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Nouvelles du Ciel de Juillet 2005 |
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Nouvelles du Ciel de Juillet 2005 |
Nouvelle découverte d'un objet plus gros que Pluton : 2003 UB313
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Plus gros que Pluton !
Après l'annonce de la découverte par Jose-Luis Ortiz (Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC, Espagne) de l'énorme SKBO dénommé 2003 EL61, un nouvel objet encore plus important, 2003 UB313, a été découvert au-delà de Pluton.
Découvert le 21 Octobre 2003 avec le télescope Samuel Oschin du Mont Palomar par M. E. Brown, C. A. Trujillo, D. Rabinowitz, l'objet dénommé 2003 UB313 a été retrouvé sur des images prises par la même équipe les 09 Septembre et 04 et 05 Octobre 2004, mais également sur des clichés pris en Décembre 2000, Octobre 2001, Novembre 2002. L'objet a été retrouvé sur des plaques DSS au Siding Spring datant du 29 Septembre 1989.
Circulant à une distance de 37.808 UA au plus près du Soleil sur une orbite fortement inclinée d'environ 44°, il s'éloigne jusqu'à environ 97 UA de notre Soleil lors de son passage à l'aphélie. 2003 UB313 parcourt son orbite en 557 années.
Crédit : NASA/Caltech/M. Brown
Avec H -1.1, selon la formule d'estimation de taille, 2003 UB313 serait d'un diamètre compris entre 4.400 km et 9.900 km, si toutefois son albédo est compris entre 0.05 et 0.25.
Bien que les estimations de taille soient incertaines, la limite inférieure de cet objet est d'au moins la taille de Pluton et probablement un peu plus grand.
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Spitzer trouve des composants de la vie dans le jeune Univers
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En utilisant le télescope spatial Spitzer, des astronomes ont découvert des molécules organiques dans des galaxies éloignées de plus de 10 milliards d'années. Ceci signifie que ces molécules organiques, considérées comme étant des composantes de la vie, étaient présentes quand l'Univers avait seulement quelques milliard d'années. Ces grandes molécules, connues sous le nom d'hydrocarbures aromatiques polycycliques, sont composées de carbone et d'hydrogène. Ces molécules complexes sont très courantes sur Terre.
Les molécules, pénétrant dans des galaxies comme notre Voie lactée, jouent un rôle significatif dans la formation d'étoiles et de planètes.
Puisque la Terre est âgée d'environ 4,5 milliards d'années, ces matières organiques existaient dans l'Univers bien avant la formation de notre planète et de notre Système solaire, et pourraient même avoir été les graines de notre Système solaire.
Spitzer a trouvé les composés organiques dans des galaxies où l'intense formation d'étoiles avait eu lieu au cours d'une courte période de temps.
Spitzer est le premier télescope à voir ces molécules si loin dans le temps.
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2003 EL61 possède un satellite
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2003 EL61, l'objet nouvellement découvert dans la Ceinture Kuiper, est actuellement l'objet le plus brillant, après Pluton, dans cette région de l'espace. Circulant dans la région qui inclut Pluton et les grands planétoïdes Quaoar et Orcus, 2003 EL61 est typiquement un objet de la Ceinture Kuiper que les astronomes appellent un "Scattered Kuiper Belt Objects" (SKBO), un objet "dispersé" de la Ceinture Kuiper, parce que l'on pense qu'une rencontre rapprochée avec Neptune a gravitationnellement dispersé ces objets sur des orbites plus excentriques.
A. Bouchez, M. Brown (Caltech), R. Campbell, J. Chin, M. van Dam, S. Hartman, E. Johansson, R. Lafon, D. Le Mignant, P. Stomski, D. Summers, P. Wizinowich (Keck Observatory), C. Trujillo (Gemini Observatory), D. Rabinowitz (Yale University), ont rapporté la découverte d'un satellite orbitant autour de l'objet de la Ceinture de Kuiper K40506A récemment découvert, grâce aux observations faites sur 5 nuits entre le 26 Janvier et le 30 Juin 2005 avec le système LGSAO (Laser Guide Star Adaptive Optics) de l'Observatoire Keck. Le satellite orbite en 49.05±0.03 jours à une distance de 49100±400 km. L'équipe a découvert la lune le 28 janvier 2005.
