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  Rappel e-Media

Le prochain survol de Titan par la sonde Cassini a lieu le 31 Juillet, à une distance d'environ 1590 km de la surface de la lune de Saturne.

Le télescope MAGIC a découvert des rayons gamma de haute énergie d'une source plus distante que tout objet connu avec ce genre d'émission. Il s'agit d'un trou noir super-massif.

Le télescope MAGIC (Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov) a enregistré une émission de rayons gamma de très haute énergie du noyau actif de la galaxie 3C279. C'est un quasar distant de la Terre de plus de 5 milliards d'années lumière, presque la moitié de la distance aux confins de l'Univers visible, et plus du double de la distance de tout objet observé précédemment. L'observation a été publiée dans Science Magazine le 27 juin 2008.

3C279 est un membre de la classe des noyaux actifs de galaxies (AGN), qui contiennent dans leur centre un trou noir d'une masse énorme, de l'ordre d'un milliard de fois la masse de notre Soleil. Ces noyaux s'alimentent en énergie en attirant du gas et des étoiles dans l'espace environnant, une masse qui s'accumule dans un disque en rotation. Les AGN émettent de la radiation dans toute l‘étendue du spectre électromagnétique, des ondes radio jusqu'aux rayons gamma. Presque toute cette radiation traverse l'éspace intergalactique sans être absorbée, à l'exception des rayons gamma, dont le flux diminue par création de paires electron/positon par l'interaction avec la lumière résiduelle (extragalactic background light ou EBL) qui occupe l'espace. L'EBL contient toute l'histoire de lumière produite par les étoiles et les galaxies de l'Univers et trace ainsi l'histoire cosmologique de la formation des étoiles. D'avoir pu observer une source à cette distance introduit des nouvelles contraintes aux théories courantes concernant la densité de l'EBL: le cosmos paraît plus transparent à grandes distances qu'initialement soupçonné, et des contributions autres que celles de sources déjà observées par téléscopes optiques et infrarouges paraissent exclues.

Ces résultants obtenus avec MAGIC montrent une fois de plus le potential des observations de la radiation gamma, qui peuvent ouvrir des nouvelles voies en astronomie. Les rayons gamma sont les rayons électromagnétiques de la plus haute énergie observable, et nous proviennent des objets les plus violents du cosmos, tel que supernovae, noyaux actifs de galaxies, ou encore éclats de rayons gamma (Gamma Ray Bursts ou GRB). Ils nous permettent de zoomer dans un domaine de conditions physiques extrêmes, bien au-delà de tout ce qui peut se faire dans un laboratoire terrestre. Les rayons gamma sont des messagers de grande importance en astrophysique et en astronomie modernes: ils nous apportent de l'information concernant les mécanismes qui les produisent, et ce sans être déviés par les champs magnétiques, comme le sont les rayons cosmiques chargés. Puisqu'ils traversent plus ou moins tout l'Univers, ils nous informent aussi sur des questions de physique fondamentale et de cosmologie, en particulier sur l'évolution de l'Univers.

MAGIC est un téléscope pour rayons gamma avec un miroir d'un  diamètre de 17m, le plus grand en opération. Il a été conçu et realisé par une collaboration internationale, qui comprend actuellement environ 150 scientifiques de huit pays (Allemagne, Espagne, Italie, Suisse, Finlande, Bulgarie, Pologne, et Etats-Unis). Il est installé dans l'Observatoire Roque de los Muchachos sur l'île de La Palma (Canaries). Les rayons gamma sont détectés par les brefs éclairs (lumière Cherenkov) qu'ils produisent en passant dans l'atmosphère. Un deuxième télescope a été construit et sera mis en service en septembre 2008.

http://wwwmagic.mppmu.mpg.de/physics/recent/3C279/

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Il y a exactement 100 ans, à 7 h 17 min 11 s (heure locale) le matin du mardi 30 Juin 1908, une gigantesque explosion s'est produite à une altitude comprise entre 5 et 8 kilomètres du sol au-dessus de la Tunguska, en Sibérie orientale (Russie). Sur plus de 2.000 km², le souffle de l'explosion a détruit intégralement la forêt dans la région de la rivière Podkamennaya Tunguska (latitude 60°53'09" Nord, longitude 101°53'40" Est) , couchant  les arbres, et le sol a été entièrement calciné sur 200 km². La déflagration a été audible dans un rayon de 1.500 kilomètres. Un météore de couleur orange a illuminé le ciel et a été vu depuis l'Europe occidentale. L'onde de choc a été enregistrée sous forme d'une secousse similaire à celle d'un tremblement de terre par le sismographe d'Irkoutsk, à plus de 1.000 kilomètres de là. De nombreux sismographes dans le monde détectèrent également la secousse.

L'éloignement de la région et les troubles en Russie à cette époque ne permirent une étude sur place que bien plus tard. En 1921, Leonid Kulik, conservateur en chef de la collection de météorites du musée de St Peterbourg, voyagea à travers toute la Russie pour collecter des météorites et des informations sur celles-ci. Visitant le bassin fluvial de Podkamennaya Tunguska, Kulik déduit des témoignages locaux que l'explosion avait été provoquée par un impact géant de météorite. Il persuada le gouvernement soviétique de lancer une expédition vers la région de Tunguska. En 1927, une nouvelle expédition, dirigée à nouveau par Leonid Kulik, atteint son but. Sur les lieux, les scientifiques découvrirent avec étonnement qu'il n'y avait ni cratère, ni trace d'impact, ni débris, mais que sur une vaste étendue, tous les arbres avaient été couchés par le souffle et dépouillés de leurs branches.

Après l'interruption forcée de la Seconde guerre mondiale, les expéditions reprirent en 1958. En 1959 et 1960 Gennady Plekhanov, directeur de l'Institut scientifique de recherche en Biologie et Biophysique. à l'Université de Tomsk, organisa deux expéditions vers le site à la recherche de preuves d'une contamination radioactive, mais en vain. A partir de 1963, le dirigeant de l'Académie des Sciences russe Nikolai Vasiliev coordonna quelque 29 expéditions scientifiques dans la région de Tunguska. Ce n'est qu'en 1989 que les scientifiques étrangers furent officiellement invités à se joindre aux expéditions russes. Depuis, les expéditions se sont multipliées pour tenter de trouver de nouveaux indices.

Un siècle plus tard, l'événement de la Tunguska reste encore un mystère sur bien des points. S'agit-il d'un astéroïde ou d'une comète ? Y a t'il la trace évidente d'un impact quelque part ? Il demeure également des incertitudes sur les conditions de l'explosion, et de nombreux scénarios basés sur des simulations par ordinateur ont été proposés.

La théorie généralement admise est que le matin du 30 Juin 1908, un corps estimé entre 35 et 60 mètres de diamètre, un astéroïde pierreux (probablement une comète), est entré dans l'atmosphère terrestre à la vitesse d'environ 30 kilomètres par seconde sous un angle de 30 à 45 degrés. Au cours de son rapide plongeon, la roche de l'espace d'environ 100.000 tonnes a réchauffé l'atmosphère l'entourant à une température voisine de 25.000 degrés Celsius. A 07h17 heure locale, sous l'action du freinage brutal et de l'échauffement provoqués par le frottement sur les hautes couches de l'atmosphère, l'objet se serait fragmenté et vaporisé, à une altitude comprise entre 5 et 8 kilomètres, libérant une énergie de 10 à 15 mégatonnes, soit l'équivalent de l'énergie libérée par plusieurs centaines de bombe d'Hiroshima.

http://www.astrosurf.com/luxorion/impacts-tunguska.htm 

http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=1769

http://www.imcce.fr/fr/ephemerides/astronomie/Promenade/pages5/598.html

http://fr.wikipedia.org/wiki/Toungouska

http://secretebase.free.fr/etrange/tunguska/tunguska.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Le vaisseau spatial SOHO, mission conjointe de la NASA et de l'ESA, vient de découvrir sa 1.500ème comète, faisant de lui le chasseur de comètes le plus couronné de succès dans l'histoire que tous les autres chasseurs de comètes réunis. Pas mal pour un vaisseau spatial qui a été conçu en tant que mission de physique solaire.

La découverte record de SOHO a été faite le le 25 juin. Quand il survient à capturer des comètes, SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory) a un grand avantage par rapport sur tout le monde : son emplacement. Situé entre le Soleil et la Terre, il a un point de vue privilégié d'une région de l'espace qui peut rarement être vue depuis la Terre. De la surface, nous pouvons voir des régions près du Soleil clairement seulement pendant une éclipse.

Approximativement 85% des découvertes de SOHO sont des fragments d'une autrefois grande comète qui s'est brisée dans un plongeon mortel autour du Soleil, il y a probablement de nombreux siècles. Les fragments sont connus en tant que groupe de Kreutz et passent maintenant à moins de 1.5 million de kilomètres de la surface du Soleil quand ils reviennent de l'espace lointain.

A cette proximité, qui frôle la collision en termes célestes, la plupart des fragments sont finalement détruits, évaporés par le rayonnement redoutable du Soleil - dans la vue des yeux électroniques de SOHO. Les images sont saisies à bord par LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronograph), l'un de 12 instruments.

Naturellement, LASCO lui-même ne fait pas les détections ; cette tâche incombe à un groupe ouvert de volontaires hautement spécialisés qui analysent les données dès qu'elles sont téléchargées vers la Terre. Une fois que SOHO transmet vers la Terre, les données peuvent être sur Internet et prêtes pour l'analyse dans un délai de 15 minutes.

Des passionnés partout dans le monde regardent chaque image individuelle à la recherche d'un minuscule point mobile qui pourrait être une comète. Quand quelqu'un croit en avoir trouvé une, il soumet ses résultats à Karl Battams au Naval Research Laboratory, Washington DC, qui vérifie tous les résultats de SOHO avant de les soumettre au Minor Planet Center, où la comète est cataloguée et son orbite calculée.

La richesse d'information cométaire a de la valeur au-delà de la seule classification. « Ceci nous permet de voir comment les comètes meurent, commente Battams. Quand une comète circule constamment autour du Soleil, elle perd un peu plus de glace à chaque fois, jusqu'à ce qu'elle tombe par la suite en morceaux, laissant une longue traînée de fragments. Grâce à SOHO, les astronomes ont maintenant une pléthore d'images montrant ce processus. « C'est un ensemble de données unique et ne pourrait pas avoir été réalisé de n'importe quelle autre manière, » ajoute Battams.

