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Nouvelles du Ciel de Juin 2007 |
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Nouvelles du Ciel de Juin 2007 |
Opportunity prêt à descendre dans le cratère Victoria
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L'attrait scientifique est la chance d'examiner et d'étudier les compositions et les textures des matériaux exposés dans les profondeurs du cratère pour trouver des indices sur les environnements anciens et humides. En voyageant plus loin au bas de la pente, Opportunity pourra examiner des roches de plus en plus plus anciennes dans les murs exposés du cratère.
Le robot géologue entrera dans le cratère Victoria par un renfoncement appelée Duck Bay.
Un impact de météore a créé le cratère Victoria il y a des millions d'années, qui se trouve à approximativement à 6,5 kilomètres au sud de l'endroit où Opportunity a débarqué en Janvier 2004. La cuvette créée par l'impact est d'environ 800 mètres de large et environ cinq fois plus large que le cratère Endurance, où Opportunity a passé plus de six mois en exploration en 2004.
Opportunity a entamé le voyage d'Endurance vers Victoria il y a 30 mois. Il a atteint le bord du cratère au renfoncement Buck Bay il y a neuf mois. Opportunity a alors parcouru environ un quart du chemin autour du bord du cratère, examinant les roches visibles dans les promontoires et les itinéraires d'entrée possibles dans les renfoncements. Le vagabond est maintenant revenu au point d'entrée le plus favorable, qui a des pentes de 15 à 20 degrés et des roches exposées pour une conduite prudente.
Si les six roues continuent de fonctionner, les ingénieurs s'attendent à ce qu'Opportunity soit capable d'escalader le cratère. Cependant, le vagabond a perdu l'utilisation d'une roue il y a plus d'un an, diminuant ses capacités d'élévation. Si Opportunity devait perdre une autre roue à l'intérieur du cratère Victoria, cela rendrait très difficile, voire même impossible, l'escalade de retour.
"Nous ne voulons pas que ceci soit un voyage à sens unique," commente Steve Squyres (Cornell University, Ithaca, N.Y), investigateur principal pour les instruments scientifiques des vagabonds. "Nous avons toujours quelques excellentes cibles scientifique au dehors sur les plaines que nous voudrions visiter après Victoria. Mais si Opportunity devient emprisonné là, cela vaudra la connaissance gagnée."
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Première détection de thorium dans une étoile extragalactique
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Des astronomes du National Astronomical Observatory of Japan et de l'Osaka Kyoiku University au Japon, ont détecté l'élément thorium dans une étoile géante rouge appelée COS82, qui se situe dans la galaxie naine Ursa Minor. Leur découverte marque la première détermination de quantité de l'élément d'actinide thorium dans une étoile au-delà de la Voie lactée, et suit la détection du thorium dans plus de dix étoiles dans la Voie lactée. L'abondance dérivée de thorium indique que la synthèse explosive des éléments lourds se produit dans les évironnements similaires à la Voie lactée et de la galaxie naine Ursa Minor, qui est un satellite de la Voie lactée.
Le thorium (Th) (avec l'uranium (U)) appartient au groupe d'éléments chimiques des actinides. Ce sont les éléments les plus lourds dans la nature. Les actinides sont synthétisés très rapidement dans des environnements tels que des explosions de supernova. Bien que les mécanismes en action dans la synthèse de tels éléments soient encore peu clairs, les modèles théoriques prévoient que la production d'actinides dans un environnement explosif dépend de plusieurs facteurs, dont l'échelle de temps de l'explosion.
Les astronomes du NAOJ et de l'Osaka Kyoiku University ont utilisé l'instrument HDS (High Dispersion Spectrograph) du télescope Subaru pour déterminer la quantité de thorium dans l'étoile cible naine Ursa Minor. Cette étoile est connue pour avoir des rapports d'abondance élevés d'éléments plus lourds que le fer, et est supposée être sévèrement contaminée par certaine synthèse explosive d'éléments lourds. La mesure de thorium de l'équipe a révélé le modèle global d'abondance d'éléments lourds pour cet objet. Chose étonnante pour les astronomes et les physiciens nucléaires, les rapports d'abondance du thorium à d'autres éléments lourds sont très semblables aux rapports trouvés pour les étoiles de la Voie lactée. Ceci implique que la synthèse explosive des éléments lourds se produit dans des types d'environnements très semblables. Ce résultat d'observation fournit une contrainte forte sur les modèles théoriques de processus de réaction nucléaire qui produisent les éléments lourds dans l'Univers.
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Signatures tectoniques à Aeolis Mensae
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L'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord de Mars Express a fourni des clichés de la région d'Aeolis Mensae. Ce secteur, bien connu pour ses dispositifs érodés par le vent, se tient sur une zone de transition tectonique, caractérisée par des vallées incisées et des dispositifs linéaires non expliqués.
Illuminées par le Soleil de l'ouest (du côté droit dans l'image), les images sont d'une résolution au sol d'approximativement 13 mètres par pixel. La région, imagée les 26 et 29 Mars 2007, au cours des orbites 4136 et 4247 de Mars Express, est située à approximativement 6° Sud et 145° Est.
La morphologie du terrain, qui se trouve près de la région volcanique d'Elysium, est caractérisée par une zone étendue de transition ou la "frontière de la division de la croûte globale" qui sépare les montagnes du sud et les plaines du nord. Elle montre des buttes ou un relief bosselé séparé par des vallées et des structures de graben, ou des dispositifs d'érosion allongés comme des fossés.
ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Aeolis Mensae est situé à la frontière entre les plaines nordiques et les montagnes méridionales, indiquées par la zone de transition. Le secteur montré dans la mosaïque d'images fait partie des montagnes méridionales et de la zone de transition au nord. Entre les montagnes et les plaines il y a une grande différence moyenne dans l'altitude, d'environ 3000 mètres. L'origine de cette dichotomie est actuellement un sujet de discussion.
Les vallées de 2500 mètres de profondeur sont incisées dans les montagnes dans la partie nord de la scène montrant les dispositifs linéaires sur le plancher de la vallée. Bien que les origines soient peu claires, elles ont pu avoir été créées par des processus glaciaires, une conclusion tirée de l'étude des fentes glaciaires semblables sur Terre. Mais puisque les dispositifs sont orthogonaux à l'élongation de la vallée, une origine glaciaire est peu probable. Il est possible que les dispositifs émanent de l'érosion provoquée par le vent.
Puisque les vallées se trouvent près de la zone de transition entre les montagnes méridionales et les plaines nordiques, les scientifiques croient que les vallées pourraient avoir pour origine principalement l'activité tectonique.
Aeolis Mensae est bien connu pour ses dispositifs plus probablement liés à l'activité éolienne à la surface de la planète et montre un certain nombre de 'yardangs'.
Les yardangs sont de longs et irréguliers sillons avec des crêtes pointues qui se trouvent entre deux creux à base ronde découpés par l'érosion du vent dans une région aride. Dans cette image, ils sont plus ou moins linéaires aux restes profilés de matière résistante formée par l'action du sable soufflé qui a érodé la matière plus fragile. Ils peuvent atteindre une longueur de plusieurs centaines de mètres. La direction des yardangs est du sud-est au nord-ouest indiquant la direction dominante du vent.
Ces structures sont également trouvées dans les déserts sur Terre où les vents sont le principal agent de changement pour le paysage. De tels dispositifs ont été observé auparavant par Mars Express près d'Olympus Mons le 05 Mai 2004, lors de l'orbite 143.
Si la matière déposée est plus résistante à l'action des sables soufflés par le vent, le paysage peut être creusé différemment, comme on peut le voir dans le secteur sud moins découpé d'Aeolis Mensae, où les différentes couches deviennent visibles.
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Changements sur Jupiter
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La massive Jupiter subit des changements atmosphériques spectaculaires qui jamais n'ont été vus auparavant avec "l'oeil" perçant du télescope spatial Hubble.
Les turbulents nuages de Jupiter sont toujours en évolution lorsqu'ils rencontrent des perturbations atmosphériques pendant qu'ils balayent autour de la planète à des centaines de kilomètres par heure. Mais ces images d'Hubble indiquent une transformation rapide dans la forme et la couleur des nuages de Jupiter près de l'équateur, marquant une face entière du globe.
