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Nouvelles du Ciel de Juin 2006 |
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Nouvelles du Ciel de Juin 2006 |
Mouvement de l'axe de rotation de la Terre pendant l'hiver 2005-2006
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L'axe de rotation de la Terre est animé de plusieurs mouvements d'oscillations d'amplitude variable. En profitant de l'annulation fortuite des oscillations les plus fortes pendant l'hiver dernier, une équipe de scientifiques a pu montrer pour la première fois, que les variations journalières de la pression atmosphérique ont un effet mesurable, et observé, sur la rotation terrestre.
Les nouvelles technologies permettent aujourd'hui aux scientifiques de déterminer précisément l'amplitude et les causes des oscillations à court terme de l'axe de rotation de la Terre. Comme pour une toupie, cet axe bouge alors que la Terre tourne sur elle-même. Il s'agit en fait de la superposition de nombreux mouvements dont les périodes s'étalent de quelques minutes à plusieurs milliards d'années. Certaines sont très bien étudiées comme le mouvement de Chandler en 433 jours et son homologue annuel, qui peuvent faire basculer l'axe de rotation terrestre d'une dizaine de mètres.
Crédit : Service de la Rotation de la Terre (IERS Earth Orientation Parameter Center) Observatoire de Paris
Les oscillations irrégulières de plus courte période (une semaine environ) on été plus difficiles à étudier, en partie car ces mouvements sont habituellement masqués par ceux des oscillations plus fortes. Récemment, des scientifiques belges et français ont profité d'un caprice dans ces fortes oscillations, conjugué au développement des techniques spatiales de positionnement global (GPS) pour observer directement les mouvements à court terme du pôle entre novembre 2005 et février 2006. Au cours de cette période, le mouvement de Chandler et l'oscillation annuelle du pôle se sont annulées réciproquement, tel que cela se produit tous les 6.4 ans, permettant aux chercheurs de se concentrer sur les oscillations de plus faible amplitude. Le pôle décrit alors de petites boucles, dont les tailles vont d'une feuille de papier A4 à celle d'un téléphone portable, au cours d'un trajet tenant dans un carré d'un mètre de côté.
Sébastien Lambert et Véronique Dehant, du département Systèmes de Référence et Géodynamique de l'Observatoire Royal de Belgique et Christian Bizouard, du laboratoire SYRTE/International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS) de l'Observatoire de Paris, ont profité de cette conjoncture pour utiliser les données GPS les plus récentes qui permettent d'établir avec une grande précision la position du pôle de rotation de la Terre. Ils ont ensuite cherché les causes de ces petites boucles. Dans un article publié ce mois-ci dans la revue américaine Geophysical Research Letters, ils concluent que la configuration météorologique dans l'hémisphère nord a joué un rôle prépondérant. À la fois les placements des hautes - ou basses - pressions par exemple sur l'Asie ou l'Europe du nord - et leurs positions relatives les unes par rapport aux autres, permettent d'exciter le pôle pour lui donner ces petits mouvements en forme de boucle.
Les océans affectent aussi ces mouvements, selon S. Lambert et ses collègues. Ils ont en effet corrélé les variations de pression atmosphérique et océanique avec les petites variations du pôle au cours de cette période de l'hiver 2005-2006. Ces influences atmosphériques et océaniques sont déjà tenues responsables de l'excitation du mouvement de Chandler. Ici, pour la première fois, des scientifiques ont pu montrer que les variations journalières de la pression atmosphérique ont un effet mesurable, et observé, sur la rotation terrestre.
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Les astronomes voient rouge au télescope Canada-France-Hawaii
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La caméra WIRCam (Wide field imaging InfraRed Camera) vient d'être installée au foyer du télescope Canada-France-Hawaii (CFHT). Développée par le CNRS, le Conseil national de recherches Canada (CNRC) et l'Université d'Hawaii sous la direction de CFHT, cette caméra grand champ, travaillant dans le domaine du proche infrarouge, utilise les technologies les plus récentes. Associée avec la caméra grand champ MegaCam déjà opérationnelle, l'ensemble constitue l'un des plus puissants détecteurs au monde qui permettra aux astronomes d'étudier les objets de l'Univers dans les domaines de longueurs d'onde allant du proche ultraviolet au proche infrarouge.
MegaCam est installée au foyer du télescope Canada-France-Hawaii (CFHT) depuis 2003. Il s'agit de la plus grande caméra d'imagerie astronomique au monde. D'importants résultats ont été obtenus avec cet instrument, mais cette caméra est limitée au domaine de longueurs d'onde du visible. Aujourd'hui, le CFHT prolonge sa vision en l'élargissant au domaine du proche infrarouge par la mise en service de la nouvelle caméra WIRCam. Les premiers tests viennent de donner des images d'une qualité exceptionnelle, illustrant la complémentarité avec MegaCam. Les grands programmes en cours avec MegaCam comme l'étude du système solaire et des étoiles, l'étude des grandes structures de l'Univers et l'étude de l'Univers lointain, pourront ainsi être complétés avec les observations réalisées dans le domaine du proche infrarouge par WIRCam. De plus, cette caméra constitue un complément indispensable aux observations effectuées dans l'infrarouge par des télescopes spatiaux tel SPITZER de la NASA.
Avec la mise en service de WIRCam et l'utilisation de MegaCam, le CFHT est le seul télescope au monde qui permet aux astronomes d'observer en grand champ le ciel du proche ultraviolet (0,320µm) au proche infrarouge (2,5µm). Avec un champ visuel équivalent au 1/9 de celui de MegaCam, WIRCam rejoint le club des caméras de très haut niveau installées au sommet du Mauna Kea. De plus, cette caméra sera la première à fonctionner en utilisant les nouveaux détecteurs dans l'infrarouge qui équiperont le futur télescope spatial James Webb (JWST) de la NASA/ESA.
La réalisation de cette caméra est
le fruit d'une collaboration entre le Centre National de la Recherche
Scientifique (CNRS, France), le National Research Council Canada
(NRC, Canada), et l'University of Hawaï, en association avec
deux instituts asiatiques : le Korean Astronomical Observary et
le National Taiwanese University/Academia Sinica Institute for Astronmy
and Astrophysics.
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Galaxies en interaction
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La vie n'est pas facile, même pour les galaxies. Certaines en effet viennent si près de leurs voisines qu'elles sont plutôt déformées. Mais une telle rencontre entre les galaxies a un autre effet : elles engendrent de nouvelles générations d'étoiles, dont certaines éclatent. Le VLT de l'ESO a obtenu un panorama unique d'une paire de galaxies enchevêtrées, dans lesquelles une étoile a éclaté.
En raison de l'importance des explosions d'étoiles, et en particulier des supernovae du Type Ia, pour les études cosmologiques (par exemple relatives aux revendications d'une expansion cosmique accélérée et de l'existence d'un nouveau et inconnu constituant de l'Univers, la prétendue "énergie sombre"), elles sont une cible préférée d'étude pour les astronomes. Ainsi, à plusieurs occasions, ils ont dirigé le VLT (Very Large Telescope) vers une région du ciel qui présente un trio de galaxies étonnantes.
MCG-01-39-003 (en bas à droite) est une galaxie en spirale particulière, avec un nom de numéro de téléphone, qui présente un crochet sur un côté, probablement dû à l'interaction avec sa voisine, la galaxie spirale NGC 5917 (en haut à droite). En fait, davantage de mise en valeur de l'image indique que la matière est ôtée de MCG-01-39-003 par NGC 5917. Ces deux galaxies sont situées à des distances semblables, à environ 87 millions d'années-lumière, vers la constellation de la Balance (Libra).
NGC 5917 (également connue sous le nom d'Arp 254 et de MCG-01-39-002) est environ 750 fois plus faible que ce qui peut être vu à l'oeil nu et est d'environ 40.000 années-lumière de large. Elle a été découverte en 1835 par William Herschel, qui, assez étrangement, semble avoir omis son compagnon crochu, seulement 2.5 fois plus faible.
En bas à gauche de cette image exceptionnelle du VLT, une encore plus faible et inconnue, mais complexe et belle galaxie spirale barrée regarde à distance la paire enchevêtrée, alors que de nombreuses « univers îles » exécutent une danse cosmique dans le fond.
Mais ce n'est pas la raison pour laquelle les astronomes regardent cette région. L'année dernière, une étoile a éclaté à proximité du crochet. La supernova, répertoriée SN 2005cf car elle était la quatre-vingt-quatrième trouvée cette année, a été découverte par les astronomes Pugh et Li avec le télescope robotisé KAIT le 28 Mai. Elle a semblé être projetée sur un pont de matière reliant MCG-01-39-003 à NGC5917. Des analyses supplémentaires avec le télescope de 1.5m de l'Observatoire Whipple ont montré que cette supernova était du type d'Ia et que la matière a été éjectée avec des vitesses allant jusqu'à 15 000 km/s (c'est-à-dire, 54 millions de kilomètres par heure !).
Juste après la découverte, l'ESC (European Supernova Collaboration), menée par Wolfgang Hillebrandt (MPA-Garching, Allemagne) a commencé une campagne prolongée d'observations sur cet objet, à l'aide d'un grand nombre de télescopes autour du monde.
Il y a eu plusieurs indices sur le fait que la rencontre de galaxies et/ou les phénomènes d'activité de galaxies peuvent produire un accroissement de la formation d'étoiles. Par conséquent, on s'attend à ce que le nombre de supernovae dans ce genre de système soit plus grand par rapport aux galaxies isolées. Normalement, ce scénario devrait favoriser principalement l'explosion de jeunes étoiles massives. Néanmoins, les études récentes ont prouvé que de tels phénomènes pouvaient augmenter le nombre d'étoiles qui éclatent par la suite en supernovae de Type Ia. Malgré tout, la découverte de supernovae dans des queues de marée reliant les galaxies en interaction reste un événement tout à fait exceptionnel. Pour cette raison, la découverte de SN2005cf près du "pont de marée" entre MCG-01-39-002 et MCG-01-39-003 constitue un cas très intéressant.
La supernova a été suivie de l'équipe de l'ESC pendant son évolution entière, d'environ dix jours avant que l'objet atteigne sa luminosité maximale jusqu'à plus d'une année après l'explosion. Au fur et à mesure que la SN devient de plus en plus faible, des télescopes de plus en plus grand sont nécessaires. Un an après l'explosion, l'objet est en effet environ 700 fois plus faible qu'au moment du maximum.
La supernova a été observée avec le VLT équipée de FORS1 par l'astronome de l'ESO Ferdinando Patat, qui est également membre de l'équipe conduite par Massimo Turatto (INAF-Padoue, Italie), et en dernière étape par l'équipe scientifique de Paranal, dans le but d'étudier les phases tardives de la supernova. Ces dernières étapes sont très importantes pour sonder les parties intérieures de la matière éjectée, afin de mieux comprendre les mécanismes d'explosion et les éléments produits pendant l'explosion.
Les images de FORS1 indiquent une belle structure de marée sous forme de crochet, avec une richesse de détails dont probablement des régions de formation d'étoiles déclenchées par la rencontre rapprochée entre les deux galaxies.
"Curieusement, la supernova semble être en dehors de la queue de marée", note Ferdinando Patat. "Le système original a été probablement dépouillé de l'une des deux galaxies et a éclaté loin de l'endroit où il est né".
La vie peut ne pas être facile pour les galaxies, mais elle n'est pas non plus beaucoup plus simple pour les étoiles.
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Deux disques de poussières autour de Beta Pictoris
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Les images détaillées de l'étoile proche Beta Pictoris, prises par le télescope spatial Hubble, confirment l'existence non pas d'un mais de deux disques de poussières encerclant l'étoile. Les images donnent de séduisantes nouvelles raisons de penser qu'au moins une planète de la taille de Jupiter orbite autour de Beta Pictoris.
Crédit : NASA, ESA, and D. Golimowski (Johns Hopkins University)
La découverte clos une décennie de spéculations scientifiques sur la possibilité qu'une étrange déformation dans le disque de débris de la jeune étoile peut réellement être un autre disque incliné. La nouvelle vue de l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble, la meilleure image en lumière réelle de Beta Pictoris, montre clairement un second disque distinct qui est incliné d'environ 4 degrés par rapport au disque principal. Le disque secondaire est visible à approximativement 38 milliards de kilomètres de l'étoile, et s'étend probablement plus loin, selon les astronomes.
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Un énorme voxtex au pôle sud de Vénus
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Les données de Venus Express confirment pour la première fois la présence d'un énorme double vortex atmosphérique au pôle sud de la planète. Ce résultat vient de l'analyse des données recueillies par le vaisseau spatial au cours de la première orbite autour de la planète.
Le 11 Avril de cette année, Venus Express a été capturé dans une première orbite étendue autour de Vénus, qui a été parcourue en 9 jours, et l'amenant entre 350.000 et 400 km de la surface de Vénus. Cette orbite a représenté pour les scientifiques une occasion unique d'observer à grande distance la planète. Celle-ci a permis d'obtenir des premiers indices au sujet de la dynamique atmosphérique vénusienne à une échelle globale, avant que le vaisseau spatial s'appproche plus près et démarre les observations en détail de la planète. Au cours de cette première orbite, appelée "orbite de capture", certains des instruments de Venus Express ont été utilisés pour effectuer les premières observations à des distances différentes de Vénus, pendant quelques heures réparties entre les 12 et 19 Avril 2006.