En suivant l'orbite du satellite pendant environ 6 mois, l'équipe a pu déterminer la masse de 2003 EL61 et de sa lune. La masse est d'environ 32% de celle de Pluton, ce qui implique un diamètre de peut-être 70% de celui de Pluton, soit environ 1.500 km. Toutefois, si l'objet était composé de matières de densité élévée, il pourrait être plus petit, et au contraire, s'il était formé de matières de faible densité, son diamètre pourrait être plus important. Avec une estimation de taille d'environ 1.500 km, 2003 EL61 est plus grand que n'importe quel autre objet connu dans la Ceinture Kuiper, hormis Pluton. Il est aussi probablement plus grand que Sedna, Quaoar et Charon, le satellite de Pluton.
Le satellite semble être tout à fait petit, composant seulement peut-être 1 % de la masse du système. Ce satellite est le satellite connu le plus petit par rapport à l'objet principal dans la Ceinture Kuiper. Le satellite du Pluton, Charon, est d'environ 10 % de la masse de Pluton. D'autres objets de la Ceinture Kuiper avec des satellites ont plus grands satellites encore.
Le satellite est sur une orbite de longue période, tournant autour de 2003 EL61 en 49 jours. En comparaison, Charon orbite autour de Pluton en 6 jours. La période orbitale plus longue du satellite est une conséquence de l'orbite plus éloignée du satellite et de la masse inférieure de 2003 EL61.
L'annonce le 28 Juillet 2005 de la découverte sur des images prises en 2003 de l'objet 2003 EL61 par l'équipe du Nevada Sierra Telescopio a pris de court l'équipe composée de Mike Brown, Tchad Trujillo et David Rabinowitz qui s'apprêtait dès Septembre à rendre publique la découverte. L'équipe avait en effet pris le risque d'attendre les observations du télescope spatial Spitzer avant d'annoncer leur découverte de l'objet le 28 Décembre 2004 dans les données du 06 Mai 2004 recueillies avec le télescope Samuel Oschin à l'Observatoire de Palomar. Ironiquement, les observations du Spitzer ont été obtenues le 22 Juillet et sont en cours d'analyse pour déterminer la taille précise de l'objet.
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2003 EL61 pourrait être plus grand que Pluton
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C'est une grande découverte qui vient d'être faite !
Jose-Luis Ortiz (Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC, Espagne) a annoncé la découverte d'un objet circulant au-delà de Pluton sur une orbite inclinée de 28 degrés parcourue en 285 ans l'amenant à une distance voisine de 35.155 UA du Soleil lors du passage au périhélie et à environ 51 UA lorsqu'il est au plus loin du Soleil (l'aphélie).
L'objet dénommé 2003 EL61 a été trouvé en analysant des clichés du Sierra Nevada Observatory datant du 07, 09 et 10 Mars 2003, mais également sur des clichés d'Avril et Mai 2002 pris par NEAT (Palomar Mountain), d'Avril 1998 et Février 1999 du Haleakala-NEAT/GEODSS, ainsi que sur des plaques DSS de Palomar de Mars 1955, de Janvier et Avril 1991, de Mars 1994, de Février 1995 et de Mai 1996.
Selon la formule d'estimation de taille, 2003 EL61 serait d'un diamètre compris entre 2.210 km (avec un albédo de 0.25) et 4.940 km (avec un albédo de 0.05), et plus vraisemblablement de 2.850 km (avec un pouvoir réfléchissant moyen de 0.15).
2003 EL61 pourrait être en conséquence plus grand que Pluton (~2.320 km) !
A noter que C. A. Trujillo (Gemini Observatory), K. M. Barkume, M. Brown, E. L. Schaller (Caltech), D. L. Rabinowitz (Yale), ont annoncé la découverte du plus brillant objet de la Ceinture de Kuiper, une découverte qui doit être annoncée le 08 Septembre 2005 lors d'une conférence donnée dans le cadre de la réunion de la DPS (Division for Planetary Science) de l'American Astronomical Society qui se déroulera à Cambrigde (Angleterre). L'objet, provisoirement dénommé K40506A, et qui vraisemblablement est le même objet que celui annoncé aujourd'hui par Jose-Luis Ortiz, se trouve à une distance héliocentrique de 52 UA, avec une magnitude visuelle de 17.5, lui donnant une valeur H de 0,4. Par conséquent, K40506A est le KBO le plus lumineux en magnitude apparente et la planète mineure la plus brillante en magnitude absolue actuellement. Les spectres ont été obtenus avec les télescopes Gemini de 8 mètres et Keck de 10 mètres.
