisseau spatial, placé sur un missile reconverti, a eu lieu à 19h46 UTC.
Le voilier solaire, d'environ 80 kg, doit circuler autour de la Terre à une altitude supérieure à 800 km sur une orbite inclinée à 80 degrés. Quatre jours après son lancement, des tubes gonflables déploieront la structure du voilier, un ensemble de huit ailes orientable dans plusieurs directions afin de mieux capter la lumière. Le voilier solaire entièrement déployé utilisera pour se propulser les flux de photons qui rebondiront sur ses voiles et lui donneront une minuscule poussée.
Cosmos 1, avec ses ailes déployées, pourrait devenir l'un des plus brillants objets traversant le ciel de nuit.
Deux expériences similaires, effectuées en 1999 et 2001, s'étaient soldées par des échecs.
MAJ : 22 Juin 2005 à 00h00 TU Peu après son lancement à 19h46 UTC par le sous-marin russe Borosoglebsk stationné dans la Mer de Barents, le signal radio du vaisseau spatial Cosmos 1 a été perdu.
La fusée porteuse Volna, un missile balistique reconverti, était censée placer le satellite en orbite, lequel établirait alors le contact par radio avec les stations au sol. Cependant, les dernières données reçues de la mission avaient lieu pendant une mise à feu pour l'insertion en orbite. Les contrôleurs au sol de la station de Pasadena ont signalé que la mise à feu a semblé normale au commencement mais que plus tard les données sont devenues bruyantes avant d'être tout à fait perdues. Les fonctionnaires de mission ont déclaré qu'ils ne savent pas encore s'il y avait un problème avec le véhicule de lancement ou le satellite, ou même si le satellite est en orbite.
MAJ : 22 Juin 2005 à 12h30 TU The Planetary Society a annoncé mardi soir
tard dans la nuit que des stations terrestres, notamment celles
du Kamtchatka et de Marshall Islands, ont détecté
de faibles signaux qui semblent provenir du vaisseau spatial Cosmos
1 lancé mardi, au moment même où les fonctionnaires
russes prétendaient que le lancement avait échoué.
Les officiels du Projet pensent que Cosmos 1 est réellement
en orbite, mais sur une orbite différente, plus basse que
celle prévue. Les efforts précédents de l'US
Strategic Command pour suivre à la trace le vaisseau spatial
ont échoué, peut-être parce que le vaisseau
spatial n'est pas sur l'orbite prévue. Les nouvelles de l'acquisition
des signaux sont parvenues plusieurs heures après l'annonce
par les médias russes qu'une panne de moteur sur le lanceur
Volna |
Le noyau de Tempel 1
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Pour la première fois, les scientifiques ont traité les images du vaisseau spatial Deep Impact et ont clairement vu le corps solide, ou noyau, de la comète à travers le vaste nuage de poussières et de gaz qui l'entoure. Les nouvelles images fournissent d'importantes informations sur la cible de la mission : le coeur de la comète Tempel 1.
Les images ont été prises à la fin du mois de Mai avec la caméra de moyenne résolution du vaisseau spatial, à une distance d'environ 37 millions de km de la comète. Non-traitées, les images sont dominées par l'énorme nuage de poussières et de gaz de la comète, que les scientifiques appellent le coma, ou la chevelure. Toutefois, les scientifiques ont utilisé une habile astuce photométrique pour isoler le noyau relativement petit (5,5 km par 16,5 km) de la chevelure de la comète. La plus grande, mais moins dense, atmosphère a été mathématiquement identifiée et puis soustraite des images originales laissant des images sans le noyau, le point brillant dans le centre de la chevelure.
"C'est excitant de voir le noyau sorti de la chevelure", commente l'astronome Michael A'Hearn, de l'Université de Maryland, qui dirige la mission Deep Impact. "Et être capable de distinguer le noyau dans ces images nous aide à mieux comprendre l'axe de rotation du noyau de la comète, ce qui est utile pour viser ce corps allongé."
"C'est une étape importante pour l'équipe de Deep Impact," a expliqué Carey Lisse, membre de l'équipe Deep Impact et à la tête de l'initiative d'extraire des vues du noyau à partir des images de vaisseau spatial. "D'ici nous observons juste le noyau se développer et se développer et devenir plus lumineux et plus grand au fur et à mesure que le vaisseau spatial s'approche vers la comète. Nous avons détecté le noyau beaucoup plus tôt que prévu, mais maintenant nous observerons le noyau entièrement à l'impact !"
Comme le montre l'illustration jointe, les images de Deep Impact prises les 29-31 Mai contiennent un coma bien formé avec une source de point détectable à la position du pixel le plus brillant. La brillance du noyau déterminée à partir de ces images était proche de celle prévue d'observations précédentes avec les télescopes spatiaux Hubble et Spitzerl et des observations de grands télescopes terrestres. À présent, le noyau contribue à environ 20 pour cent de la brillance totale près du centre de la comète.
"La première détection du noyau dans ces images nous aide à préparer les derniers temps de pose pour nos observations de rencontre," note Michel Belton, chercheur adjoint à la Mission Deep Impact. "Ensuite nous devons déterminer, en utilisant des détections du noyau complémentaires, comment la comète tourne dans l'espace, donc nous pouvons calculer quelle partie nous frapperons le 4 juillet."
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Deep Impact : voyage au coeur d'une comète avec le soutien de l'Europe
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Communiqué de Presse de l'ESA N° 33-2005
C'est le 4 juillet 2005 à 07h52 (heure de Paris) que la mission Deep Impact de la NASA, lancée le 12 janvier dernier, commencera l'exploration de l'intérieur d'une comète ; en y créant un cratère à l'aide de l'impacteur qu'elle aura largué, la sonde pourra examiner le coeur de la comète en le survolant immédiatement après l'impact.
Pour la première fois, la croûte et l'intérieur d'une comète vont pouvoir être étudiés. Comme le noyau de la comète est composé de matière primitive, il révèlera des informations sur les débuts du Système solaire. Cette mission servira tout naturellement de précurseur à la sonde Rosetta de l'ESA, qui, pour sa part, aura la tâche délicate de se mettre en orbite autour d'une comète puis d'atterrir sur celle-ci.
L'impact produira un cratère dont le diamètre devrait être compris entre la taille d'une maison et celle d'un terrain de football, sans qu'on puisse prévoir sa profondeur. Des débris de glace et de poussières seront éjectés du cratère, mettant ainsi à jour de la matière primitive. Le reflet de la lumière du Soleil sur la matière éjectée provoquera un phénomène lumineux qui se dissipera lorsque les débris se disperseront dans l'espace ou retomberont sur la comète. La sonde et l'impacteur enverront à la Terre, en temps quasi-réel, des images spectaculaires de l'approche finale de l'impacteur, et peut-être de l'impact lui-même voire du cratère.
Plusieurs observatoires en orbite autour de la Terre et un nombre incalculable de télescopes terrestres travailleront de concert pour mener une campagne d'observation mondiale sans précédent, destinée à collecter un maximum de données et d'informations sur cet événement.
L'ESA fera appel à la fois à son chasseur de comète Rosetta et à son observatoire XMM-Newton pour observer l'impact. De plus, des observations terrestres seront faites par le télescope (d'une résolution de un mètre) de la station sol optique de l'ESA, située à Tenerife (Iles Canaries, Espagne). Le télescope spatial Hubble NASA/ESA sera également mis à contribution.
L'observatoire austral européen (ESO) braquera sur ce phénomène ses sept télescopes, situés à La Silla et au Paranal (Chili), qui disposent actuellement des instruments les plus puissants au monde, présentant la meilleure résolution qui soit dans le visible et l'infrarouge.
Les premières données découlant de ces observations européennes seront disponibles le 4 et le 5 juillet, c'est-à-dire quelques heures après l'impact, et serviront à compléter les images et les informations transmises par la sonde Deep Impact elle-même.
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C/2005 M1 (Christensen)
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Découverte le 17 juin 2005 par Eric J. Christensen (Mt. Lemmon Survey), cette nouvelle comète a été confirmée par les observations de G. Hug (Farpoint Observatory) et de A. C. Gilmore (Mount John Observatory).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2005 M1 (Christensen) indiquent un passage au périhélie à la magnitude 19,6 le 24 Janvier 2005 à une distance de 2,9 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique. Le passage au périhélie de la comète P/2005 M1 (Christensen) est prévu au 31 Janvier 2006 à une distance de 2,9 UA du Soleil. Sa période est de 8,64 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 26 Janvier 2006 à une distance de 2,9 UA du Soleil, et une période de 8,63 ans.
La comète a été retrouvée par Maik Meyer sur des images de NEAT datant du 31 Octobre, du 30 Novembre et du 27 Décembre 1997.