Tout ceci est en plus des révélations extraordinaires que SOHO a fourni au cours des 13 années où il a été dans l'espace, observant le Soleil et l'environnement proche du Soleil. « La capture de l'énorme total de comètes a été une bonification non planifiée, » note Bernhard Fleck, scientifique du projet SOHO à l'ESA.

Note :

- N'importe qui peut aider à rechercher les comètes SOHO en visitant la page des comètes Sungrazing

- Le Minor Planet Center (MPC) opère sous les auspices de l'Union Astronomique Internationale (IAU), et est situé à Cambrigde, Massachusetts.

http://www.esa.int/esaSC/SEMB94SHKHF_index_0.html

Les COMETES Sungrazers du groupe de Kreutz

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Dans ce qui semble être une magistrale illusion, les astronomes à l'Observatoire Gemini ont imagé deux galaxies en spirale presque identiques dans la Vierge, éloiignées de 90 millions d'années-lumière, dans les premières étapes d'une tendre étreinte gravitationnelle.

La nouvelle image a été obtenue au télescope Gemini South au Chili avec l'instrument GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph).

Comme deux patineurs se saisissant par la main tout en passant, NGC 5427 (la galaxie en spirale presque vue de face en bas à gauche) et sa jumelle australe NGC 5426 (la galaxie plus oblique en haut à droite), sont au beau milieu d'une lente mais inquiétante interaction qui pourrait prendre cent millions d'années pour s'achever.

D'un coup d'oeil, ces galaxies jumelles -- qui ont des masses, des structures, et des formes similaires et sont connues ensemble sous le nom de Arp 271 - semblent calmes. Mais les études récentes ont montré que l'attraction mutuelle de la pesanteur a déjà commencé à modifier et tordre leurs dispositifs visibles.

Habituellement, le premier signe d'une interaction de galaxies est la formation d'une caractéristique en forme de pont. En effet, les deux bras en spirale du côté ouest (en haut) de NGC 5426 apparaissent comme de longs appendices qui se relient à NGC 5427.

Ce pont intergalactique agit comme un tube d'alimentation, permettant aux jumelles de partager le gaz et la poussière l'une avec l'autre à travers les 60.000 années-lumière (moins d'un diamètre de galaxie) de l'espace les séparant.

Les gaz en collision provoqués par l'interaction peuvent avoir également déclenché des éclats de formation d'étoiles (starbursts) dans chaque galaxie. Les régions de formation d'étoiles, ou HII, apparaissent comme des chauds petits groupes roses qui dessinent le motif en spirale dans chaque galaxie.

Les régions HII sont communes à beaucoup de systèmes en spirale, mais les géantes dans NGC 5426 sont curieusement groupées et plus abondantes du côté de la galaxie le plus proche de NGC 5427. L'activité de starburst peut également être vue dans le pont reliant les galaxies.

De même, les régions géantes HII dans le disque de NGC 5427 se forment à un rythme plus élevé, et sont plus abondantes, que prévu pour une galaxie de ce type. Une région géante de formation d'étoiles au bout du bras ouest en spirale (en haut) de NGC 5427, a l'air particulièrement grande et perturbée, de même que le bras lui-même, qui est exceptionnellement droit, comme si des fortes forces de marée avaient cassé le bras en deux, entraînant une hémorragie de lumière d'étoiles.

En dépit de leur aspect dans cette image bidimensionnelle, le bras en spirale ouest (en haut) de NGC 5426 est le plus proche de nous, par opposition au bras sud-est (en bas) de NGC 5427. NGC 5426 est également la plus proche des deux galaxies.

Sur des millions d'années, cependant, NGC 5427 exécutera une traversée parabolique, la déplaçant de derrière NGC 5426 vers le premier plan dans le coin en haut à droite de l'image. Ainsi, un observateur imaginaire d'une grande longévité sur une planète dans NGC 5427 verrait un passage presque perpendiculaire de la galaxie compagnon.

Autrefois considérées comme inhabituelles et rares, les interactions gravitationnelles entre galaxies sont maintenant connues pour être tout à fait courante (spécialement dans les amas de galaxies à population dense) et sont considérées comme jouer un rôle important dans l'évolution des galaxies. La plupart des galaxies ont probablement eu au moins une interaction majeure, si ce n'est pas beaucoup de mineures, avec d'autres galaxies depuis l'arrivée du Big Bang il y a environ 13 milliards d'années.

Notre propre Voie lactée, une galaxie en spirale comme celles dans cette image, en fait, exécute sa propre danse majestueuse, avec la galaxie naine voisine, appelée le Grand Nuage de Magellan, et une future interaction avec la grande galaxie en spirale M31 ou Grande Galaxie d'Andromède, qui est maintenant située à environ 2.6 millions d'années-lumière de la Voie lactée.

Cette nouvelle image de Gemini est probablement une prévision des choses à venir pour notre propre galaxie. Au bout du compte, le résultat final de ces types de collisions sera une grande galaxie elliptique.

http://www.gemini.edu/node/10979

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

De nouvelles analyses du terrain de Mars avec les satellites d'observations de la NASA révèlent ce qui semble être de loin le plus grand cratère d'impact jamais trouvé dans le Système solaire.

Mars Reconnaissance Orbiter et Mars Global Surveyor ont fourni des informations détaillées sur les élévations et la gravité des hémisphères nord et sud de la planète rouge. Une nouvelle étude utilisant ces informations pourrait résoudre un des plus grands mystères restant dans le Système solaire : pourquoi Mars a deux sortes de terrains totalement différents dans ses hémisphères nord et sud.

Le mystère de la nature des deux faces de Mars a étonné les scientifiques depuis que les premières images d'ensemble de la surface ont été retransmises par les vaisseaux spatiaux de la NASA dans les années 1970. Les principales hypothèses ont été un ancien impact ou certains processus internes liés à la fusion des sous-couches. L'idée d'impact, proposée en 1984, est tombée en disgrâce parce que la forme du bassin ne semble pas correspondre à la forme ronde prévue pour un cratère. Les nouvelles données sont convaincantes pour certains experts qui doutent du scénario d'impact.

"Nous n'avons pas prouvé l'hypothèse de l'impact géant, mais je pense que nous avons détourné le courant", a déclaré Jeffrey Hanna-Andrews, chercheur postdoctoral au Massachusetts Institute of Technology de Cambridge.

Andrews-Hanna et les co-auteurs Maria Zuber du Massachusetts Institute of Technology, et Bruce Banerdt du Jet Propulsion Laboratory de la NASA à Pasadena, en Californie, rapportent les connaissances dans la revue Nature de cette semaine.

Un bassin géant au Nord qui couvre environ 40 pour cent de la surface de Mars, parfois appelé bassin Borealis, est le reste d'un impact colossal au début de la formation du Système solaire, suggère la nouvelle analyse. Avec 8.500 kilomètres de diamètre, il est environ quatre fois plus large que le prochain plus grand bassin d'impact connu, le bassin Hellas au sud de Mars. Un rapport accompagnateur calcule que l'objet impacteur qui a produit le bassin Borealis devait être d'environ 2.000 kilomètres de diamètre. C'est plus grand que Pluton.

"C'est un résultat impressionnant qui a des implications non seulement pour l'évolution du début de Mars, mais aussi pour le début de la formation de la Terre," a déclaré Michael Meyer, le directeur scientifique de Mars au siège de la NASA à Washington.

Ce bassin de l'hémisphère nord sur Mars est une des surfaces les plus régulières trouvées dans le Système solaire. L'hémisphère sud est élevé, accidenté, parsemé de cratères, qui sont entre 4 et 8 km plus élevés en altitude que le plancher du bassin.

D'autres bassins géants d'impact ont été découverts qui sont elliptiques plutôt que circulaires. Mais il a fallu une analyse complexe de la surface martienne des deux sondes pour révéler clairement la forme elliptique du bassin Borealis, laquelle est cohérente avec un cratère d'impact.

Un facteur qui complique les choses dans la révélation de la forme elliptique du bassin était qu'après le moment de l'impact, qui doit avoir eu lieu il y a au moins 3,9 milliards d'années, de gigantesques volcans se sont formés le long d'une partie du bord du bassin et ont créé une immense région de haut terrain accidenté qui occulte les grands contours du bassin. Il a fallu une combinaison de données de gravité, qui ont tendance à révéler la structure sous-jacente, avec des données sur les élévations de surface pour reconstruire une carte des élévations de Mars telles qu'elles existaient avant l'éruption des volcans.

"En plus des limites elliptiques du bassin, il y a des signes d'un second éventuel anneau extérieur - une caractéristique typique des grands bassins d'impact", a déclaré Banerdt.

http://www.nasa.gov/mission_pages/MRO/news/mro-20080625.html

http://web.mit.edu/newsoffice/2008/mars-basin-0625.html

http://www.ucsc.edu/news_events/press_releases/text.asp?pid=2303

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

La construction du premier télescope sous-marin à neutrinos jamais réalisé vient de s'achever. Depuis le début du mois de juin, les deux dernières lignes de détection d'Antares scrutent le fond de la Méditerranée à la recherche de neutrinos d'origine cosmique. Ce sont désormais 12 lignes de détection qui cherchent à capter ces particules élémentaires, témoins des phénomènes les plus violents de l'Univers. Cet événement récompense les efforts de la collaboration européenne(1) Antares, en particulier ceux du CEA-Irfu, de l'IN2P3-CNRS, de l'INSU-CNRS et de l'Ifremer, acteurs majeurs dans cette aventure.

De l'art d'attraper une particule «fantôme»

Le neutrino est une particule élémentaire sans charge électrique qui interagit très faiblement avec la matière : contrairement aux autres particules, ce « passe-muraille » est capable de traverser l'Univers en ligne droite sans être arrêté par la matière ou dévié par les champs magnétiques qu'il rencontre sur son passage. Il est ainsi un messager unique en son genre qui peut aider les astrophysiciens à observer et à mieux comprendre certains objets, sièges de phénomènes cataclysmiques. Le neutrino permet d'ouvrir une nouvelle fenêtre d'observation sur l'Univers… à condition toutefois d'être détecté, ce qui est loin d'être évident puisqu'il interagit très peu avec la matière. Le détecteur susceptible de repérer sa trace doit, par conséquent, être le plus grand possible afin d'accroître les chances de l'intercepter.