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Comètes SOHO : C/2005 M6, M7, M8, M9, M10, N6
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Six nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2005-O35.
C/2005 M6 (SOHO) (S. Hoenig) C/2005 M7 (SOHO) (X. Leprette) C/2005 M8 (SOHO) (R. Matson) C/2005 M9 (SOHO) (R. Matson) C/2005 M10 (SOHO) (K. Cernis) C/2005 N6 (SOHO) (T. Chen)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2005 M3 qui n'appartient à aucun groupe connu.
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Hubble indique l'étoile condamnée qui éclate en supernova
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Parmi le scintillement des milliards d'étoiles dans la majestueuse galaxie en spirale appelée Whirlpool (M51), une étoile massive finit brusquement sa vie dans un flash brillant de lumière.
Le télescope spatial Hubble a pris des images de l'étoile en explosion, la supernova (SN) 2005cs, 12 jours après sa découverte. Les astronomes ont alors comparé ces photos aux images de Hubble de la même région avant que la supernova explose pour indiquer exactement l'étoile parente, l'étoile qui a éclaté.
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De la glace dans un cratère au pôle nord de Mars
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Ces images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord du vaisseau spatial Mars Express, montrent une pièce de glace reposant au fond d'un cratère anonyme près du pôle arctique martien.
Les images ont été obtenues au cours de l'orbite 1343 avec une résolution au sol d'environ 15 mètres par pixel. Le cratère d'impact non-nommé est à Vastitas Borealis, une large plaine qui couvre les latitudes nords lointaines de Mars, à environ 70.5° Nord et 103° Est.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Le cratère est de 35 kilomètres de large et a une profondeur maximale d'approximativement 2 kilomètres au-dessous du bord du cratère. La pièce circulaire de matière brillante placée au centre du cratère est la glace résiduelle.
Comme la température et la pression ne sont pas assez élévés pour permettre la sublimation de la glace, cette pièce blanche est présente toute l'année.
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Nouvelle interdiction de vol pour la navette spatiale
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Les Directeurs de programme de la navette ont annoncé que le vaisseau spatial ne volera pas tant que la NASA n'aura pas compris pourquoi un grand morceau de mousse s'est détaché du réservoir externe de Discovery au cours du lancement. Le plus grand morceau de mousse, estimé à presque 90 centimètres de large, n'a cependant pas heurté la navette pendant son ascension. La mousse semblait provenir d'une rampe sur le réservoir externe conçue pour améliorer l'aérodynamique autour des câbles extérieurs.
Lors du lancement de Columbia il y a deux ans et demi, c'est également un morceau de mousse qui était tombé du réservoir externe endommageant un panneau principal du bord de l'aile, avec pour conséquence la destruction de la navette et la mort des sept membres de l'équipage lors de la rentrée dans l'atmosphère terrestre.
Les directeurs ne savent pas combien de temps cela prendra pour comprendre et résoudre le problème. La prochaine mission de navette, STS-121, avait été programmée pour un lancement en Septembre en supposant un vol réussi de Discovery.
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Le Directeur général de l'ESA félicite l'Administrateur de la NASA pour le succès du lancement de la Navette
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Communiqué de Presse de l'ESA N°37-2005
Après le lancement de la Navette Discovery, qui s'est déroulé avec succès aujourd'hui au Centre spatial Kennedy en Floride, Jean-Jacques Dordain, Directeur général de l'ESA, a déclaré : "La Navette spatiale a pris un nouveau départ. J'adresse mes félicitations à l'Administrateur et à l'ensemble du personnel et des contractants de la NASA qui ont contribué à ce succès. La Navette joue un rôle fondamental dans l'assemblage et la desserte de la Station spatiale internationale, à laquelle l'Europe participe aux côtés des Etats-Unis, de la Russie, du Japon et du Canada. L'accident de Columbia a été pour nous une tragédie, ce vol est pour nous un succès."