Crédit : NASA, ESA, A. Simon-Miller (NASA Goddard Space Flight Center), A. Sánchez-Lavega, R. Hueso, and S. Pérez-Hoyos (University of the Basque Country), E. García-Melendo (Esteve Duran Observatory Foundation, Spain), and G. Orton (Jet Propulsion Laboratory)
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L'étoile à neutrons crache comme un trou noir
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Les trous noirs ne sont pas les seuls objets dans l'Univers qui répandent de puissants jets de leurs pôles. Mortes, les étoiles qui se consument peuvent les émettre, aussi, et les jets qu'elles créent rivalisent et pourraient même surpasser ceux allumés par les trous noirs, selon les scientifiques.
La découverte, détaillée dans une édition de The Astrophysical Journal Letters, montre que les propriétés inhabituelles des trous noirs - comme la présence d'un horizon d'événement et le manque d'une réelle surface - ne sont pas exigées pour la formation de jets.
"La pesanteur semble être la clef pour la création de ces jets, non de certaines astuces de l'horizon d'événement," commente Sebastian Heinz (University of Wisconsin, Madison).
En utilisant l'Observatoire de rayons X Chandra, les scientifiques ont repéré le jet à 20.000 années-lumière de la Terre dans Circinus X-1, un système où un cadavre stellaire en rotation connu sous le nom d'étoile à neutrons satellise une étoile normale de plusieurs fois la masse du Soleil. Une étoile à neutrons se forme quand la matière restant d'une explosion de supernova s'effondre en un noyau dense.
De nombreux jets ont été trouvés près des trous noirs, mais le jet de Circinus X-1 est le premier jet étendu de rayons X associé à une étoile à neutrons.
Heinz et ses collègues estiment qu'un pourcentage étonnamment élevé de l'énergie créée par la matière tombant sur l'étoile à neutrons est employée pour alimenter le jet.
"En termes d'efficacité énergétique à travers l'Univers, ce résultat montre que les étoiles à neutrons sont presque au sommet de la liste. Ce jet est presque aussi efficace qu'un provenant d'un trou noir," note le membre d'équipe de l'étude Norbert Schulz (Massachusetts Institute of Technology).
Les résultats de Chandra aident également à éclaircir un mystère sur la façon dont les diffus lobes de gaz d'émission radio autour de Circinus X-1 sont créés. Les chercheurs ont trouvé que les jets de rayons X de particules de grande énergie répandues par l'étoile à neutrons du système sont assez puissants pour maintenir les lobes.
"Nous avons vu d'énormes nuages radio autour des trous noirs supermassifs aux centres des galaxies," note Heinz." Ce qui est inhabituel ici est que cette version de poche, relativement parlant, est alimentée par une étoile à neutrons, pas par un trou noir."
Heinz et son équipe ont repéré deux dispositifs étendus formant comme un "V" dans les observations de Chandra de Circinus X-1 et supposent qu'ils pourraient représenter les murs externes d'un large jet. Une autre possibilité est que les dispositifs représentent deux étroits jets séparés allumés à différents moments car l'étoile à neutrons oscillle en avant et en arrière dans l'espace comme une toupie.
Si ce deuxième scénario est correct, Circinus X-1 aurait un des plus longs et plus étroits jets trouvés jusqu'ici, surpassant même ceux découverts autour des trous noirs.
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Comète P/2007 J7 (LINEAR-Mueller)
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La comète P/1998 S1 (LINEAR-Mueller) a été retrouvée par Rob McNaught (Siding Spring) le 13 Mai 2007 avec le télescope Uppsala Schmidt de 0,5 mètre. De son côté, le 26 Juin, Jim Scotti a également retrouvé la comète avec le télescope Spacewatch de 1,8 mètres de Kitt Peak. (IAUC 8853)
La comète P/1998 S1 (LINEAR-Mueller) avait été découverte par Jean Mueller le 17 Octobre 1998 sur un cliché pris le 14 Octobre avec le télescope Oschin Schimdt à l'Observatoire du Mt Palomar par K. Rykoski et J. Mueller dans le cadre du Palomar Outer Solar System Ecliptic Survey. La comète avait été confirmée le 17 Octobre. Gareth Williams l'identifia plus tard avec un objet observé par LINEAR les 26 et 27 Septembre et par LONEOS le 17 Septembre. La comète est de courte période, et dans sa course autour du Soleil, a fait une approche au plus près de Jupiter en 1992. La comète P/1998 S1 (LINEAR-Mueller) avait été observée pour la dernière fois le 20 Mars 2001.
Les éléments orbitaux de la comète P/2007 J7 (LINEAR-Mueller) indiquent un passage au périhélie le 16 Décembre 2007 à une distance de 2.5 UA du Soleil, et une période de 9.13 ans.
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Deux supernovae dans une galaxie
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La galaxie, connue sous le nom de MCG +05-43-16, est à 380 millions d'années-lumière de la Terre. Jusqu'à cette année, les astronomes n'avaient jamais aperçu une supernova faire surface dans ce rassemblement stellaire. Une supernova est une explosion extrêmement énergique et de fin de vie d'une étoile.
Ce qui rend l'événement bien plus inhabituel est le fait que les deux supernovae appartiennent à des types différents. La supernova 2007ck est un événement de Type II - qui est déclenché quand le noyau d'une étoile massive a épuisé son carburant nucléaire et s'effondre gravitationellement, produisant une onde choc qui souffle l'étoile en mille morceaux. On a observé la première fois la supernova 2007ck le 19 Mai.
En revanche, la supernova 2007co est un événement de Type Ia, qui se produit quand une étoile naine blanche accumule tellement de matière d'une étoile compagnon binaire qu'elle explose comme une bombe thermonucléaire géante. Elle a été découverte le 04 Juin 2007. Une naine blanche est le noyau exposé d'une étoile après qu'elle ait éjecté son atmosphère ; c'est approximativement la taille de la Terre mais avec la masse de notre Soleil.
"La plupart des galaxies ont une supernova tous les 25 à 100 ans, aussi il est remarquable d'avoir une galaxie avec deux supernovae découvertes à 16 jours d'intervalle," note Stefan Immler (Goddard Space Flight Center). En 2006 Immler a utilisé le satellite Swift de la NASA pour imager deux supernovae dans la galaxie elliptique NGC 1316, mais ces deux explosions étaient des événements de Type Ia, et ils ont été découverts à six mois de distance.
L'aspect simultané de deux supernovae dans une galaxie est une occurrence extrêmement rare, mais c'est simplement une coïncidence et n'implique rien d'inhabituel au sujet de MCG +05-43-16. Parce que les deux supernovae sont à des dizaines de milliers d'années-lumière l'une de l'autre, et parce que la lumière voyage à une vitesse limitée, des astronomes dans la galaxie elle-même, ou dans une galaxie différente, pourraient enregistrer les deux explosions de supernovae à des milliers d'années d'intervalle.
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Tunguska, un cratère d'impact enfin retrouvé ?
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Dans Terra Nova, un journal en ligne, une équipe de chercheurs italiens sous la conduite du géologue Luca Gasperini présente ce qui pourrait être le cratère d'impact absent de Tunguska.
Tunguska est un nom bien connu des passionnés de météorite. C'est le plus célèbre impact destructeur survenu dans l'ère moderne, un souffle qui dévasta toute la forêt dans un rayon de 10 kilomètres et une onde de choc qui déracina les arbres sur 100 km près de la rivière Tunguska en Sibérie Orientale. Quelque chose, un petit astéroïde ou une comète, est entré dans l'atmosphère au matin du 30 Juin 1908 et a explosé avec une force égale à environ 15 millions de tonnes de TNT, l'équivalent de 1000 fois la puissance de la bombe atomique larguée sur Hiroshima au Japon. Les experts estiment que le souffle s'est produit à environ 8 kilomètres au-dessus du sol. Aucun cratère, ni même la plus minuscule trace de l'impacteur, n'a été retrouvé.
L'équipe de Gasperini suspecte que le Lac Cheko, situé à quelques kilomètres au nord-ouest de l'épicentre présumé du souffle, a été creusé lorsque l'impact a frappé le sol et a été rempli plus tard avec de l'eau. La région est à l'écart, et il est incertain d'après les cartes anciennes si le lac existait avant 1908.
Les investigations de l'équipe sur la géologie du fond de lac ont révélé une étrange forme d'entonnoir qui diffère de celle des lacs voisins mais est conforme à une origine d'impact.