Le défi a été relevé en 1996 par des équipes du CEA et du CNRS et c'est ainsi que le projet Antares(2)  a vu le jour. Après une longue période d'étude des propriétés du milieu marin, une première ligne de détection souple de 400 mètres de haut a été immergée en février 2006 par 2500 mètres de profondeur au large de Toulon, grâce au savoir-faire et aux équipements de l'Ifremer. Aujourd'hui, ce sont 12 lignes qui sont ancrées aux fonds marins sur un espace équivalent à 4 terrains de football. Elles sont équipées de près de 900 modules optiques, les « yeux » du télescope, imaginés et construits par les équipes Antares. La moitié des lignes a été assemblée au Centre de physique des particules de Marseille (CNRS/Université de la Méditerranée), laboratoire support de l'expérience, l'autre moitié à l'Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers (CEA Irfu, Saclay).

Le détecteur Antares est protégé du bruit de fond que constitue le rayonnement cosmique par les 2000 mètres d'eau qui le recouvrent. Ces profondeurs abyssales permettent de bénéficier d'une obscurité totale, à peine troublée par quelques animaux bioluminescents. Le principe du télescope Antares est de faire de la Terre elle-même la cible des neutrinos. Le globe terrestre laisse passer les neutrinos mais arrête les autres particules. Certains de ces neutrinos, en traversant la Terre, vont entrer en collision avec le noyau d'un atome. Cette rencontre, statistiquement très rare, produit un muon, une particule chargée voisine de l'électron, qui se déplace dans la même direction que le neutrino d'origine. Ce muon peut parcourir jusqu'à une dizaine de kilomètres dans la croûte terrestre. En émergeant dans l'eau, il laisse derrière lui un sillage très faiblement lumineux. C'est ce sillage ascendant laissé par le muon que détectent les « yeux » d'Antares. Ainsi, c'est le ciel de l'hémisphère Sud qui est observé au travers de la Terre. Cette portion de ciel inclut le centre galactique, siège de phénomènes extrêmement violents.

Le neutrino : une nouvelle fenêtre ouverte sur l'Univers

En traquant les neutrinos cosmiques, le télescope Antares cherche à faire progresser l'astronomie de haute énergie. Ces dernières décennies en effet, les astronomes ont découvert de nombreuses sources de photons de très haute énergie (galaxies abritant des trous noirs super massifs, restes de supernovae, émetteurs de sursauts gamma…). Ces photons pourraient être issus de l'interaction de protons ultra-énergétiques, qui pourraient constituer le rayonnement cosmique qui bombarde la Terre. Ces réactions nucléaires produiraient également des neutrinos cosmiques. Pour observer ces phénomènes cataclysmiques, les physiciens des astroparticules ne peuvent s'appuyer sur la détection des photons et des protons car, à très haute énergie, ces particules peuvent être arrêtées par la matière, ce qui rend leur observation dans l'Univers lointain difficile. Les neutrinos de haute énergie, qui traversent l'Univers en ligne droite, sont en revanche des témoins directs de ces phénomènes extrêmement violents. Leur détection par Antares devrait apporter aux astrophysiciens un éclairage unique sur ces phénomènes et dessiner petit à petit une nouvelle carte du ciel.

L'observation des neutrinos de plus basse énergie, issus de l'accumulation de matière noire au centre du Soleil ou de la Galaxie, est un autre sujet d'étude pour Antares. Depuis 70 ans, la masse manquante de l'Univers (95% de sa masse totale) est une des questions centrales de la cosmologie. Une partie de cette masse manquante pourrait être constituée de particules élémentaires massives appelées wimps (weakly interacting massive particle). La théorie physique dite de la « supersymétrie » en prédit l'existence et prédit également que ces particules s'accumuleraient au centre d'objets massifs comme la Terre ou le Soleil. Les wimps sont à la fois particules et antiparticules. En s'accumulant elles finiraient par s'annihiler en produisant une bouffée d'énergie et de particules, dont des neutrinos de basse énergie.

Antares constitue également une infrastructure scientifique sous-marine permanente et multidisciplinaire, déjà équipée d'instruments, certains regroupés sur une treizième ligne spécifique : sismographes, mesures de la température, de la concentration en oxygène, caméra à l'affut de la faune abyssale… Ils permettront d'apporter des éléments de réponse aux questions posées par d'autres domaines scientifiques comme l'océanographie ou la climatologie, en association avec des laboratoires de l'INSU (COM, GeoAzur).

Bien que le détecteur soit tout juste déployé en totalité, grâce aux données enregistrées avec les lignes déjà installées, les physiciens ont déjà identifié plusieurs centaines de neutrinos issus de l'interaction du rayonnement cosmique dans l'atmosphère aux antipodes du détecteur. Parmi ceux-là pourraient se cacher quelques neutrinos issus d'une source située aux confins de l'Univers. Seule l'accumulation des données permettra de les débusquer. Le neutrino est si difficile à capturer que les physiciens travaillent déjà à un détecteur beaucoup plus grand, de taille kilométrique qui ouvrira en grand cette nouvelle fenêtre d'observation sur l'Univers.

Notes :

1) Plus de 150 chercheurs, ingénieurs et techniciens présents en Allemagne, Espagne, Italie, Pays-Bas, Roumanie, Russie et dans les laboratoires français suivants : Centre de physique des particules de Marseille (CNRS/université de la Méditerranée) ; CEA/Irfu (Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers, centre de Saclay) ; Groupe de recherche en physique des hautes énergies (Université de Haute-Alsace) ; Institut pluridisciplinaire Hubert Curien (CNRS/Université Louis Pasteur) ; Astroparticule et cosmologie (CNRS, CEA, Université Paris Diderot, Observatoire de Paris) ; Géosciences Azur (CNRS, IRD, Observatoire de la côte d'Azur, Université de Nice, Université Pierre et Marie Curie) ; Centre d'océanologie de Marseille (CNRS/Université de la Méditerranée) ; Laboratoire d'astrophysique de Marseille (CNRS/Université de Provence) ; Ifremer (centre de Toulon/La Seyne-sur-Mer et centre de Brest).

2) Le financement du projet Antares est assuré grâce à la contribution du CEA (DSM/Irfu), du CNRS, de la région Alsace, de la région Provence Alpes Côte d'Azur, du Département du Var, de la Ville de La Seyne-sur-Mer, de l'Union européenne et de cinq pays (Pays-Bas, Allemagne, Italie, Espagne, Russie).

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/1366.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des événements astronomiques mentionnés dans l'"Odyssée", le célèbre poème épique attribué à Homère, pourraient aider à confirmer une éclipse solaire totale et permettre aux historiens de dater la chute de Troie.

Les éclipses totales, quand la Lune masque brièvement mais complètement le Soleil, se produisent assez rarement. En fait, elles sont si rares que si ce que Homère décrit est vraiment une éclipse, le texte pourrait potentiellement aider les historiens à dater la chute de Troie, qui se serait produite au moment des événements mentionnés dans l'"Illiade" et l'"Odyssée". Mais après avoir argumenté sur ce point pendant des centaines d'années, les historiens, les astronomes et les hellénistes ont finalement convenu qu'il n'y avait aucune preuve corroborante et ont ajourné la discussion.

Les auteurs de l'étude publiée le 23 Juin 2008 dans les Annales de l'Académie Nationale américaine des Sciences, Marcelo O. Magnasco (Laboratory of Mathematical Physics, Rockefeller, Etats-Unis) et Constantino Baikouzis (Proyecto Observatorio, Observatorio Astronómico, La Plata, Argentine), pensent avoir découvert certaines indications célestes dans des passages de l'ouvrage d'Homère qui, regroupées, pourraient donner un nouvel éclairage historique sur cette période.

Les chercheurs ont minutieusement parcouru l'Odyssée pour trouver des références astronomiques spécifiques qui pourraient être identifiées précisément comme se produisant des jours spécifiques dans tout le voyage d'Ulysse. Puis, ils ont aligné chacune de ces dates avec la date du retour d'Ulysse, le même jour où il massacre les prétendants qui avaient tiré profit de sa longue absence pour courtiser son épouse.

Magnasco et Baikouzis ont identifié quatre événements célestes. Le jour du massacre est, comme écrit Homère à plusieurs reprises, également un jour de Nouvelle Lune. Six jours avant le massacre, Vénus est visible et haute dans le ciel. Vingt-neuf jours avant, deux constellations -- les Pléiades et le Bouvier -- sont simultanément visibles au coucher du Soleil. Et 33 jours avant, Homère pourrait avoir suggéré que Mercure est haute à l'aube et proche de la fin ouest de sa trajectoire. (Homère écrit réellement que Hermès -- connu des Romains sous le nom de Mercure -- a voyagé loin à l'ouest seulement pour délivrer un message et vol tout le trajet du retour à nouveau vers l'est ; Magnasco et Baikouzis interprètent ceci comme une référence à la planète.)

Astronomiquement, ces quatre phénomènes se reproduisent à différents intervalles de temps, aussi, les astres ne se retrouvent jamais exactement dans la même situation. Par conséquent Baikouzis et Magnasco ont examiné s'il y avait une date, dans un créneau de cent ans englobant la date supposée de la chute de Troie, qui pourrait correspondre exactement aux intervalles auxquels se sont produits ces quatre événements. Selon leurs résultats, une seule date correspondrait : le 16 avril 1178 avant notre ère (16 Avril -1177), le jour même d'une éclipse solaire totale.

"Si nous considérons comme exact l'événement de la tuerie des prétendants, le jour de l'éclipse, on pourrait alors déduire que tous les événements décrits dans l'Odyssée sont historiquement exacts", souligne Marcello Magnasco, tout en admettant que ces conclusion restent encore très hypothétiques.

http://newswire.rockefeller.edu/?page=engine&id=777

http://www.lemonde.fr/.........Ulysse-a-ithaque_1062029_3244.html

http://news.yahoo.com/s/afp/20080624/sc_afp/usastronomyhistoryliteraturegreecehomer

http://www.swissinfo.ch/fre/infos/nouvelles_agence/La_chute_de_Troie_datee......

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Un matériel de couleur claire mis à nu par Phoenix Mars Lander semble être de la glace d'eau, selon les scientifiques de la mission.