La comète P/2005 M1 (Christensen) recevra probablement la numérotation définitive de 170P.
La comète a reçu la numérotation définitive de 170P/Christensen.
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Hommage de SMART-1 à Cassini
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Cette image de SMART-1 prise avec la caméra AMIE (Advanced Moon Micro-Imager Experiment), a été dédiée à l'équipe de la mission Cassini-Huygens à l'occasion de la conférence "European Geoscience Union" à Vienne, en Avril 2005, lorsque de nouveaux résultats des deux missions ont été présentés.
Le cratère Cassini sur notre Lune a été nommé en l'honneur de Jean-Dominique Cassini, un des scientifiques les plus importants des 17ème et 18ème siècles. Le vaisseau spatial issu de la collaboration NASA/ESA/ASI, qui est actuellement en orbite autour de Saturne, composant la mission Cassini-Huygens, porte son nom.
Ce cratère lunaire a un diamètre de 57 km et est situé à 40 º Nord sur le bord de Mare Imbrium (la Mer des Pluies). Le cratère est en partie inondé par la lave qui a rempli plus tard le grand bassin de la mer. Les trois cratères plus petits (deux à l'intérieur de Cassini et un à l'extérieur) ont été formés après l'inondation de lave.
Mare Imbrium est le deuxième plus grand bassin sur la face visible de la Lune, avec un diamètre de 1.250 km et est une des plus jeunes mers lunaires (la plus jeune est Mare Orientale), entre 3,7 et 3,9 milliards d'années.
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Est-ce que les essaims de météores sont mal compris ?
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La mission Deep Impact est sur le point de percuter la comète 9P/Tempel 1 pour creuser un cratère et sonder la structure interne de la comète. Il est possible, cependant, que la comète se fragmente, créant un nuage de météorides.
"Si la comète 9P/Tempel 1 se casse au cours de la mission Deep Impact le 04 Juillet, un courant de météorides sera créé plus ou moins de la même manière que le mécanisme qui provoque la plupart de nos pluies de météores", selon l'astronome Peter Jenniskens du SETI Institute, dans un papier accepté pour publication dans Astronomical Journal.
Jenniskens a découvert un fragment de la comète perdue D/1819 W1 (Blanpain), vue pour la dernière fois en 1819. Elle a survécu 36 orbites, et a été détectée le 22 Novembre 2003 par le Catalina Sky Survey comme une planète mineure appelée 2003 WY25. Elle est passée à proximité de la Terre à une distance de seulement 0.025 AU (3.7 millions de kilomètres) le 11 Décembre 2003. Après une meilleure détermination de son orbite, Jenniskens a fait remonter l'objet à la comète perdue Blanpain en 1819. 2003 WY25 est un objet minuscule, de seulement 400 mètres de diamètre, en supposant que, comme les objets semblables, il reflète environ 4% de la lumière du Soleil qu'il reçoit.
Jenniskens et le co-auteur Esko Lyytinen, un astronome
amateur de Finlande, ont calculé comment les débris
d'une dissolution en 1819 auraient dévié sous l'influence
des perturbations planétaires. Ils ont découvert qu'une
dissolution pendant (ou juste avant) le retour de 1819 peut expliquer
une pluie spectaculaire des météores qui a rayonné
de la constellation de Phoenix en 1956. Cette année-là,
la planète Jupiter avait orienté la traînée
de débris sur le chemin de la Terre.
"L'idée du 19ème siècle que les pluies de météorites proviennent de la dissolution de comètes a été mise de côté après que l'astronome Fred Whipple, en 1951, ait développé une description quantitative de l'accélération de météorides par la traînée de vapeur d'eau", dit Jenniskens. Depuis, les pluies météoritiques ont été pensées pour être provoquées par l'éjection progressive des météorides lorsque la glace de la comète s'évapore à l'approche du Soleil".
Au lieu de cela, il s'avère maintenant que de nombreux courants de météorides sont provoqués par la désintégration en gros de comètes, lesquelles sont des assemblages vagues de cométésimals et sont connues pour se fragmenter fréquemment. Il y a plusieurs causes possibles à de telles fragmentations, dont une est les collisions avec de grands météorides comme celle simulée par la mission Deep Impact.
L'année dernière, Jenniskens a identifié la planète mineure 2003 EH1 dans l'orbite de l'important essaim des Quadrantides de Janvier, et a suggéré que l'objet était le résidu d'une comète cassée provoquant l'essaim des Quadrantides. Une comète vue en 1490-1491 (C/1490 Y1) était peut-être la manifestation de cette rupture.
La détection de 2003 WY25 fournit un deuxième exemple de la formation d'un essaim météoritique par la désintégration d'une comète. D'autres pluies bien connues de météores qui proviennent probablement de la dissolution d'une comète, selon Jenniskens, incluent les Géminides de Décembre (avec les restes de 3200 Phaethon), tout comme les Ariétides diurnes de Juin et les delta-Aquarides de Juillet qui sont associées aux fragments de comètes du groupe de Marsden qui frôlent le Soleil. Il est maintemant aussi probable que les spectaculaires tempêtes des Andromédides en 1872 et 1885 étaient dues à la fragmentation progressive de la comète 3D/Biela en 1846 et 1852.
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Comètes SOHO : C/2005 H9, J3, J4 , J5, J6, J7, J8, J9, J10
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Neuf nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2005-M14 et MPEC 2005-M15.
C/2005 H9 (SOHO) (B. Zhou) C/2005 J3 (SOHO) (C. Liang) C/2005 J4 (SOHO) (M. Meyer) C/2005 J5 (SOHO) (T. Hoffman)
C/2005 J6 (SOHO) (B. Zhou) C/2005 J7 (SOHO) (B. Zhou) C/2005 J8 (SOHO) (H. Su) C/2005 J9 (SOHO) (J. Sachs) C/2005 J10 (SOHO) (B. Zhou)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2005 H9 qui appartient au groupe de Meyer.
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C/2004 PY42 (CINEOS)
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L'astéroïde de type Centaure découvert à la magnitude 19.5 le 10 Août 2004 dans le cadre du programme de surveillance CINEOS (Campo Imperatore Near Earth Ojects Survey), et répertorié sous la dénomination 2004 PY42, a révélé sa nature cométaire lors d'observations faites par S. C. Tegler (Mt. Graham) les 07 et 08 Juin 2005, et par W. Romanishin (LPL/Spacewatch II) le 17 Juin 2005.
Des image prises le 12 Juin 2002 par NEAT et en été 2003 par Spacewatch ont été retrouvées, images sur lesquelles l'objet ne montrait toujours pas d'activité cométaire.
Les éléments orbitaux de la comète C/2004 PY42 (CINEOS) indiquent un passage au périhélie le 25 Avril 2001 à une distance de 11.78 UA, et une période de 64,78 ans.
La comète C/2004 PY42 (CINEOS) a reçu la désignation définitive de 167P/CINEOS.
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Tempel 1
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Cette image est une compilation de 4 images qui ont été prises le 13 Juin 2005 à travers le filtre clair de l'instrument MRI (Medium Resolution Imager) de Deep Impact. Le vaisseau spatial était alors à 18.675.317,9 km de la comète Tempel 1, et le Soleil est situé vers la droite de l'image.
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Ondulations dans le Fond de Neutrinos Cosmique mesuré pour la première fois
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Des astrophysiciens des Universités d'Oxford et de Rome ont pour la première fois trouvé la preuve d'ondulations dans la mer primordiale de neutrinos de l'Univers, confirmant les prédictions tant de la théorie de Big Bang que du Modèle Standard de la physique des particules.
Les neutrinos sont des particules élémentaires sans charge et de très petite masse, qui sont extrêmement difficiles à étudier en raison de leur interaction très faible avec la matière. Pourtant la définition exacte des propriétés physiques des neutrinos est d'une importance primordiale pour les scientifiques essayant de comprendre les composantes fondamentales de la Nature. Selon le modèle standard du Big Bang, les neutrinos pénètrent l'Univers à une densité d'environ 150 par centimètre cube. La Terre est donc immergée dans un océan de neutrinos, sans que nous le remarquions.
Bien qu'il soit impossible de mesurer ce "Fond de neutrinos cosmique" directement avec la technologie actuelle, les physiciens prévoient que les ondulations ou des vagues dans celui-ci ont un impact sur la croissance des structures dans l'Univers.
Dans la recherche prochainement publiée dans le journal Physical Review Letters, le docteur Roberto Trotta, Lockyer Fellow de la Société Astronomique Royale au Département de Physique d'Oxford et le docteur Alessandro Melchiorri de l'Université La Sapienza à Rome, ont été capable de démontrer pour la première fois l'existence des ondulations d'origine primordiale dans le Fond de Neutrinos Cosmique.