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Neuf nouvelles petites lunes pour Saturne
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Neuf nouveaux petits satellites de Saturne ont été découverts par D. C. Jewitt, S. S. Sheppard, et J. Kleyna au moyen du télescope Subaru de 8,2 mètres.
S/2004 S 19, découvert le 12 Décembre 2004, circule autour de Saturne en 914.29 jours sur une orbite inclinée de 153.2°. S/2006 S1, découvert le 04 Janvier 2006, tourne autour de Saturne en 972.41 jours sur une orbite inclinée de 154.2° S/2006 S2, découvert le 04 Janvier 2006, tourne autour de Saturne en 1243.71 jours sur une orbite inclinée de 148.3° S/2006 S3, découvert le 05 Janvier 2006, tourne autour de Saturne en 1142.37 jours sur une orbite inclinée de 150.8° S/2006 S4, découvert le 05 Janvier 2006, tourne autour de Saturne en 906.56 jours sur une orbite inclinée de 172.6° S/2006 S5, découvert le 05 Janvier 2006, tourne autour de Saturne en 1314.36 jours sur une orbite inclinée de 166.5° S/2006 S6, découvert le 05 Janvier 2006, tourne autour de Saturne en 943.78 jours sur une orbite inclinée de 162.8° S/2006 S7, découvert le 05 Janvier 2006, tourne autour de Saturne en 1238.57 jours sur une orbite inclinée de 166.9° S/2006 S8, découvert le 05 Janvier 2006, tourne autour de Saturne en 869.14 jours sur une orbite inclinée de 155.6°
La découverte de ces nouveaux satellites rétrogrades porte désormais à 59 le nombre de satellites pour Saturne.
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Un imposant astéroïde va passer près de la Terre
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L'astéroïde 2004 XP14, découvert le 10 Décembre 2004 par le télescope de surveillance LINEAR, s'apprête à passer à proximité de la Terre. C'est en effet le 03 Juillet 2006 que cet imposant astéroïde, estimé à environ 600 mètres de large, effectuera un passage à environ 1,1 fois la distance Terre-Lune.
En raison d'une orbite proche de celle de la Terre et de son imposante taille, cet objet a été classifié comme "astéroïde potentiellement dangereux" (PHA pour Potentially Hazardous Asteroid) par le Minor Planet Center (Cambridge, Massachusetts). Il y a actuellement 783 PHAs répertoriés. L'astéroïde 2004 XP14 est aussi l'un des membres de la classe d'astéroïde connue sous le nom d'Apollo, une catégorie regroupant à ce jour 1.989 objets possédant des orbites pouvant croiser celle de la Terre. Le nom donné à cette catégorie vient de l'astéroïde 1862 Apollo, le premier astéroïde découvert présentant cette particularité.
Les derniers calculs indiquent que 2004 XP14 passera au plus près de la Terre à 04h25 UT le 03 Juillet 2006. L'astéroïde se trouvera alors à une distance de 432.308 kilomètres de notre planète. Il n'y a donc aucun risque de collision avec la Terre.
Les amateurs chevronnés utilisant un bon télescope pourront tenter de voir le passage de 2004 XP14, lequel se présentera comme un petit point d'une magnitude proche de 12, au plus fort de son éclat, se déplaçant rapidement parmi les étoiles.
Les astronomes projettent d'utiliser le radar de Goldstone de 70 mètres de diamètre, situé dans le désert de Mojave (Californie) pour obtenir une évaluation plus précise de la taille de l'astéroïde lors de ce passage.
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Survol du côté ouest de la Lune
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En effectuant un survol du côté ouest de la Lune durant une orbite complète autour de la Lune le 29 Décembre 2004, l'instrument AMIE embarqué sur le vaisseau spatial SMART-1 a capturé une série d'images de notre satellite naturel depuis une distance s'étalant entre 1.000 km (périlune, au-dessus du pôle Sud) et d'environ 5.000 km de la Lune (apolune, au-dessus du pôle Nord). Depuis ces distances, une série d'images à intervalle régulier a pû être obtenue, permettant de construire une mosaïque durant une grande partie de l'orbite et de compiler une vidéo.
Les nouvelles images montrent notamment les débris d'éjecta du grand bassin d'impact de la mer Orientale (Mare Orientale), le bord de l'Océan des Tempêtes (Oceanus Procellarum), ainsi que les cratères Pythagore, Carpenter, Poncelet, Mouchez, et Gioja.
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Comète P/1889 M1 = 2006 M3 (Barnard)
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Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert par le télescope de surveillance LINEAR le 23 Juin 2006 a montré une coma circulaire apparente de 6 secondes d'arc et une forte condensation centrale lors d'observations réalisées sous un bon seeing par L. Buzzi (Schiaparelli Observatory). La nature cométaire a été confirmée par les observations ultérieures.
Les calculs d'orbite préliminaires suggèrent que cette comète est similiare à la comète périodique découverte le 23 Juin 1889, juste après son passage au périhélie, à l'Observatoire de Lick par Edward Emerson BARNARD et répertoriée comme P/1889 M1 = 1889 III = 1889c (Barnard).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2006 M3 (Barnard) indiquent un passage au périhélie au 28 Août 2006 à une distance de 1,1 UA du Soleil, et une période voisine de 120 ans.
D'après les paramètres actuels, la comète devrait être visible à la magnitude 13.7 fin Juillet, et idéalement placée pour les observateurs de l'hémisphère nord.
La comète 2006 M3 (Barnard) a reçu la désignation définitive de 177P/Barnard.
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Comètes SOHO : C/2006 J12, K6, K7, K8, K9, K10, K11, K12, K13, K14
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Dix nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2006-M28 et MPEC 2006-M30.
C/2006 J12 (SOHO) (G. Sun) C/2006 K6 (SOHO) (R. Matson) C/2006 K7 (SOHO) (L. Cane) C/2006 K8 (SOHO) (B. Zhou) C/2006 K9 (SOHO) (R. Matson)
C/2006 K10 (SOHO) (W. Xu) C/2006 K11 (SOHO) (H. Su) C/2006 K12 (SOHO) (H. Su) C/2006 K13 (SOHO) (G. Sun) C/2006 K14 (SOHO) (R. Matson)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz. |
Comètes C/2006 M1 (LINEAR) et C/2006 M2 (Spacewatch)
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C/2006 M1 (LINEAR) Une nouvelle comète a été découverte le 18 Juin 2006 par M. Bezpalko, L. Manguso, D. Torres, R. Kracke, M. Blythe, H. Love, et G. Spitz dans le cadre du programme de surveillance LINEAR, laquelle a été confirmée par P. Birtwhistle (Great Shefford) le 21 Juin et par J. Young (Table Mountain Observatory) le 22 Juin.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 M1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie au 17 Novembre 2006 à une distance de 4 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 13 Février 2007 à une distance de 3,5 UA du Soleil.
C/2006 M2 (Spacewatch) R. S. McMillan (Steward Observatory) a annoncé sa découverte le 19 Juin 2006 d'une nouvelle comète dans le cadre du programme de surveillance Spacewatch. La comète a été confirmée par de nombreuses observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 M2 (Spacewatch) indiquent un passage au périhélie au 20 Novembre 2005 à une distance de 5,2 UA du Soleil.
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Les deux nouvelles lunes de Pluton se nomment Nix et Hydra
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Les lunes jumelles de Pluton, dénommées S/2005 P 1 et S/2005 P 2, ont été baptisées Nix et Hydra. Les objets, découverts l'année dernière par le télescope spatial Hubble, ont reçu leurs noms de l'Union Astronomique Internationale (IAU). Une annonce officielle sera publiée ce vendredi 23 juin.
Les noms ont été proposés au printemps par les auteurs de la découverte, qui ont indentifié en premier les lunes en Mai de l'année dernière. "Nous avons eu une liste géante de noms possibles à considérer," commente Andrew Steffl, membre d'équipe du SWI (Southwest Research Institute) à Boulder (Colorado). "C'était une chose amusante à faire."
En mythologie, Pluton règnait sur les enfers. Nyx était la déesse de la nuit et la mère de Charon, le batelier qui prend les âmes à travers le fleuve Styx et sous l'emprise de Pluton. Le grand satellite de Pluton, découvert en 1978, s'appelle Charon. Puisqu'un astéroïde avec le nom de Nyx existe déjà, l'IAU a décidé d'utiliser une orthographe légèrement différente pour la plus intérieure des deux petites lunes plutoniennes, pour éviter la confusion. L'hydre (Hydra) était le serpent mythologique à neuf têtes qui gardait les enfers. Une grande mais discrète constellation dans le ciel de printemps porte également ce nom.
Les amoureux de Pluton verront bien plus de signification dans les deux noms. Les premières lettres, N et H, se rapportent également au nouveau vaisseau spatial New Horizon de la NASA, qui a été lancé en Janvier et est maintenant sur son trajet pour une rencontre avec le système de Pluton en été 2015. Et selon l'équipe, l'hydre à neuf tête est un compagnon convenable pour la neuvième planète. Cet été, l'IAU décidera du statut planétaire beaucoup constesté de Pluton. L'appellation d'Hydra "pourra probablement" aider à convaincre l'IAU de préserver le statut de planète de Pluton, dit Steffl.
James Christy, le découvreur maintenant retraité de Charon, indique qu'il aurait préféré Persephone, la conjointe involontaire de Pluton, comme nom pour un des satellites, mais à nouveau, ce nom a été déjà utilisé pour un astéroïde. En 1978, Christy avait choisi Charon pour honorer son épouse Charlene. « Les noms sont très importants," dit la physicienne spatiale Fran Bagenal de l'Université du Colorado. "Ils font qu'il est plus facile pour les personnes d'apprécier les objets cosmiques." Si les galaxies étaient connues en tant que Tom, Dick, et Harry au lieu de numéros de catalogue mystérieux, dit-elle, plus de personnes auraient probablement de l'intérêt pour l'astronomie.
Pluto II Nix = S/2005 P 2 Pluto III Hydra = S/2005 P 1
Crédit: NASA, ESA, H. Weaver (JHU/APL), A. Stern (SwRI), and the HST Pluto Companion Search Team
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Jets de particules
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Une équipe internationale d'astronomes conduite par des chercheurs de Yale a obtenu des observations infrarouges capitales qui révèlent la nature des jets de particules de quasar qui s'élancent de l'extérieur des trous noirs supermassifs au centre des galaxies et rayonnent des spectres radio aux rayons X. Une étude complémentaire de l'émission en rayons X des jets menée par des astronomes à l'Université de Southampton, arrive à la même conclusion.
Les deux études impliquent le jet du quasar 3C273, célèbre depuis son identification en 1963 comme étant le premier quasar. Il s'avère maintenant que le rayonnement le plus énergique de ce jet surgit à travers le rayonnement direct des particules extrêmement énergiques, et non de la manière prévue par la plupart des astronomes, laquelle se basait sur les données précédemment disponibles. Les deux rapports, disponibles maintenant en ligne dans Astrophysical Journal, seront publiés dans l'édition du 10 Septembre.
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Cluster fait une effervescente découverte
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L'espace est pétillant. Au-dessus de nos têtes, où le champ magnétique de la Terre rencontre le jet constant de gaz du Soleil, des milliers de bulles de gaz super chaud sont constamment en expansion et explosent.
Leur découverte pourrait permettre aux scientifiques de comprendre finalement l'interaction entre le vent solaire et le champ magnétique de la Terre.
Cette excitante nouvelle vision de l'espace proche de la Terre a été rendu possible grâce à la flotille des quatre satellites Cluster et de la mission spatiale Double Star, fruit d'une collaboration avec la Chine. Les vaisseaux spatiaux rencontrent les bulles chaque fois qu'ils sont sur le côté éclairé de la Terre, aux altitudes entre 13 et 19 rayons terrestres.
Les bulles, connues comme des trous denses, sont des régions de l'espace où la densité de gaz chute subitement d'un facteur dix mais la température du gaz restant saute de 100.000°C à 10.000.000°C.
Quand Cluster vola pour la première fois à travers les bulles, Georges Parks (Université de Californie, Berkeley), pensa que c'était juste un problème technique. "Puis j'ai examiné les données des quatre vaisseaux spatiaux Cluster. Ces anomalies ont été observées simultanément par tous les vaisseaux spatiaux. C'est alors que j'ai estimé qu'elles étaient bien réelles", commente Parks.
Quelques bulles similaires ont occasionnellement été rencontrées dans le passé par d'autres vaisseaux spatiaux. Ils ont annoncé d'anormaux chauds flux mais Parks a déterminé que les bulles dont ils parlaient étaient sensiblement différentes.
Il a trouvé leur signature dans les données de Double Star. Au cours de chaque orbite, le vaisseau spatial traverse normalement 20-40 bulles. En mettant en corrélation soigneusement les différents rélévés du vaisseau spatial, Parks et ses collaborateurs ont appris que les bulles gonflaient d'environ 1.000 kilomètres probablement pendant environ 10 secondes avant l'exposer et d'être remplacées par le dense vent solaire plus froid.