Le matériel lumineux, se présentant sous forme de plusieurs morceaux de la taille d'un dé, a été découvert quand le lander a creusé dimanche 15 Juin 2008 (sol 20) une petite tranchée sur le sol martien. Le jeudi suivant, 19 Juin (sol 24), ces morceaux avaient disparu, amenant les scientifiques à conclure qu'ils étaient faits de glace d'eau, laquelle s'est sublimée après avoir été exposée à la lumière du Soleil. Quand le matériel a été repéré pour la première fois, les scientifiques ne pouvaient pas immédiatement déterminer si le matériel était de la glace ou du sel ; le fait que les morceaux ont disparu indique qu'il s'agit probablement de glace.

http://phoenix.lpl.arizona.edu/06_19_pr.php

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Cette image composite de la galaxie spirale M81, située à environ 12 millions d'années-lumière, inclut les données de rayons X de l'Observatoire de rayons X Chandra (en bleu), les données optiques du télescope spatial Hubble (en vert), les données infrarouges du télescope spatial Spitzer (en rose) et les données en ultraviolet de GALEX (en pourpre). L'encart montre un plan rapproché de l'image de Chandra. Au centre de M81 est un trou noir supermassif qui est environ 70 millions de fois plus massif que le Soleil.

Une nouvelle étude utilisant des données de Chandra et des télescopes au sol, combinées avec les modèles théoriques détaillés, montre que le trou noir supermassif dans M81 s'alimente comme les trous noirs de masse stellaire, avec des masses de seulement environ dix fois celles du Soleil. Cette découverte soutient l'implication de la théorie de la relativité d'Einstein que les trous noirs de toutes les tailles ont des propriétés semblables, et sera utile pour prévoir les propriétés d'une nouvelle classe supposée de trous noirs.

En plus de Chandra, trois radiotélescopes (le Giant Meterwave Radio Telescope, le Very Large Array et le Very Long Baseline Array), deux télescopes millimètriques (l'Interféromètre du Plateau de Bure et le Submillimeter Array), et l'Observatoire Lick dans l'optique ont été utilisés pour surveiller M81. Ces observations ont été faites simultanément pour s'assurer que les variations d'éclat en raison des changements de taux de transmission ne troublent pas les résultats. Chandra est le seul satellite de rayons X capable d'isoler les faibles rayons X du trou noir de l'émission du reste de la galaxie.

Le trou noir supermassif dans M81 produit de l'énergie et du rayonnement lorsqu'il attire le gaz dans la région central de la galaxie vers l'intérieur à haute vitesse. Par conséquent, le modèle que Markoff et ses collègues ont utilisé pour étudier les trous noirs inclut un disque faible de matériel tournant autour du trou noir. Cette structure produirait principalement des rayons X et de la lumière optique. Une région de gaz chaud autour du trou noir serait vue en grande partie dans l'ultraviolet et les rayons X. Une grande contribution des émissions radio et de rayons X vient des jets produits par le trou noir. Les données de multi longueurs d'ondes sont nécessaires pour démêler ces sources de lumière qui se recouvrent partiellement.

http://chandra.harvard.edu/photo/2008/m81/

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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 2008-M10 et MPEC 2008-M11.

Les comètes C/2008 J10 et C/2008 J12 appartiennent au groupe de Meyer, tandis que les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2008 H9 (SOHO) Hua Su

C/2008 J10 (SOHO) Jiangao Ruan

C/2008 J11 (SOHO) Giuseppe Pappa

C/2008 J12 (SOHO) Shihong Yuan

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08M10.html (MPEC 2008-M10)

C/2008 J13 (SOHO) Rainer Kracht

C/2008 J14 (SOHO) Hua Su

C/2008 J15 (SOHO) Jiangao Ruan

C/2008 J16 (SOHO) Jiangao Ruan

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08M11.html (MPEC 2008-M11)

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MESSENGER capture une vue de Kertész

Situé à l'extrémité ouest du géant bassin Caloris de Mercure, le cratère Kertész (récemment baptisé du nom d'André Kertész, un photographe américain d'origine hongroise) a du matériel lumineux peu habituel situé sur le plancher. Le cratère Sander, situé au bord nord-ouest du Bassin Caloris, montre également du brillant matériel sur le plancher. L'équipe scientifique de MESSENGER étudie la nature et la composition de ces matériaux brillants et fait des comparaisons entre ces deux cratères situés sur les bords du bassin Caloris. Juste au nord-est de Kertész, un petit cratère a des rayons et ejecta très lumineux dans cette image, ce qui indique que le cratère est jeune.

Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory

/Carnegie Institution of Washington

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=185

Et voici Atget sur Mercure !

Récemment appelé du nom du photographe français Eugène Atget, le cratère Atget, vu dans le milieu de la partie inférieure de cette image du NAC, se distingue sur la surface de Mercure en raison de sa couleur foncée. Le cratère Atget est situé dans le bassin Caloris, près du cratère Apollodorus et de Pantheon Fossae, qui sont également visibles sur cette image en direction du nord-ouest d'Atget. La couleur sombre du plancher d'Atget contraste avec d'autres cratères dans le bassin Caloris qui présentent des matériaux lumineux sur leur sol, comme les cratères Kertész et Sander.

Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory

/Carnegie Institution of Washington

D'autres cratères de Mercure, tels que Basho et Neruda, ont des halos de matériel sombre, mais le matériel sombre ne couvre pas les planchers des cratères. Comprendre la diversité de lumineux et sombres matériels associés à différents cratères donnera une idée de la composition de Mercure et des processus qui agissent sur la surface de Mercure.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=186

Le jeune cratère Cunningham dans le bieux bassin Caloris

Le géant bassin Caloris est le grand bassin d'impact le mieux préservé connu sur Mercure, et la haute densité de cratères sur son plancher indique que les bassin est assez vieux et formé probablement il y a environ 3,8 millions d'années. Cette image NAC montre un secteur de la plaine qui rempli partiellement le plancher du bassin Caloris. Sur la partie droite de cette image, les rayons de couleur lumineuse émanant du cratère Cunningham (nommé en l'honneur du photographe américain Imogen Cunningham) montre que ce cratère est relativement jeune; les rayons du brillant ejecta ont tendance à s'assombrir avec le temps, lorsque le matériel éjecté est graduellement modifié par les impacts de micrométéorides et les particules solaires (une suite de différents processus qui ensemble sont appelés "altération spatiale"). Les relations d'âge relatif comme celles-ci sont utilisées pour démêler l'histoire géologique de Mercure. Le cratère de même taille Kertész est également visible sur le côté gauche de cette image.

http://messenger.jhuapl.edu/gallery/sciencePhotos/image.php?page=1&gallery_id=2&image_id=187

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Aujourd'hui, à une conférence internationale, une équipe d'astronomes européens a annoncé une avancée remarquable dans le domaine des planètes extrasolaires. En utilisant l'instrument HARPS de l'Observatoire de l'ESO à La Silla, ils ont trouvé un système triple de super-Terres autour de l'étoile HD 40307. De plus, en regardant l'ensemble de leur échantillon étudié avec HARPS, les astronomes comptent un total de 45 planètes candidates d'une masse au-dessous de 30 masses terrestres et une période orbitale plus courte de 50 jours. Cela implique qu'une étoile comme notre Soleil sur trois abrite de telles planètes.

Est-ce que chaque étoile abrite des planètes et, si oui, combien?" se demande le chasseur de planètes Michel Mayor de l'Observatoire de Genève. "Nous ne connaissons pas encore la réponse, mais nous faisons d'énormes progrès à son égard."

Depuis la découverte en 1995 d'une planète autour de l'étoile 51 Pegasi par Mayor et Didier Queloz, plus de 270 exoplanètes ont été trouvées, principalement autour d'étoiles comme le Soleil. La plupart de ces planètes sont géantes, comme Jupiter ou Saturne, et les statistiques actuelles montrent que près de 1 étoile sur 14 abrite ce type de planètes.

"Avec l'avènement d'instruments beaucoup plus précis tels que le spectrographe HARPS sur le télescope de 3,6 mètres de l'ESO à La Silla, nous pouvons maintenant découvrir des planètes plus petites, avec des masses entre 2 et 10 fois la masse de la Terre», explique Stéphane Udry, un des collégues de Mayor. Ces planètes sont appelées super-Terres, car elles sont plus massives que la Terre, mais moins massives qu'Uranus et Neptune (environ 15 masses terrestres).

Le groupe d'astronomes ont découvert un système de trois super-Terres autour d'une étoile plutôt normale, qui est légèrement moins massive que notre Soleil, et est située à 42 années-lumière vers les constellations australes de la Dorade (Doradus) et du Chevalet du Peintre (Pictor).

Nous avons pris des mesures très précises de la vitesse de l'étoile HD 40307 au cours des cinq dernières années, qui montrent clairement la présence de trois planètes", explique Mayor.

Les planètes, ayant 4,2, 6,7 et 9,4 fois la masse de la Terre, orbitent autour de l'étoile avec des périodes de 4,3, 9,6 et 20,4 jours, respectivement.

Les perturbations induites par les planètes sont vraiment minuscules - la masse de la plus petite des planètes est cent mille fois plus petite que celle de l'étoile - et seule la grande sensibilité de HARPS a permis de les détecter", explique le co-auteur François Bouchy , de l'Institut d'Astrophysique de Paris, France.

En effet, chaque planète induit un mouvement de l'étoile de seulement quelques mètres par seconde.

A la même conférence, l'équipe d'astronomes a annoncé la découverte de deux autres systèmes planétaires, avec le spectrographe HARPS. Dans le premier, une super-Terre (7,5 masses terrestres) orbite l'étoile HD 181433 en 9,5 jours. Cette étoile accueille également une planète comme Jupiter avec une période de près de 3 ans. Le second système contient une planète de 22 masses terrestres ayant une période de 4 jours et une planète comme Saturne avec aussi une période de 3 ans.

Il est évident que ces planètes ne sont que la sommet de l'iceberg», déclare Mayor." "L'analyse de toutes les étoiles étudiées avec HARPS montre qu'environ un tiers de toutes les étoiles comme le Soleil ont des super-Terres ou des planètes comme Neptune en orbite avec des périodes plus courtes que 50 jours."

Une planète dans une orbite serrée à courte période est en effet plus facile à trouver que dans une large orbite à longue période.

"Il est fort probable qu'il existe de nombreuses autres planètes présentes: non seulement des super-Terres et des planètes comme Neptune avec des périodes plus longues, mais aussi des planètes comme la Terre que nous ne pouvons pas détecter pour le moment. Ajouter à cela les planètes comme Jupiter déjà connues, et vous pouvez arriver à la conclusion que les planètes sont omniprésentes," conclut Udry.