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Comètes C/2007 M2 (Catalina) et C/2007 M3 (LINEAR)
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Comète C/2007 M2 (Catalina) Découverte le 20 Juin 2007 dans le cadre du Catalina Sky Survey, cette nouvelle comète d'une magnitude voisine de 20 a été confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 M2 (Catalina) indiquent un passage au périhélie à la magnitude 15,6 le 28 Novembre 2008 à une distance de 3 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 08 Décembre 2008 à une distance de 3.5 UA du Soleil.
Comète C/2007 M3 (LINEAR) Une nouvelle comète a été découverte le 21 Juin 2007 par le télescope de surveillance LINEAR, et confirmée par de nombreuses observations.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 M3 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie à la magnitude 17,6 le 23 Septembre 2007 à une distance de 3,4 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 04 Septembre 2007 à une distance de 3,4 UA du Soleil.
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Retour d'Atlantis
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La navette spatiale Atlantis s'est posée ce vendredi 22 juin 2007 à 19h49 UTC sur la base aérienne de l'Air Force à Edwards en Californie, le mauvais temps règnant au-dessus du Kennedy Space Center ne permettant pas à la navette de se poser lors de la première opportunité d'atterrissage prévue ce vendredi à 18h18 UTC.
La NASA avait déjà retardé de 24 heures l'atterrissage de la navette spatiale Atlantis. En raison des nuages et des pluies à proximité de la piste d'atterrissage au Kennedy Space Center, deux occasions de se poser dans la journée de Jeudi avaient été écartées.
Atlantis conclut ainsi un vol de 13 jours, 20 heures et 12 minutes. L'avion porteur 747 de la NASA ramènera Atlantis en Floride dans environ une semaine de sorte qu'elle puisse être préparée pour un vol en Décembre qui emportera le module de laboratoire de l'ESA vers la Station Internationale.
Les membres de l'équipage, le Commandant Rick Sturckow, le pilote Lee Archambault, les spécialistes de mission Patrick Forrester, Steven Swanson, Danny Olivas, Jim Reilly et Sunita Williams qui a passé 194 jours 18 heures et 58 minutes dans l'espace, retourneront à Houston dès Samedi où une cérémonie est prévue pour leur retour au Kennedy Space Center.
Au cours de la mission d'Atlantis vers la Station Spatiale Internationale, l'équipe a effectué quatre sorties dans l'espace pendant lesquelles ils ont travaillé avec l'équipage de la Station pour mettre la Station dans une configuration proche de la symétrie en ajoutant un nouveau segment et une paire de panneaux solaires, tout en repliant un autre réseau en vue de sa relocalisation à la fin de cette année.
Arrivé à bord d'Atlantis, Clay Anderson passera les six prochains mois à bord de la Station Internationale, en tant que nouvel ingénieur de vol de la Station.
La prochaine mission de navette, prévue pour le début du mois d'Août, verra le retour en vol de la navette spatiale Endeavour pour apporter un autre segment de la Station et 2,5 tonnes de nourriture, d'habillement, d'approvisionnements et de pièces de rechange. La dernière mission d'Endeavour avait eu lieu en Décembre 2002.
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Fer à cheval cosmique
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Une équipe dirigée par Vasily Belokurov à l'Université de Cambridge en Angleterre a trouvé le plus grand anneau optique d'Einstein connu.
Un anneau d'Einstein est une sorte de mirage cosmique. La pesanteur d'une galaxie de premier plan courbe la lumière d'une galaxie de fond en un arc. Si l'alignement est parfait entre la galaxie de fond et galaxie amplificatrice de premier plan, la lumière de la galaxie éloignée prend la forme d'un anneau complet.
"La plupart des anneaux d'Einstein ont été découverts en radio," ajoute Belokurov. "Il y en avait presque aucun en optique, jusque récemment." L'année dernière, des astronomes ont utilisé des spectres de l'étude SDSS (Sloan Digital Sky Survey) pour choisir des cibles d'imagerie pour l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) du télescope spatial Hubble. Sur la douzaine d'anneaux optiques connus, la recherche en a rapporté huit.
L'étude du SDSS peut résoudre un anneau dans les multiples images discrètes qui le compose. Belokurov et ses collègues ont recherché les multiples compagnons bleus et faibles autour des galaxies rouges lumineuses (LRGs) dans le catalogue du SDSS. Est apparu Cosmic Horseshoe, le fer à cheval cosmique.
L'anneau mesure 10.2 secondes de diamètre — plus de 5 fois la taille des anneaux optiques connus auparavant. Avec un arc de plus de 300 degrés, il est également un des plus complets.
L'équipe l'a confirmé avec des images du télescope Isaac Newton sur les Iles Canaries et a obtenu le spectre de l'objet avec le télescope BTA de 6 mètres du Special Astrophysical Observatory, en Russie. Le spectre de l'anneau montre que sa lumière vient d'une galaxie de formation d'étoiles avec un redshift de 2.379, ou lorsque l'Univers avait 2.8 milliards d'années.
La galaxie amplificatrice elle-même est un objet intéressant : c'est un membre d'une population rare de LRGs (Luminous Red Galaxies). "Ce sont les plus grandes et les plus massives galaxies dans l'Univers, et elles sont censées également accueillir les trous noirs massifs," ajoute Belokurov.
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Nouvelle technique pour l'observation de faible compagnon
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Ces observations de contraste très élevé sont fondamentales pour imager directement les planètes extrasolaires inconnues (c'est-à-dire les planètes satellisant une autre étoile que le Soleil), comme les étoiles de faible masse et les naines brunes, ces étoiles ratées qui sont trop petites pour démarrer la combustion de l'hydrogène en hélium.
L'astronome Niranjan Thatte et ses collègues ont développé une nouvelle méthode exactement dans ce but.
"Nous avons appliqué notre nouvelle technique à un très petit compagnon stellaire curieux - d'environ deux fois la taille de Jupiter - connu sous le nom de AB Doradus C et le résultat était surprenant", commente Thatte.
En utilisant SINFONI et cette nouvelle technique, les astronomes ont pu pour la première fois obtenir un spectre de l'objet qui est exempt de la lumière du compagnon plus brillant et qui contient toute l'information nécessaire pour une classification complète.
Les nouvelles observations conduisent à une nouvelle température pour l'objet et changent les résultats que certains des mêmes scientifiques avaient tirés en 2005.
Les observations de SINFONI ont été complétées avec des données précédentes obtenues sur le VLT de l'ESO avec l'instrument NACO, lesquelles étaient conservées dans les archives de l'ESO.
AB Doradus est un système de 2 paires d'étoiles (quatre étoiles au total : un système quadruple), se trouvant à 48 années-lumière vers la constellation de la Dorade (Doradus).
AB Doradus A est le jeune membre principal de ce système et a un compagnon faible, AB Dor C, éloigné de 3 unités astronomiques (UA), ou trois fois la distance entre la Terre et le Soleil. Dans notre Système solaire, ce serait dans la ceinture d'astéroïdes entre les orbites de Mars et Jupiter.
AB Dor C était imagée pour la première fois, grâce au VLT, en 2005. Les autres membres du système sont la paire AB Doradus BaBb située à 133 UA de AB Dor A. Bien qu'AB Doradus A a une masse d'environ 85 % de celle du Soleil, AB Doradus C est presque 10 fois moins massive qu'AB Doradus A et appartient à la catégorie des naines rouges froides.
Les naines rouges sont extrêmement intéressantes parce que leur masse est à la frontière avec celle des naines brunes. Une connaissance précise de ces étoiles est par conséquent un élément nécessaire dans notre compréhension de l'évolution des étoiles. Si AB Doradus C, de 93 masse-Jupiter, était seulement légèrement moins massive, elle aurait échouée à devenir une étoile, devenant à la place une naine brune. Comme elle est, le centre de AB Doradus C se réchauffe lentement, et dans environ un milliard d'années son noyau deviendra assez chaud pour commencer à fondre l'hydrogène en hélium, quelque chose qu'une naine brune ne fera jamais.
Des observations précédentes cette unique étoile semblait être plus froide que prévu pour un objet de tels masse et âge. Les nouvelles et plus précises observations prouvent que ce n'est pas le cas, alors que les observations sont en parfait accord avec la théorie, en particulier avec les modèles développés par le groupe de Gilles Chabrier de Lyon, France.
Avec une température d'environ 3 000 degrés (environ moitié aussi chaude que le Soleil) et une luminosité environ mille fois plus faible que le Soleil, AB Doradus C se tient sur la voie exacte prévue pour une étoile vieille de 75 millions d'années avec 9% de la masse du Soleil. AB Doradus C est la seule étoile de ce type (jeune et froide) avec une masse précise, par conséquent la détermination d'une température précise est critique pour valider ces modèles.