La source d'énergie qui conduit ces bulles est actuellement incertaine mais il y a de forte preuve circonstancielle que la collision du vent solaire avec le champ magnétique terrestre, lequel forme une limite connue sous le nom de front de choc, crée probablement l'énergie qui les dirige.
Les fronts de choc existent dans la nature. L'endroit familier est à l'avant d'un bateau. Le front de choc est la houle d'eau blanche qui s'accumule et précède le bateau. Un autre exemple est dans les vols supersoniques. Lorsqu'un avion vole plus vite que la vitesse du son, l'onde sonore s'entasse à l'avant de l'avion. Cette énergie est finalement dissipée dans un bang qui survient.
Le front de choc entre le champ magnétique terrestre et le vent solaire est similaire à bien des égards. La grande différence est que les scientifiques ne savent pas comment l'énergie dans le front de choc magnétique est dissipée. C'est à dire qu'ils ne savent pas quel est l'équivalent du bang. Les bulles récemment découvertes pourraient fournir un indice.
C'est possible qu'elles soient causées par l'énergie accumulée au front de choc, toutefois, en être certain est loin d'être acquis.
"Maintenant, notre travail est de les étudier aussi minutieusement que possible. Puis nous essayerons de les simuler sur ordinateur et finalement nous connaîtrons quelles effets elles ont", conclu Parks.
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Une météorite atypique déterrée d'un cratère d'impact
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Les professeurs Wolfgang Maier et Michael Higgins, de l'Unité d'enseignement en sciences de la Terre à l'Université du Québec à Chicoutimi, ainsi que leurs collègues provenant d'autres universités, ont découvert et analysé une météorite issue du cratère de Morokweng, en Afrique du Sud. L'existence de cette météorite est étonnante en raison du fait que la chaleur dégagée par un impact de météorite provoque habituellement la disparition de l'objet. Or, dans le cratère en question, on a trouvé un morceau intact de l'astéroïde à l'origine de l'impact, ce qui est tout à fait exceptionnel.
Le cratère Morokweng, centré à 26°32' S et 23°32' E, est au bord du Désert de Kalahari au nord de l'Afrique du Sud. Il a un diamètre d'au moins 70 kilomètres et est l'un des plus grands cratères d'impact terrestres connus aujourd'hui. Son âge a été estimé à 146.2 ± 1.5 millions d'années. Abimé par l'érosion et caché par des sédiments et les sables de Kalahari, le cratère est méconnaissable en surface, mais a été découvert par Marco Andreoli au cours des années 1990.
La météorite de 25 centimètres de large a été découverte lors d'un forage à 770 mètres de profondeur au centre du cratère d'impact.
Sa composition inhabituelle pourrait signifier qu'il s'agit d'un échantillon d'un morceau apparavant inconnu apparenté à la famille des chondrites LL (chondrite breccia LL6) ou peut-être d'une population différente des autres météorites récoltées. Cependant, sa composition atypique et sa texture ne correspondent pas tout à fait aux exemplaires connus dans les groupes de chondrites. Le fragment contient des silicates exceptionnellement riches en fer, des sulfures de Fer-Nickel, mais pas de troilite (sulfure de fer), et il n'y a aucun métal auquel on s'attendrait dans ce type de météorite.
Ces travaux ont fait l'objet d'un article dans la très prestigieuse revue scientifique "Nature", édition du 11 Mai 2006, sous le titre « Discovery of a 25 cm asteroid clast in the giant Morokweng impact crater, South Africa ».
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Démarrage le 1er juillet de la première mission de longue durée d'un astronaute de l'ESA à bord de l'ISS
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Communiqué de Presse de l'ESA N°18-2006
La décision, prise aujourd'hui par la NASA, de lancer la navette spatiale Discovery le 1er juillet prochain constitue une nouvelle importante pour l'astronaute de l'ESA Thomas Reiter, de nationalité allemande, qui doit prendre place à bord de cette navette en prévision d'un séjour de six à sept mois en orbite parmi les membres de l'équipage permanent de la Station spatiale internationale.
Discovery doit décoller du Centre spatial Kennedy (Cap Canaveral, Floride) le 1er juillet à 21h48 heure de Paris (19h48 GMT) et s'amarrer à l'ISS trois jours plus tard.
Dès son arrivée en orbite, l'astronaute européen prendra place aux côtés des deux membres actuels de l'équipage permanent de la station : le commandant russe Pavel Vinogradov et l'ingénieur de bord de la NASA Jeffrey Williams. Astronaute de l'ESA depuis 1992, Thomas Reiter a déjà acquis une expérience des vols spatiaux de longue durée à l'occasion d'une mission de 179 jours à bord de la station russe Mir en 1995-1996 (mission EuroMir 95 de l'ESA).
Cette nouvelle mission, baptisée Astrolab, constitue pour l'ESA le premier séjour de longue durée d'un astronaute européen à bord de l'ISS, de même qu'elle marque le retour à un équipage de trois personnes pour la conduite opérationnelle de la station. Ainsi renforcé, l'équipage pourra consacrer davantage de temps aux expériences scientifiques. Dans le contexte du retour en vol de la navette, cette mission donne également le feu vert à la reprise de la séquence d'assemblage de l'ISS, avec les prochains lancements des éléments de jonction européens 2 et 3 et du laboratoire Columbus de l'ESA. Discovery acheminera également certains équipements importants de l'ESA à intégrer à la station, par exemple le premier congélateur de laboratoire à -80°C (MELFI), conçu pour la conservation de longue durée d'échantillons biologiques et de résultats d'expérience.
Il s'agit par ailleurs de la première occasion pour un centre de contrôle européen d'intervenir dans une mission ISS de longue durée, ouvrant la voie au renforcement de la présence de l'ESA à bord de la station avec l'arrivée du laboratoire Columbus. Le Centre de contrôle Columbus, installé à Oberpfaffenhofen (Allemagne), servira de plateforme aux activités européennes lors de la mission Astrolab.
Cet événement important sera diffusé en direct au Siège de l'ESA et dans ses différents Etablissements. Des experts de l'ESA seront disponibles pour des interviews.
Le service de télévision de l'ESA assurera une couverture complète de la mission et de ses derniers préparatifs sur la base du calendrier ci-après :
19 juin B-roll de la mission STS-121 (incluant les images les plus intéressantes de la NASA) 20 juin Présentation du laboratoire Columbus 27 juin Dépêche vidéo sur la mission Astrolab 27 juin (en direct)Arrivée de la navette STS-121 en Floride, en vue de son lancement 29 juin (en direct)Conférence de presse au Centre spatial Kennedy 1er juillet (en direct) Couverture du jour du lancement, de 12h00 GMT à 14h00 GMT (couverture discontinue) 2 juillet (en direct) Point sur le déroulement de la mission, premier examen rapide des images de l'ascension de la navette 3 juillet (en direct)Amarrage de la navette à l'ISS, entrée de l'équipage de la navette dans la station 6 juillet (en direct)Conférence de presse avec les équipages 13 juillet (en direct)Atterrissage au Centre spatial Kennedy
Par ailleurs, les principaux événements de la journée en orbite (enregistrés par le service TV de la NASA) feront l'objet d'une rediffusion quotidienne le lendemain à 4h00 GMT. Le détail de ces dernières liaisons satellite et les horaires exacts des émissions figurant dans la liste ci-dessus seront précisés sur le site http://television.esa.int 3 à 5 jours à l'avance (prière de noter qu'il ne sera pas possible d'obtenir des copies sur bande des émissions en direct).
Le lancement et la mission peuvent être suivis sur internet : www.esa.int/astrolab
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Extension de la courbe de rotation de Messier 31
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Des nouvelles mesures de la vitesse de rotation de l'hydrogène neutre de la galaxie d'Andromède (Messier 31) ont été réalisées par des astronomes de l'Observatoire de Paris et de l'Université de Montréal. Elles permettent d'étendre la courbe de rotation de M 31 et montrent que la vitesse varie très peu en fonction de la distance au centre de la galaxie. Ce résultat, qui fournit une nouvelle estimation de la masse de M 31, met aussi en évidence la présence d'un halo de matière sombre peu massif par rapport à la matière lumineuse.
La Voie Lactée et Messier 31 sont les deux galaxies les plus brillantes du Groupe Local et en constituent la majorité de la masse. Une des questions récurrentes est de savoir laquelle de ces deux galaxies est la plus massive. Des contraintes sur la masse d'une galaxie spirale peuvent être apportées en mesurant la cinématique (la courbe de rotation) des étoiles ou du gaz interstellaire du disque. La courbe de rotation représente la variation de la vitesse de rotation circulaire d'un traceur cinématique en fonction de la distance au centre de la galaxie. Le traceur cinématique le plus facilement observable est le gaz atomique observé grâce aux raies d'émission de l'hydrogène ionisé dans le visible à 656.3 nm et de l'hydrogène neutre (noté H I) en ondes radio à 21 cm.
Au début des années 1990, des observations du gaz H I de M 31 montraient une courbe de rotation décroissante en fonction du rayon galactocentrique. Ce résultat faisait de M 31 une galaxie unique dans l'Univers car les galaxies spirales disposent généralement d'une courbe de rotation présentant un plateau de vitesse à grande distance galactocentrique. Une équipe internationale (Montréal, Paris, Bonn, NRAO), dirigée par des chercheurs de l'Université de Montréal et de l'Observatoire de Paris (Claude Carignan et Laurent Chemin) a réalisé une nouvelle mesure de la courbe de rotation de M 31 pour tenter de confirmer ce résultat et de fournir une meilleure estimation de sa masse par la cinématique du gaz H I.
Les nouvelles observations ont été faites avec les télescopes radio de 100 m d'Effelsberg (Allemagne) et du Green Bank Telescope (USA). Ces observations obtenues avec plus de sensibilité que précédemment permettent de sonder des régions plus distantes dans le disque de M 31, jusqu'à un rayon de 35 kpc. Contrairement aux anciens résultats, la nouvelle courbe de rotation H I de M 31 ne décroît pas à grand rayon et les vitesses de rotation sont constantes en fonction de la distance galactocentrique, atteignant une valeur de ~225 km/s. Les propriétés cinématiques de M 31 sont alors comparables à celles de la majorité des galaxies spirales dans l'Univers.
Un modèle de décomposition de la courbe de rotation de M 31 en deux composantes lumineuse et sombre implique la présence d'un halo de matière sombre dont la masse ne domine pas celle de la matière lumineuse de M 31 à l'intérieur d'un rayon de 35 kpc. La masse du halo de matière sombre est en effet environ la moitié de la masse visible (disques d'étoiles, de gaz et bulbe).
La masse totale de M 31 (lumineuse + sombre) intégrée dans un rayon de 35 kpc est de ~3.5x1011 masses solaires, ce qui correspondrait à une masse extrapolée de 5x1011 masses solaires dans un rayon de 50 kpc. À titre de comparaison, la masse de la Voie Lactée est de ~5x1011 masses solaires intégrée dans un rayon de 50 kpc. Les deux galaxies voisines auraient alors des masses comparables.
Ces travaux vont se poursuivre par une cartographie complète du gaz H I et du gaz ionisé de M 31 par interférométrie radio et optique. Ces observations permettront de modéliser plus précisément la distribution de matière dans M 31 avec notamment d'autres modèles décrivant la distribution de densité de masse du halo de matière sombre.
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Trois nouveaux astéroïdes "troyens" pour Neptune
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Trois nouveaux objets verrouillés dans à peu près la même orbite que Neptune, appelés des astéroïdes "troyens", ont été découverts par des chercheurs du DMT (Department of Terrestrial Magnetism) de l'Institution Carnegie et de l'Observatoire Gemini. La découverte offre la preuve que Neptune, comme sa grande cousine Jupiter, accueille d'épais nuages de Troyens dans son orbite et que ces astéroïdes ont probablement une source commune. Elle porte aussi à quatre le nombre total des troyens de Neptune connus à ce jour.
Les troyens de Neptune récemment découverts forment seulement le quatrième groupe stable d'astéroïdes observés autour du Soleil. Les autres sont la Ceinture de Kuiper au-delà de Neptune, les troyens de Jupiter, et la Ceinture principale d'astéroïdes entre Mars et Jupiter. La preuve suggère que les troyens de Neptune sont plus nombreux que les astéroïdes dans la Ceinture principale ou que les troyens de Jupiter, mais il sont difficilement observables parce qu'ils sont loin du Soleil. Les astronomes ont donc besoin des plus grands télescopes dans le monde équipés de caméras digitales sensibles pour les détecter.
Les groupes d'astéroïdes troyens se trouvent autour d'un des deux points qui prédèdent ou suivent la planète vers 60 degrés dans son orbite, connue sous le nom de points de Lagrange. Dans ces secteurs, la gravitation de la planète et du Soleil se combinent pour verrouiller les astéroïdes dans des orbites stables synchronisées avec la planète. L'astronome allemand Max Wolf a identifié le premier troyen de Jupiter en 1906 et depuis lors, plus de 1800 tels astéroïdes ont été identifiés marchant au pas le long de l'orbite de cette planète. Parce que les astéroïdes troyens partagent l'orbite d'une planète, ils peuvent aider les astronomes à comprendre comment les planètes se forment et comment le Système solaire s'est développé.