La découverte, faite en combinant des données produites par le satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) et du SDSS (Sloan Digital Sky Survey), confirme les prédictions tant de la théorie de Big Bang que du Modèle Standard de la physique des particules. La recherche a des implications importantes pour l'étude des neutrinos, montrant que les théories de l'infiniment grand (la cosmologie) et de l'infiniment petit (la physique des particules) sont en accord.
Selon le docteur Trotta : "Cette recherche fournit une nouvelle preuve importante en faveur du modèle cosmologique actuel, l'unifiant avec les théories de physique fondamentale. La cosmologie devient un laboratoire de plus en plus puissant où la physique non facilement accessible sur la Terre peut être évaluée et vérifiée. La haute qualité des données cosmologiques récentes nous permet d'examiner les neutrinos dans la structure cosmologique, obtenant des mesures qui sont compétitives avec - si non supérieures à - des découvertes d'accélérateur de particules."
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La Terre formée d'astéroïdes fondus
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Une nouvelle recherche importante décrivant comment la Terre a été formée d'astéroïdes fondus il y a 4.5 milliards d'années est publiée dans l'édition du 16 Juin de Nature. L'article a été écrit par le Dr Richard Greenwood et le Dr Ian Franchi du PSSRI (Planetary and Space Sciences Research Institute) de l'Open University.
"Cette recherche est importante parce qu'elle démontre que les événements et processus sur les astéroïdes au cours de la naissance du Système solaire ont déterminé la composition actuelle de notre Terre", annonce le Dr Greenwood.
Juste après la formation de notre Système solaire il y a 4.5 milliards d'années, de petits corps planétaires se sont formés, avec un peu de fonte pour produire des roches volcaniques et apparentées. Les chercheurs de l'Open University ont analysé des météorites pour voir comment les processus sur des astéroïdes peuvent avoir contribué à la formation de la Terre.
Dans leur article “Des océans de magma répandus sur des corps d'astéroïdes dans le premier Système Solaire” les docteurs Greenwood et Franchi montrent que quelques astéroïdes ont connu la fonte à grande échelle, avec la formation d'océans profonds de magma. De tels astéroïdes fondus seraient devenus feuilletés avec de la roche plus légère se formant près de la surface, tandis que des roches plus denses étaient plus profondément à l'intérieur. Puisque les grands corps, comme la Terre, se sont développés par incorporation de beaucoup de tels corps plus petits, ces résultats importants apportent une nouvelle lumière sur les processus impliqués dans la construction de planètes.
Les chercheurs suggèrent que dans l'environnement chaotique et riche en impact du premier Système Solaire, des quantités significatives de couches extérieures de ces astéroïdes fondus auraient été enlevés avant de devenir une partie de la Terre en pleine croissance. Ce processus est une meilleure explication de la composition de la Terre que les théories précédentes qui faisaient appel à de grandes quantités d'éléments légers dans le coeur dense de la Terre, ou de matériels précurseurs inconnus. Les chercheurs de l'Open University désignent de récentes observations astronomiques qui montrent que ces processus sont aussi importants dans d'autres systèmes planétaires, comme ceux autour de l'étoile Beta Pictoris.
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Le SMA confirme que les systèmes proto-planétaires sont courants dans la galaxie
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Dans l'environnement chaotique de la Nébuleuse d'Orion, où les températures atteignent 10.000 degrés Celsius, et où les vents stellaires soufflent à 3,2 millions de km/h, des astronomes ont trouvé au moyen du SMA (Submillimeter Array) de Mauna Kea (Hawaii) que les systèmes protoplanétaires peuvent actuellement conserver leurs poussières et former de nouveaux systèmes planétaires comme le nôtre, en dépit de leur environnement hostile.
Puisque dans la Galaxie la plupart des étoiles semblables au Soleil se forment finalement dans des environnements comme celui de la Nébuleuse Orion, les résultats du SMA suggèrent que la formation de systèmes solaires comme le nôtre est courante et est un événement ininterrompu dans la Galaxie.
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La comète C/2005 K2 (LINEAR) se fragmente
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Plusieurs observateurs ont rapporté la présence d'un second noyau qui semble s'être détaché de la comète C/2005 K2 (LINEAR). Les images prises par D. Strange (Angleterre), M. Jäger and G. Rhemann (Autriche), G. Sostero and E. Guido (Italie), ou encore J. A. Reyes et S. Pastor (Espagne) montrent une faible condensation secondaire. Cette apparente cassure du noyau pourrait être la cause de la forte augmentation de luminosité notée ces derniers jours, la comète étant passée de la magnitude 13 à celle de 9 en peu de temps. (IAUC 8543)
Images :
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P/2005 L4 (Christensen)
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Cette nouvelle comète a été découverte le 13 juin 2005 par Eric J. Christensen (Mt. Lemmon Survey), et confirmée par les observations ultérieures. Des images antérieures à la découverte, prises les 03, 08 et 12 Juin dans le cadre du programme de surveillance Spacewatch, ont été retrouvées.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2005 L4 (Christensen) indiquent un passage au périhélie à la magnitude 18,6 le 24 Août 2005 à une distance de 2,3 UA du Soleil, et une période de 8,32 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 24 Août 2005 à une distance de 2.3 UA du Soleil, et une période de 8.34 ans.
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Une petite planète rocheuse tournant autour d'une autre étoile
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Des chercheurs ont annoncé aujourd'hui la découverte de la plus petite planète extrasolaire à ce jour, une qui ressemble plus que toute autre trouvée à ce jour à notre propre planète.
La planète est entre 6 à 9 fois la masse de la Terre et orbite son étoile hôte en 1,94 jours à la distance de 0.021 UA, soit environ 3 millions de km. La surface de la planète est chaude et a été estimée être d'environ 200-370° Celcius d'après les observations et les calculs.
L'étoile hôte autour de laquelle cette planète tourne est Gliesse 876, une petite naine rouge d'un tiers de la masse de notre Soleil et située à 15 années-lumière (4,72 parsecs) de notre Système solaire.
Selon l'astronome Geoff Marcy, "on a découvert 155 planètes extrasolaire au cours de la décennie passée. Jusqu'à présent toutes ces planètes sont des géantes gazeuses - semblables à Jupiter et Saturne avec des masses de 100 à 1000 fois celle de la Terre. L'année dernière nous avons annoncé deux planètes de classe Neptune. Aujourd'hui nous annonçons un nouveau type de planète - de beaucoup inférieure à n'importe quelle autre annoncée autour d'une étoile semblable au Soleil. Elle est plus semblable à la Terre que d'autres planètes précédemment découvertes. Nous n'avons aucune planète analogue comme celle-ci dans notre Système solaire. Nous ne connaissons pas sa composition - si elle est toute de roche ou d'une certaine chimère de roche, de glace et d'une atmosphère épaisse - peut-être un hybride de la Terre et d'Uranus."
La découverte de cette planète était heureuse. Selon Marcy, il ya deux planètes de la taille de Jupiter précédemment découvertes orbitant au loin cette étoile. "Ces deux planètes s'attirent l'une et l'autre et leurs orbites changent notablement chaque année. Nous avons utilisé le télescope Keck pour étudier ces deux planètes et avons découvert cette planète fortuitement au moyen de l'effet Doppler".
De nombreuses améliorations ont été faites dans l'utilisation de l'Effet Doppler. "Cette technologie nous permet de mesurer la vitesse d'une étoile avec une exactitude de +/-1 mètre par seconde - c'est la vitesse de marche d'un humain", note Marcy.
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Un second « bedrest » féminin se prépare
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A Toulouse, douze femmes ont subi 60 jours d'alitement volontaire pour simuler les effets physiologiques de l'impesanteur sur l'organisme. Aujourd'hui, on recherche activement douze nouvelles candidates pour prolonger l'expérience et approfondir les résultats.
Début juin, les douze volontaires de la première session de l'étude WISE (Women International Simulation Experiment), ont été « libérées » progressivement, au fur et à mesure que le suivi de leur retour à la station debout prenait fin à la clinique spatiale du MEDES (Institut de Médecine et de Physiologie Spatiale), à Toulouse.
Pendant deux mois, ces douze femmes sont restées allongées avec une inclinaison de 6°, les pieds légèrement surélevés par rapport à la tête, afin d'induire dans leur organisme les mêmes phénomènes que ceux causés par de longues périodes d'impesanteur. Elles étaient réparties en trois groupes de quatre, afin d'étudier les effets de contre-mesures destinées à combattre les pertes de masse musculaire, aqueuse et osseuse, ainsi que les décroissances de certaines fonctions (cardiaques, mouvements,..). Alors qu'un groupe témoin n'effectuait aucune activité particulière, un groupe « exercice » était soumis à des séances d'exercice régulières et un autre voyait ses repas quotidiens accompagnés d'une ration de complément alimentaire (certains aminoacides qui sont les composants de base des protéines).