A l'avenir on peut par conséquent utiliser ces pistes pour extrapoler la masse de petites étoiles jeunes, une fois que sa température et sa luminosité sont déterminées avec précision.
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Cérès et Vesta
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Ces images du télescope spatial Hubble de Vesta et de Cérès montrent deux des astéroïdes les plus massifs dans la Ceinture d'astéroïdes, une région entre Mars et Jupiter.
Les images aident les astronomes à planifier l'excursion du vaisseau spatial Dawn vers ces astéroïdes imposants. Le 07 Juillet, la NASA a programmé de lancer le vaisseau spatial pour un voyage de quatre ans vers la ceinture d'astéroïdes. Une fois sur place, Dawn passera d'un astéroïde à l'autre, entrant en orbite autour de Vesta en 2011 et de Cérès en 2015. Dawn sera le premier vaisseau spatial à satelliser deux cibles.
Au moins 100.000 astéroïdes habitent la ceinture d'astéroïdes, un réservoir de matériel restant de la formation de nos planètes du Système solaire il y a 4.6 milliards d'années.
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Atlantis se sépare de la Station Spatiale Internationale
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La navette spatiale Atlantis, à l'approche de la fin de sa mission, s'est désaccouplée de la Station Spatiale Internationale (ISS) mardi 19 Juin à 14h42 UTC.
La séparation s'est effectuée à la verticale de la côte nord-est de l'Australie. Avant de s'éloigner, la navette a exécuté une boucle autour de la Station Internationale à une distance d'environ 200 mètres afin que l'équipage puisse filmer et photographier la Station, et inspecter les structures et le nouveau panneau solaire qui a été installé au cours de la mission.
Atlantis achèvera la mission STS-117 avec un atterrissage actuellement programmé pour jeudi à 17h54 UTC au Centre Spatial Kennedy, si le temps le permet.
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Comète C/2007 M1 (McNaught)
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Une nouvelle comète, de magnitude 19, a été découverte le 16 Juin 2007 par Rob McNaught (Siding Spring Survey).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 M1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 25 Mars 2007 à une distance de 6,4 UA du Soleil.
Avec cette nouvelle découverte, Rob McNaught a désormais 35 comètes à son actif . Les Grands Chasseurs de Comètes
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 10 Août 2008 à une distance de 7,4 UA du Soleil.
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Une autre Lune de la Terre ?
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Bien que son origine soit inconnue, une explication plausible est qu'il pourrait s'agir de matière éjectée par la Lune par suite d'un impact.
6R10DB9 effectue son quatrième et dernier passage au périgée le 14 Juin 2007 à une distance de 277.000 kilomètres soit environ 0.7 fois la distance moyenne Terre-Lune, avec une magnitude apparente de 18.5-19.0. Le petit astéroïde sera ensuite expulsé sur une orbite solaire dès l'automne prochain.
Crédit : Sky & Telescope
Le premier passage au périgée s'était produit quelques jours avant la découverte, à une distance de 2.18 LD, et le suivant avait lieu le 04 Janvier 2007 à seulement 1.4 LD, avec une période favorable mi-Décembre 2006 pour redécouvrir l'objet.
Les télescopes Spacewatch II de 1.8-m et du Mt Lemmon de 1.5-m en Arizona l'ont observé au cours de la période du 11 au 17 décembre 2006 quand l'objet était entre 2 et 3 LD et à des magnitudes comprises entre 19 et 20. Ces observations ont permis d'améliorer suffisamment l'orbite pour être raisonnablement sûr qu'il y a eu des approches au plus près de la Terre dès Octobre 1958. Pour le passage au périgée de Janvier 2007, en s'approchant d'une conjonction avec le Soleil, l'objet a disparu rapidement et n'a pas été observé.
Pour le troisième passage au périgée, le 25 Mars 2007, l'orbite de 6R10DB9 avait évolué de sorte qu'il s'approcha plus près de la Terre que lors de sa découverte et frôla notre planète en passant à l'intérieur de l'orbite lunaire à 0,91 LD de la Terre.
Les approches précédentes en 1958, 1969, 1979 et 1992 semblent toutes avoir été défavorables avec des passages de l'objet entre le Soleil et la Terre, et par conséquent, à de petites élongations solaires, grands angles de phase et un objet extrêmement faible.
Un prochain passage incertain auprès de la Terre aura lieu vers l'année 2028.
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Détermination de la masse de la plus grande planète naine
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Le télescope spatial Hubble s'est associé avec le télescope du W.M. Keck Observatory pour mesurer avec précision la masse d'Eris, le plus grand membre d'une nouvelle classe de planètes naines dans notre Système solaire. Eris est de 1.27 fois la masse de Pluton, autrefois le plus grand membre de la Ceinture de Kuiper des objets glacials au-delà de Neptune.
Les observations de Hubble en 2006 ont montré qu'Eris est physiquement légèrement plus grande que Pluton. Mais la masse a pu seulement être calculée en observant le mouvement orbital de la lune Dysnomia autour d'Eris. Des images multiples du mouvement de Dysnomia le long de son orbite ont été prises par Hubble et Keck.
Crédit : NASA, ESA, and M. Brown (California Institute of Technology)
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Une rare explosion d'étoile précédée d'un flash lumineux
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Une équipe d'astrophysiciens européens, japonais et chinois, à laquelle ont participé des laboratoires du CNRS (INSU) et du CEA (Dapnia/SAp) vient de découvrir une des plus étranges explosions d'étoiles jamais observées. L'astre qui s'est désintégré était une étoile massive, de 15 à 25 fois la masse du Soleil, sans doute constituée uniquement de carbone et d'oxygène. Ce cataclysme rare a été précédé, deux ans auparavant, par un bref flash lumineux. Observé pour la première fois, ce signal avant-coureur offre aux astronomes l'espoir de "prédire" les explosions et d'observer des étoiles juste avant les tous derniers instants de leur existence. Ces résultats sont publiés dans la revue Nature.
Deux ans après l'observation d'un flash lumineux dans la galaxie UGC4904 dans la constellation du Lynx par un astronome amateur japonais, l'apparition d'un objet dix fois plus lumineux au même endroit alerte un consortium européen qui mobilise une batterie de télescopes. Les premières observations obtenues à l'Observatoire de La Palma (Espagne) révèlent une explosion exceptionnelle : dans la lumière émise, il n'existe aucune trace d'hydrogène ou d'hélium, les éléments les plus abondants des étoiles. Ce n'est qu'une dizaine de jours plus tard que, dans le spectre de l'étoile (la répartition de la lumière en fonction de l'énergie), apparaissent enfin les premières traces d'hélium.
Des observations sur près de trois mois vont confirmer ces particularités. La supernova baptisée SN2006jc (d'après son numéro d'ordre de découverte dans l'année, a atteint une luminosité maximale caractéristique des plus fortes explosions d'étoiles, plus d'un milliard de fois celle du Soleil. Les astronomes ont l'habitude de classer ces explosions dans deux grandes catégories, les supernovae de type I ou II, qui recouvrent deux types de phénomènes totalement différents. Les types I signalent la désintégration d'une petite étoile compacte, une naine blanche, rendue instable par une accumulation de matière venant d'un compagnon. Les types II marquent au contraire l'explosion d'une étoile massive. Dans le premier cas, on observe dans l'explosion très peu d'hydrogène et d'hélium, dans le deuxième, au contraire, ces deux éléments dominent. SN2006jc ne correspond à aucun de ces cas : elle a donc été cataloguée dans une autre sous-catégorie, Ic. Ces cas très rares ont été découverts très récemment. Leur rareté est sans doute due à la masse élevée de l'étoile, probablement une étoile de 60 à 100 masses solaires, qui a perdu une grande quantité de masse auparavant. C'est alors seulement la partie centrale, un cœur de carbone et d'oxygène de 15 à 25 masses solaires qui explose. La majorité des éléments de l'explosion provient ainsi du cœur de l'étoile tandis que l'hélium observé n'est présent qu'autour, provenant de l'enveloppe de l'étoile éjectée antérieurement.