Les chercheurs supposaient que les troyens pouvaient aussi border d'autres planètes, mais la preuve de ceci s'est manifestée seulement récemment. En 2001, le premier troyen de Neptune, 2001 QR322, a été découvert au point de Lagrange en tête de course (L4) de la planète. En 2004, Sheppard et Chadwick Trujillo de l'Observatoire Gemini, qui est aussi auteur de l'étude actuelle, ont trouvé le deuxième troyen de Neptune, 2004 UP10, au moyen du télescope de 6.5 mètres Magellan-Baade du Carnegie à Las Campanas, Chili. Ils en ont trouvé deux de plus en 2005, 2005 TN53 et 2005 TO7, portant le total à quatre et les ont observés de nouveau en utilisant le télescope Gemini North de 8 mètres de Mauna Kea à Hawaii pour déterminer exactement leurs orbites. Les quatre troyens de Neptune connus résident au point de Lagrange précédant la planète (L4).
Un des nouveaux troyens, 2005 TN53, a une orbite plus fortement inclinée par rapport au plan du Système solaire que les trois autres. L'existence même de ce troyen suggère qu'il pourrait y avoir plusieurs objets plus éloignés du plan du Système solaire que près du plan et que les troyens composent vraiment un "nuage" ou un "essaim" d'objets co-orbitaux avec Neptune.
Une grande population de troyens de Neptune à forte inclinaison exclurait la possibilité qu'ils ont été mis de côté tôt dans l'histoire du Système solaire, puisque les groupes d'astéroïdes primordiaux inchangés devraient être étroitement alignés sur le plan du Système solaire. Ces nuages se sont probablement formés à peu près de la même manière que les nuages troyens de Jupiter : une fois que les planètes géantes se sont installées dans leurs trajectoires autour du Soleil, tout astéroïde qui s'est retrouvé dans la région troyenne a été "gelé" dans son orbite.
Sheppard et Trujillo ont aussi comparé, pour la première fois, les couleurs des quatre troyens connus de Neptune. Ils sont tous la même nuance rouge pâle, suggérant qu'ils partagent une origine et une histoire similaire. Bien qu'il soit dur d'en être sûr avec certitude avec seulement quatre répertoriés, les chercheurs croient que les troyens de Neptune pourraient partager une origine commune avec les troyens de Jupiter et les satellites irréguliers extérieurs des planètes géantes. Ces objets pourraient être les derniers restes des petits corps innombrables qui se sont formés dans la région des planètes géantes, dont la plupart sont finalement devenue une partie des planètes ou ont été éjectés du Système solaire.
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Comète C/2006 L2 (McNaught)
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R. H. McNaught a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 14 Juin 2006 de magnitude 13.5, dans le cadre du programme de surveillance du Siding Spring. De nombreuses observations ultérieures ont confirmé la nature cométaire de l'objet qui montre de rapides variations d'éclat, changeant d'éclat en moins de dix minutes. La comète C/2006 L2 (McNaught) pourrait être visible à la magnitude 12 en Décembre dans l'hémisphère nord.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 L2 (McNaught) indiquent un passage au périhélie au 22 Novembre 2006 à une distance d'environ 1,9 UA du Soleil.
Avec cette nouvelle découverte, la trentième, R. H. McNaught se rapproche du record détenu par Carolyn et Eugene Shoemaker avec 32 comètes découvertes à leur actif. Les Grands Chasseurs de Comètes
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 20 Novembre 2006 à une distance de 1,9 UA du Soleil.
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L'astéroïde 2002 JF56 à travers les yeux de New Horizons
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Lancée le 19 Janvier dernier, la mission News Horizon est actuellement à 283 millions de kilomètres de la Terre, s'éloignant du Soleil à environ 27 kilomètres par seconde. Le vaisseau spatial est sur le point de traverser le système de Jupiter pour des études scientifiques et une assistance gravitationnelle, avec une approche au plus près de la planète géante pour le 28 Février 2007.
Sur sa route, le premier vaisseau spatial à destination de Pluton a testé cette semaine ses capacités de dépistage et d'imagerie sur l'astéroïde 2002 JF56, une roche relativement minuscule orbitant dans la Ceinture d'astéroïde.
Dans les photos capturées les 11, 12 et 13 Juin par l'instrument MVIC (Multispectral Visible Imaging Camera) composant l'imager Ralph de New Horizons, depuis des distances allant de 1,34 à 3,36 millions de kilomètres, l'astéroïde (avec un diamètre estimé à environ 2.5 kilomètres) apparaît comme une brillante tête d'épingle de lumière à peine résolue sur un fond d'espace. Que Ralph "ait vu" l'astéroïde démontre qu'il peut suivre à la trace et photographier des objets se déplaçant par rapport à News Horizons - de même que Jupiter et ses lunes et ensuite, plus tard, Pluton et ses lunes le feront. Cette capacité est essentielle comme New Horizons s'approche de Jupiter pour une assistance gravitationnelle en direction du système de Pluton.
Les deux "taches" dans cette image sont une composition de deux images de l'astéroïde 2002 JF56 prises les 11 et 12 Juin 2006. Dans l'image du bas, prise lorsque l'astéroïde se trouvait à environ à environ 3,36 millions de kilomètres du vaisseau spatial, 2002 JF56 apparaît comme une faible étoile. En haut, pris à la distance approximative de 1,34 millions de kilomètres, l'objet est plus de six fois plus brillant. Le meilleur diamètre estimé actuellement de l'astéroïde est d'environ 2,5 kilomètres.
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Nouveau portrait de M33
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La rivalité entre frères et sœurs est belle et bien présente dans le cosmos. La galaxie de la Voie lactée a deux spirales de soeur rivalisant pour attirer l'attention des photographes. La galaxie d'Andromède gagne habituellement le concours, posant fréquemment pour des portraits cosmiques. Dans cette nouvelle image du télescope de 6.5 mètres de l'Observatoire MMT, la seconde soeur obtient finalement son diplôme. Ici, la galaxie du Triangle sort de l'ombre pour révéler de sensationnels tourbillons d'étoiles et de la poussière parsemée de brillantes nébuleuses roses.
La nouvelle photographie de la galaxie du Triangle présente les capacités éblouissantes du nouvel instrument Megacam du MMT. La Megacam a été développée au SAO (Smithsonian Astrophysical Observatory) à Cambridge, Massachusetts, sous la direction de l'astronome Brian McLeod. Cette caméra dernier cri consiste en 36 capteurs CCD, dont chacun contient 9 millions d'éléments d'images (des pixels), faisant de la Megacam une des plus grandes caméras numériques dans le monde.
"Alors qu'une caméra numérique classique pourrait avoir huit ou neuf mégapixels, la Megacam a 340 mégapixels", commente l'astronome Nelson Caldwell (SAO).
Caldwell et McLeod ont choisi la galaxie du Triangle pour être un des premiers objets photographiés par la Megacam. Cette galaxie, aussi connue sous le nom de Messier 33 ou M33 d'après sa désignation dans le catalogue compilé par Charles Messier, se trouve à environ 2,4 millions d'années-lumière de la Terre. Elle couvre environ deux fois le diamètre de la Pleine Lune dans le ciel nocturne. Bien que grande, sa lumière est diffuse, en faisant un objet stimulant à découvrir à l'oeil nu. La vision de M33 est meilleure dans des jumelles ou des petits télescopes avec un faible grossissement.
Des étoiles bleues récemment formées et des parties poussiéreuses sombres soulignent les bras en spirale de M33. Des filaments roses de gaz hydrogène marquent des régions de formation active d'étoiles analogues à la Nébuleuse Orion de la Voie lactée. L'attrayante nébuleuse en haut à gauche dans cette image, désignée NGC 604, s'étire à travers une impressionnante distance de 1.500 années-lumières et contient plus de 200 jeunes étoiles chaudes qui l'éclairent de l'intérieur.
La galaxie du Triangle est la plus petite des trois spirales dans le voisinage local, et maintient autant de masse que 10-40 milliards de soleils. En comparaison, la Voie lactée contient l'équivalent de matière normale d'environ 200 milliards de soleils, tandis qu'Andromède est encore plus imposante.
"Le Triangle n'est pas une colossale géante comme la Voie lactée ou Andromède", ajoute Caldwell. "Mais elle a un charme et une beauté qui lui sont propres qui dément son statut de résidant de second plan".
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Un météoroïde frappe la Lune
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Il y a un nouveau cratère sur la Lune depuis un peu plus d'un mois. En tenant compte de la durée du flash enregistré le 02 Mai 2006 par Heather McNamara et Danielle Moser (MSFC) sur vidéo et de son éclat, Bill Cook qui dirige le service de la Nasa en charge de l'environnement météoritique à Huntsville, Alabama, a estimé l'énergie de l'impact, les dimensions du cratère, ainsi que la taille et la vitesse du météoroïde. Selon ses estimations, le météoroïde de 25 centimètres voyageant à la vitesse de 38 km/s a créé un cratère d'environ 14 mètres de diamètre et de 3 mètres de profondeur dans la Mer des Nuées (Mare Nubium) .
Un tel météoroïde n'aurait jamais atteint la surface de la Terre et se serait désagrégé en pénétrant dans l'atmosphère terrestre, donnant lieu à un spectaculaire météore. La Lune n'ayant aucune atmosphère, elle est totalement exposée aux météoroïdes et même de petits peuvent créer des impacts spectaculaires à la surface de notre satellite naturel.
En utilisant un télescope automatisé construit par Rob Suggs et Wesley Swift (MSFC), l'équipe de Bill Cooke surveille le côté nuit de la Lune environ dix fois par mois, chaque fois que la phase lunaire est entre 15 et 50 %, afin de déterminer la fréquence des impacts sur la Lune. Ainsi le 07 Novembre dernier, Suggs et Swift ont enregisté une explosion lors de leur toute première nuit d'observation. Un morceau de la comète Encke a percuté les plaines de Mare Imbrium, créant un cratère d'environ 3 mètres de large. Le second impact observé le 02 Mai a probablement été provoqué par un météoroïde "sporadique".
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Naissance d'étoiles dans l'extrême
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En scrutant dans le coeur surchargé et poussiéreux de deux galaxies se mêlant, le télescope spatial Hubble a découvert une région où la formation d'étoiles s'est déchaînée.
Les galaxies en interaction apparaissent comme une galaxie simple à l'air étrange appelée Arp 220. La galaxie est un proche exemple de la conséquence de deux galaxies entrant en collision. En fait, Arp 220 est la plus brillante des trois fusions galactiques les plus proches de la Terre. Cette dernière vue de la galaxie apporte de nouvelles compréhensions dans le jeune univers, lorsque les accidents galactiques étaient plus courant. L'oeil perçant de l'instrument ACS (dvanced Camera for Surveys) d'Hubble à dévoilé plus de 200 amas gigantesques d'étoiles. Les amas sont les points blanc-bleutés dispersés partout dans l'image.
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Observer la Station Spatiale Internationale (ISS)
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Les conditions en Europe sont idéales pour apercevoir la Station Spatiale Internationale (ISS) passer dans le ciel jusqu'à quatre fois par nuit à partir de ce week-end.
Si vous savez dans quelle direction regarder, vous n'aurez aucun mal à voir ISS à l'oeil nu. Bien que la Station Internationale voyage à une vitesse de 7,7 km par seconde, elle est à environ 400 km au-dessus de nos têtes, et grâce à ses grands panneaux solaires, c'est l'un des objets les plus brillants du ciel nocturne aisément repérable lorsqu'elle surgit de l'horizon ouest et traverse la voûte céleste, pendant plusieurs minutes, avant de se coucher vers l'est.
L'ISS passe au-dessus de la plupart des points de la Terre chaque jour, mais n'est pas toujours visible. Normalement, le meilleur moment pour observer la Station Internationale est juste avant l'aube ou juste après le coucher du Soleil, lorsque l'observateur est dans l'obscurité et ISS face au Soleil. Mais pendant deux courtes périodes en Juin et en Décembre de chaque année, ISS ne passe pas à travers l'ombre de la Terre et tous ses passages sont visibles jusqu'à la fin de la nuit si le ciel est clair. Pour la plupart des lieux d'observation en Europe, cette période de visibilité idéale se situe entre le 17 et le 21 Juin.
Envoyez vos images de la Station Spatiale Internationale à l'ESA
Il est possible de photograpier ISS. Certains passionnés prennent des photographies ou font des vidéos lorsque la Station Internationale traverse leurs cieux. Une équipe à l'Observatoire Public de Munich (Allemagne), utilise un équipement professionnel pour capturer des images détaillées, dont certaines montrent même les antennes de communication de la Station.
Si vous souhaitez photographier ISS, vous n'avez pas besoin d'un tel équipement de spécialiste utilisé par l'équipe à Munich. Une photographie longue pose réalisée avec un simple appareil photographique permet d'immortaliser le passage du satellite sous forme une traînée lumineuse parmi les étoiles. D'autres, comme notre ami Etienne Simian, obtiennent de très beaux clichés de la Station lors de passage devant la Lune.