Discovery a décollé aujourd'hui à 16 h 39, heure française à destination de la Station spatiale internationale (ISS). Cette mission de 12 jours (STS-114) est la première depuis le tragique accident de Columbia du 1er février 2003.
Les ingénieurs de la NASA ont travaillé sans relâche afin de remédier à l'anomalie détectée le 13 juillet, avant le lancement, sur le circuit du capteur de niveau d'hydrogène liquide lors d'un contrôle de routine. La première tentative de lancement de Discovery avait alors dû être reportée.
Jean-Jacques Dordain a ajouté : "La Navette va nous permettre d'augmenter rapidement le potentiel scientifique de la Station spatiale internationale. Nous pouvons désormais envisager sur des bases solides, avec tous les partenaires de l'ISS, la poursuite de son assemblage et de son exploitation. Le prochain vol de la Navette enverra l'astronaute de l'ESA Thomas Reiter à bord de l'ISS pour une mission de longue durée, tandis que Christer Fuglesang lui succédera en 2006 pour une mission d'assemblage."
Dans le cadre de la mission STS-114, les sept astronautes de la Navette sont chargés de livrer plusieurs tonnes de fournitures à bord de l'ISS pour les besoins de l'équipage actuel Expedition 11, composé de Sergueï Krikalev et John Phillips. La charge utile pressurisée est transportée dans la soute de Discovery à bord d'un module logistique polyvalent (MPLM) fabriqué en Europe, dénommé Raffaello. Une fois arrivé à destination, le MPLM, développé par l'Agence spatiale italienne (ASI) pour la NASA, sera arrimé au noud de jonction Unity de l'ISS pour le transfert de sa charge utile. Il réintégrera ensuite la soute de la Navette.
Discovery doit s'arrimer à l'ISS le 28 juillet
à 13 h 16, heure française, et revenir sur Terre le
7 août à 11 h 54.
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Discovery s'envole
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Deux ans et demi après le drame de Columbia dans lequel sept astronautes ont perdu la vie, et après un report de treize jours en raison d'une défaillance technique de l'un des quatre capteurs qui mesurent le remplissage du réservoir d'hydrogène, la navette spatiale Discovery a décollé cet après-midi, à 14h39 UTC depuis Cap Canavenal en Floride pour une mission de douze jours auprès de la Station Spatiale Internationale (ISS).
L'équipage de la mission STS-114 se compose du commandant Eileen Collins, du pilote James Kelly, et des spécialistes de mission Charles Camarda, Wendy Lawrence, Soichi Noguchi, Steve Robinson, Andy Thomas.
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SMART-1 voit Hadley Rille près du site d'atterrissage d'Apollo 15
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Cette image, prise par l'instrument AMIE (Advanced Moon Micro-Imager Experiment) embarqué sur le vaisseau spatial SMART-1, montre Hadley Rille sur le bord sud-est de Mare Imbrium sur la Lune.
AMIE a obtenu cette image depuis une altitude d'environ 2 kilomètres. Elle couvre un secteur centré sur 25° Nord et 3° Est d'environ 100 km et montre la région autour de Hadley Rille.
La rainure (rille) sinueuse suit un cours généralement au nord-est vers le sommet de Mont Hadley, d'après lequel elle est nommée (la brillante caractéristique, en haut à droite). A l'est de cette rainure, au sud-ouest du Mont Hadley, est le Delta du Mont Hadley, un des plus grands des monts Appenins.
Les monts Appenins marquent le bord du bassin d'impact contenant la mer Imbrium, montant entre 1800 et 4500 mètres au-dessus de la mer. Ce sont les buttes brillantes dans la moitié inférieure de l'image.
La vallée entre ces deux sommets est assez bien connue parce que les astronautes David R. Scott et James B. Irwin se sont posé ici au cours de la mission Apollo 15 en 1971. Le site d'atterrisssage est près de la partie juste supérieure de la rainure (26.1° Nord et 3.9° Est) sur une plaine de la mer sombre appelée Palus Putredinis (le Marais de la Décrépitude).