L'observation du flash lumineux en 2004 laisse par ailleurs de nombreuses questions en suspens. Comme pour les tremblements de terre, les scientifiques connaissent très peu d'événements avant-coureurs capables de leur indiquer l'imminence d'une explosion d'étoile. La supernova SN2006jc est un cas unique d'une explosion d'étoile précédée par un flash lumineux deux ans auparavant. Elle ouvre donc des horizons nouveaux pour prédire les explosions d'étoiles massives. L'étoile Eta-Carina pourrait être un exemple similaire à SN2006jc proche de notre galaxie. Elle a aussi connu un sursaut de luminosité qui l'a rendue la deuxième étoile la plus brillante du ciel en 1843. Un prochain sursaut lumineux pourrait alors signaler une explosion imminente.
Une surveillance régulière de tels objets devrait permettre de repérer ces évènements à temps. Ce serait une excellente utilisation des petits télescopes et un beau programme de collaboration entre astronomes amateurs et professionnels.
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A la recherche des origines de la vie
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Les astronomes suspectent que la Terre primitive était un endroit inhospitalier. Les températures étaient extrêmes, et la planète a été constamment bombardée par des débris cosmiques. Beaucoup de scientifiques croient que les ingrédients de départ de cette vie ont dû être très résistants pour survivre dans cet environnement tumultueux.
Le télescope spatial Spitzer a appris que les molécules organiques considérées comme étant parmi les briques de la vie, les hydrocarbures aromatiques polycycliques, peuvent également survivre dans le difficile environnement d'une supernova. Les supernovae sont les morts violentes d'étoile massive. En mourrant, ces objets volatils soufflent des tonnes de vagues énergiques dans le cosmos, détruisant une grande partie de la poussière les entourant.
Le fait que les hydrocarbures aromatiques polycycliques peuvent survivre à une supernova indique qu'ils sont incroyablement résistants.
Achim Tappe (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Mass.) a utilisé le spectrographe infrarouge du Spitzer pour détecter d'abondantes quantités d'hydrocarbures aromatiques polycycliques le long de l'arête du reste de supernova N132D. Le reste est situé à 163.000 années-lumière dans une galaxie voisine : le Grand Nuage de Magellan.
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Deux lunes plus actives autour de Saturne
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Une des plus grandes découvertes de Cassini a été les geysers de glace s'échappant de la lune Encelade. Il semble cependant que deux autres lunes de Saturne, Téthys et Dioné, éjectent des particules dans l'espace, suggérant qu'elles pourraient également connaître une activité géologique.
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Océans de Mars
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Dans les années 1980, les images du vaisseau spatial Viking ont révélé deux possibles rivages anciens près du pôle, chacun de milliers de kilomètres de long avec des dispositifs comme ceux trouvés dans les régions côtières sur Terre. Les rivages - Arabia et le plus jeune Duteronilus - sont datés entre 2 et 4 milliards d'années.
Dans les années 1990, cependant, Mars Global Surveyor a dressé la topographie de Mars, et a constaté que le rivage varie en altitude de plusieurs kilomètres. Puisque les altitudes des rivages sur Terre, mesurées par rapport au niveau de la mer, sont en général constantes, beaucoup d'experts ont rejeté l'idée que Mars avait autrefois des océans.
Les scientifiques UC de Berkeley ont maintenant découvert que ces rivages ondulants de Mars peuvent être expliqués par le mouvement de l'axe de rotation de la planète.
Il y a plusieurs milliards d'années, quand la planète avait toujours un océan, elle a subi une redistribution dans sa masse. Ceci est peut-être survenu à la suite d'une série d'éruptions volcaniques, telles que celles qui ont créé Tharsis Bulge et Olympus Mons.
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Le centre de la Terre, au millimètre près
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Des chercheurs ont développé une nouvelle technique qui leur donne une mesure précise de la position du centre de la Terre, avec une précision d'un millimètre.
La nouvelle technique combine des données d'un réseau haute précision de récepteurs GPS (global positioning system) ; un réseau de stations laser qui dépistent les satellites géodésiques appelés Lageos (Laser Geodynamics Satellites); un réseau de radiotélescopes qui mesurent la position de la Terre par rapport aux quasars au bord de l'Univers ; et un réseau français de poursuite de satellites appelé DORIS (Doppler Orbit and Radiopositioning Integrated by Satellite).
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La Voie lactée : une galaxie peu ordinaire et une formation exceptionnellement calme
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Les astrophysiciens ont généralement considéré que notre Galaxie était une galaxie spirale ordinaire, au point de servir de référence pour simuler la formation des galaxies. Cette hypothèse est aujourd'hui remise en cause par les derniers résultats obtenus par une équipe d'astrophysiciens du laboratoire "Galaxies Étoiles Physique et Instrumentation" de l'Observatoire de Paris (GEPI : CNRS, Université de Paris VII). En comparant notre Galaxie avec les autres galaxies spirales, les chercheurs démontrent que le contenu en étoiles et le rayon du disque de la Voie lactée, sont bien inférieurs à ce que l'on observe pour les autres galaxies. Le halo de notre Galaxie est aussi exceptionnel : les étoiles qui le composent sont âgées et particulièrement pauvres en éléments lourds. L'équipe explique ces particularités par le fait que notre Galaxie a subi très peu de rencontres ou de fusions avec d'autres galaxies depuis les derniers 10-11 milliards d'années.
Distribution des masses stellaires (en milliards de masses solaires) et des rayons de disques pour les grandes galaxies spirales semblables à la Voie lactée. Crédit : GEPI. OP. CNRS.
Aujourd'hui, la majorité des grandes galaxies sont des galaxies spirales, sous la forme de grands disques en rotation autour d'un bulbe de relative petite taille, le tout étant entouré d'un halo. Les mesures, de la vitesse de rotation de l'ensemble des étoiles du disque autour du centre, du rayon du disque et enfin du contenu en étoiles, communément appelé "masse stellaire", permettent de caractériser ces galaxies. Ces mesures sont assez aisées pour les galaxies extérieures à la nôtre, car nous en avons une vision globale. Etant dans la Voie Lactée, nous n'avons pas de vison globale de notre Galaxie et sommes de plus gênés par les poussières interstellaires qui masquent une partie du rayonnement provenant du disque. D'énormes progrès ont été réalisés ces dernières années, avec notamment des mesures très détaillées faites en proche et lointain infrarouge qui, elles, ne sont pas affectées par les effets des poussières.
En comparant ces mesures avec celles qui ont été faites sur un ensemble de galaxies proches, les astrophysiciens du GEPI de l'Observatoire de Paris ont réalisé à leur grande surprise que notre Galaxie était plutôt particulière. En effet, pour une vitesse de rotation du disque donnée, son rayon et sa masse stellaire sont deux fois plus petits que ceux de la moyenne des autres galaxies. Ainsi, seulement 7% des galaxies spirales voisines ont des propriétés semblables à la Voie lactée. Par contre, la grande galaxie d'Andromède a des propriétés comparables à celles des autres galaxies spirales.
Les halos de matière qui entourent les galaxies spirales contiennent des étoiles et aussi de la matière invisible nécessaire à la stabilité des galaxies. Ces étoiles du halo sont particulièrement affectées par les phénomènes de fusion entre galaxies. Par exemple, lorsqu'une galaxie en absorbe une autre, il y a des modifications considérables de la nature du contenu de la galaxie issue de la fusion, avec un enrichissement des nuages interstellaires en métaux lourds et de très nombreuses formation d'étoiles. À nouveau, la Voie lactée est très particulière : son environnement contient uniquement des étoiles âgées et peu enrichies en éléments lourds, contrairement aux autres galaxies, notamment Andromède.
Nous savons qu'Andromède a subi de nombreux phénomènes de fusions dans un passé beaucoup plus récent (quelques milliards d'années). Ces fusions récentes "polluent" l'environnement des galaxies par du matériel dispersé ou par des étoiles nouvellement formées. En générant de nouvelles étoiles, la masse stellaire et le rayon des galaxies augmentent. Nous savons par ailleurs que la Voie lactée n'a pas subi de fusions importantes avec d'autres galaxies depuis près de 11 milliards d'années.
C'est cette différence d'histoire qui peut expliquer que notre Galaxie a un petit rayon de disque, une faible masse en étoiles et des étoiles vieilles et peu enrichies dans son halo. Notre Voie lactée aurait eu une histoire exceptionnellement calme comparée à la majorité des galaxies telle Andromède. Cette histoire tranquille depuis près de 11 milliards d'années serait-elle un paramètre important ayant permis à la vie d'apparaître?