Note :

Ces découvertes ont été annoncées aujourd'hui lors de la conférence internationale "Extra-solar Super-Earths" qui a lieu à Nantes, en France, du 16 au 18 Juin.
Deux documents de travail sur ces découvertes ont également été soumis au journal Astronomy and Astrophysics.

L'équipe est composée de Michel Mayor, Stéphane Udry, Didier Queloz, Christophe Lovis, et Francesco Pepe (Geneva Observatory, Geneva University, Switzerland), François Bouchy (Institut d'Astrophysique de Paris, France), Willy Benz et Christophe Mordasini (Physikalisches Institut, Bern University, Switzerland), et Jean-Loup Bertaux (Service d'aéronomie du CNRS, Université de Versailles Saint-Quentin, France).

http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2008/pr-19-08.html

http://www.lemonde.fr/...les-chasseurs-d-exoplanetes-decouvrent-trois-super-terres_1058552_3244.html

HD 40307 b  |  HD 40307 c  |  HD 40307 d

HD 181433 b  |  HD 181433 c

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C/2008 L2 (Hill)

Rik E. Hill a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 12 Juin 2008, dans le cadre du Catalina Sky Survey. La nature cométaire de l'objet de magnitude 18.5 a été confirmée par N. Hashimoto et S. Okumura (Bisei Spaceguard Center--BATTeRS), et par J. M. Aymami (Observatorio Carmelita, Tiana).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2008 L2 (Hill) indiquent un passage au périhélie le 27 Juillet 2008 à une distance de 2,5 UA du Soleil. 

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L55.html (MPEC 2008-L55)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 18 Août 2008 à une distance de 2,3 UA du Soleil, et une période de 14,8 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08O17.html (MPEC 2008-O17)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008L2.html

C/2008 L3 (Hill) 

Rik E. Hill a annoncé sa découverte d'une autre comète le 13 Juin 2008, dans le cadre du Catalina Sky Survey. La nature cométaire de l'objet de magnitude 17.5 a été confirmée par J. E. McGaha (Sabino Canyon Observatory, Tucson), R. Ligustri (CAST Observatory, Talmassons), M. Pietschnig (Alter Satzberg, Vienna), et G. Hug (Farpoint Observatory).

Les éléments orbitaux de la comète C/2008 L3 (Hill) indiquent un passage au périhélie le 20 Avril 2008 à une distance de 2 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L56.html (MPEC 2008-L56)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 22 Avril 2008 à une distance de 2 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08M32.html (MPEC 2008-M32)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2008L3.html

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Liste des comètes potentiellement observables - éléments orbitaux

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La navette spatiale Discovery (STS-124), de retour d'une mission de 13 jours 18 heures et 13 minutes à destination de la Station Spatiale Internationale (ISS), s'est posée sans incident ce 14 Juin 2008 à 15h15 UTC au Kennedy Space Center.

L'équipage de la mission STS-124, parti le 31 Mai, était arrivé à bord d'ISS le 02 Juin pour déliver et installer le module habitable pressurisé (PM) et le bras robotique du laboratoire scientifique Kibol de l'Agence Spatiale Japonaise (JAXA). Parti avec Discovery, l'ingénieur de vol Greg Chamitoff, nouveau membre d'équipage de l'Expédition 17, a pris la place à bord d'ISS de l'ingénieur de vol Garrett Reisman, lequel fait partie du voyage de retour en tant que nouveau membre d'équipage de Discovery.

La mission STS-124 était la 123ème mission de navette spatiale et le 26ème vol de navette à rendre visite à la Station Spatiale Internationale.

http://www.spaceflightnow.com/shuttle/sts124/status.html

http://www.nasa.gov/mission_pages/shuttle/main/index.html

http://www.flashespace.com/html/mai08/31a_05_08.htm

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Des chercheurs ont réussi à détecter le signal ultraviolet d'une étoile supergéante rouge sur le point d'exploser, juste avant que l'onde de choc due à l'effondrement de son noyau n'atteigne la surface de l'étoile et n'éjecte violemment son enveloppe.

Cette phase unique de la formation d'une supernova a été captée par Kevin Schawinski et ses collègues grâce au télescope dans l'ultraviolet GALEX. Leurs observations pourraient aider à compléter certaines inconnues sur la structure interne et la physique des étoiles massives lorsqu'elles s'effondrent car la plupart des observations de supernovae se font des jours après leur explosion.

Les prises de vues par GALEX de la supernova SNLS-04D2dc ont révélé une onde de rayonnement ultraviolet devançant l'onde de choc et réchauffant la surface de l'étoile en extension. Les caractéristiques de ce rayonnement suggèrent que c'est une supergéante rouge qui est à l'origine de la supernova.

Référence : « Supernova Shock Breakout from a Red Supergiant » par K. Schawinski, S. Justham, C. Wolf, P. Podsiadlowski, M. Sullivan, K.C. Steenbrugge, T. Bell, E.S. Walker, I. Hook de l'Université d'Oxford à Oxford, UK ; H-J. Röser du Max-Planck-Institut für Astronomie à Heidelberg, Allemagne ; P. Astier, C. Balland, J. Guy, D. Hardin, R. Pain, N. Regnault du CNRS et des Université Paris VI et Paris VII à Paris, France ; D. Balam, C. Pritchet de l'Université de Victoria à Victoria, BC, Canada ; R. Carlberg, A. Conley, D.A. Howell, K. Perrett de l'Université de Toronto à Toronto, ON, Canada ; D. Fouchez du CNRS et de l'Université d'Aix-Marseille II à Marseille, France ; S.K. Yi de l'Université Yonsei à Seoul, Corée du Sud.

http://news.nationalgeographic.com/news/2008/06/080612-supernova.html

http://fr.arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0803/0803.3596v2.pdf

http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/1160456

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Un nouveau minerai, le premier découvert à l'intérieur d'une particule d'une comète, a officiellement été nommé en l'honneur de l'astronome Donald Brownlee de l'Université de Washington.

Le minerai, un siliciure de manganèse nommé Brownleeite, a été découvert dans une particule de poussière interplanétaire, ou IDP (interplanetary dust particle), qui semble être originaire de la comète 26P/Grigg-Skjellerup. La comète a été découverte à l'origine en 1902 et réapparait tous les 5 ans. L'équipe qui a fait la découverte est conduite par Keiko Nakamura-Messenger, un scientifique spatial au JSC (Johnson Space Center) de la NASA à Houston.

"Quand j'ai vu ce minerai pour la première fois, j'ai immédiatement su que c'était quelque chose que personne n'avait vu avant", commente Nakamura-Messenger. " Mais cela a pris plusieurs mois pour obtenir des données concluantes parce que ces grains minéraux ont une taille de seulement 1/10.000ème de pouce.

Une nouvelle méthode de collectage d'IDPs a été proposée par Scott Messenger, un autre scientifique d'espace du Johnson. Il a prévu que la comète 26P/Grigg-Skjellerup était une source de grains de poussières qui pourraient être capturés dans la stratosphère de la Terre à un instant spécifique de l'année.

En réponse à sa prévision, la NASA a exécuté des collectages de poussières stratosphériques, utilisant un avion ER-2 à haute altitude piloté du Dryden Flight Research Center de la NASA à la base aérienne d'Edwards, Californie. Les avions ont collecté des particules de poussières interstellaires de ce jet particulier de comète en avril 2003. Le nouveau minerai a été trouvé dans une des particules. Pour déterminer l'origine du minerai et examiner d'autres matériaux de poussières, un puissant microscope électronique de nouvelle transmission a été installé en 2005 au Johnson Space Center.

« En raison de leur taille excessivement minuscule, nous avons dû utiliser des techniques de dernier cri de nano-analyse dans le microscope pour mesurer la composition chimique et la structure cristalline du nouveau minerai de Keiko, » commente Lindsay Keller (JSC), scientifique et un co-découvreur du nouveau minerai. « C'est un matériel fortement inhabituel qui n'a pas été prévu pour être un composant cométaire ou pour s'être formé par condensation dans la nébuleuse solaire. »

Depuis 1982, la NASA a collecté systématiquement la poussière cosmique et interplanétaire avec des aéronefs expérimentaux à haute altitude. Cependant, les sources de la plupart des particules de poussières sont difficiles à identifier en raison de leurs histoires complexes dans l'espace. La Terre accumule environ 40.000 tonnes de particules de poussière de l'espace tous les ans, provenant la plupart du temps de la désintégration de comètes et de collisions d'astéroïdes. Cette poussière est un sujet d'intérêt intense parce qu'elle est faite des blocs constitutifs originaux du Système solaire, des planètes, et de nos corps.

Le minerai était entouré par des couches multiples d'autres minerais qui ont été également rapportés seulement dans des roches extraterrestres. Il y a eu 4338 minerais identifiés par l'International Mineralogical Association, ou IMA. Cette trouvaille ajoute un minerai de plus à cette liste.

Le nouveau minerai accepté par l'IMA, Brownleeite, est nommé du nom de Donald E. Brownlee, professeur d'astronomie à l'Université de Washington, Seattle. Brownlee a fondé le champ de la recherche d'IDP. La compréhension du jeune Système solaire établi à partir des études d'IDP n'existerait pas sans ses efforts. Brownlee est également l'investigateur principal de la mission Stardust de la NASA.

http://uwnews.org/article.asp?articleID=42455

http://www.nasa.gov/home/hqnews/2008/jun/HQ_08143_comet_dust.html

http://rruff.info/ima/

http://www.ima-mineralogy.org/

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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 2008-L47 et MPEC 2008-L48.

La comète C/2008 H4 appartient au groupe de Meyer, tandis que les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2008 H4 (SOHO) Rainer Kracht

C/2008 H5 (SOHO) Hua Su

C/2008 H6 (SOHO) Hua Su

C/2008 H7 (SOHO) Eryk Banach

C/2008 H8 (SOHO) Maik Meyer

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L47.html (MPEC 2008-L47)

C/2008 J7 (SOHO) Hua Su

C/2008 J8 (SOHO) Jiangao Ruan

C/2008 J9 (SOHO) Michal Kusiak

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L48.html (MPEC 2008-L48)

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L'Union Astronomique Internationale s'est décidée sur le terme de "plutoïde" comme nom pour les planètes naines comme Pluton lors d'une rencontre de son Comité Exécutif à Oslo.