A l'occasion de cette période favorable d'observation,
l'ESA vous invite à envoyer vos meilleurs clichés,
lesquels seront peut-être publiés sur son site.
Photos : Transit d'ISS (International Space Station) devant la Lune
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Possible météorite dans "Columbia Hills" sur Mars
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La roche de cette image est suspectée être une météorite de fer. La caméra panoramique de Spirit a pris cette image durant le 809ème jour martien du vagabond (le 12 Avril 2006). La roche, officieusement nommée "Allan Hills", et une roche semblable appelée "Zhong Shan", ont une texture plus lisse et un ton plus lumineux que d'autres roches dans le secteur.
La texture et la patine de cette paire ont rappelé à quelques membres de l'équipe scientifique du vagabond une roche appelée "Heat Shield Rock", qui a été observée par Opportunity, le jumeau de Spirit, dans la région Meridiani de Mars il y a plus d'un an. L'examen de la composition de cette roche a confirmé qu'il s'agissait d'une météorite de fer.
Les observations d'Allan Hills et Zhong Shan avec le spectromètre d'émission thermique miniature de Spirit indiquent qu'elles sont très réfléchissantes, comme Heat Shield Rock. Ce sont probablement les premières météorites trouvées par Spirit.
Les roches aux alentours de la station d'hiver de Spirit sont dénommées par des noms officieux honorant les stations de recherche en Antarctique. Zhong Shan est une base de l'Antarctique établie par la Chine en 1989. Allan Hills est un site où les météorites sont fréquemment collectées parce qu'elle sont relativement faciles à voir comme des roches sombres sur la glace brillante de l'Antarctique. La plus célèbre météorite d'Allan Hills en Antarctique vient en réalité de Mars et a atterri sur Terre. Si les roches Zhong Chang et Allan Hills vues par Spirit s'avèrent vraiment être des météorites riches en fer, elles peuvent provenir d'un astéroïde et avoir atterri sur Mars.
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Boule de gaz géante
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Grâce aux données du satellites XMM-Newton X-ray, une équipe internationale de scientifiques a trouvé une boule de gaz ressemblant à une comète de plus d'un milliard de fois la masse du Soleil se jetant dans un amas de galaxies à plus de 750 kilomètres par seconde.
Cette colossale boule de feu est de loin le plus
grand objet de cette sorte jamais identifié.
"La taille et la vitesse de cette boule de gaz sont vraiment fantastiques," note le docteur Alexis Finoguenov, professeur assistant de physique au Département de Physique de l'UMBC (University of Maryland, Baltimore County) et scientifique associé au Max Planck Institute for Extra-Terrestrial Physics (Garching, Allemagne). "C'est probablement un énorme élément de base né dans un des plus grands assemblages de galaxies que nous connaissons."
La boule de gaz est dans un amas de galaxies appelé Abell 3266, à des millions d'années-lumière de la Terre, ne posant ainsi absolument aucun danger pour notre Système solaire. Abell 3266 contient des centaines de galaxies et de grandes quantités de gaz chaud qui est proche de cent millions de degrés. Aussi bien l'amas de gaz que la géante boule de gaz sont liés par l'attraction gravitationnelle de matière sombre invisible.
"Ce qui intéresse les astronomes n'est pas seulement la taille de la boule de gaz mais le rôle qu'elle joue dans la formation et l'évolution de structures dans l'Univers", note le docteur Francesco Miniati, qui a travaillé sur ces données à l'UMBC en visitant de l'Institut Fédéral Suisse de Technologie à Zurich.
L'amas Abell 3266 fait partie du super amas Horologium-Reticulum et est un des plus massifs amas de galaxies dans le ciel de l'hémisphère sud. Il s'accroît toujours activement en taille, comme l'indique la boule de gaz, et deviendra une des plus grands concentrations de masse dans l'Univers tout proche.
En utilisant les données du XMM-NEWTON, l'équipe scientifique a produit une carte d'entropie (l'entropie est une propriété thermodynamique qui fournit une mesure de désordre). La carte tient compte de la séparation du gaz froid et dense de la comète du gaz plus chaud et plus raréfié de l'amas. Celle-ci est basée sur les spectres en rayons X. Les données montrent avec de remarquables détails le processus du gaz arraché du coeur de la comète et la formation d'une grande queue contenant des masses de gaz plus froid et plus dense. Les chercheurs évaluent que l'équivalent d'une masse solaire est perdue chaque heure.
"Dans Abell 3266 nous voyons la formation de structures en action," ajoute le professeur Mark Henriksen (UMBC), coauteur des résultats. "La matière sombre est le ciment de gravitation assurant l'union de la boule de gaz. Mais comme elle parcourt l'amas de galaxies, une lutte s'ensuit où l'amas de galaxies gagne finalement, ôtant et dispersant le gaz qui peut-être un jour ensemencera les étoiles et les galaxies dans l'amas."
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L'origine diverse des galaxies naines révélée par les simulations numériques
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Les galaxies naines observées dans l'Univers proche, en particulier celles en orbite autour des galaxies massives comme notre Voie Lactée, ont elles toutes été formées très tôt dans l'histoire de l'Univers comme le supposent les scénarios cosmologiques classiques ? Une équipe de l'Observatoire de Paris et du CEA-Saclay vient de montrer, à l'aide d'un grand nombre de simulations numériques à haute résolution, qu'une fraction non négligeable d'entre elles aurait été produite au cours de collisions relativement récentes entre galaxies massives. Ces naines, dites de marée, qui s'apparentent à des galaxies satellites, pourraient contaminer les échantillons statistiques de galaxies naines sur lesquels s'appuient nombre d'études cosmologiques.
Les galaxies massives telles que la Voie Lactée sont entourées de nombreuses galaxies naines satellites. Selon les modèles cosmologiques standards, ces dernières se seraient formées très tôt dans l'histoire de l'Univers à partir de l'effondrement de petites fluctuations primordiales ; elles auraient ensuite échappé au processus de fusion qui a détruit nombre de leurs congénères en formant hiérarchiquement les galaxies les plus massives. Aussi le nombre de ces satellites, ainsi que leur distribution spatiale, constituent un test important des scénarios cosmologiques. Ils renseignent à la fois sur la structuration de l'Univers et sur la nature des halos de matière noire dans lesquels ils orbitent. L'abondance des galaxies naines de notre Groupe Local, moindre par rapport à celle attendue, pose d'ailleurs de sérieux problèmes au scénario cosmologique standard. De même, l'observation récente dans de grands sondages de galaxies proches, comme celui du Sloan Digital Sky Survey (SDSS), d'une distribution particulière, plutôt anisotrope, des galaxies satellites a suscité de nombreux débats.
Mais avant d'utiliser les galaxies naines comme traceur de l'évolution de l'Univers, il faut s'assurer que toutes ont bien une origine primordiale. En effet, un autre mode de genèse galactique a été mis en évidence depuis une quinzaine d'années : lorsque des galaxies spirales entrent en collisions, elles développent par effet de marée de longues "Antennes". Dans ces queues de marée, de nouvelles galaxies naines peuvent à leur tour se former : ce sont les "galaxies naines de marée".
Savoir si ces naines de marée peuvent survivre longtemps au-delà de la collision de spirales massives à leur origine et si elles contribuent de manière importante au nombre final des galaxies naines dans l'Univers sont des questions fondamentales auxquelles les observations n'ont pu jusqu'à présent offrir de réponses satisfaisantes. En effet, il est très difficile de distinguer les naines de marée des naines primordiales dès qu'elles sont âgées de quelques centaines de millions d'années.
Des chercheurs de l'Observatoire de Paris et du CEA/Saclay ont utilisé des simulations numériques pour résoudre le problème. En simulant de manière réaliste une centaine de collisions entre galaxies spirales, et en identifiant environ 600 galaxies naines se formant dans leurs queues de marée, ils ont pu étudier le devenir de celles-ci. Cette équipe est parvenue à montrer que si une grande partie des naines de marée sont rapidement détruites, environ un quart survit deux milliards d'années voire plus. Elles apparaissent alors comme de nouvelles galaxies satellites orbitant autour de leur progéniteur - dont la collision est depuis longtemps achevée - au même titre que les galaxies naines primordiales de l'Univers.
L'analyse statistique du grand nombre de simulations réalisées a permis de conclure que les naines de marée ne doivent représenter que quelques pourcents du total des galaxies naines de l'Univers. Toutefois, dans certains environnements tels que la proximité directe des galaxies de type précoce et des galaxies elliptiques, ou les groupes compacts de galaxies, la contribution des naines de marée doit être beaucoup plus importante, non négligeable par rapport à celle des galaxies naines primordiales.
Etant donnée leur distribution spatiale particulière autour de leur progéniteur, anisotrope et limitée en rayon - elle aussi prédite par ces simulations numériques -, les galaxies naines de marée doivent modifier les propriétés statistiques de la population d'ensemble des galaxies naines. Leur existence sera donc un élément à prendre en compte à l'avenir pour contraindre les scénarios cosmologiques et la nature de la matière noire. D'ailleurs leur distribution anisotrope autour de leurs galaxies parents n'est pas sans rappeler celle observée dans le sondage du SDSS.
Enfin, ces travaux prouvent qu'il doit exister des galaxies naines de marée agées de plus d'un milliard d'années ; leur identification observationnelle est un objectif important car la mesure de leur contenu interne en matière noire constitue également un test clef - les observations n'ont jusqu'à présent permis d'identifier que de jeunes naines de marée encore en cours de formation. Selon que les vielles naines de marée contiennent de la matière noire ou pas, les scénarios cosmologiques devront être révisés.
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Une météorite exceptionnelle traverse le ciel et tombe en Norvège
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Mercredi, au petit matin, les résidants de la partie nord de Troms et des secteurs ouest de Finnmark pouvaient voir clairement une boule de feu traverser le ciel pendant plusieurs secondes.
Quelques minutes plus tard on pouvait entendre un impact et la fondation de recherche géophysique et sismologique NORSAR a enregistré un puissant son et des perturbations sismiques à 02:13.25 du matin à leur station de Karasjok.
Crédit : NORSAR
Peter Bruvold, fermier à Lyngseidet, était hors de sa ferme avec une caméra parce que sa jument Virika était sur le point de mettre au monde pour la première fois un poulain.
"J'ai vu un brillant flash de lumière dans le ciel et c'est devenu une lumière avec une queue de fumée," a raconté Bruvold. Il a photographié l'objet et a ensuite continué à s'occuper de ses animaux lorsqu'il a entendu un énorme fracas.
"J'ai entendu le bang sept minutes plus tard. Il a retenti comme lorsque vous faites exploser un charge de dynamite à un kilomètre de distance", commente Bruvold.
Les astronomes ont été enthousiasmés par les nouvelles.
Il y a eu des tremblements de terre, une maison a tremblé et un rideau a été soufflé dans la maison", a raconté Knut Jørgen Røed Ødegaard, l'astronome le plus connu en Norvège.
Selon Røed Ødegaard, le météore était visible depuis un secteur de plusieurs centaines de kilomètres malgré la luminosité du ciel. La météorite a percuté un versant d'une montagne de Reisadelen de North Troms.
"C'est simplement exceptionnel. Je ne peux pas imaginer que nous avons eu un impact de météorite si puissant en Norvège à notre époque. Si la météorite est aussi grande qu'elle semble l'être, nous pouvons la comparer à la bombe d'Hiroshima. Naturellement la météorite n'est pas radioactive, mais en force explosive nous pouvons être capables de la comparer à la bombe (atomique)", commente Røed Ødegaard.
L'astronome pense que la météorite était une roche géante et probablement la plus grande connue à avoir frappé la Norvège.
"Le record était la météorite Alta qui a atterri en 1904. Elle était de 90 kilos, mais nous pensons que la météorite qui a atterri mercredi était considérablement plus grande", ajoute Røed Ødegaard, lequel a conseillé vivement aux membres du public qui auraient vu l'objet ou pourraient avoir trouvé des restes d'entrer en contact avec l'Institut d'Astrophysique norvégien.
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Aram Chaos
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Les images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montrent Aram Chaos, une structure circulaire de 280 km de largeur caractérisée par un terrain chaotique.
Le HRSC a obtenu ces images au cours de l'orbite 945 avec une résolution au sol d'approximativement 14 mètres par pixel. Les images montrent la région d'Aram Chaos Aram, à environ 2° Nord et 340° Est.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Aram Chaos est une structure presque circulaire de 280 km de large située entre le canal d'écoulement Ares Vallis et Aureum Chaos. C'est une de nombreuses régions situées à l'est de Valles Marineris et caractérisé par un terrain chaotique.
Comme le nom de "chaos" le suggère, ce terrain comprend des restes de massifs à grande échelle, de grandes masses de relief qui ont été déplacées et se sont érodées en bloc. Celles-ci sont lourdement érodées et dominent la morphologie circulaire, ou structure, laquelle pourrait s'être formée au cours d'un impact. Comme on peut le voir dans l'image couleur, ces massifs restants s'étendent de quelques kilomètres à approximativement dix kilomètres de large et ont une élévation relative d'environ 1.000 mètres.