« La nutrition a une grande influence sur l'adaptation physiologique » relève Didier Schmitt, responsable des programmes des Sciences du Vivant à l'ESA. « Nos premiers résultats, qui doivent encore être confirmés, indiquent que les volontaires qui absorbaient des compléments en acides aminés parvenaient à mieux préserver leurs performances musculaires et vasculaires ».
« Les exercices physiques ont également confirmé leur utilité », renchérit Peter Jost de l'ESA, coordonnateur du projet WISE, « une session de quelques minutes tous les trois jours sur le Flywheel constitue une contre-mesure très efficace pour prévenir la perte de masse musculaire dans les cuisses et dans une moindre mesure dans les mollets ». Le Flywheel est un appareillage de musculation spécialement conçu pour fonctionner en impesanteur (mais aussi au sol). Il utilise le principe du yoyo sur une poulie métallique – un volant d'inertie - pour appliquer des efforts de flexion et d'extension dans les jambes.
Des résultats encore préliminaires Aujourd'hui, les 70 scientifiques partenaires du programme compilent leurs premiers résultats. Du fait de la complexité des analyses des quelque 184 examens et 40 prélèvements sanguins effectués sur chacune des volontaires, il est encore trop tôt pour parvenir à des conclusions définitives.
« L'étude a été conçue pour 24 candidates », rappelle Peter Jost, « et nous avons vraiment besoin de doubler les protocoles expérimentaux que nous avons pratiqués lors de cette première phase pour commencer à pouvoir tirer des conclusions statistiquement significatives ».
La session qui vient de s'achever à Toulouse constitue une première mondiale car jamais une expérience de « bedrest » féminin aussi longue et complexe n'avait été accomplie. Les vols spatiaux de longue durée pratiqués par des femmes restent encore relativement rares. Seules quatre (une Russe et trois Américaines) ont effectué un vol de plus de deux mois. Se pose aussi la question de savoir pourquoi les femmes plus souvent victimes que les hommes de vertiges ou d'évanouissements lorsqu'elles passent d'une position couchée ? une position debout après un vol spatial de courte durée. Cette « intolérance orthostatique » est à ce jour la seule différence connue entre les réactions des deux sexes à l'impesanteur. C'est pourquoi les principales agences spatiales du monde entier y sont associées : l'ESA et le CNES, bien sûr, mais aussi la NASA et l'Agence Spatiale Canadienne .
Applications sur Terre Les études physiologiques menées dans le cadre des expériences de « bedrest » ne se limitent pas à la préparation des vols spatiaux de longue durée, loin de là, elles trouvent aussi de nombreuses applications sur Terre, par exemple pour l'aide aux malades nécessitant un alitement prolongé , ou pour la lutte contre l'ostéoporose en général.
« Cette inactivité prolongée sous contrôle médical est aussi idéale pour étudier les mécanismes précurseurs du syndrome métabolique » relève avec enthousiasme Peter Jost. Lié à la sédentarisation et à la baisse d'activité physique, le syndrome métabolique est à l'origine de l'augmentation fulgurante des cas d'obésité dans les sociétés modernes et de l'accroissement des risques de maladies cardio-vasculaires. « C'est un mal qu'il faut combattre avant qu'il ne s'installe et les premiers résultats que nous avons engrangés devraient nous permettre de mieux en comprendre les premières phases et de définir les meilleurs moyens de lutter contre ses effets négatifs ».
Des volontaires pour la 2e phase Pour la seconde phase, qui doit débuter en septembre, l'ESA, le CNES et le MEDES sont à la recherche de 12 nouvelles volontaires dans toute l'Union Européenne.
« L'aspect international de cette sélection est également important pour les facteurs psychologiques », note Peter Jost. « Les équipages des futures missions de longue durée seront mixtes et internationaux or nous savons que l'équilibre psychologique joue un rôle de premier plan sur l'équilibre physiologique ».
Ces femmes devront avoir entre 25 et 40 ans, être en bonne santé, non-fumeuses, bénéficier d'une couverture sociale. Pour des raisons d'ordre pratique, elles devront également parler couramment français ou anglais. Par ailleurs, au cours de l'expérimentation, des analyses et des échographies de contrôle seront pratiquées quotidiennement sur les volontaires pour prévenir tout risque de thrombose.
Loin de se considérer comme de « cobayes », les volontaires de la première session n'hésitent pas à rappeler leur rôle central dans cette étude et l'intérêt qu'elles ont pris à y participer en tant que membres à part entière de l'équipe.
Elles étaient rayonnantes lors de leur présentation à la presse le 2 juin, deux semaines à peine après le lever des premières d'entre elles et à la veille de leur départ. Toutes se sont accordées pour qualifier cette expérience personnelle comme « un moment unique et inoubliable » dans leur vie, qu'elle seraient prêtes à retenter. Un jugement à ne pas prendre à la légère quand il vient d'une championne d'aviron, de deux parachutistes ou d'une globe-trotteuse émérite : ce sont des femmes d'expérience.
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BLAST, un télescope suspendu à un ballon, vole de la Suède au Canada
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Le Canada et trois pays partenaires, les États-Unis, le Royaume-Uni et le Mexique, mènent une expérience inusitée cette semaine dans le ciel de l'Arctique. Suspendu à un énorme ballon à hélium, un télescope de 2000 kg appelé BLAST (pour Balloon-borne Large Aperture Sub-millimetre Telescope) se déplace à 38 000 m d'altitude en observant des étoiles et galaxies lointaines. Lancé le 11 juin au-dessus de Kiruna, en Suède, BLAST mettra environ six jours pour atteindre Inuvik, près de la mer de Beaufort dans le Grand Nord canadien. Le télescope de 2 m offre un niveau de précision et une résolution d'images encore inégalés par les observatoires terrestres.
« Le fait de suspendre le télescope à un ballon est plutôt inusité, mais BLAST est une mission d'astronomie très intéressante, a mentionné M. Alain Berinstain, directeur de l'Exploration planétaire et de l'Astronomie spatiale à l'Agence spatiale Canadienne. Ceci nous permet de faire des observations depuis la haute atmosphère, avec une qualité de mesures impossible à obtenir depuis le sol. »
« BLAST ouvre une nouvelle fenêtre sur l'Univers, a déclaré M. Barth Netterfield, chef de l'équipe scientifique canadienne et professeur au département de Physique et d'Astronomie de l'Université de Toronto. La mission étudiera des questions fondamentales associées à la formation et à l'évolution des étoiles et des galaxies. » BLAST observera de nombreuses galaxies éloignées qui abritent des pépinières d'étoiles, étudiera les premières étapes de la formation des étoiles et des planètes et fera des cartes à haute résolution d'émissions galactiques diffuses.
Le Canada a fourni la nacelle, le système de contrôle de guidage, le système de collecte des données, les logiciels de bord et des stations terrestres, le système d'alimentation et l'intégration globale des systèmes. Les partenaires canadiens sont l'Université de Toronto (Barth Netterfield), l'Université de la Colombie-Britannique (Mark Halpern) et AMEC de Port Coquitlam, en C.-B. La part canadienne du montage financier provenait de l'Agence spatiale canadienne, du Conseil de recherches en sciences naturelles et en génie du Canada (CRSNG), du Fonds ontarien pour l'innovation et de l'Université de Toronto.
On compte parmi les partenaires internationaux du projet l'Université de la Pennsylvanie, l'Université Brown, l'Université de Miami, le Laboratoire de recherche sur la propulsion (JPL), l'Université Cardiff et l'Institut national d'astrophysique du Mexique. La NASA et le Conseil britannique de recherche en physique des particules et en astronomie (PPARC) ont aussi financé la mission.
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Coprates Chasma
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Les images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial MarsExpress, montrent Coprates Chasma, une cuvette principale dans le système de canyons de Valles Marineris.
Le HRSC a obtenu ces images au cours de l'orbite 449 avec une résolution d'image d'environ 48 mètres par pixel.
Les scènes montrent la région contenant les sections de Coprates Chasma et la Chaîne Coprates, sur un secteur centré à environ 13.5º Sud et 300º Est, approximativement au centre du système de canyons de Valles Marineris.
La cuvette de Coprates Chasma se prolonge sur approximativement 60 km à 100 km de large et s'étend à 8-9 km au-dessous des plaines environnantes.
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Le Spitzer capture l'écho des murmures d'une étoile morte
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Un énorme écho de lumière gravé dans le ciel par une étoile morte intermittente a été découvert par les yeux infrarouges du télescope spatial Spitzer.