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La comète 8P/Tuttle a été retrouvée
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Observée pour la dernière fois le 31 Juillet 1992, la comète 8P/Tuttle a été retrouvée par C. W. Hergenrother (Catalina) le 22 Avril 2007 pour son nouveau passage au périhélie en Janvier 2008.
La comète 8P/Tuttle, revenant périodiquement à proximité du Soleil tous les 13,6 ans, sera probablement l'une des plus brillantes comètes de l'année 2008. Lors de son passage au plus près de la Terre, le 05 Janvier 2008, la comète sera à seulement 0,25 UA de notre planète (37,4 millions de kilomètres), et présentera une magnitude de 5,7 faisant de celle-ci un objet aisément repérable pendant quelques semaines dans le ciel boréal avec des instruments modestes ou des jumelles, et pourrait même être visible à l'oeil nu pendant quelques jours sous des cieux bien sombres. Après son passage au périhélie, fin Janvier 2008, la comète 8P/Tuttle quittera nos cieux pour s'offrir en spectacle aux observateurs de l'hémisphère sud.
Découverte par Pierre Méchain en 1790, cette comète a été redécouverte par Horace Parnell Tuttle en 1858 qui nota une forte ressemblance avec la comète de 1790 après calcul des éléments orbitaux. Karl Christian Bruhns découvre également la comète quelques jours après Tuttle. Découverte à nouveau en 1871 par Alphonse Louis Nicolas Borrely, par Friedrich August Theodor Winnecke, puis par Tuttle. la comète a été revue à chacun de ses retours, excepté en 1953.
L'orbite de la comète 8P/Tuttle est stable et croise l'orbite terrestre, produisant l'essaim météoritique des Ursides dont l'activité s'étend du 17 au 26 décembre de chaque année, avec un pic le 23 d'habituellement 10 à 15 météores par heure. Des pics plus importants d'environ 100 météores par heure se sont produit en 1945 et 1986, lorsque dans ces deux cas la comète 8P/Tuttle était près de l'aphélie
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Matière flashée à vitesse ultra-rapide
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Utilisant un télescope robotisé à l'Observatoire de l'ESO à La Silla, des astronomes ont pour la première fois mesuré la vitesse d'explosions connues sous le nom d'éclats de rayons gamma. La matière voyage à la vitesse extraordinaire plus de de 99.999% de la vitesse de la lumière, la limite de vitesse maximum dans l'Univers.
"Avec le développement de télescopes terrestres à pivotement rapide tels que le télescope REM de 0.6 mètre à La Silla, nous pouvons maintenant étudier en grand détail les tous premiers moments suivant ces catastrophes cosmiques," commente Emilio Molinari, dirigeant de l'équipe qui a fait la découverte.
Les éclats de rayons gamma (GRBs, pour Gamma-ray bursts) sont des explosions puissantes se produisant dans les galaxies éloignées, qui signalent souvent la mort d'une étoile. Ils sont si lumineux que, pendant un bref moment, ils égalent presque l'Univers entier en luminosité. Ils ne durent, cependant, que seulement un très court moment, de moins d'une seconde à quelques minutes. Les astronomes savent depuis longtemps que, afin d'émettre une telle puissance incroyable en si peu de temps, la matière explosante doit se déplacer à une vitesse comparable à celle de la lumière, à savoir 300 000 kilomètres par seconde. En étudiant l'évolution temporelle de la luminosité d'éclat, il a maintenant été possible pour la première fois de mesurer cette vitesse avec précision.
Les éclats de rayons gamma, qui sont invisibles pour nos yeux, sont découverts par les satellites artificiels. La collision des jets d'éclat de rayons gamma dans le gaz environnant produit une postluminescence visible dans l'optique et en proche-infrarouge qui peut rayonner pendant plusieurs semaines. Un réseau de télescopes robotisés a été construit sur Terre, prêt à capturer cette émission éphémère. Les 18 avril et 07 juin 2006, le satellite Swift a détecté deux brillants éclats de rayons gamma. En quelques secondes, leur position a été transmise au sol, et le télescope REM a commencé automatiquement à observer les deux champs des GRB, détectant les postluminescences proche-infrarouges, et a surveillé l'évolution de leur luminosité en fonction du temps (la courbe de lumière). La petite taille du télescope est compensée par sa rapidité de pivotement, qui a permis aux astronomes de commencer les observations très peu de temps après la détection de chaque GRB (39 et 41 secondes après l'alerte, respectivement), et pour surveiller les toutes premières étapes de leur courbe de lumière.
Les deux éclats de rayons gamma ont été localisés à 9.3 et 11.5 milliards d'années-lumière, respectivement.
Pour les deux événements, la courbe de lumière de postluminescence s'est élevée au commencement, puis a atteint un pic, et par la suite a commencé à diminuer, comme il est typique pour les postluminescences de GRBs. Le pic est, cependant, rarement détecté seul. Sa détermination est très importante, puisqu'elle permet une mesure directe de la vitesse d'expansion de l'explosion de la matière. Pour les deux éclats, la vitesse s'avère être très proche de la vitesse de la lumière, précisément de 99.9997% de cette valeur. Les scientifiques emploient un nombre spécial, appelé facteur de Lorentz, pour exprimer ces vitesses élevées. Les objets se déplaçant beaucoup plus lentement que la lumière ont un facteur de Lorentz d'environ 1, alors que pour les deux GRBs il est d'environ 400.
"La matière se déplace de ce fait avec une vitesse qui est seulement différente de trois pour un million de celle de la lumière," ajoute Stefano Covino, co-auteur de l'étude. "Tandis que les particules simples dans l'Univers peuvent être accélérées à de plus grandes vitesses encore - c.-à-d. des facteurs de Lorentz beaucoup plus grands - on doit réaliser que dans les cas présents, c'est l'équivalent d'environ 200 fois la masse de la Terre qui a acquis cette incroyable vitesse."
"Vous ne voudriez certainement pas être sur le trajet," ajoute Susanna Vergani, membre de l'équipe.
La mesure du facteur de Lorentz est une étape importante dans la compréhension des explosions d'éclat de rayons gamma. C'est en fait l'un des paramètres fondamentaux de la théorie qui essaye d'expliquer ces explosions colossales, et jusqu'ici on l'a seulement mal déterminé.
"La prochaine question est quel genre de 'moteur' peut accéler la matière à de telles vitesses prodigieuses," ajoute Covino.
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L'image de Titan se précise
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Aujourd'hui, deux ans et demi après « l'atterrissage » historique de la sonde Huygens de l'ESA sur Titan, de nouveaux résultats sur l'étude de la plus grande des lunes de Saturne sont sur le point d'être rendus publics.
Pour les chercheurs la découverte de Titan à travers les yeux de Huygens révèle encore bien des surprises. Le 14 janvier 2005, la sonde Huygens de l'ESA s'est posée sur Titan après une descente sous parachute de 2 heures et 28 minutes. Elle a ensuite transmis des informations depuis la surface pendant près de soixante-dix minutes avant que Cassini ne soit hors de portée.
Le 8 décembre de la même année, un groupe de chercheurs publiait leurs premières découvertes dans le magazine Nature. Maintenant, après encore un an et demi de travail minutieux, ces scientifiques sont en mesure de peaufiner leur image de Titan.
En utilisant leurs modèles informatiques pour « coller » aux données transmises par la sonde, ils peuvent désormais reconstituer une vision de Titan comme un monde à part entière, très similaire sous de nombreux aspects à la Terre.
Huygens a ainsi découvert que l'atmosphère de Titan était plus brumeuse que prévu à cause de la présence de particules de poussière que l'on appelle des « aérosols ». Les chercheurs travaillent actuellement à l'interprétation de l'analyse de ces aérosols, grâce à une chambre spéciale qui simule l'atmosphère de Titan.
Lorsque la sonde est descendue à une altitude inférieure à 40 kilomètres, la brume s'est dissipée et les caméras ont pu prendre les premières images nettes de la surface. Celles-ci ont révélé un paysage extraordinaire dont les caractéristiques indiquaient qu'un liquide, sans doute du méthane, avait coulé sur la surface en causant de l'érosion.
Les images de Cassini sont maintenant associées avec les informations récoltées « in situ » par Huygens afin de découvrir les conditions qui ont modelé le paysage de Titan. Pendant la descente de la sonde, les vents de Titan l'ont transportée au-dessus de la surface.