La région occidentale de l'image couleur est caractérisée par lde la matière plus brillante, qui semble être disposée en couches, et pourrait être le résultat de dépôts sédimentaires. La disposition des couches, donnant une apparence faisant penser à une terrasse, est aussi visible à l'est de cette matière plus brillante et dans la région relativement plate située dans le nord-ouest de l'image couleur.
Quelques scientifiques croient que les nombreuses
régions chaotiques placées dans la partie orientale
de Valles Marineris étaient la source d'eau ou de glace supposé
avoir créé les vallées qui s'étendent
dans Chryse Planitia. Ces régions sont particulièrement
intéressantes parce qu'elles peuvent apporter des indices
sur les relations entre Valles Marineris, le terrain chaotique,
les vallées et le bassin Chryse.
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Ancienne caldera dans Apollinaris Patera
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Ces images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montrent le caldera d'Apollinaris Patera, un ancien volcan de 5 kilomètres de haut au nord-ouest du cratère Gusev.
Le HRSC a obtenu ces images au cours de l'orbite 987 avec une résolution au sol d'approximativement 11,1 mètres par pixel. Les images montrent la partie d'Apollinaris Patera, un volcan se tenant à environ 7.2° Sud et 174.6° Est.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Apollinaris Patera est un ancien volcan bouclier situé au bord nord de Southern Highlands, se tenant au sud-est d'Elysium Planitia et au nord du cratère Gusev, lequel est maintenant exploré par Spirit, le vagabond de la mission Mars Exploration Rover de la NASA.
Le volcan mesure environ 180 par 280 kilomètres à sa base et s'élève à un maximum de 5 kilomètres au-dessus du terrain environnant.
Les volcans boucliers sont de grandes structures volcaniques avec des flancs s'inclinant doucement. Le caldera d'Apollinaris Patera prend la forme d'un grand cratère d'approximativement 80 kilomètres de diamètre et de plus de 1 kilomètre de profondeur. Les calderas volcaniques sont formées lorsqu'un volcan explose ou quand le cône s'effondre.
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L'Univers est poussiéreux, et les astronomes savent enfin pourquoi
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Lorsque l'Univers avait seulement 700 millions d'années, certaines de ses galaxies étaient déjà remplies de tas de poussières. Mais d'où proviennent toute ces poussières ? Des astronomes pensent avoir trouvé la source dans les supernovae de type II, les explosions violentes des étoiles les plus massives de l'Univers.
La poussière cosmique est un important constituant des galaxies, des étoiles, des planètes et même de la vie. Jusque récemment, les astronomes connaissaient seulement deux emplacements où la poussière s'était formée : dans les effondrements de vieilles étoiles semblables au Soleil qui sont âgées de milliards d'années et dans l'espace par la lente condensation de molécules. Le problème avec ces deux scénarii est qu'aucun n'explique comment l'Univers est devenu si poussiéreux seulement quelques cent millions d'années après sa naissance. Les astronomes ont théorisé que la poussière manquante pourrait être produite dans des explosions de supernovae, mais la preuve de ceci a été dure de trouver.
L'équipe scientifique a entraîné ses télescopes sur la supernova 2003gd, qui a éclaté dans la galaxie spirale NGC 628 (connue également sous le nom de M74) localisée dans la constellation des Poissons (Pisces) à environ 30 millions d'années-lumière de la Terre. La lumière de 2003gd a atteint la première fois la Terre le 17 Mars 2003. Au plus fort de son éclat, elle pouvait être vue au télescope par les astronomes amateurs. Tandis que de nombreuses supernovae sont découvertes chaque année, celle-ci sortait de l'ordinaire parce qu'elle était relativement voisine et pouvait être suivie pendant une période plus longue que d'habitude par les détecteurs infrarouges spécialisés du télescope spatial Spitzer, et par un spectrographe optique installé sur le télescope Gemini North.
En utilisant les télescopes spatiaux Spitzer et Hubble et le télescope terrestre Gemini North basé au sommet du Mauna Kea à Hawaii, le docteur Ben Sugerman (Space Telescope Science Institute in Baltimore, Md.) et ses collègues ont trouvé une quantité significative de poussières chauffées dans les restes de la supernova SN 2003gd.
Les étoiles comme l'ancêtre de la supernova SN 2003gd ont des vies relativement courtes de juste des dizaines de millions d'années. Puisque le travail de Sugerman montre que la supernova produit des quantités copieuses de poussières, il croit que les explosions pourraient expliquer beaucoup de poussière dans l'Univers premier. Ses découvertes seront publiées dans l'édition du 08 Juin de Science Express.
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47 Tuc, un essaim unique d'étoiles
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La constellation australe du Toucan (Tucana) est probablement mieux connue en tant que domicile du Petit Nuage de Magellan, une des galaxies satellites de la Voie lactée. Mais le Toucan accueille aussi un autre objet célèbre qui brille de mille feux, comme un énorme et magnifique diamant dans le ciel : l'amas globulaire 47 Tucanae. Plus familièrement connu comme 47 Tuc, il est surpassé en taille et en éclat par seulement un autre amas globulaire, Oméga Centauri.
Les amas globulaires sont de gigantesques familles d'étoiles, comprenant plusieurs dizaines de milliers d'étoiles, toutes considérées comme étant nées en même temps du même nuage de gaz. En tant que tels, ils constituent des laboratoires uniques pour l'étude de la manière dont les étoiles se développent et interagissent. C'est même mieux ainsi parce qu'elles sont localisées à la même distance, aussi la brillance des différents types d'étoiles, à des étapes différentes dans leur évolution, peut être directement comparée.
Les étoiles dans les amas globulaires sont tenues ensemble par leur gravité mutuelle qui leur donne leur forme sphérique, d'où leur nom. Les amas globulaires sont considérés être parmi les objets les plus vieux dans notre galaxie de la Voie lactée et donc contenir surtout des vieilles étoiles de faible masse.
47 Tucanae est un amas globulaire impressionnant qui est visible à l'oeil nu depuis l'hémisphère sud. Il a été découvert en 1751 par l'astronome français Nicholas Louis de Lacaille qui l'a catalogué dans sa liste d'objets nébuleux du sud. Situé à environ 16.000 années-lumière, il a une masse totale d'environ 1 million de fois la masse du Soleil et est de 120 années-lumière de large, le faisant apparaître sur le ciel aussi grand que la Pleine Lune.
Crédit : ESO (FORS/VLT)
L'image couleur de 47 Tucanae présentée ici a été prise avec l'instrument FORS1 sur le VLT (Very Large Telescope) en 2001. L'image couvre seulement la partie la plus dense et très centrale de l'amas. L'amas globulaire s'étend en réalité quatre fois plus loin ! Comme on peut voir cependant, la densité d'étoiles baisse rapidement en s'éloignant du centre. Les géantes rouges, les étoiles qui ont utilisé tout l'hydrogène dans leur coeur et ont augmenté en taille, sont particulièrement faciles à repérer.
47 Tuc est si dense que les étoiles sont éloignées de moins d'un dixième d'année-lumière, la taille du Système Solaire. En comparaison, l'étoile la plus proche de notre Soleil, Proxima Centauri, est à quatre années-lumière. Cette densité élevée cause que beaucoup d'étoiles se "heurtent" l'une à l'autre, certaines venant à se "marier" dans le processus, ou quelques étoiles dans des systèmes binaires échangeant des compagnons. Ces processus dynamiques sont à l'origine que beaucoup d'objets exotiques sont découverts dans l'amas.
Ainsi, 47 Tuc contient au moins vingt pulsars milliseconde, c'est-à-dire des étoiles à neutrons tournant extrêmement rapidement autour de leur axe, de quelques centaines à mille fois par seconde. De tels objets particuliers sont généralement pensés pour avoir un compagnon duquel ils reçoivent la matière.
Le télescope spatial Hubble a aussi récemment regardé 47 Tuc pour étudier des planètes orbitant très près de leurs étoiles parentes. Cette expérience a montré que de pareilles "chaudes Jupiter" doivent être beaucoup moins communes dans 47 Tucanae qu'autour d'étoiles dans le voisinage du Soleil. Cela peut nous dire que l'environnement du dense amas est malsain même pour de telles planètes proches, ou que la formation de planètes est une chose différente aujourd'hui qu'elle était autrefois dans l'histoire de notre Galaxie.
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NGC 5866, une galaxie vue de profil
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Le télescope spatial Hubble a capturé une vue unique de la galaxie disque NGC 5866, une galaxie inclinée vue de profil depuis notre point de vue.
La vision perçante d'Hubble révèle une ligne de poussières fraîches divisant la galaxie en deux moitiés. L'image met en évidence la structure de la galaxie : un subtil bombement rougeâtre entourant un noyau brillant, un disque bleu d'étoiles courant en parallèle à la ligne de poussières et un halo extérieur transparent.
NGC 5866 est une galaxie disque de type "S0". Vue du dessus, elle ressemblerait à un disque lisse, plat avec peu de structure en spirale. Elle reste dans la catégorie en spirale en raison de la forme plate du disque principal d'étoiles en opposition à la classe plus sphériquement ronde (ou ellipsoïde) de galaxies appelées "elliptiques". De telles galaxies S0, avec des disques comme des spirales et de grands bombements comme les elliptiques, sont appelées des galaxies "lenticulaires".
NGC 5866 se tient dans la constellation boréale du Dragon (Draco), à une distance de 44 millions d'années-lumière. Elle a un diamètre d'environ 60.000 années-lumière, seulement les deux-tiers du diamètre de la Voie lactée, bien que sa masse soit semblable à celle de notre galaxie.
Cette image d'Hubble de NGC 5866 est une combinaison d'observations en bleu, vert et rouge prises avec l'instrument ACS en Février 2006.
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Un jeune système solaire riche en carbone
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Des scientifiques ont découvert avec FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) d'abondantes quantités de gaz riche en carbone dans un disque de poussières entourant une jeune étoile bien étudiée nommée Beta Pictoris.
L'étoile et son système solaire naissant ont moins de 20 millions d'années et des planètes peuvent s'être déjà formées. L'abondance de gaz riche en carbone dans le disque de débris restant indique que les planètes de l'étoile pourraient être des mondes exotiques, des mondes de graphite riches en carbone et en méthane. Ou au contraire, selon les scientifiques, Beta Pictoris et ses environs pourraient ressembler à notre propre Système solaire dans ses premiers jours.
Une équipe conduite par la docteur Aki Roberge (Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md.), présente l'observation de FUSE dans l'édition du 08 Juin de Nature. Les nouvelles mesures font de Beta Pictoris le premier disque de la sorte dont le gaz a été étudié sous tous les aspects. La découverte qui lève un mystère scientifique de longue date sur comment le gaz s'est attardé dans ce disque de débris soulève encore de nouvelles questions au sujet du développement des systèmes solaires.
"Il y a beaucoup, beaucoup plus de gaz riche en carbone que prévu," commente Roberge, auteur principal du rapport dans Nature. "Pourrait-il être ce à quoi notre propre Système solaire ressemblait quand il était jeune ? Voyons-nous la fabrication de mondes exotiques nouveaux ? L'une ou l'autre perspective est fascinante."
Beta Pictoris, à environ 60 années-lumière, est 1.8 fois plus massive que notre Soleil. Le disque de la jeune étoile a été découvert en 1984. Des observations précédentes ont laissé entendre qu'une planète semblable à Jupiter pourrait s'être déjà formée dans ce disque et que des planètes terrestres rocheuses pourraient être en formation. De telles planètes seraient trop petites et faibles pour être observées avec les instruments actuels.
Le gaz riche en carbone détecté par FUSE vient d'astéroïdes ou des comètes invisibles orbitant l'étoile. Ceux-ci entrent en collision avec d'autres, libérant de la matière de la même manière que la comète Tempel 1 a libéré de la poussière et du gaz lors de sa rencontre avec le vaisseau spatial Deep Impact l'année dernière.
Les planètes terrestres dans notre Système solaire, Mercure, Vénus, la Terre et Mars, ont été formées à partir de la collision de corps planétaires plus petits comme les astéroïdes il y a environ 5 milliards d'années. Pendant les quelques cent millions d'années après que la Terre se soit formée, des astéroïdes et des comètes pourraient s'être écrasés sur notre planète pour livrer presque toute l'eau et la matière organique que nous voyons aujourd'hui. Ces matières sont les éléments de base de la vie sur la Terre.
Les astéroïdes et les comètes orbitant Beta Pictoris pourraient contenir de grandes quantités de matières riches en carbone, comme le graphite et le méthane. Les planètes se formant avec ou impactées par de tels corps seraient très différentes de celles dans notre Système solaire et pourraient avoir des atmosphères riches en méthane, comme Titan, une lune de Saturne.
"Nous avons appris au cours des dix années passées que notre galaxie est remplie d'autres systèmes solaires et chacun diffère du suivant," note le docteur Marc Kuchner (Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md.), expert dans les planètes extra-solaires. "Si des mondes riches en carbone se forment dans Beta Pictoris, ils pourraient être couverts du goudron et de brouillard, avec de montagnes faites de diamants géants. La vie sur une telle planète n'est pas invraisemblable, mais ce serait certainement exotique."