Presque deux ans après que l'Assemblée Générale de l'Union Astronomique Internationale (IAU) a introduit la catégorie de planètes naines, l'IAU, comme promis, s'est décidée pour un nom pour les planètes naines transneptuniennes similaires à Pluton. Le nom de "plutoïde" a été proposé par les membres du CSBN (Committee on Small Body Nomenclature) de l'IAU, accepté par le Conseil de la Division III, par le WGPSN (Working Group for Planetary System Nomenclature) de l'IAU et approuvé par le Comité Exécutif de l'IAU lors de sa réunion récente à Oslo, Norvège.

Les Plutoïdes sont les corps célestes en orbite autour du Soleil à une distance plus grande que celle de Neptune qui ont suffisamment de masse pour que leur propre gravité surmonte les forces de corps rigide de sorte qu'ils assument une forme hydrostatique d'équilibre (proche de la sphére), et qui n'ont pas dégagé le voisinage autour de leur orbite. Les deux connus et nommés plutoïdes sont Pluton et Eris. On s'attend à ce que plus de plutoïdes soient nommés avec la progression de la science et les nouvelles découvertes.

A gauche : Pluton, Charon, Nix et Hydra - Crédit : NASA, ESA, H. Weaver (JHU/APL), A. Stern (SwRI), and the HST Pluto Companion Search Team

A droite : Eris et Dysnomia - Crédit : NASA, ESA, and M. Brown (California Institute of Technology)

La planète naine Cérès n'est pas un plutoïde parce qu'elle est située dans la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter. La connaissance scientifique actuelle donne du crédit à la croyance que Cérès est le seul objet de son espèce. Par conséquent, une catégorie séparée de planètes naines comme Cérès ne sera pas proposée actuellement.

L'IAU a été responsable de la nomination des corps planétaires et leurs satellites depuis les début des années 1900. Le CSBN de l'IAU, qui a à l'origine proposé le terme de plutoïde, est responsable de la nomination des petits corps (excepté des satellites des planètes principales) dans le Système solaire. Le CSBN fonctionnera avec le WGPSN de l'IAU pour déterminer les noms de nouveaux plutoïdes pour s'assurer qu'aucune planète naine ne partage le nom d'un autre petit corps du Système solaire. Le WGPSN surveille l'attribution des noms pour les dispositifs de surface sur les corps dans le Système solaire. Ces deux comités ont précédemment travaillé ensemble pour accepter les noms de la planète naine Eris et son satellite Dysnomia.

A Oslo, les membres de l'IAU ont également discuté le moment inhérent à la nomination de nouveaux plutoïdes. Suivant les avis du Conseil de la Division III et les deux groupes de travail, il a été décidé que, pour les propositions de noms, n'importe quel corps du Système solaire ayant (a) un demi-axe plus grand que celui de Neptune, et (b) une magnitude absolue plus brillante que H = +1 sera considéré comme un plutoïde, et sera nommé par le WGPSN et le CSBN. Les noms proposés par les équipes de découverte seront pris en considération. Si les enquêtes postérieures montrent que l'objet n'est pas assez massif et ne remplit pas les conditions d'un plutoïde, il gardera son nom mais changera de catégorie.

En Anglais : plutoid

En Français, plutoïde

En Espagnol : plutoide

http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0804/

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Jim V. Scotti (LPL/Spacewatch II) a retrouvé le 09 Juin 2008 la comète P/1997 V1 (Larsen) avec le télescope Spacewath de Kitt Peak.

Les éléments orbitaux de la comète P/2008 L1 (Larsen) indiquent un passage au périhélie le 25 Août 2008 à la distance de 3,3 UA du Soleil, et une période de 10,9 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L45.html (MPEC 2008-L45)

La comète P/1997 V1 avait été découverte le 03 Novembre 1997 à la magnitude 17 par Jeff Larsen sur des images prises avec le télescope Spacewatch de 0,91 mètres de Kitt Peak.

Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2008 L1 (Larsen) a reçu la dénomination définitive de 200P/Larsen en tant que 200ème comète périodique numérotée.

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/0200P.html

A noter que les comètes SOHO, et bien que plusieurs ont été observées pour leur retour périodique, ne sont pas numérotées et conservent la dénomination attribuée lors de leur nouvelle découverte..

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Le télescope spatial Hubble capture la magnifique population étoilée de l'amas de galaxies de la Chevelure de Bérénice, une des plus denses collections connues de galaxies dans l'Univers.

L'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble a regardé une grande partie de l'amas, qui s'étale sur plusieurs millions d'années-lumière de large. L'amas entier contient des milliers de galaxies dans une forme sphérique plus de 20 millions d'années-lumière de diamètre. 

http://hubblesite.org/newscenter/archive/2008/24/image/a

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

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L'origine et l'importance du mélange radial des étoiles dans le disque galactique sont mal connues. Au rayon galactique solaire, les étoiles se déplacent essentiellement le long d'orbites circulaires autour de l'axe central de la Galaxie, mais elles peuvent s'écarter significativement de leur orbite d'origine, suite à différents processus dynamiques (bras spiraux en particulier). Deux articles récents d'un astronome de l'Observatoire de Paris mettent en évidence l'empreinte que laisse ce mélange radial sur la cinématique des étoiles au voisinage solaire et analysent quelques conséquences.

La première conséquence de la migration des étoiles concerne la transition entre le disque 'épais' et le disque 'mince'. Le disque épais est composé d'étoiles vieilles dont l'origine n'est pas bien connue. Elles pourraient s'être formées dans la Galaxie, ou être le résultat de l'accrétion d'une galaxie naine dans le passé lointain de la Voie Lactée (il y a plus de 8 à 10 milliards d'années). L'abondance en éléments 'alpha' en fonction de la métallicité des étoiles au voisinage du soleil (voir figure), montre qu'il existe un hiatus en métallicité entre les étoiles riches en métaux du disque épais (vers -0.2 dex) et celles pauvres en métaux du disque mince (à -0.8<[Fe/H]<-0.6). L'évolution chimique standard s'accorde mal de cette différence: comment expliquer que les étoiles du disque épais, (plus vieilles, donc formées à une époque où la metallicité était plus faible), soient 2 à 4 fois plus riches en métaux que des étoiles du disque mince? Par ailleurs, on sait qu'il existe, dans le disque galactique, un gradient de métallicité: les étoiles formées dans les régions internes et externes du disque galactique sont (en moyenne) respectivement plus et moins enrichies que les étoiles du voisinage solaire. Or, l'analyse des paramètres orbitaux des étoiles pauvres du disque mince montre qu'elles proviennent sans doute du disque externe.

Ainsi, la migration des étoiles dans le disque mince élargit significativement l'intervalle de métallicité des étoiles que l'on trouve au rayon galactique solaire (-0.8 à +0.6 dex), qui sinon serait beaucoup plus réduit (-0.2 à +0.2 dex). Si on ne tient compte que des étoiles qui se sont formées au rayon galactique solaire, la discontinuité apparente en métallicité entre les deux disques disparaît. Ce résultat suggère que le lien de parenté entre les deux disques pourrait être réel, et amener à conclure que les étoiles du disque épais se sont formées dans la Galaxie.

Une deuxième conséquence concerne la relation entre la métallicité des étoiles et la présence de planètes géantes. La plupart des planètes géantes sont découvertes autour d'étoiles riches en métaux. Le mélange radial implique que celles-ci proviennent donc du disque interne. Qu'observe-t'on dans le domaine de métallicité allant de -0.2 à -0.8 dex - là où les étoiles de la population du disque mince ont vraisemblablement migrées à partir du disque externe?

La très grande majorité (13 sur 14) des étoiles avec planète appartiennent soit au disque épais, soit sont intermédiaires entre le disque mince et le disque épais. Une seule a clairement son origine dans le disque externe. Ceci contredit la corrélation simple entre la présence de planète géante et la métallicité des étoiles. Si la métallicité est la seule responsable de la présence de planète, une proportion équivalente devraient se trouver sur des étoiles du disque mince et du disque épais à une même métallicité. Le mélange radial des étoiles permet d'envisager ce problème selon une nouvelle perspective. La question qui se pose alors est la suivante: comment se fait-il que les étoiles sur lesquelles on détecte le plus de planètes géantes viennent du disque interne, celles où on en détecte le moins du disque externe? En d'autres termes, y a t'il un paramètre, autre que la métallicité, dépendant de la distance au centre galactique, qui contrôle le taux de planète géante? La statistique évoquée ci-dessus est faible, et demande à être augmentée, mais la question est posée.

Note : la métallicité est une mesure de l'abondance des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium dans l'atmosphère des étoiles. Elle est exprimée relativement au Soleil. Les éléments alpha sont fabriqués dans les étoiles massives et ont une masse qui est un multiple entier de celle de l'hélium (particule alpha). Il s'agît ici de Ca, Mg, Si, Ti.

Références

Haywood, 2008, MNRAS sous presse,
Radial mixing and the transition between the thick and thin Galactic discs
http://arxiv.org/abs/0805.1822

Haywood 2008 A&A 482, 673,
A peculiarity of metal-poor stars with planets?
http://arxiv.org/abs/0804.2954

Source : Observatoire de Paris http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/jun08/mw.fr.shtml

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Quatre nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2008-L29.

Selon une suggestion de Rainer Kracht, la comète C/2008 G6 qui appartient au groupe de Kracht, est le retour de la comète C/2002 S11.

Les trois autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2008 G5 (SOHO) Masanori Uchina

C/2008 G6 (SOHO) Bo Zhou

C/2008 H2 (SOHO) Hua Su

C/2008 H3 (SOHO) Rob Matson

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L29.html (MPEC 2008-L29)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Sept nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-L26 et MPEC 2008-L27.

La comète C/2008 E7 appartient au groupe de Marsden, tandis que les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2008 D8 (SOHO) Bo Zhou

C/2008 D9 (SOHO) Bo Zhou

C/2008 E7 (SOHO) Hua Su

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L26.html (MPEC 2008-L26)

C/2008 E8 (SOHO) Hua Su

C/2008 E9 (SOHO) Bo Zhou

C/2008 G3 (SOHO) Hua Su

C/2008 G4 (SOHO) Michal Kusiak

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L27.html (MPEC 2008-L27)

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

L'observatoire de rayons gamma en orbite de l'ESA, Integral, a révélé une nouvelle population d'étoiles binaires exotiques et poussiéreuses qui pourrait représenter une brève période d'évolution dans la vie d'une étoile binaire. Les résultats mettent en évidence un vide dans notre connaissance de la formation et de l'évolution de tels systèmes d'étoiles binaires.