La rainure commence à la déchirure courbée sur le côté gauche de cette image et est vue plus clair dans la vallée rectangulairee dans le centre de l'image. Elle fait plus de 120 kilomètres de long, 1500 mètres de large et plus de 300 mètres de profondeur par endroit.
La rainure s'est formée il y a presque il y a 3,3 milliards d'années. Par contre, les canaux de lave sur Hawaii sont habituellement de moins de 10 kilomètres de long et sont seulement de 50-100 mètres de largeur. Le cratère Hadley C à côté de la rainure est d'environ 5 kilomètres de diamètre.
Les rainures sinueuses sont probablement les plus reconnaissables des petites caractéristiques volcaniques sur la Lune. Plusieurs ressemblent à des vallées fluviales sur la Terre. Cependant, les rainures lunaires s'écoule d'habitude des petites structures de fosse.
Les rainures marquent des canaux de lave ou des tubes effondrés de lave qui se sont formés pendant le volcanisme de mer. En effet, les échantillons lunaires indiquent que la Lune était toujours sèche, confirmant ainsi l'origine volcanique de la rainure.
Des canaux de lave semblables et des tubes se trouvent à Hawaii, mais ceux-ci sont tous beaucoup plus petits que ceux trouvés sur la Lune, indiquant que la gravité lunaire très basse a une forte influence sur les processus morphologiques.
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Possible extension de mission pour Deep Impact
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L'Agence Spatiale Américaine (NASA) envisage la possibilité de prolonger la mission Deep Impact.
Après le succès de la mission initiale qui consistait à envoyer un impacteur de 370 kg à la surface de la comète 9P/Tempel 1 pour y creuser un cratère et observer les effets de l'impact, la NASA a donné son feu vert aux scientifiques du laboratoire de Pasadena pour rapprocher la sonde Deep Impact de l'orbite terrestre dans la perspective d'une extension de mission, la sonde n'ayant subit aucune dommage lors de sa rencontre à haut risque avec la comète Tempel 1 à plus de 133 milions de km de la Terre.
Deep Impact devrait allumer ses moteurs pour modifier sa course, ce qui permettrait un retour de la sonde vers la Terre en 2008. Après une mise en veille des moteurs afin de conserver de l'énergie, la sonde pourrait effectuer une seconde mission qui consisterait à étudier en détail la comète 85P/Boethin.
Cette petite comète, découverte par le Révérend Leo Boethin en Janvier 1975, orbite autour du Soleil en environ 11 ans. Son retour suivant a eu lieu en Janvier 1986, mais le dernier passage au périhélie, prévu en Avril 1997 n'a pas été observé. La comète 85P/Boethin devrait s'approcher de la Terre et du Soleil une nouvelle fois en Décembre 2008.
Cette étude supplémentaire pourrait apporter de nouvelles données sur la composition des comètes, qui sont nées il y a environ 4,5 milliards d'années, ainsi que de précieuses indications sur la formation du Système solaire.
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Les bras invisibles de la galaxie voisine
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Une nouvelle image de Galex (Galaxy Evolution Explorer) montre qu'une galaxie que l'on pensait être plutôt simple et vieille est dotée en réalité d'un jeu magnifique de jeunes bras en spirale.
La galaxie peu commune, appelée NGC 4625, est une trouvaille remarquable parce qu'elle est relativement voisine. Jusqu'à présent, les astronomes avaient pensé que cette sorte de lueur jeune dans des galaxies était une chose du passé.
"Cette galaxie est une étonnante surprise," commente le docteur Armando Gil de Paz (Carnegie Observatories, Pasadena, Calif.), auteur principal d'un article apparaissant dans l'édition de Juillet de Astrophysical Journal Letters.
L'image offre à ce jour aux astronomes leur meilleur regard sur ce à quoi notre galaxie de la Voie lactée pourrait avoir ressemblée à une époque précédente.