Une seconde possibilité consiste en ce que Beta Pictoris pourrait être semblable à notre Système solaire d'autrefois. Tandis que les astéroïdes locaux et les comètes ne semblent pas riches en carbone aujourd'hui, certaines recherches suggèrent que certaines météorites appelées" météorite enstatite chondrite" se sont formées dans un environnement riche en carbone et quelques scientifiques spéculent que Jupiter a un coeur de carbone.
"Nous pourrions être en train d'observer des processus qui sont produits tôt dans le développement de notre Système solaire," ajoute le Dr. Alycia Weinberger (Carnegie Institution of Washington), coauteur de l'article dans Nature.
La simple présence de gaz dans le disque de Beta Pictoris a été un mystère. Des modèles théoriques prévoient que la lumière intense de la jeune étoile devrait rapidement faire s'envoler le gaz. La surabondance de gaz riche en carbone, découvert maintenant pour la première fois, résout ce mystère. Le carbone a des propriétés spéciales qui gardent le gaz en orbite autour de l'étoile.
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Comète C/2006 L1 (Garradd)
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Une nouvelle comète a été découverte le 04 Juin 2006 par G. J. Garradd dans le cadre du programme de surveillance du Siding Spring, et confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux de la comète C/2006 L1 (Garradd) indiquent un passage au périhélie au 17 Octobre 2006 à une distance d'environ 1,5 UA du Soleil.
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La chaleur est située dans le centre d'Andromède
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Une nouvelle image de Chandra montre la région centrale de la galaxie d'Andromède (M31), où un nuage diffus de gaz chaud émettant des rayons X a été découvert au beau milieu d'une collection de sources semblables à des points.
Le nuage diffus de rayons X est dû au gaz qui s'est accumulé dans la région centrale et qui a été chauffé à des millions de degrés, probablement par des ondes de choc d'explosions de supernovae. L'absorption d'énergie des supernovae a pu également conduire le gaz hors de la région centrale. Des supernovae pourraient aussi chasser le gaz de la région centrale. Ce processus peut affecter aussi bien la forme que l'évolution de la galaxie en épuisant la matière première pour la formation de nouvelles étoiles et empêchant l'accumulation de plus de gaz à cet endroit.
Andromède, une grande galaxie spirale tout comme notre Galaxie de la Voie lactée, est relativement proche et peut facilement être vue avec des jumelles dans le ciel d'automne. La région centrale de la galaxie est appelée le bombement galactique parce que les étoiles forment une boule de quelques mille années-lumière de diamètre qui s'étend au-dessus et au-dessous du disque de la galaxie.
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Quelques Nouvelles du Ciel ... brèves
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Télescopes cosmiques" pour trouver des "bébés" galaxies
Utilisant de massifs amas de galaxies comme des "télescopes cosmiques", une équipe de chercheurs dirigée par un astronome de l'Université Johns Hopkins a trouvé ce qui pourrait être de jeunes galaxies nées dans le premier milliard d'années après le Big Bang
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Evolution de nébuleuses
Deux nouvelles images du Gemini Observatory montre une paire de belles nébuleuses, NGC 6164-5 et NGC 5189, qui ont été créées par deux types très différents d'étoiles à un moment considéré comme presque similaire de leur évolution.
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Arrangements de galaxies
Des scientifiques de l'Université de Chicago ont soutenu le cas pour un scénario de la théorie du Big Bang qui explique l'arrangement des galaxies partout dans l'Univers
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Des planètes autour de planètes
Une nouvelle recherche révèle que des nursery planétaires peuvent exister non seulement autour des étoiles, mais également autour d'objets qui ne sont pas beaucoup plus imposant que Jupiter.
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Disque de poussières
Les observations faites par l'astronome Subhanjoy Mohanty (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) et ses collègues fournissent la première preuve directe d'un disque poussiéreux autour d'une planète éloignée qui en masse serait le "grand frère" de Jupiter.
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Un mystérieux émetteur cosmique de rayons X révèle sa nature magnétique
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Notre Soleil, malgré ses taches, ses éruptions et son vent, est une étoile plutôt calme. En comparaison, les étoiles beaucoup plus massives vivent intensément et meurent très jeunes; elles sont si chaudes en surface qu'elles rayonnent à elles seules plusieurs millions de fois l'énergie lumineuse du Soleil. Tau Scorpii est l'une de ces étoiles massives; éjectant de grandes quantités de matière sous forme de vent stellaire, cette étoile est une source très intense de rayons X, dont l'origine mystérieuse vient d'être élucidée.
Une équipe internationale conduite par un chercheur de l'Observatoire Midi-Pyrénées et comprenant des chercheurs de l'Observatoire de Paris, a observé tau Scorpii avec le spectropolarimètre ESPaDOnS équipant le télescope Canada-France-Hawaii. Ils ont pu observer, pour la première fois, le réseau complexe de lignes de champ magnétique de cette étoile. Il serait à l'origine de bouffées de plasma très chaud, créées par collisions, qui produiraient ainsi le rayonnement X de tau Scorpii.
Les étoiles massives sont si brillantes qu'elles parviennent à expulser les couches superficielles de leur atmosphère sous la seule pression de la lumière qu'elles émettent - c'est ce qu'on appelle un 'vent stellaire'. Ce vent joue un rôle déterminant sur l'avenir de l'étoile; de plus, la matière ainsi expulsée peut non seulement interagir avec d'autres étoiles proches, mais aussi alimenter le milieu interstellaire en matière et en énergie, ou encore provoquer l'effondrement de nuages avoisinants et induire ainsi de nouvelles poussées de formation stellaire. A ce titre, les étoiles massives sont des acteurs de premier plan dans la vie d'une galaxie.
Tau Scorpii est l'une de ces étoiles massives; elle est si lumineuse qu'elle est facilement visible à l'oeil nu malgré sa distance de plus de 400 années lumière. D'une masse égale à 15 fois celle du Soleil, tau Scorpii est aussi 5 à 6 fois plus grande et plus chaude que notre propre étoile. Dans le cosmos, ces étoiles très chaudes sont bien moins nombreuses que les étoiles comme le Soleil - tau Scorpii est en fait l'une de nos plus proches voisines très massives.
Ces étoiles très chaudes émettent des rayons X, qui, d'après les scientifiques, sont produits lors de chocs supersoniques intervenant au sein du vent, sortes de gigantesques carambolages de particules cosmiques. Mais l'intensité des rayons X produits par tau Scorpii est encore bien supérieure à celle émise par la plupart des autres étoiles de même type, sans qu'aucune raison apparente n'explique cette étrange particularité. La présente découverte, qui révèle que la surface de l'étoile est couverte d'un réseau complexe de lignes de champ magnétique (voir l'image), permet de mieux comprendre l'activité inhabituelle de tau Scorpii.
Ce modèle fournit une explication plausible et naturelle de l'émission de rayons X inhabituellement intense que tau Scorpii parvient à engendrer. Toutefois, le mécanisme par lequel le champ magnétique a réussi à freiner la vitesse de rotation de l'étoile (à moins d'un dixième de celles d'autres étoiles similaires non magnétiques) reste incertain: si les étoiles comme le Soleil peuvent en effet être freinées par leur vent magnétisé (à la manière d'un patineur qui ralentit sa rotation en écartant les bras), tau Scorpii ne perd pas sa masse assez vite pour que sa rotation ait pu être affectée au cours de sa très brève existence de 'seulement' quelques millions d'années.
Les chercheurs ont découvert et modélisé le champ magnétique de tau Scorpii en détectant et en analysant les minuscules signaux polarisés que les champs induisent dans la lumière des étoiles magnétiques; pour ces mesures, ils ont utilisé ESPaDOnS, l'instrument le plus performant au monde pour mener ce type d'étude. Ce nouvel instrument, actuellement monté au Télescope Canada-France-Hawaii, a été spécifiquement conçu et construit à l'Observatoire Midi-Pyrénées pour l'étude des champs magnétiques des étoiles.
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Quelques Nouvelles du Ciel ... brèves
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Des centaines d'amas de jeunes galaxies lointaines
Une équipe d'astronomes de l'Université de Floride, du JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA et du Lawrence Livermore National Laboratory a trouvé presque 300 nouveaux amas et groupes de galaxies, dont presque 100 à des distances de 8 à 10 milliards d'années-lumière.
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L'amas de galaxies le plus éloigné
L'amas de galaxies le plus éloigné à ce jour a été découvert par des astronomes des Etats-Unis, d'Europe et du Chili.
Situé à presque 10 milliards d'années-lumière de la Terre, l'amas XMM-XCS 2215-1734 contient des centaines de galaxies entourées par du gaz chaud émettant des rayons X.
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Comète C/2006 HW51 (Siding Spring)
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L'objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 23 Avril 2006 dans le cadre du programme de surveillance du Siding Spring, et répertorié comme tel sous la désignation de 2006 HW51, a révélé sa nature cométaire sur les images prises les 04 et 05 Juin 2006 par A. Fitzsimmons, S. C. Lowry, C. Snodgrass (Haleakala-Faulkes Telescope North).
Les éléments orbitaux de la comète C/2006 HW51 (Siding Spring) indiquent un passage au périhélie au 29 Septembre 2006 à une distance de 2,2 UA du Soleil.
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Comètes SOHO : C/1998 J5, C/1999 X3, C/2006 H6, J1, J2, J3, J4, J5, J6, J7, J8, J9, J10, J11, K5
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Quinze nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2006-L20, MPEC 2006-L31 et MPEC 2006-L32.
C/1998 J5 (SOHO) (H. Su) C/1999 X3 (SOHO) (H. Su) C/2006 H6 (SOHO) (H. Su, J. Sachs) C/2006 J1 (SOHO) (H. Su) C/2006 J2 (SOHO) (T. Hoffman) C/2006 J3 (SOHO) (H. Su) C/2006 K5 (SOHO) (H. Su)
C/2006 J4 (SOHO) (H. Su) C/2006 J5 (SOHO) (R. Matson) C/2006 J6 (SOHO) (J. Sachs)
C/2006 J7 (SOHO) (T. Hoffman) C/2006 J8 (SOHO) (T. Hoffman) C/2006 J9 (SOHO) (H. Su) C/2006 J10 (SOHO) (T. Hoffman) C/2006 J11 (SOHO) (J. Sachs)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf les comètes C/1999 X3 et C/2006 K5 qui n'appartiennent à aucun groupe connu, et la comète C/2006 J5 qui appartient au groupe de Meyer. |
Carte de la forme générale de la Voie lactée
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Des astronomes ont fait la carte la plus détaillée à ce jour de la forme générale de notre galaxie, montrant que ses bras en spirale s'étendent beaucoup loin que prévu. Evan Levine, Leo Blitz et Carl Heiles de l'Université de Californie à Berkeley ont analysé la distribution de l'atome d'hydrogène dans la Voie lactée aux longueurs d'ondes radio pour révéler des caractéristiques jusqu'ici invisibles dans notre jardin galactique. La carte montre que la structure de notre galaxie spirale n'est pas symétrique autour de son centre mais contient plus de bras dans certains secteurs que d'autres. Contrairement aux prévisions théoriques, les bras aussi continuent bien au-delà de la distance à laquelle les étoiles devraient être trouvées.
Bien que nous sachions que la Voie lactée est une galaxie spirale, sa forme précise est difficile de déterminer parce que le Soleil est enfoncé dans le disque galactique. Cela rend les méthodes optiques inefficaces pour les distances supérieures à quelques dizaines de milliers d'années-lumière en raison de l'absorption de lumière par la poussière. La radiation électromagnétique aux longueurs d'ondes radio, cependant, n'est pas affectée par cette absorption et peut donc permettre aux astronomes "de voir" à travers le disque. Une telle radiation est émise dans les transitions atomiques hyperfines d'atomes hydrogènes, lequelles sont distribuées partout dans la galaxie et permettent donc aux chercheurs de tracer la structure de la Voie lactée.
Levine et ses collègues ont pris les données précédemment obtenues des "lignes d'émission de 21 cm" de l'hydrogène et ont appliqué une technique de masquage pour augmenter le contraste entre les régions élevées et basses de signal. Ils ont constaté que les bras en spirale s'étendent jusqu'à 25 kpc, ou 80.000 années-lumière, du centre de la galaxie.
"Nous avons été capables de tracer la structure en spirale du disque entier de gaz au-delà de l'orbite du Soleil autour du Centre Galactique jusqu'au bord du disque," explique Blitz. "Cela donne l'image la plus claire et la plus complète de la structure en spirale du disque jusqu'ici et montre que la structure en spirale continue bien au-delà du rayon auquel nous nous attendons à ce que des étoiles soient. C'est non prévu par la théorie et exigera une compréhension plus profonde de l'origine de la structure en spirale."
Le trio a aussi constaté que le gaz dans les bras en spirale est plus mince que celui à l'extérieur des bras, quelque chose qui avait été prévu mais jamais observé en fait. Cette découverte importante, dit Levine, aura des implications pour la théorie de vague de densité en spirale, qui explique comment les bras en spirale changent au cours du temps.