Un nouveau modèle de l'atmosphère de Titan, basé sur ces vents, a révélé que son atmosphère se comportait comme un gigantesque tapis roulant qui faisait circuler ses gaz du pôle sud au pôle nord et vice-versa. Par ailleurs, la tentative de détection d'ondes radio à extrêmement basse fréquence (ELF) a également passionné les scientifiques de la planète. S'il était confirmé qu'il s'agit là d'un phénomène naturel, la communauté scientifique disposerait alors d'un moyen de sonder le sous-sol de la lune qui pourrait, pourquoi pas, révéler un océan souterrain.
Le trajet de Huygens jusqu'à la surface de Titan fait l'objet d'examens minutieux, et fournit matière à de nombreux articles et documents. Si une anomalie à bord de Cassini a privé les chercheurs des données du Doppler Wind Experiment (DWE), ceux-ci se sont lancés dans une laborieuse analyse des données collectées par les radiotélescopes terrestres qui suivaient Huygens. Ingénieurs et chercheurs ont ainsi réussi à déterminer la trajectoire de la sonde, ce qui a permis d'en savoir plus sur les vents qui soufflent sur Titan et de replacer certaines des images et données de Huygens dans leur contexte réel.
La boucle est désormais bouclée : l'analyse poussée des mesures effectuées par les nombreux instruments et capteurs à bord de Huygens ajoute des détails sans précédent sur le mouvement de la sonde pendant sa descente.
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Atlantis décolle à destination de la Station Spatiale Internationale
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Le lancement de la navette spatiale Atlantis à destination de la Station Spatiale Internationale a eu lieu comme prévu le 08 Juin 2007 à 23h38 UTC depuis le pas de tir 39A du Centre Spatial Kennedy, en Floride.
Il s'agit du 28ème vol de la navette Atlantis (OV-104) et de la 118ème mission de navette spatiale. La mission STS-117, d'une durée de 10 jours, est la 21ème mission (13A) du programme de navette spatiale vers la Station Spatiale Internationale (ISS).
Rick Sturckow commandera la mission et Lee Archambault servira de pilote de la navette Atlantis. Les spécialistes de mission Patrick Forrester, James Reilly, Steven Swanson, John Olivas et l'ingénieur de vol Clayton Anderson complètent l'équipage pour délivrer et installer lors des trois sorties prévues dans l'espace les sections de poutre S3/S4, des batteries et une autre paire de panneaux solaires.
Anderson remplacera l'ingénieur de vol de l'expédition 15 Sunita Williams sur la Station Internationale et Williams reviendra sur Terre à bord de la navette Atlantis.
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L'étoile la plus massive
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Cette équipe a "pesé" une étoile dans un système binaire avec une masse de 114 fois la masse du Soleil, dépassant de ce fait la barrière de 100 pour la première fois. Même son compagnon se défend pas mal, avec 84 masses solaires. L'étoile binaire orbitant en 3,7724 jours porte le nom plutôt peu romantique d'A1, l'étoile chaude la plus brillante bien au coeur d'un géant mais dense et jeune amas d'étoiles, appelé NGC 3603, situé dans la Voie lactée australe à une distance d'environ 20.000 années-lumière.
Les masses élevées ont été obtenues simultanément à partir d'orbites Doppler pour les deux étoiles de A1 à l'aide d'un nouvel instrument spécialement développé au VLT (Very Large Telescope), combiné avec des éclipses obtenues à l'aide du télescope spatial Hubble, le tout dans le proche infrarouge. Les deux étoiles dans le système A1 sont si massives et lumineuses qu'elles montrent des caractéristiques d'émission que l'on voit normalement seulement dans les étoiles exotiques que l'on appelle étoiles Wolf-Rayet.
Parmi les deux autres chaudes étoiles brillantes similaires près d'A1 au coeur de NGC 3603, une étoile dénommée "C" s'est également avérée être une binaire avec une période de 8,92 jours, bien que les masses définitives pour ses composants, également prévues pour être élevées, ne soient pas encore disponibles. L'équipe travaille actuellement sur plusieurs autres candidats semblables au titre d'étoiles très massives dans d'autres parties de notre Voie lactée et de ses galaxies satellites dominantes connues sous le nom de Nuage de Magellan.
La physique des étoiles massives :
Pourquoi devrait-il y avoir une limite supérieure pour les masses stellaires ? Lorsqu'on passe d'une étoile à une autre supérieure sur l'échelle de masse, on constate que la pression qui s'oppose à la pesanteur et permet ainsi à une étoile de devenir stable, devient de plus en plus dominée par le rayonnement plutôt que par la matière. Au-dessus de 150 masses solaires, la pression du rayonnement poussant vers l'extérieur excède la pesanteur attirant vers l'intérieur et l'étoile ne peut plus être stable.
Dans le jeune Univers quand les premières étoiles se sont formées, des étoiles ayant des masses jusqu'à plusieurs centaines de masses solaires sont supposées s'être formées, en raison de la pression réduite du rayonnement du fait du manque d'éléments lourds, qui ont dû attendre d'être “cuites” par fusion nucléaire dans les noyaux des générations postérieures d'étoiles. Les astronomes anticipent avec enthousiasme la découverte et l'étude de ces premières générations d'étoiles (la plupart du temps massives), bien que le travail sera formidable, donnant des distances énormes mesurées en milliards d'années-lumière.
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Détection du quasar le plus lointain grâce au télescope Canada-France-Hawaii
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Un quasar à 13 milliards d'années-lumière de nous, tel est le trou noir le plus lointain qui vient d'être découvert grâce au télescope Canada-France-Hawaii. C'est une équipe internationale menée par Chris Willott de l'Université d'Ottawa et comprenant, notamment, des chercheurs de l'Institut d'Astrophysique de Paris et du Laboratoire d'AstrOphysique de Grenoble (unités mixtes de recherche du CNRS et des Universités Pierre et Marie Curie et Joseph Fourier) qui a détecté ce quasar, mais aussi 3 autres quasars très lointains. La découverte d'un objet aussi lointain alors que l'Univers avait moins d'un milliard d'années permet d'obtenir des informations sur l'importante phase de l'histoire de l'Univers où les galaxies, étoiles et trous noirs ont commencé à se former très rapidement. Ce résultat est présenté, le 7 juin, par Chris Willott dans le cadre de la conférence annuelle de la Société Canadienne d'Astronomie (CASCA 2007) à Kingston, Ontario.
Ces quasars sont en fait des galaxies qui possèdent un trou noir super-massif en leur centre. La matière entourant le trou noir est attirée et en tombant au centre s'échauffe et devient extrêmement lumineuse, d'où la possibilité d'observer des objets aussi lointains.
Ces quasars, se situant à de très grandes distances, ont été découverts dans le cadre d'une recherche systématique des quasars les plus lointains, projet intitulé "Canada-France High-z Quasar Survey" (CFHQS), qui utilise la caméra MegaCam au foyer MegaPrime du Télescope Canada-France-Hawaï (CFHT). Les astronomes ont réussi, parmi les millions d'étoiles et de galaxies observés dans le cadre de ce projet, à détecter les quatre objets qui s'avèrent être des quasars très lointains.
Le quasar le plus lointain, jamais observé, a été nommé CFHQS J2329-0301 d'après sa position dans le ciel (il se trouve dans la constellation des Poissons). L'équipe, conduite par Chris Willott, a utilisé le télescope de 8 m Gemini-Sud au Chili pour obtenir un spectre de ce quasar. Il a un décalage spectral de 6,43 (le précédent record était de 6.42 !) et Chris Willott a pu dire : "dès que j'ai vu le spectre avec sa prodigieuse raie d'émission, j'ai su que nous tenions un quasar particulièrement lointain". La lumière de ce quasar a mis près de 13 milliards d'années pour nous parvenir. Comme le Big Bang s'est produit il y a 13,7 milliards d'années, ceci signifie que nous voyons le quasar tel qu'il était moins d'un milliard d'années après le Big Bang.
L'intérêt de cette découverte réside dans le fait que plus le quasar est éloigné de la Terre, plus il est près du début de l'Univers. Durant les premières centaines de millions d'années l'Univers était obscur parce qu'il n'y avait ni étoiles ni galaxies, et les atomes étaient alors tous neutres. Puis les premières étoiles et galaxies ont commencé à briller et leur lumière a causé un processus connu sous le nom de ré-ionisation de l'Univers, où tous les atomes ont été ionisés. La quête des informations permettant de caractériser ce processus et son époque précise est aujourd'hui l'un des objectifs majeurs de l'astronomie. Comme le quasar est très brillant, sa lumière peut être utilisée comme source d'arrière-plan pour sonder les propriétés du gaz qui se situe entre lui et nous à cette époque de ré-ionisation.