"Nous ne comprenons pas entièrement comment les étoiles ont été créées dans notre galaxie," note le docteur Barry Madore (Carnegie Observatories), coauteur du nouvel article. "Cette galaxie voisine représente une de nos histoires possibles, dans laquelle des étoiles se sont d'abord développées dans le coeur de la galaxie et ensuite plus tard dans les bras."
Les images précédentes en lumière visible de NGC 4625 montraient seulement une boule ovale de lumière, avec des allusions très faibles à un halo de bras en spirale. Ces bras ont été finalement révélés aux yeux ultraviolets de Galex. Leur éclat intense indique que les bras regorgent d'étoiles chaudes nées récemment, qui brillent principalement en lumière ultraviolet.
"Les étoiles dans les bras ont environ un milliard d'années, tandis que les étoiles dans le corps sont environ dix fois plus vieilles," selon Gil de Paz.
Les bras en spirale de NGC 4625 sont très longs, se prolongeant jusqu'à quatre fois au-delà de la taille du noyau de la galaxie. Ils représentent le plus grand disque galactique ultraviolet découvert jusqu'ici.
Egalement d'un intérêt dans la nouvelle image de Galex est une galaxie compagnon voisine, laquelle semble très semblable à NGC 4625, mais n'a aucun bras. Comment ce duo galactique pourrait-il s'être avéré tellement différemment ? Les astronomes ne savent pas, mais quelques théories soutiennent que la présence de la galaxie dépourvue de bras était requise pour que NGC 4625 en cultive un jeu.
"Nous savons que les interactions entre des galaxies peuvent stimuler la création d'étoiles, mais il n'est pas clair pourquoi seulement une galaxie a terminé des bras," note le docteur Chris Martin du Caltech (California Institute of Technology, Pasadena, Californie), principal chercheur pour Galex.
Les études précédentes de la distribution de gaz autour des deux galaxies indiquent que NGC 4625 pourrait s'être développée dans un environnement dynamiquement plus stable, tandis que la galaxie sans armes a grandi dans un arrangement plus chaotique et plus turbulent.
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Comètes SOHO : C/2005 L14, L15, M2, M3, M4, M5
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Six nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2005-O26.
C/2005 L14 (SOHO) (T. Hoffman) C/2005 L15 (SOHO) (X. Leprette) C/2005 M2 (SOHO) (K. Battams) C/2005 M3 (SOHO) (H. Su) C/2005 M4 (SOHO) (T. Hoffman) C/2005 M5 (SOHO) (J. Zhang)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2005 M3 qui n'appartient à aucun groupe connu.
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Les météorites martiennes indiquent que Mars a été froide pendant des milliards d'années
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Deux chercheurs, le Professeur adjoint au MIT (Massachusetts Institute of Technology) Benjamin Weiss et l'étudiant au Caltech (California Institute of Technology) David Shuster, ont annoncé que leurs études de météorites martiennes indiquent que les températures dans certaines régions de Mars sont restées proches de zéro Celsius plusieurs milliards d'années.
Leur travail est une nouvelle approche pour extraire des informations sur le passé climatique de Mars par l'étude de météorites martiennes. Les résultats, publiés dans l'édition du 22 Juillet de la revue Science, suggèrent que pendant les derniers quatre milliards d'années, Mars n'a jamais été suffisamment chaude pour permettre à l'eau liquide de couler à sa surface pendant une période prolongée. Mars n'a donc probablement jamais eu un environnement hospitalier pour l'évolution de la vie, à moins que la vie ait commencé à se développer au cours du premier demi milliard d'années de son existence, lorsque la planète était probablement plus chaude.
Le travail implique deux des sept météorites "nakhlite" connues (nommées d'après El Nakhla, en Egypte, où on a découvert en premier une telle météorite) et la célèbre météorite ALH84001 dont certains scientifiques pensent qu'elle montre des preuves d'activité microbienne martienne. En utilisant des techniques géochimiques, Shuster et Weiss ont reconstruit "une histoire thermique" pour chacune des météorites pour évaluer les températures moyennes maximales à long terme auxquelles elles ont été soumises.
Une analyse de la teneur en argon, un gaz inerte sensible à la température, de ces météorites montre que celles-ci n'ont pas été soumises à une température supérieure à zéro degré depuis leur cristallisation, deux à quatre milliards d'années plus tôt.