La carte affinée de la galaxie soulève aussi de nouvelles questions, telle que comment la gravité affecte la structure en spirale dans les galaxies. Le modèle en spirale dans la Voie lactée ressemble à la plupart des autres spirales "grand modèle" dans ce qu'elle est approximativement logarithmique, ou a la forme d'un cyclone. Les scientifiques croient que la structure est conduite par la gravité du disque. "Mais nous voyons la structure en spirale même où la gravité semble être trop faible pour la conduire. Pourquoi ? Comment ?" demande Blitz.
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Andromède baigne dans une mer de poussières
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Cette image composite en infrarouge du télescope spatial Spitzer montre la galaxie d'Andromède, une voisine de notre galaxie de la Voie lactée. L'image principale met en évidence le contraste entre les vagues instables de poussières de la galaxie (en rouge) et la mer calme de plus vieilles étoiles (en bleu). Les panneaux au-dessous de l'image principale montrent séparément les étoiles plus vieilles de la galaxie (à gauche) et la poussière (à droite). Les galaxies en spirale ont tendance à former de nouvelles étoiles dans leurs massifs bras poussiéreux, tandis que leurs coeurs sont peuplés par des étoiles plus vieilles.
La vue de Spitzer montre aussi les lignes de poussières sineuses d'Andromède dans le centre de la galaxie, une région qui est pleine à craquer d'étoiles. Dans les images en lumière visible, cette région centrale a tendance à être dominée par la lumière des étoiles.
Les astronomes ont utilisé ces nouvelles images pour mesurer l'éclat infrarouge total d'Andromède. Parce que la quantité de lumière infrarouge dégagée par les étoiles dépend de leurs masses, les mesures d'éclat ont fourni une nouvelle méthode pour "peser" la galaxie d'Andromède. Selon cette méthode, la masse des étoiles dans Andromède est environ 110 milliards de fois celle du Soleil, ce qui est en accord avec les calculs précédents. Cela signifie que la galaxie contient environ mille milliards d'étoiles, parce que la plupart des étoiles sont en réalité moins massives que le Soleil. En comparaison, on estime que la Voie lactée contient environ 400 milliards d'étoiles.
Une petite galaxie compagnon appelée NGC 205 est visible au-dessus d'Andromède. Une autre galaxie compagnon appelée M32 peut aussi été vu au-dessous de la galaxie.
La galaxie d'Andromède, répondant aussi au surnom donné par les astronomes de Messier 31, est situé à 2.5 millions d'années-lumière dans la constellation d'Andromède. C'est la galaxie principale la plus proche de la Voie lactée, faisant d'elle le spécimen idéal pour examiner soigneusement la nature des galaxies. Par une nuit sombre, la galaxie peut être découverte de l'oeil nu comme une tache floue.
Le disque entier d'Andromède couvre environ 260.000 années-lumières de large, ce qui signifie qu'un rayon de lumière mettrait 260.000 ans pour voyager d'un bout à l'autre de la galaxie. En comparaison, la Voie lactée est d'environ 100.000 années-lumières de large. Vue de la Terre, Andromède occupe un secteur de ciel équivalent à sept pleines lunes.
Parce que cette galaxie est si grande, les images infrarouges ont dû être assemblées à partir d'environ 3.000 expositions séparées du Spitzer. La lumière détectée par la caméra infrarouge du Spitzer à 3.6 et 4.5 microns est sensible surtout à la lumière des étoiles et est montrée en bleu et en vert, respectivement. La lumière à 8 microns montre la chaude poussière et est montrée en rouge. La contribution de la lumière des étoiles a été soustraite de l'image à 8 microns pour mieux mettre en évidence les structures de poussières.
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Cratère géant sous la glace de l'Antarctique
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Des scientifiques planétaires ont trouvé la preuve d'un impact de météore beaucoup plus grand et plus ancien que celui qui a tué les dinosaures, un impact qui aurait provoqué la plus grande extinction massive dans l'histoire de la Terre.
Le cratère d'environ 500 kilomètres de diamètre se trouve caché à plus d'un kilomètre et demi au-dessous de couche de glace de l'est de l'Antarctique. Et les mesures de gravité qui révèlent son existence suggèrent qu'il puisse dater d'environ 250 millions d'années, à l'époque de l'extinction Permian-Triassic, lorsque presque toute la vie animale sur la Terre s'est éteinte.
Sa taille et son emplacement, dans la région de Wilkes Land à l'est de l'Antarctique, au sud de l'Australie, suggèrent aussi qu'il puisse avoir amorcé la séparation du supercontinent Gondwana en créant la crevasse tectonique qui a poussé l'Australie vers le nord.
Les scientifiques pensent que l'extinction Permian-Triassic a ouvert la voie pour que les dinosaures puissent émerger du lot. Le cratère Wilkes Land fait plus de deux fois la taille du cratère Chicxulub dans la péninsule du Yucatan, lequel marque l'impact qui peut avoir en fin de compte tué les dinosaures il y a 65 millions d'années. Les scientifiques pensent que le météore Chicxulub était d'environ 10 kilomètres de large, alors que le météore de Terre de Wilkes pourrait avoir été de plus de 50 kilomètres de large, soit quatre ou cinq fois plus large.
Les scientifiques ont utilisé des fluctuations de gravité mesurées par les satellites GRACE pour scruter au-dessous de la surface de glace de l'Antarctique et ont trouvé une bosse de 320 kilomètres de large de matière du manteau, une concentration de masse, ou "mascon" dans le langage géologique, qui s'élevait dans la croûte terrestre.
Les mascons sont l'équivalent planétaire d'une bosse sur la tête. Ils se forment où de grands objets heurtent violemment la surface d'une planète. Sous l'impact, la couche de manteau plus dense rebondit vers le haut dans la croûte qui la recouvre, laquelle la maintient en place au-dessous du cratère.
Lorsque les scientifiques ont fait coïncider leur image de gravité avec les images radar de la terre au-dessous de la glace, ils ont trouvé le mascon parfaitement centré à l'intérieur d'une arête circulaire d'environ 500 kilomètres de large.
Prise tout seule, la structure d'arête ne prouverait rien. Mais pour Ralph von Frese, professeur de sciences géologiques à l'Université d'Etat de l'Ohio et dirigeant de l'équipe qui a découvert le cratère, l'addition du mascon signifie "'impact".
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Une étoile à neutrons avec un sillage étrange
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Une longue observation avec l'Observatoire de rayons X Chandra a révélé d'importants nouveaux détails sur une étoile à neutrons qui crache un sillage de particules de haute énergie dans sa course à travers l'espace. L'emplacement déduit de l'étoile à neutrons en bordure d'un reste de supernova, et l'orientation particulière du sillage de l'étoile à neutrons, représentent un mystère qui n'est pas résolu.
En se basant sur une analyse de la forme du sillage, les astronomes ont déduit que l'étoile à neutrons située dans IC 443 et connue sous le nom de CXOU J061705.3+222127, ou en abrégé de J0617, se déplace à travers le gaz de plusieurs millions de degrés du reste de supernova. Toutefois, cette conclusion pose une énigme.
Bien qu'il y ait d'autres exemples où des étoiles à neutrons ont été localisées loin du centre du reste de la supernova, ces étoiles à neutrons semblaient se déplacer radialement loin du centre du reste de supernova. Au contraire, le sillage de J0617 semble indiquer qu'elle se déplace presque perpendiculairement à cette direction.
Une explication possible est que l'étoile parente condamnée se déplaçait à une vitesse élevée avant d'éclater, de sorte que l'emplacement de l'explosion ne soit pas au centre observé du reste de la supernova. Les rafales rapides de gaz à l'intérieur du reste de la supernova peuvent avoir repoussé plus loin le sillage du pulsar hors de l'alignement. On observe une situation analogue pour les comètes, où un vent de particules du Soleil pousse la queue de la comète loin du Soleil, hors de l'alignement avec le mouvement de la comète.
Si c'est ce qui arrive, alors les observations de l'étoile à neutrons avec Chandra dans les 10 prochaines années devraient montrer un mouvement discernable loin du centre du reste de la supernova.
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Empilement de débris
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Le petit astéroïde circumterrestre nommé Itokawa est tout simplement un empilement de débris flottants, probablement créés de la cassure d'une ancienne planète, selon un chercheur de l'Université du Michigan participant à la mission japonaise Hayabusa.
La découverte suggère que les astéroïdes créés à partir de décombres seraient des enregistrements immaculés de la formation initiale de planètes.
Daniel Scheeres, professeur associé d'ingénierie d'aéronautique à l'Université du Michigan, faisait partie de l'équipe qui a déterminé la masse de l'astéroïde, l'environnement superficiel et la gravitation et a aidé à interpréter les images qui ont été prises de l'astéroïde depuis le vaisseau spatial. Certaines des découvertes seront discutées dans une édition spéciale du journal Science du 2 Juin. La mission est dirigée par la JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency).
La sonde spatiale Hayabusa est arrivée auprès de l'astéroïde Itokawa l'automne dernier et s'est mis en orbite autour de l'objet pendant trois mois. Au cours de cette période, la sonde est descendu deux fois à la surface de l'astéroïde, laquelle est nommée du nom du concepteur des lanceurs japonais, pour récolter des échantillons. En 2010 la sonde retournera sur Terre et éjectera une boîte d'échantillons qui pénétrera dans l'atmosphère et atterrira en Australie centrale. Les chercheurs espèrent que ce seront les premiers échantillons d'astéroïde retournés sur Terre.
Selon Scheeres, la confirmation de la composition d'Itokawa comme débris plutôt qu'une simple roche a de grandes implications pour les théories de l'évolution des astéroïdes, et conduira à une meilleure compréhension du Système solaire initial. Les astéroïdes sont pensés pour être les restes de matières qui ont formé les planètes intérieures, dont la Terre, et pourraient transporter les enregistrements d'événements dans les premières étapes de la formation de planètes. C'est une découverte significative qu'Itokawa est une pile de roches allant de la taille du minuscules grains de sable à des rochers de 50 mètres de large, parce que cela vérifie un certain nombre de théories au sujet de la composition et de l'histoire des astéroïdes.
L'existence de très grands rochers et de piliers suggère qu'un astéroïde "parent" initial se soit brisé lors d'une collision et se soit ensuite reformé en une pile de décombres, concluent les chercheurs dans l'article.
Il est probable que la plupart des astéroïdes ont un passé semblable, note Scheeres. "L'analyse des échantillons d'astéroïde nous donnera un instantané du système solaire initial et fournira de précieuses indications sur comment les planètes se sont formées."
En outre, savoir si un asteroïde est une grande et unique roche ou une pile de débris aura une influence majeure sur la façon de le dévier, ajoute Scheeres, si son orbite vise la Terre. Une collision d'astéroïde avec la Terre, bien que peu probable, pourrait avoir des conséquences désastreuses. Il est couramment admis qu'une collision d'astéroïde a causé l'extinction massive des dinosaures il y a 65 millions d'années, aussi certains ont discuté des manières de détruire ou d'orienter un astéroïde en approche, si nous en voyons un venir.
Une autre découverte frappante, note Scheeres, est que des régions de la surface d'Itokawa sont lisses, "presque comme un désert de sable" et que d'autres sont très rugueuses. Cela indique que les surfaces d'astéroïdes sont, dans un certain sens, actives, avec de la matière se déplacant d'une région à l'autre. La gravitation assure l'union de la masse de débris.
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Gros plan sur le pic central du cratère Zucchius
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Cette image, prise par l'instrument AMIE (Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1, montre les crêtes centrales du cratère Zucchius.
AMIE a obtenu cette image le 14 Janvier 2006 depuis une distance d'environ 753 kilomètres de la surface, avec une résolution au sol de 68 mètres par pixel.
Le secteur imagé est centré à une latitude de 61.3° Sud et 50.8° Ouest de longitude . Zucchius est un cratère lunaire d'impact situé près du limbe sud-ouest. Il a 66 kilomètres de diamètre, mais seul son intérieur est visible dans cette image, car le champ visuel d'AMIE est de 35 kilomètres depuis cette distance rapprochée.
En raison de son emplacement, le cratère apparaît de forme allongée. Il se tient juste au sud-sud-ouest du cratère Segner, et au nord-est de la vaste plaine close Bailly. Au sud-est est le cratère Bettinus, une formation légèrement plus grande que Zucchius.
Zucchius s'est formé au cours de l'ère Copernican, une période dans l'histoire planétaire lunaire qui va de 1.2 milliard d'années jusqu'à l'époque actuelle. D'autres exemples de cratères de cette période sont Copernic (âgé d'environ 800 millions d'années) et Tycho (âgé de 100 millions d'années). Les cratères de l'ère Copernican montrent des motifs rayonnants caractéristiques d'ejecta. Avec le temps, les rayons d'ejecta s'obscurcissent en raison de l'érosion par l'écoulement du vent solaire.
Les collines près du centre de l'image sont les prétendues "crêtes centrales" du cratère, des dispositifs qui se forment dans les grands cratères sur la Lune. Le cratère est constitué par l'impact d'un petit astéroïde sur la surface lunaire. La surface est fondue et, pareillement à lorsqu'une goutte d'eau tombe dans une pleine tasse de café, la surface percutée rebondit, se solidifie et puis ''refroidit" en une crête centrale.
Le nom du cratère Zucchius est dû au mathématicien et à l'astronome italien Niccolo Zucchi (1586-1670).
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Sources ou Documentations non francophones