On pense que le trou noir au sein de ce quasar a une masse d'environ 500 millions de fois la masse du Soleil. Alain Omont de l'Institut d'Astrophysique de Paris (CNRS et Université Pierre et Marie Curie), membre de l'équipe fait remarquer que, "outre l'utilisation de la douzaine de quasars de ce type connus pour étudier la ré-ionisation de l'Univers, ils permettent aussi de repérer certaines des premières galaxies massives à s'être formées dans l'Univers". "Nous aimerions savoir dans quels types de galaxies vivent ces quasars", ajoute-t-il.
L'équipe prépare maintenant d'autres observations du quasar avec notamment l'obtention d'un spectre infrarouge avec Gemini et l'observation du gaz interstellaire du quasar à l'Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM : CNRS-MPG-IGN).
Avec cette découverte, le télescope de 3,6 m du CFHT conforte sa position à la pointe de l'imagerie à grand champ de l'Univers lointain. Elle démontre aussi la puissance de télescopes de taille relativement modeste comme le CFHT comme machine à découvrir pour alimenter les télescopes de la classe des 8-10m avec des objets fascinants à observer.
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Comètes SOHO : C/2004 A4, 2004 B11, 2005 B5, 2005 B6, 2006 A8, 2007 J5, 2007 J6
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Sept nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2007-L16.
C/2004 A4 (SOHO) (Bo Zhou) C/2004 B11 (SOHO) (Bo Zhou) C/2005 B5 (SOHO) (Bo Zhou) C/2005 B6 (SOHO) (Bo Zhou) C/2006 A8 (SOHO) (Bo Zhou) C/2007 J5 (SOHO) (Bo Zhou) C/2007 J6 (SOHO) (Bo Zhou)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz. |
Deux vaisseaux spatiaux près de Vénus
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Les vaisseaux spatiaux Venus Express et MESSENGER (MErcury Surface Space ENvironment GEochemistry and Ranging mission) seront tous les deux près de la planète Vénus le 06 Juin 2007, donnant aux scientifiques une occasion unique de voir la planète depuis deux positions avantageuses.
Venus Express, en orbite autour de la planète depuis le 11 Avril 2006, sera rejoint pendant quelques heures par le vaisseau spatial MESSENGER qui croise Vénus sur sa trajectoire en direction de la planète Mercure.
Au moment de son approche au plus près, MESSENGER passera à 337 kilomètres au-dessus de la surface de Vénus. La plus petite distance entre le vaisseau et la planète se produira le 06 Juin à 01h08 CEST (23h08 UTC le 05 Juin), aux coordonnées 12,25° Sud et 165° Est. A ce moment précis, Venus Express sera derrière Vénus, mais regardera les mêmes régions observées par MESSENGER avant et après le survol. Ceci permettra aux scientifiques de comparer les données des mêmes secteurs obtenues par les deux vaisseaux spatiaux à très peu de temps d'intervalle.
Les observatoires terrestres et les télescopes en orbite autour de la Terre observeront également la planète. En regardant ensemble Vénus, les vaisseaux spatiaux et les observatoires terrestres obtiendront chacun un ensemble unique de données sur les mêmes régions et phénomènes avec seulement un très petit écart de temps.
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Comètes SOHO : C/2007 H6, H7, H8, H9 , J1, J2, J3, J4
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Huit nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-L02 et MPEC 2007-L03.
C/2007 H6 (SOHO) (Vladimir Bezugly) C/2007 H7 (SOHO) (Bo Zhou) C/2007 H8 (SOHO) (Bo Zhou) C/2007 H9 (SOHO) (Bo Zhou)
C/2007 J1 (SOHO) (Rainer Kracht) C/2007 J2 (SOHO) (Bo Zhou) C/2007 J3 (SOHO) (Tony Hoffman) C/2007 J4 (SOHO) (Tony Hoffman)
La comète C/2007 J1 appartient au groupe de Meyer, les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz. |
La surface d'Altaïr
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Une des plus lumineuses et plus proches étoiles est Altaïr, située à environ 15 années-lumière dans la constellation de l'Aigle (Aquila). Pour la première fois, les astronomes ont capturé une image de sa surface, apportant un meilleur regard sur ce voisin étrange.
À la différence des étoiles rouges géantes qui ont été imagées jusqu'ici, Altaïr est relativement minuscule. Elle est de seulement 1.7 fois la masse de notre propre Soleil. Elle tourne à une vitesse étonnante, avec son équateur tournant à environ 300 km/s, et accomplissant une révolution entière en moins de 10 heures. Ce taux élevé de rotation aplatit l'étoile de sorte quelle est 22% plus large que grande.
Ces nouvelles observations ont été faites en utilisant quatre des six télescopes de l'Observatoire du Mont Wilson, gérés par le CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy). En se servant des télescopes comme une interféromètre, un système multi-télescope qui combine l'information de petits télescopes espacés pour créer une image comme provenant d'un grand télescope, les chercheurs ont capturé les ondes lumineuses infrarouges comme celle d'un télescope géant de 265 mètres par 195 mètres (100 fois la taille du miroir du télescope spatial Hubble et approximativement 25 fois sa résolution).
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XO-3b, à la limite des planètes et des naines brunes
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La dernière découverte d'une équipe de chasseurs de planètes extrasolaires composée d'astronomes amateurs et professionnels est l'une des plus étranges jamais cataloguées : un corps rond gigantesque de plus de 13 fois la masse de Jupiter qui orbite autour de son étoile en moins de quatre jours. XO-3b est une singularité à plusieurs égard : c'est la plus grande et la plus massive planète trouvée à ce jour dans une orbite si proche.
Selon une technique maintenant bien rodée, l'équipe, sous la conduite de Peter McCullough (Space Telescope Science Institut à Baltimore), utilise un télescope relativement peu coûteux fait à partir de composants disponibles dans le commerce pour balayer les cieux à la recherche de planètes extrasolaires. Le télescope XO se compose de deux téléobjectifs de 200 millimètres d'appareil-photo et ressemble à des jumelles. L'équipe a trouvé la planète, dénommée XO-3b, en notant des baisses dans l'intensité lumineuse de l'étoile lorsque la planète passait devant l'étoile hôte. L'équipe a confirmé l'existence de XO-3b en utilisant le télescope Harlan J. Smit et le télescope Hobby-Eberly de l'Observatoire McDonald de l'Université du Texas pour mesurer la légère oscillation induite par la planète sur l'étoile parente.
Crédit : NASA, ESA, and J. Stys (STScI
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Sources ou Documentations non francophones
Le
vagabond Opportunity a déjà exploré les roches
bordant le cratère Victoria. L'équipe projette maintenant
de faire descendre prudemment le rover pour permettre une éventuelle
sortie, mais Opportunity pourrait se retrouver emprisonné
à l'intérieur du cratère ou perdre quelques
possibilités. Ce dernier voyage comporte un vrai risque pour
le rover qui a fonctionné plus de 12 fois plus longtemps
que prévu à l'origine.
Pas
plus tard qu'il y a six semaines, deux supernovae ont éclaté
dans une galaxie obscure de la constellation d'Hercule. Jamais auparavant
les astronomes n'avaient observé deux de ces explosions stellaires
puissantes se produisant dans la même galaxie à si
peu de temps d'intervalle.
Observer l'image d'un faible objet se
tenant près d'une étoile est un travail ardu car l'objet
est généralement caché dans la lumière
éblouissante de l'étoile. Caractériser cet
objet, en prenant des spectres, est un défi plus dur encore.
Grâce aux ingénieux scientifiques et à un nouveau
spectrographe d'imagerie de l'ESO, ceci est maintenant faisable,
ouvrant la voie vers un eldorado de nombreuses nouvelles découvertes
palpitantes.
Bien
que les étoiles ayant une masse atteignant plus de 150 fois
la masse du Soleil soient prévues dans l'Univers local, personne
jusqu'à présent n'avait trouvé une étoile
excédant 83 masses solaires. Une équipe d'astronomes
de l'Université de Montréal a identifié l'étoile
la plus massive jamais pesée. Les détails ont été
présentés aujourd'hui par le professeur Anthony Moffat
lors de la réunion annuelle de la Société Astronomique
Canadienne (CASCA) au Royal Military College of Canada à
Kingston (ON).