La conclusion étonnante indique que Cassiopeia A, le reste d'une étoile qui est morte dans une explosion de supernova il y a 325 ans, ne repose pas en paix. Au lieu de cela, cette étoile morte a probablement éjecté un éclat d'énergie très récemment, il y a 50 ans. Cassiopeia A, l'un des objets les plus étudiés dans le ciel, subit toujours des convulsions mortelles avant de se diriger vers sa tombe finale.
L'écho de Cassiopeia A est le premier rapporté autour d'un étoile morte depuis longtemps et le grand jamais vu. L'écho de lumière de Cassiopeia A a été découvert par accident lors d'un essai d'instrument du Spitzer.
Un reste de supernova comme Cassiopeia A se compose typiquement d'un coque externe scintillante de matière expulsée et d'un squelette de noyau d'étoile, appelé une étoile à neutrons. Il existe plusieurs variétés d'étoiles à neutrons, des intensément actives aux silencieuses. Typiquement, une étoile qui est récemment morte continuera à se détraquer. Par conséquent, les astronomes ont été rendus perplexes du fait que l'étoile responsable de Cassiopeia A semblait être silencieuse peu après sa mort.
Le nouvel écho infrarouge indique que l'étoile à neutrons de Cassiopeia A est en activité et peut même être un type d'objet exotique appelé un magnétar. Les magnétars sont comme des cris d'étoiles mortes, avec des surfaces éruptives qui éclatent et tremblent, déversant au dehors des quantités énormes de rayons gamma de haute énergie. Spitzer pourrait avoir capturé le "hurlement" d'une telle étoile sous forme de lumière passant comme un éclair à travers l'espace et réchauffant ses environs.
Lorsque les astronomes ont regardé les mêmes caractéristiques de poussières quelques mois plus tard avec des télescopes terrestres, la poussière semblait s'être déplacée à l'extérieur à la vitesse de la lumière. Les observations suivantes du Spitzer effectuées un an plus tard ont révélé que la poussière ne se déplaçait pas, mais était illuminée par la lumière passante.
Une inspection de plus près des images de Spitzer a révélé un mélange d'au moins deux échos de lumière autour de Cassiopeia A, un de son explosion de supernova et un du hoquet d'activité qui s'est produit vers 1953. Les observations complémentaires de Spitzer de ces échos de lumière peuvent aider à définir exactement leur énigmatique source.
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Deux millions d'années de variations du champ magnétique terrestre
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Pour tenter d'éclaircir le mystère non résolu de l'origine des inversions du champ magnétique terrestre, des chercheurs de l'Institut de physique du globe de Paris (CNRS - Université de Paris 7) et du Laboratoire des sciences du climat et de l'environnement (CNRS-CEA) ont étudié la variation de l'intensité du champ magnétique dipolaire au cours des deux derniers millions d'années. Ils ont analysé des sédiments provenant de différents bassins océaniques répartis autour du globe. Les résultats, publiés dans la revue Nature du 9 juin, révèlent de nouvelles propriétés du champ magnétique associées aux inversions.
Le champ magnétique terrestre, que l'on assimile à un dipôle à la surface de la Terre (dont les pôles attirent la pointe aimantée de la boussole), ne cesse de varier au cours du temps au point de pouvoir s'inverser fréquemment à l'échelle des temps géologiques : le pôle nord passant au sud et réciproquement. Cette particularité bien connue en géologie a permis d'établir une échelle de temps utilisée pour dater les roches. L'origine et les mécanismes associés à ces inversions restent à éclaircir. On sait que le champ magnétique est induit par des courants animant l'alliage de fer et de nickel en fusion qui constitue la partie liquide du noyau de la Terre. C'est ce que l'on appelle la dynamo terrestre. On pense que si le champ varie à la surface de la Terre, c'est vraisemblablement que les courants du noyau liquide, situé à plus de 2900 km de profondeur, ne sont pas stables. Que se passe-t-il dans le noyau qui provoque une inversion du champ magnétique ? On ne le sait pas encore. Pour tenter d'élucider ce mystère qui mobilise les spécialistes de tous pays depuis des décennies, deux voies complémentaires sont possibles : la modélisation numérique ou expérimentale et l'analyse précise des variations du champ magnétique au cours du temps.
C'est cette dernière voie qu'ont choisie Jean-Pierre
Valet et ses deux collègues Laure Meynadier et Yohan Guyodo
depuis plusieurs années. Ils ont analysé finement
les variations du champ magnétique enregistrées par
l'aimantation des sédiments marins provenant de différents
bassins océaniques répartis autour du globe. Pour
la première fois, ils viennent de reconstituer l'évolution
de l'intensité du champ dipolaire à l'échelle
globale au cours des deux derniers millions d'années. Cette
intensité fluctue considérablement au cours du temps,
même entre deux inversions quand le dipôle est considéré
comme étant stable. Les chercheurs ont observé différentes
périodes correspondant à des intensités moyennes
du dipôle sensiblement différentes. Ils montrent que
plus cette intensité moyenne est faible, plus la fréquence
des inversions est grande : en effet, pendant ces périodes
de faible intensité moyenne le champ continue à fluctuer
avec la même amplitude. Il atteint donc d'autant plus fréquemment
des valeurs très faibles. C'est alors que des instabilités
importantes peuvent aboutir à un renversement du pôle.
Au cours de ces deux millions d'années plusieurs inversions
se sont produites. Pour chacune d'elles les chercheurs ont constaté
un comportement systématique : l'intensité diminue
régulièrement avant chaque inversion pendant 60 à
80 mille ans, puis augmente très rapidement lorsque le renversement
est achevé. Cette dissymétrie témoigne de mécanismes
différents qui restent à comprendre lors de ces phases
de dégradation et de régénération du
champ.
Ces observations sont précieuses pour les modélisateurs qui doivent les confronter aux résultats des modélisations numériques de la dynamo terrestre et parvenir à comprendre les mécanismes des inversions.
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Une "aurore boréale" détectée sur Mars
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Une équipe internationale, conduite par un chercheur du CNRS du Service d'Aéronomie (CNRS/Université Paris VI/Université de Versailles), Verrières-le-Buisson, vient pour la première fois de détecter l'équivalent d'une aurore boréale sur Mars, mais pas au-dessus d'un pôle. Le spectromètre SPICAM, embarqué à bord de la sonde Mars Express, l'a localisée dans la nuit martienne : elle occupe une région de 30 kilomètres de diamètre, correspondant à une zone de champ magnétique fossilisé déjà révélée par la sonde Mars Global Surveyor de la NASA. Ces travaux sont publiés dans la revue Nature du 9 juin 2005.
Les aurores polaires sont dues à l'interaction de particules électriquement chargées (électrons, protons, ions provenant du Soleil) avec la haute atmosphère. Ces particules sont guidées par les lignes de force du champ magnétique terrestre et, en entrant dans l'atmosphère, elles excitent les molécules qui la composent. Ces dernières se désexcitent en émettant de la lumière, produisant le magnifique spectacle des aurores boréales et australes. Des aurores polaires ont déjà été détectées sur Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, qui sont dotées de champs magnétiques. Des aurores ont également été détectées sur Vénus, dépourvue de champ magnétique : elles se répartissent alors sur tout le disque de la planète. Comme Venus, Mars ne possède pas de champ magnétique global, mais la sonde Mars Global Surveyor (MGS) de la NASA a mis en évidence un champ magnétique fossile ou « rémanent », localisé dans certaines régions de la surface martienne.
C'est avec le spectromètre SPICAM (Spectroscopy
for the investigation of the characteristics of the atmosphere of
Mars), embarqué sur la sonde Mars Express de l'ESA, que les
chercheurs ont découvert l'aurore martienne. L'instrument
a détecté des raies de lumière ultraviolette
caractéristiques de la désexcitation du monoxyde de
carbone et de l'atome d'oxygène. Ces espèces proviennent
de l'interaction d'un flux de particules chargées (probablement
des électrons) avec les molécules de dioxyde de carbone,
constituant principal de l'atmosphère martienne. Cette aurore
a été découverte du côté nuit.
Du côté jour, elle aurait été invisible,
car noyée dans les émissions dues à l'interaction
des rayons du Soleil avec l'atmosphère.
La zone d'émission mesure 30 kilomètres de diamètre. Elle se situe à une altitude de 130 kilomètres (ces particules chargées, arrêtées par l'atmosphère, ne parviennent pas jusqu'à la surface). Les chercheurs ont comparé leurs résultats avec les données de la sonde Mars Global Surveyor, qui a effectué la cartographie magnétique de la surface de Mars : la zone d'émission enregistrée par SPICAM correspond à la zone où le champ magnétique rémanent de Mars est le plus intense. Cette correspondance confirme que les émissions sont dues à un flux d'électrons, qui se précipitent le long des lignes de force du champ magnétique et qui interagissent avec l'atmosphère.