Ces découvertes vont à l'encontre des hypothèses avancées par de nombreux scientifiques selon lesquelles l'eau aurait coulé pendant de longues périodes sur Mars, ce que semblent confirmer les nombreux indices révélés par les missions Mars Express, Mars Global Surveyor et Mars Exploration Rover au cours de ces dernières années. De nombreux planétologues pensent que Mars aurait été suffisamment chaude dans le passé pour avoir de l'eau liquide à sa surface et éventuellement développer des formes de vie.
"Les résultats de nos recherches ne signifient pas qu'il n'y a pas eu de poches d'eau chaude venant de l'intérieur du sol martien pendant de longues périodes, mais suggère au lieu de cela qu'il n'y a pas eu de grands secteurs d'eau pendant quatre milliards d'années", souligne David Shuster.
"Nos résultats semblent impliquer que les caractéristiques superficielles indiquant la présence et le flux d'eau liquide se sont formées sur de relativement courtes périodes" dit Shuster.
Sur une note positive pour l'astrobiologie, cependant,
Weiss dit que la nouvelle étude ne fait rien pour réfuter
la théorie de "panspermia", qui tient à
ce que la vie puisse sauter d'une planète à une autre
par les météorites. Alors au Caltech comme étudiant
de troisième cycle il y a plusieurs années, Weiss
et son professeur superviseur, Joseph Kirschvink, ont montré
que les microbes pourraient en effet avoir voyagé de Mars
à la Terre dans les minces fractures d'ALH84001 sans être
détruits par la chaleur. En particulier, le fait que les
nakhlites n'ont jamais été chauffées au-dessus
d'environ 90 degrés Celsius signifie qu'elles n'ont pas été
stérilisées par la chaleur pendant l'éjection
de Mars et le transfert vers la Terre.
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Le disque de poussières pourrait abriter une jeune Terre
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Une étoile relativement jeune située à environ 300 années-lumière améliore considérablement notre compréhension sur la formation de planètes semblables à la Terre.
L'étoile, BD +20 307, est enveloppée par l'environnement le plus poussiéreux jamais vu aussi près d'une étoile semblable au Soleil bien après sa formation. On croit que la poussière chaude provient de collisions récentes de corps rocheux à une distance de l'étoile comparable à celle de la Terre au Soleil. Les résultats étaient basés sur les observations faites aux observatoires Gemini et W.M. Keck, et ont été publiés dans l'édition du 21 juillet du journal scientifique britannique Nature.
Cette découverte confirme l'idée que de comparables collisions de corps rocheux se sont produites tôt dans la formation de notre Système solaire il y a environ 4.5 milliards d'années. De plus, ce travail pourrait conduire à plus de découvertes de cette sorte qui indiqueraient que les planètes rocheuses et les lunes de notre Système solaire intérieur ne sont pas aussi rares que les astronomes le suspectent.
"Nous avons eu de la chance. Cet ensemble d'observations ressemble à la découverte de la proverbiale aiguille dans le meule de foin" commente Inseok Song, l'astronome de l'Observatoire Gemini qui a dirigé l'équipe de recherche. "La poussière que nous avons détectée est exactement ce que nous attendrions de collisions d'astéroïdes rocheux ou d'objets de la taille d'une planète et trouver cette poussière si près d'une étoile comme notre Soleil frappe de manière significative. Toutefois, je ne peux pas m'empêcher de penser que les astronomes trouveront maintenant plus d'étoiles moyennes où des collisions comme celles-ci se sont produites."
Pendant des années, les astronomes ont patiemment étudié des centaines de milliers d'étoiles dans l'espoir d'en trouver une avec une signature infrarouge de poussières (les caractéristiques de la lumière des étoiles absorbée, réchauffée et réémise par la poussière) aussi forte que celle-ci à une distance Terre-Soleil de l'étoile. "La quantité de poussières chaudes près de BD+20 307 est si unique que je ne serais pas étonné si c'était le résultat d'une collision massive entre des objets de la taille d'une planète, par exemple, une collision comme celle qui aurait formé la Lune de la Terre, comme le pensent de nombreux scientifiques", note Benjamin Zuckerman, professeur de physique et d'astronomie à l'UCLA, membre de l'Institut d'Astrobiologie de la NASA et co-auteur de l'article. L'équipe de recherche inclut également Eric Becklin de l'UCLA et Alycia Weinberger autrefois à l'UCLA et maintenant à l'Institution Carnegie.