Depuis 2002, quand Integral a été lancé, l'observatoire avait examiné la galaxie, recherchant des sources de rayons X et de rayons gamma les plus puissants. Quinze de ses nouvelles découvertes ont semblé être des soi-disant binaires supergéantes de rayons X de masse élevée (HMXB, high-mass X-ray binaries). Ces systèmes binaires se composent d'une étoile à neutrons orbitant autour d'une étoile supergéante. Avant Integral, seules sept HMXBs supergéantes étaient connues.

L'étoile supergéante est au moins 20 fois plus grande que le Soleil, contient 30 masses solaires, avec une luminosité un million de fois plus grande et une température de 20 000 K. L'étoile à neutrons était elle-même autrefois une étoile massive , mais a atteint la fin de sa vie et s'est effondrée dans un reste stellaire minuscule de juste 15 kilomètres de diamètre.

Sylvain Chaty, Université de Paris Diderot et CEA Saclay France, et ses collègues ont utilisé Integral avec des satellites de rayons X et les télescopes de l'ESO pour viser les 15 nouvelles découvertes et pour confirmer que la plupart sont en effet des HMXBs supergéantes, certaines d'entre elles enveloppées par un cocon de gaz et de poussières.

«Elles sont si profondément enfouies que seul Integral a la sensibilité pour les voir,» note Chaty. Dans chaque cas, l'étoile à neutrons est en orbite dans l'atmosphère externe de son compagnon supergéant.

Ceci peut être un signe de ce que les astronomes appellent la phase d'enveloppe commune, une période de courte durée d'une existence d'étoile binaire qui est pensée durer pendant juste quelques milliers d'années. Si oui, cela donne aux astronomes une occasion unique d'étudier cet aspect d'évolution stellaire. Cela pose également un problème.

Ces couples célestes doivent avoir été autrefois deux étoiles supergéantes en orbite l'une autour de l'autre. Selon nos modèles d'ordinateur de la façon dont les étoiles se forment et évoluent, un tel couple supergéant devrait être plus rare que ce que montre Integral.

Les étoiles binaires de rayons X de masse élevée offrent un cliché de formation d'étoiles, mais différé d'environ 10 millions d'années. C'est parce que l'étoile à neutrons se forme environ 10 millions d'années après que le système original se soit formé, quand la plus massive des deux étoiles a vécu sa vie et s'est effondrée.

Par la suite, un tel système évoluera encore plus avec la mort de l'étoile supergéante restante. A ce moment, une paire d'étoile à neutrons, ou même une paire étoile à neutrons-trou noir, est formée. Comme ces restes stellaires minuscules satellisent une autre, les calculs montrent qu'ils devraient perdre de l'énergie et se développer ensemble en spirale. Au moment de la collision ils peuvent libérer un éclat géant de rayons gamma.

Une potentielle mission future de l'ESA, actuellement en cours de développement technologique, espère détecter des paires voisines d'étoile à neutrons. LISA (Laser Interferometer Space Antenna) les trouvera en repérant les vagues gravitationnelles qu'elles émettent pendant qu'elles se développent ensemble en spirale.

En attendant, Integral ne manque pas de travail pour rechercher plus de HMXBs supergéantes et étudier plus les connues.

http://www.esa.int/esaSC/SEMSWO1YUFF_index_0.html

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Une équipe de scientifiques dirigés à partir du Royaume-Uni a découvert que les changements rapides de l'anneau F de Saturne peuvent être attribués à de petites lunes causant des perturbations. Leurs résultats sont rapportés dans Nature (le 5 juin 2008).

L'anneau F de Saturne intéresse depuis longtemps les scientifiques car ses dispositifs changent sur des échelles de temps allant d'heures à des années et c'est probablement le seul endroit dans le Système solaire où les collisions à grande échelle se produisent quotidiennement. Comprendre ces processus aide les scientifiques à comprendre les premières étapes de la formation de planètes.

Le Prof. Karl Murray de Queen Mary, Université de Londres et membre de l'équipe de formation d'images de Cassini a conduit l'analyse. Il dit que «L'anneau F de Saturne est peut-être l'anneau le plus inhabituel et le plus dynamique dans le Système solaire ; il a de multiples structures avec des configurations changeantes sur une période allant d'heures à des années.»

L'équipe a utilisé des images recueillies par la mission NASA-ESA Cassini Huygens. Les images capturées par Cassini en 2006 et 2007 montrent la formation et l'évolution d'une série de structures (appelées "jets" dans le papier) qui sont le résultat de collisions entre de petites lunes voisines et le coeur de l'anneau F.

Un objet de ~5km découvert par Cassini en 2004 (appelé S/2004 S 6) est le meilleur candidat pour expliquer certains des plus grands jets vus dans les images.

Le professeur Murray ajoute «La recherche précédente a noté les dispositifs dans l'anneau F et a conclu que soit une autre lune de rayon d'environ 100km doit être présente et disperse les particules dans l'anneau, soit une petite lune beaucoup plus petite entrait en collision avec ses particules constitutives. Nous pouvons maintenant dire que la petite lune est l'explication le plus probable et même confirmer l'identité d'un coupable.»

L'anneau F et tous les objets voisins sont continuellement perturbés par des rencontres avec la lune accompagnatrice Prométhée et ceci permet à la signature gravitationnelle des objets inclus d'être détectée, même lorsque les objets eux-mêmes ne peuvent pas être vus.

Le Dr. Sébastien Charnoz de l'Université Paris 7/CEA Saclay est un co-auteur du papier. Il dit que «Les collisions à grande échelle se produisent dans l'anneau F de Saturne presque quotidiennement - faisant de lui un endroit unique pour étudier. Nous pouvons maintenant dire que ces collisions sont responsables des dispositifs changeants que nous observons là.»

Les images de Cassini montrent également de nouveaux dispositifs (appelés «éventails») qui résultent de l'effet de la gravité de petits satellites (~1km) orbitant près du coeur de l'anneau F.

Le professeur Keith Mason, cadre supérieur du STFC, qui finance la participation britannique dans Cassini-Huygens, a dit que «Cette mission incroyablement réussie nous a appris beaucoup sur le Système solaire et les processus en action dans celui-ci. Comprendre comment les petits objets se déplacent dans les anneaux de poussières autour de Saturne donne un aperçu des processus qui conduisent à la formation planétaire, où la proto-planète rassemble le matériel dans son orbite à travers un plan de poussières et sculpte de semblables sillons et voies.»

http://www.scitech.ac.uk/PMC/PRel/STFC/CassColl.aspx

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Sept nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2008-L18 et MPEC 2008-L19.

La comète C/2008 C9 semble n'appartenir à aucun groupe connu, la comète C/2008 D6 appartient au groupe de Meyer, tandis que les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2008 C6 (SOHO) Bo Zhou

C/2008 C7 (SOHO) Hua Su

C/2008 C8 (SOHO) John Sachs

C/2008 C9 (SOHO) Rainer Kracht

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L18.html (MPEC 2008-L18)

C/2008 D5 (SOHO) Hua Su

C/2008 D6 (SOHO) Tony Hoffman

C/2008 D7 (SOHO) Bo Zhou

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K08/K08L19.html (MPEC 2008-L19)

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En utilisant les images infrarouges du télescope spatial Spitzer, des scientifiques ont découvert que l'élégante structure spirale de la Voie lactée est dominée par juste deux bras s'enroulant à partir des extrêmités d'une barre centrale d'étoiles. Auparavant, notre galaxie était supposée posséder quatre bras principaux.

Comme les premiers explorateurs cartographiant les continents de notre globe, les astronomes se chargent de dresser la structure spirale de notre galaxie, la Voie lactée. Depuis les années 1950, les astronomes ont produit des cartes de la Voie lactée. Les premiers modèles étaient basés sur les orbservations par radio du gaz dans la galaxie, et suggéraient une structure spirale avec quatre bras principaux de formation d'étoiles, appelés La Règle (Norma), l'Ecu-Centaure (Scutum-Centaurus), Sagittaire (Sagittarius) et Persée (Perseus). En supplément aux bras, se trouvent des bandes de gaz et de poussières dans la partie centrale de la galaxie.

De grandes études du ciel en infrarouge dans les années 1990 ont conduit à des révisions importantes de ces modèles, dont la découverte d'une large barre d'étoiles dans le milieu de la Voie lactée. La lumière infrarouge peut pénétrer la poussière, aussi les télescopes conçus pour collecter la lumière infrarouge obtiennent une meilleure vue de notre centre galactique poussiéreux et surchargé. En 2005, Benjamin et ses collègues ont utilisé les détecteurs infrarouges du Spitzer pour obtenir des informations détaillées sur notre barre galactique, et ont trouvé qu'elle s'étend plus loin du centre de la galaxie qu'on le pensait auparavant.

L'équipe de scientifiques a maintenant une nouvelle image infrarouge par Spitzer d'une large bande de la Voie lactée, s'étirant sur 130 degrés à travers le ciel et un degré au-dessus et au-dessous du milieu du plan de la galaxie. Cette mosaïque étendue combine 800.000 clichés et inclut plus de 110 millions d'étoiles.

Benjamin a développé le logiciel qui compte les étoiles, mesurant les densités stellaires. Quand lui et ses équipiers ont compté les étoiles dans la direction du bras Ecu-Centaure, ils ont noté une augmentation de leurs nombres, comme il serait prévu pour un bras en spirale. Mais, quand ils ont regardé dans la direction où ils comptaient voir les bras du Sagittaire et de la Règle, il n'y avait aucun saut dans le nombre d'étoiles. Le quatrième bras, Persée, s'enroule autour de la partie externe de notre galaxie et ne peut pas être vu dans les nouvelles images de Spitzer.

Les résultats font état que la Voie lactée a deux bras importants en spirale, une structure commune pour des galaxies avec des barres.