Cette observation montre pour la première fois l'importance du champ magnétique rémanent de Mars, qui concentre le flux d'électrons provenant du Soleil (par un chemin qui reste mal compris) dans de petites régions de l'atmosphère martienne, entraînant des aurores locales. Les particules créent sans doute aussi une ionosphère (elles arrachent des électrons aux molécules de l'atmosphère) en pleine nuit, alors qu'en principe celle-ci n'existe que du côté jour sous l'action du Soleil. L'hypothèse de l'ionosphère sera bientôt testée grâce au radar Marsis, embarqué à bord de la sonde Mars Express, qui devrait entrer en fonctionnement cet été.
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SMART 1 détecte du calcium sur la Lune
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SMART 1, encore actuellement dans la phase de calibration de ses instruments variés, a déjà produit des résultats scientifiques intéressants.
Grâce aux mesures réalisées par le D-CIXS X-ray spectrometer, le vaisseau spatial SMART 1 a fait la première télédétection sans équivoque de calcium sur la Lune.
Profitant d'un éclat solaire survenu le 15 Janvier 2005, le D-CIXS a enregistré la présence de calcium, d'aluminium, de silicium et de fer, dans la Mer des Crises et plus loin au nord.
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Le volcan sur Titan pourrait rejeter du méthane
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Une équipe de scientifiques européens et américains, utilisant les données de Cassini-Huygens, a constaté que la lune brumeuse Titan de Saturne peut avoir des volcans qui éjectent du méthane dans l'atmosphère.
Ces découvertes peuvent conduire les scientifiques à réviser les théories qui voulaient que la présence de méthane dans l'atmosphère de Titan est principalement due à présence d'un océan d'hydrocarbure riche en méthane.
Les images infrarouges prises par le VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) embarqué sur Cassini, montrent une brillante structure de 30 km de large. Cette structure, imagée au cours du premier survol de Titan le 26 Octobre 2004 depuis une distance de 1.200 km, pourrait être interprétée comme un dôme volcanique formé par les panaches de matière glacée qui sont remontés à la surface de la planète. En fondant, la matière glacée contaminée par des hydrocarbures produirait du gaz méthane.
Les éruptions d'un tel volcan de glace, ou 'cryo-volcanisme', seraient causées par la chaleur produite au cours des mouvements de marée de la matière interne de Titan. Les marées internes de Titan sont attendues puisque sa distance à Saturne varie fortement pendant qu'elle circule sur son orbite très elliptique autour de la planète mère.
Les images du secteur observé montrent aussi que le liquide n'est pas visible à la surface. Cette conclusion est renforcée par la comparaison de caractéristiques superficielles imagées par VIMS avec des caractéristiques semblables imagées par la sonde Huygens au cours de sa descente et l'atterrissage éventuel sur le sol de Titan.
"Avant Cassini-Huygens, l'explication la plus largement acceptée de la présence de méthane dans l'atmosphère de Titan était la présence d'un océan d'hydrocarbure riche en méthane," annonce le docteur Christophe Sotin, de l'Université de Nantes (France) et auteur principal des résultats. "La suite d'instruments à bord de Cassini et les observations au site d'atterrissage de Huygens révèlent qu'un océan global n'est pas présent. Interpréter ce dispositif comme un 'cryo-volcanisme' fournit une explication alternative pour la présence de méthane dans l'atmosphère de Titan", a-t-il ajouté.
Un instrument infrarouge comme VIMS est capable de regarder à travers la brume dense de Titan et de fournir des informations sur la composition chimique et la topographie de la surface.
L'image de résolution la plus haute obtenue couvre un secteur de 150 kilomètres carrés qui inclue le dispositif circulaire brillant de 30 kilomètres, avec deux ailes allongées se prolongeant vers l'ouest. Cette structure ressemble en réalité aux structures volcaniques sur la Terre et Vénus, avec des couches de matière se chevauchant d'une série d'écoulements, bien que la matière volcanique soit différente.
Dans le centre du secteur, les scientifiques voient clairement un dispositif sombre qui peut être interprété comme une dépression. Ainsi, il est facile de l'imaginer comme une caldera volcanique, une structure en forme de boule formée au-dessus des chambres de matière fondue.
Si l'hypothèse du cryo-volcanisme est vraie, les canaux noirs vus par Huygens pendant sa descente pourraient avoir été formés par le grand déversement de pluies riches en méthane après les éruptions.
Les scientifiques ont déjà considéré, et ont exclu, d'autres interprétations pour la structure circulaire de 30 kilomètres. En principe, cela pourrait être un nuage, mais les images prises à différents moments montrent que la structure ne varie pas sa forme. Une deuxième interprétation suggérerait que la structure soit une accumulation de particules solides transportées par du gaz ou du liquide, comme cela arrive pour les dunes de sable sur Terre. Toutefois, une forme circulaire ne correspond pas vraiment avec ce processus et les modèles de vent possibles ne correspondent pas avec les directions des vents attendus sur Titan.
Les observations par radar des mêmes régions qui seront faites plus tard par Cassini aideront certainement à confirmer ces découvertes.
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P/2005 JY126 (Catalina)
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Cette nouvelle comète a été découverte le 07 juin 2005 dans la course du Catalina Sky Survey, et confirmée par les images prises par C. Hergenrother (Lunar and Planetary Laboratory) avec le télescope de 1,54m de l'Université de l'Arizona. La comète a été reliée à l'astéroïde répertorié sous la dénomination JY126 découvert par Catalina le 12 Mai 2005. L'objet a également été retrouvé sur des images du Catalina Sky Survey prises le 17 Avril 2005, et sur des images prises le 03 Mai 2005 au Steward Observatory de Kitt Peak.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2005 JY126 (Catalina) indiquent un passage au périhélie à la magnitude 17,2 le 06 Mars 2006 à une distance de 2,12 UA du Soleil, et une période de 7,27 ans.
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Les restes de la supernova N 63A
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Une violente masse de gaz et de poussières à l'aspect désordonnée est vue dans cette image du télescope spatial Hubble d'un reste de supernova voisine. Dénommée N63A, l'objet est ce qui reste d'une étoile massive qui a explosé, expulsant ses couches gazeuses dans une région déjà turbulente.
Le reste de la supernova fait partie de N63, une région de formation d'étoiles dans le Grand Nuage de Magellan (LMC pour Large Magellanic Cloud). Visible dans l'hémisphère sud, le LMC est une galaxie irrégulière se trouvant à 160.000 années-lumière dans notre galaxie de la Voie lactée. Le LMC fournit d'excellents exemples de formation active d'étoiles et de restes de supernovae à étudier avec Hubble.
Beaucoup d'étoiles à proximité immédiate de N 63A sont extrêmement massives. On estime que l'ancêtre de la supernova qui a produit le reste vu ici était environ 50 fois plus massif que notre propre Soleil. De telles étoiles massives ont de forts vents stellaires qui peuvent balayer leur milieu ambiant, formant une bulle fouettée par le vent. On pense que la supernova qui a formé N 63A a éclaté à l'intérieur de la cavité centrale d'une bulle fouettée par le vent, qui elle-même était incluse dans une partie touffue du milieu interstellaire du LMC.
Les images en infrarouge, rayons X, et en émission radio de ce reste de supernova montre la bulle beaucoup plus étendue qui entoure totalement l'émission optique vue par Hubble. Les mini-nuages ou les nuages de forme bizarre qui étaient trop denses pour être balayés par le vent stellaire sont maintenant engloutis dans l'intérieur de la bulle. La supernova a produit une onde de choc qui se propage, qui continue de se déplacer rapidement à travers l'intérieur de la bulle de faible densité, et percute ces nuages, les déchiquetant violemment.
L'image de N 63A d'Hubble est une représentation en couleur des données prises en 1997 et 2000 avec l'instrument WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) d'Hubble. Des filtres de couleurs ont été utilisés pour échantillonner la lumière émise par le soufre (représenté en rouge), l'oxygène (représenté en bleu), et l'hydrogène (représenté en vert).
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Opportunity roule de nouveau sur Mars
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Opportunity s'est finalement dégagé de la dune de sable où il était enlisé, immobilisé avec six roues enfouies à 80% dans le sol martien depuis le 26 Avril. Les ingénieurs ont utilisé un modèle du vagabond sur Terre pour mettre au point une stratégie de conduite pour sortir Opportunity du sable. Aux termes de nombreuses manoeuvres, ce week-end, le vagabond a confirmé qu'il roulait de nouveau librement en envoyant aux scientifiques une image de ses traces de roues peu après sa libération.
Sur le sol martien depuis Janvier 2004, Opportunity et son vagabond jumeau Spirit continuent d'étudier la géologie de Mars sur les côtés opposés de la planète, accomplissant avec succès une mission initialement prévue pour seulement trois mois.
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La source de la supernova 1987A reste invisible
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Lorsque la supernova 1987A a explosé dans le Grand Nuage de Magellan, c'était la plus proche supernova depuis 300 ans, donnant aux astronomes une formidable opportunité d'étudier ce rare phénomène. Une étoile à neutrons ou un trou noir devrait s'être formé au centre de l'anneau de débris, mais jusqu'à présent, toutes les observations entreprises n'ont pas permis la détection d'une source lumineuse au centre du reste de la supernova.
Le détection d'un trou noir ou d'une étoile à neutrons est un défi. Un trou noir peut être détecté seulement lorsqu'il englouti de la matière, parce que la matière se réchauffe et émet de la lumière lorsqu'elle tombe dans le trou noir. Une étoile à neutrons à la distance du Grand Nuage de Magellan peut être détectée seulement lorsqu'elle émet des faisceaux de radiations comme un pulsar, ou lorsqu'elle accroît de la matière chaude comme un trou noir.
Les observations ont éliminé la possibilité d'un pulsar dans SN 1987A. Même si les faisceaux du pulsar ne visaient pas la Terre, ils éclaireraient les nuages environnants de gaz. Toutefois, les théories prévoient qu'il peut s'écouler entre 100 à 100.000 ans pour qu'un pulsar se forme à la suite d'une supernova, parce que l'étoile à neutrons doit se procurer un champ magnétique suffisamment puissant pour alimenter le faisceau du pulsar. SN 1987A est peut être trop jeune pour avoir un pulsar.
En conséquence, la seule manière que les astronomes ont de détecter l'objet central est de rechercher les preuves de l'accroissement de matières dans l'étoile à neutrons ou le trou noir. Cet accroissement pourrait se produire de l'une des deux manières : accroissement sphérique dans lequel la matière tombe dedans dans toutes les directions, ou accroissement du disque dans lequel la matière tombe vers l'intérieur de l'objet compact à partir d'un disque en spirale.
Les données du télescope spatial Hubble éliminent l'augmentation sphérique parce que dans ce processus la lumière serait assez brillante pour être détectée. Si l'accrétion du disque a lieu, la lumière qu'elle produit est très faible, signifiant que le disque lui-même doit être tout à fait petit en masse et étendue. En outre, le manque de rayonnement discernable indique que le taux d'accrétion du disque doit être extrêmement plus faible qu'environ un cinquième de la masse de la Lune par an.
En l'absence d'une détection définitive, les astronomes espèrent en apprendre plus au sujet de l'objet central en étudiant les nuages de poussière qui l'entourent. Cette poussière absorbe la lumière visible et UV et re-émet l'énergie dans les longueurs d'ondes infrarouges.
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C/2005 L3 (McNaught)
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La comète C/2005 L3 (McNaught) a été découverte le 03 Juin 2005 par R. H. McNaught du Siding Spring Survey, et confirmée par les observations ultérieures. Il s'agit de la sixième comète découverte par R. McNaught depuis le début de l'année 2005.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2005 L3 (McNaught) indiquent un passage au périhélie à la magnitude 15,2 le 10 Janvier 2008 à une distance de 5,3 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 15 Janvier 2008 à une distance de 5,59 UA du Soleil.
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C/2005 L2 (McNaught)
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Une nouvelle comète a été découverte le 02 Juin 2005 par R. H. McNaught du Siding Spring Survey, et confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2005 L2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie à la magnitude 19,3 le 15 Septembre 2005 à une distance de 3 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 08 Juillet 2005 à une distance de 3,2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 14 Juillet 2005 à une distance de 3,2 UA du Soleil.
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P/2005 L1 (McNaught)
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La comète P/2005 L1 (McNaught) a été découverte le 02 Juin 2005 à la magnitude 16,5 par R. H. McNaught du Siding Spring Survey. La comète a été confirmée par les observations faites à l'Osservatorio Astronomico di Suno. Des images antérieures à la découverte, prises par LINEAR le 16 Mai et par NEAT le 02 Juin, ont été retrouvées.
Les éléments orbitaux préliminaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique ayant un passage au périhélie à la magnitude 17,4 le 03 Décembre 2005 à une distance de 3,1 UA du Soleil, avec une période de 7,94 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 15 Décembre 2005 à une distance de 3,1 UA du Soleil, et une période de 7,92 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 12 Décembre 2005 à une distance de 3,1 UA du Soleil, et une période de 7,92 ans.
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Tempête de poussières sur Mars
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Une tempête de poussières tourbillonne à la surface du cratère Gusev juste avant midi sur Mars. Le vagabond Spirit a pris la série d'images dans cette spectaculaire animation de 21 frames avec sa caméra de navigation le jour martien (ou sol) 486 du rover (le 15 Mai 2005).
Crédit : NASA/JPL
L'événement s'est produit pendant une durée de 9 minutes et 35 secondes à compter de 11h48, heure locale sur Mars. Le tourbillon, situé au nord-est à environ 1 km de Spirit, voyageait à environ 4,8 mètres par seconde et a couvert une distance d'environ 1,6 km. Le tourbillon était d'environ 34 mètres de diamètre.
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Première observation d'un météore sur Mars
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Les comètes, en passant près du Soleil, éjectent un grand nombre de petites particules, qui se dispersent, mais continuent à voyager le long de l'orbite de la comète. Lorsqu'une planète comme la Terre croise cette orbite, les particules se désintègrent dans l'atmosphère, en produisant des phénomènes lumineux, appelés météores. Ce phénomène vient pour la première fois d'être identifié sur Mars, par une équipe de chercheurs, dont un astronome de l'Observatoire de Paris.
Le 7 mars 2004, une caméra du rover Spirit a photographié une traînée dans l'atmosphère martienne, qui a été identifiée comme un météore produit par un débris de la comète Wiseman-Skiff. Ce météore appartient vraisemblablement à une pluie régulière d'"étoiles filantes", liée au passage proche entre Mars et l'orbite de cette comète, et similaire aux Perséides et aux Léonides qui sont observables sur Terre autour du 11 août et du 17 novembre.
Lorsqu'une comète passe à proximité du Soleil, de nombreuses particules dont la taille est généralement inférieure au cm, sont éjectées. Passage après passage, ces particules se dispersent sur toute l'orbite de la comète. Chaque année à la même période, la Terre passe à proximité de l'orbite "poussièreuse" d'une comète et intercepte des particules (appelées météoroïdes) qui se désintègrent dans l'atmosphère produisant des météores. Par effet de perspective, tous les météores d'une même pluie, et donc issus d'une même comète, semblent émerger d'un point unique dans le ciel, appelé radiant. La constellation dans laquelle se trouve le radiant donne son nom aux météores qui lui sont associés (les Léonides, issus de la comète Tempel-Tuttle émergent du Lion; les Perséides, issus de la comète Swift-Tuttle, de Persée). La traînée a été photographiée par Spirit à une période où une pluie de météores, issue de la comète Wiseman Skiff, avait été prédite sur Mars. La possibilité d'une simple coïncidence est devenue hautement improbable lorsqu'il a été constaté que la traînée était alignée avec le radiant théorique associé à Wiseman-Skiff. La nature du météore et sa comète d'origine ont finalement été confirmées par les variations de luminosité le long de la traînée, la vitesse d'entrée de la particule qui en est déduite, et par la géométrie de l'observation (distance angulaire entre la traînée et le radiant, élévation, orientation par rapport à l'horizon).
Il s'agit du premier météore identifié
dans l'atmosphère de Mars. Sa détection suggère
l'existence d'une pluie régulière de météores,
se produisant chaque année martienne et émergeant
de la constellation de Céphée. Sur Terre, les pluies
régulières comme les Léonides, produisent tous
les ans une activité météoritique accrue mais
peuvent générer ponctuellement des pluies beaucoup
plus courtes et particulièrement intenses, comme ce fut le
cas lors des Léonides en 1998 et 2002. Cela se
produit lorsque la Terre intercepte un essaim de particules éjectées
par la comète lors de l'un de ces derniers passages près
du Soleil. (Après quelques siècles, les particules
finissent par se disperser le long de l'orbite, et contribuent à
la pluie régulière annuelle). L'activité de
la pluie régulière annuelle martienne associée
à Wiseman Skiff n'est pas connue mais une simulation de l'évolution
orbitale des particules éjectées lors des derniers
passages de Wiseman-Skiff près du Soleil, suggère
un pluie des Céphéides intense le 20 décembre
2007.