Crédit : NASA/JPL-Caltech

Les deux bras principaux de la galaxie (Ecu de Sobieski et Persée) peuvent être rattachés aux extrêmités d'une épaisse barre centrale, tandis que les deux bras mineurs désormais retrogradés (La Règle et le Sagittaire) sont moins distincts et situés entre les bras principaux. Les bras principaux se composent d'une densité plus élévée de jeunes et vieilles étoiles; les bras mineurs sont essentiellement rempli de gaz et de poches d'activité de formation d'étoiles. La conception artistique présentée inclut également un nouveau bras spirale, appelé "Far-3 kiloparsec arm", découvert via une étude par radiotélescope du gaz dans la Voie lactée. Ce bras est plus court que les deux bras principaux et se tient le long de la barre de la galaxie. Notre Soleil se tient près d'un petit bras partiel appelé le bras d'Orion, ou embranchement d'Orion, situé entre les bras du Sagittaire et de Persée.

Crédit : NASA/JPL-Caltech/Univ. of Wisconsin

Plus de 444.580 frames du télescope spatial Spitzer ont été assemblées pour créer ce portrait de la formation déchaînée d'étoiles survenant à l'intérieur de la Voie lactée.

Crédit : NASA/JPL-Caltech/Univ. of Wisconsin

Plus de 800.000 clichés ont été assemblés pour créer un portrait infrarouge de poussières et d'étoiles qui rayonnent dans l'intérieur de la Voie lactée.

L'équipe de GLIMPSE (Galactic Legacy Infrared Mid-Plane Survey Extraordinaire) a utilisé la caméra infrarouge du télescope pour voir la lumière d'étoiles naissantes, des vieilles étoiles et les PHA (polycyclic aromatic hydrocarbons).

Un second groupe, l'équipe MIPSGAL (Multiband Imaging Photometer for Spitzer Galactic Plane Survey), a imagé la poussière dans l'intérieur de la galaxie avec le photomètre multibande de Spitzer.

Crédit : Universe Today

L'équipe d'imagerie du télescope spatial Spitzer a dévoilé la plus grande image haute résolution en infrarouge jamais prise de la Voie lactée. La photo s'étend sur 55 mètres, et couvre presque un mur entier du vaste hall où se déroule la 212ème réunion de l'American Astronomical Society à St. Louis (Missouri). L'image est composée de 800.000 clichés pris par Spitzer, accumulant 39.000 X 6.000 pixels, et montre un secteur du ciel de 120 degrés de longitude sur 2 degrés de latitude.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2008-10/release.shtml

http://www.astro.wisc.edu/sirtf/

http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/multimedia/20080603.html

http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/multimedia/20080603c.html

Gilbert Javaux - PGJ-Astronomie

Appelons-ça le cas des naines disparues.

Une équipe d'astronomes stellaires est engagé dans une interstellaire recherche sur la scène du crime. Ils ont deux suspects, des traces de coups et blessures, mais aucun cadavre.

La nébuleuse planétaire australe SuWt 2 est la scène du crime, à quelques 6500 années-lumière de la Terre en direction de la constellation du Centaure.

SuWt 2 se compose d'un brillant anneau de gaz presque de profil. De faibles lobes s'étendent perpendiculairement à l'anneau, donnant aux plus faibles parties de la nébuleuse une forme de sablier.

Ces ejecta rougeoyants sont suspectés d'avoir été activés par une étoile qui a brûlé et s'est effondrée en naine blanche. Mais la naine blanche n'est trouvée nulle part.

Le mystère s'est approfondi lorsque les chercheurs ont obtenu des observations en ultraviolet au début des années 1990 avec le satellite International Ultraviolet Explorer, comptant voir les signes d'une faible mais très chaude étoile. Mais aucun rayonnement ultraviolet n'a été détecté.

Au lieu de cela, deux individus suspects sont au centre de l'anneau nébulaire : une paire d'étoiles étroitement liées qui tourbillonnent l'une autour de l'une tous les cinq jours, dont ni l'une ni l'autre n'est une naine blanche. Ces étoiles sont plus chaudes que notre Soleil (leur classe spectrale est A) mais elles ne sont pas encore assez chaudes pour faire rougeoyer la nébuleuse. Seul un déluge de rayonnement ultraviolet, comme celui de la naine blanche absente, pourrait le faire.

L'étude est menée par Katrina Exter et Howard Bond (Space Telescope Science Institute, Baltimore, Md.) et une équipe de collègues britanniques et américains. Leur vaste photométrie et spectroscopie de la binaire montrent que les deux étoiles sont plus grandes que les étoiles de la séquence principale de leur masse. Ceci peut impliquer qu'elles ont commencé à évoluer pour devenir des géantes rouges. Les deux étoiles semblent également tourner plus lentement que prévu; elles devraient toujours présenter les mêmes faces l'une vers l'autre, mais elles ne le font pas.

Les astronomes suggèrent une explication simple des faits sur les lieux: les étoiles au centre de SuWt 2 sont nées comme une famille de trois, avec les étoiles A s'entourant étroitement l'une et l'autre et une plus massive étoile en orbite autour et plus loin. Cette place a permis à l'étoile massive d'évoluer pour devenir une géante rouge, laquelle a alors seule englouti les paires d'étoiles A. Piégée à l'intérieur de la géante rouge dans ce que les astronomes appellent une "enveloppe commune", la paire s'est développée en spirale, faisant tourner l'enveloppe plus rapidement. Par la suite, les couches externes de la géante rouge ont été éjectées dans le plan de l'orbite, produisant la nébuleuse de forme annulaire vue aujourd'hui. Les rotations exceptionnellement lentes des deux étoiles A peut avoir été une autre conséquence de leur victimisation par leur massive soeur.

Les observations au sol ont été obtenues avec les télescopes de l'Observatoire Inter-Américain de Cerro Tololo, au Chili; le NTT (New Technology Telescope) à l'ESO, au Chili ; le AAT (Anglo-Australian Telescope), en Australie ; et le SAAO (South African Astronomical Observatory).

Le rayonnement ultraviolet du noyau chaud exposé de la géante rouge aurait fait rougeoyer la nébuleuse. Si le noyau de la géante était d'une masse assez élevée, il se contracterait alors et se refroidirait rapidement pour une naine blanche faible, qui pourrait expliquer son invisibilité actuelle.

Leurs résultats ont été présentés aujourd'hui à la 212ème réunion de l'American Astronomical Society à St. Louis, Missouri. D'autres membres de l'équipe sont Keivan Stassun (Vanderbilt University, Tennessee), Pierre Maxted et Barry Smalley (Université de Keele, Royaume-Uni), et Don Pollacco (Queen's University, Royaume-Uni).

http://hubblesite.org/newscenter/archive/2008/21/image/a

Le Meilleur du télescope spatial Hubble

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Des astronomes ont utilisé les images ultra nettes obtenues avec le télescope Keck et le télescope spatial Hubble pour déterminer pour la première fois les masses de la classe la plus froide d'étoiles ratées, connues également sous le nom de naines brunes.

Avec des masses aussi légères que 3 pour cent la masse du Soleil, celles-ci sont les objets flottant librement de la plus faible masse jamais pesée en dehors du Système solaire. Les observations sont une étape importante pour tester les prévisions théoriques d'objets qui ne peuvent pas produire leur propre énergie interne, les naines brunes et les planètes gazeuses géantes.

L'équipe a mesuré les masses de deux naines brunes binaires. L'une, connue sous le nom de 2MASS 1534-2952AB, est composée de deux naines brunes "méthane", le type le plus froid de naine brune, qui est caractérisé par la présence de méthane dans leur atmosphère. C'est la première mesure de masse pour ce type de naine brune. L'équipe a trouvé que la masse totale de 2MASS 1534-2952AB est seulement de 6 pour cent de la masse du Soleil, et chaque naine brune dans le système a une masse d'environ 3 pour cent de la masse du Soleil (environ 30 fois la masse de Jupiter).

L'autre système binaire, HD 130948BC, est une paire de naines brunes "poussièreuses" légèrement plus chaude avec une masse totale de seulement 11 pour cent de la masse du Soleil et des masses individuelles d'environ 5,5 pour cent de celle du Soleil.

Les modèles théoriques prévoient la masse des naines brunes d'après leur production d'énergie et température. Mais quand l'équipe a comparé leurs mesures de masse aux prévisions théoriques, cela ne correspondait pas. Par exemple, la température de surface de 2MASS 1534-2952AB est beaucoup plus froide que prévu par les modèles théoriques, tandis que HD 130948BC est beaucoup plus chaude.

"Bien qu'il y ait accord général entre nos données et les prévisions, quelque chose n'est pas tout à fait exact avec les études théoriques des naines brunes, en déterminant leurs températures ou en prévoyant leur production d'énergie. Ou peut-être les deux," note le Dr Liu. "Ces résultats seront un défi pour les théoriciens, et nous sommes inspirés pour mesurer les masses de plus de naines brunes dans les années à venir pour mieux comprendre le problème."

Les deux binaires, situées dans les constellations de la Balance (Libra) et du Bouvier (Bootes), sont à environ 45-60 années-lumière de la Terre. Les deux composants de chaque binaire ont une séparation typique d'environ 2 Unités Astronomique, où 1 UA est la distance de la Terre au Soleil (soit environ 150 millions de kilomètres). Leurs périodes orbitales sont d'environ 10-15 ans.

http://www.hawaii.edu/cgi-bin/uhmnews?20080602092859

http://www.ifa.hawaii.edu/info/press-releases/Liu_AAS_June08/

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L'analyse de la lumière réfléchie sur la poussière interstellaire de l'explosion d'une supernova qui s'est produite il y a environ 300 ans, juste hier à l'échelle stellaire, a permis de résoudre quelques énigmes cruciales sur la violente destruction de l'étoile rapportent des chercheurs.

Olivier Krause et ses collègues ont observé un « écho de lumière » provenant de l'explosion de Cassiopée A, la plus jeune supernova connue au sein de la Voie lactée, notre galaxie, et ont déterminé pour la première fois le spectre optique de sa lumière. Cet « écho » offre une occasion unique d'étudier la mort d'une étoile massive et de tester des modèles théoriques.

Les chercheurs ont relevé un spectre de rayonnement dans l'infrarouge suggérant que Cassiopée A était une supernova de type IIb et qu'elle est née de l'effondrement d'une supergéante rouge.

Référence : « The Cassiopeia A Supernova Was of Type IIb » par O. Krause, S.M. Birkmann, M. Goto du Max-Planck-Institut für Astronomie à Heidelberg, Allemagne ; T. Usuda, T. Hattori de l'Observatoire Astronomique National du Japon à Hilo, HI ; G.H. Rieke, K.A. Misselt de l'Observatoire Steward à Tucson, AZ.

http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/sci;320/5880/1195

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