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P/2005 K3 (McNaught)
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La comète P/2005 K3 (McNaught) a été découverte le 20 Mai 2005 à la magnitude 17,3 par R. H. McNaught du Siding Spring Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par les observations faites au Siding Spring Survey et par celles faites par C. Jacques et E. Pimente du CEAMIG-REA Observatory de Belo Horizonte.
Les éléments orbitaux préliminaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique ayant un passage au périhélie à la magnitude 15,1 le 22 Août 2005 à une distance de 1,4 UA du Soleil, avec une période de 4,25 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie à la magnitude 15,8 le 07 Août 2005 à une distance de 1,5 UA du Soleil, et une période de 10,1 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 11 Août 2005 à une distance de 1,5 UA du Soleil, et une période de 6,98 ans.
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Le jet de matière s'écoulant du quasar oblige à réviser la théorie
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Le plus célèbre des quasars, 3C 273, réserve encore bien des surprises. Deux chercheurs, Robert Zavala (U.S. Naval Observatory) et Greg Taylor (National Radio Astronomy Observatory and the Kavli Institute of Particle Astrophysics and Cosmology), utilisant le radio télescope VLBA (Very Long Baseline Array) ont trouvé quelque chose d'inhabituel au sujet des jets de matières s'écoulant d'un puissant quasar.
Cherchant des preuves pour soutenir cette théorie suggérée en 1993 par l'astrophysicien Roger Blandford, les chercheurs on vu exactement ce que Blandford avait prévu, prouvant l'idée d'un champ magnétique tordu. Cependant les chercheurs ont vu également un autre modèle qui n'est pas expliqué par un tel champ.
En termes techniques, le champ magnétique tordu devrait causer un changement régulier, ou gradient, en quantité suivant la façon dont l'alignement (la polarisation) des ondes radio est tourné lorsqu'on regarde à travers la largeur du jet. Ce gradient apparait dans les observations de VLBA. Cependant, avec un champ magnétique tordu, le pourcentage des ondes qui sont pareillement alignées, ou polarisées, devrait être à son maximum au centre du jet et diminuer progressivement vers les bords. Au lieu de cela, les observations ont montré le pourcentage de polarisation en augmentation vers les bords.
Cela signifie, selon les astronomes, qu'il a là
quelque chose de faux avec le modèle du champ magnétique
tordu ou que ses effets sont effacés
par des interactions entre le jet et le milieu interstellaire qu'il
transperce. "De n'importe quelle manière, les théoriciens
doivent travailler pour calculer comment cela peut arriver,"
note Zavala.
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Des inondations anciennes sur Mars : où Iani Chaos donne sur Ares Vallis
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Les nouvelles images de l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial MarsExpress montrent une grande dépression appelée Iani Chaos et les parties supérieures d'un grand canal d'écoulement appelé Ares Vallis.
Des bandes d'images ont été prises en Octobre 2004, au cours de trois orbites depuis une altitude de 350 kilomètres, avec une résolution de 15 mètres par pixel. Les bandes ont alors été assemblées en une mosaïque qui couvre un secteur de 17,5° de longitude ouest à 3° de latitude nord. La dépression de Chaos Iani, de 180 km de long et 200 Km de large, est connectée au début d'Ares Vallis par une zone de transition de 100 km de large.
D'ici, Ares Vallis continue son cours sur environ 1.400 km à travers l'ancien haut plateau Xanthe Terra, bordée par des flancs de vallée de 2.000 mètres de haut. Finalement Ares Vallis se vide dans Chryse Planitia.
Ces images aident à éclairer l'histoire géologique complexe de Mars. Ares Vallis est l'un des nombreux grands canaux d'écoulement sur Mars dans cette région qui s'est formée il y a des milliards d'années. Beaucoup de caractéristiques de surface suggèrent que l'érosion par de grands flux d'eau a taillé Ares Vallis dans le paysage martien.
Des inondations probablement très gigantesques ont couru le long des pentes, taillant un canyon profond dans Xanthe Terra. Les roches érodées des flancs de la vallée ont été broyées en plus petites fractions et ont été transportées dans l'eau courante.
Finalement cette charge sédimentaire a été déposée loin au nord à l'embouchure d'Ares Vallis dans les plaines Chryse, où Mars Pathfinder a atterri en 1997 pour chercher des traces d'eau avec son petit vagabond Sojourner.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Les scènes exposées dans les images montrent la zone de transition entre Iani Chaos et Ares Vallis. Une distribution chaotique de blocs individuels de roches et de collines forme un modèle perturbé. Ces 'buttes' sont de plusieurs centaines de mètres de haut. Les scientifiques suggèrent qu'elles sont les restes d'un paysage préexistant qui s'est effondré après que des cavités se soient formées au-dessous de la surface.
La courbure allongée de caractéristiques s'étendant du sud au nord avec des terrasses, des "îles" simplifiées et la surface lisse et plate dans le centre de la vallée sont des allusions fortes que c'est l'eau courante qui a taillé la vallée.
La glace stockée dans de possibles cavités dans la région montagneuse martienne pourrait avoir été fondue par la chaleur volcanique. En se déversant, l'eau de la fonte aurait suivi la topographie préexistante vers les plaines du nord.
Une centaine de kilomètres plus loin, un bras de vallée de dix kilomètres de large se mêle à Ares Vallis à l'ouest. Les grandes quantités d'eau en provenance d'Aram Chaos ont rejoint le cours d'eau d'Ares Vallis. Des dépôts en delta sur le sol de la vallée sont les restes des glissements de terrain aux flancs nord.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Sur les falaises récemment érodées,
de possibles couches de lave sont visibles : de telles couches sont
trouvées presque partout dans Xanthe Terra. Plus loin en
aval, une autre branche de vallée entre à Ares Vallis
depuis l'est après être passée par un cratère
d'impact érodé dans Xanthe Terra. À l'ouest
d'Ares Vallis, un lit de rivière plus subtil court en parallèle
à la vallée principale.
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Amalthée bouleverse les théories de formation des lunes
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En étudiant les données du vaisseau spatial Galileo, les scientifiques ont constaté que la lune Amalthée de Jupiter est un amas de roches glacées moins dense que l'eau. Les scientifiques s'attendaient à ce que les lunes plus près de la planète soient rocheuses et non glacées. La découverte bouleverse les théories précédentes sur la façon dont les lunes se forment autour des planètes géantes.
Les modèles actuels impliquent que les températures étaient élévées à la position actuelle d'Amalthée lorsque les lunes de Jupiter se sont formées, mais c'est contradictoire puisque Amalthée est glaciale. Les résultats suggèrent qu'Amalthée s'est formée dans un environnement plus froid. Une possibilité est qu'elle s'est formée plus tard que les principales lunes. Une autre est que la lune s'est formée plus loin de Jupiter, au-delà de l'orbite de la lune Europe ou dans la nébuleuse solaire ou au-delà de la position de Jupiter. Elle aurait été alors transportée ou capturée dans son orbite actuelle autour de Jupiter. L'une ou l'autre de ces explications défie les modèles de formation des lunes autour des planètes géantes.
L'analyse de la densité, du volume, de la forme et des effets de gravité interne conduisent les scientifiques à conclure qu'Amalthée n'est pas seulement poreuse avec des espaces vides à l'intérieur mais contient aussi de la glace substantielle d'eau.
Un modèle de formation des lunes de Jupiter suggère que les lunes plus proches de la planète soient faites dans une matière plus dense que celles plus lointaines. Ceci est basé sur une théorie qu'au début Jupiter, comme une version amoindrie du jeune Soleil, aurait émis assez de chaleur pour empêcher la matière volatile et de faible densité de se condenser et de s'incorporer dans les lunes plus proches. Les quatres plus grandes lunes de Jupiter suivent ce modèle, avec la plus extérieure d'entre elle, Io, également la plus dense, faite principalement de roches et de fer.
Amalthée est une petite lune de teinte rouge qui mesure environ 270 km en longueur et la moitié en largeur. Elle orbite autour de Jupiter à environ 181.000 km, considérablement plus près que la Lune autour de la Terre. Galileo est passé à environ 180 km d'Amalthée le 05 Novembre 2002. Le survol d'Amalthée par Galileo a apporté le vaisseau spatial plus près de Jupiter qu'à n'importe quel autre moment depuis qu'il a commencé à satelliter la planète géante le 07 Décembre 1995. Après plus de 30 rencontres rapprochées avec les quatre plus grandes lunes de Jupiter, le survol d'Amalthée a été le dernier survol de lune pour Galileo.
L'odyssée de 14 années du vaisseau spatial Galileo s'est terminé le 21 Septembre 2003.
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Sources ou Documentations non francophones