BD +20 307 est légèrement plus massive que notre Soleil et se trouve dans la constellation du Bélier (Aries). Le grand disque de poussières qui entoure l'étoile était bien connu depuis que les astronomes ont détecté un excès de radiation infrarouge avec IRAS (Infrared Astronomical Satellite) en 1983. Les observations de Gemini et Keck fournissent une forte corrélation entre les émissions observées et les particules de poussières de la taille et des températures attendues par la collision de deux corps rocheux, ou plus, près d'une étoile.
Parce que l'étoile est estimée avoir environ 300 millions d'années, de grandes planètes qui pourraient orbiter autour de BD +20 307 devraient s'être déjà formées. Cependant, la dynamique des restes rocheux du processus de formation planétaire pourrait être dictée par les planètes dans le système, comme Jupiter l'a fait dans notre Système solaire au début. Les collisions responsables de la poussière observée doivent s'être produites entre des corps au moins aussi grands que le plus grand astéroïde présent aujourd'hui dans notre Système solaire (environ 300 kilomètres de large). "Indépendamment de la collision massive survenue, il a réussi à pulvériser totalement la plupart des roches," note la membre de l'équipe Alycia Weinberger.
Étant donné les propriétés de cette poussière, l'équipe estime que les collisions ne peuvent pas s'être produites il y a plus de 1.000 ans environ. Une histoire plus longue donnerait à la poussière fine (environ de la taille des particules de la fumée de cigarette) assez de temps pour être entraînée dans l'étoile centrale.
L'environnement poussiéreux autour de BD +20 307 est pensé pour être tout à fait semblable, mais beaucoup plus ténu que ce qui reste de la formation de notre Système solaire. "Ce qui est si étonnant est que la quantité de poussières autour de cette étoile est environ un million de fois plus grande que la poussière autour du Soleil," note le membre d'équipe de l'UCLA Eric Becklin. Dans notre Système solaire la poussière restante disperse la lumière du Soleil pour créer un rougeoiement extrêmement faible appelé la lumière zodiacale. On peut voir celle-ci dans des conditions idéales à l'oeil nu pendant quelques heures après le crépuscule du soir ou avant celui du matin.
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La plus grosse Pleine Lune de l'année 2005
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C'est la Pleine Lune ! Une Pleine Lune un peu différente des autres, car il s'agit de la plus grosse Pleine Lune de l'année 2005. L'astre sélène nous apparaît avec un diamètre de 33,4 minutes d'arc. La phase de Pleine Lune intervient le 21 Juillet à 11h01 TU, elle se trouve alors à une distance de 357.319 km.
En raison de la faible hauteur de l'écliptique en cette période de l'année, la Lune reste assez basse sur l'horizon pour les observateurs de l'hémisphère nord, et garde une bonne partie de la nuit une teinte légèrement jaune en fonction de la transparence de notre atmosphère. Le lever de Lune, notamment, devrait être spectaculaire en nous gratifiant d'une belle grosse Lune parée d'une belle teinte orange-rouge.
Le mois prochain, plus précisément le 19 Août à 17h54 TU, si la Pleine Lune présentera un diamètre apparent équivalent, l'astre sera un peu plus éloigné, à une distance de 357.669 km.
La distance nous séparant de notre satellite naturel varie tout au long de l'année, la Lune circulant autour de la Terre sur une orbite elliptique. Située à une distance moyenne de 384.400 km de la Terre, sa distance varie entre 356 410 km (diamètre apparent de 33,5') au moment où elle s'approche au plus près de la Terre (périgée), et 406 740 km (diamètre apparent de 29,3') lorsqu'elle se trouve au plus loin de notre planète (apogée).
Les dates des Phases de la Lune entre -4000 et +2500
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L'occultation rare d'une étoile par Charon
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Des astronomes ont récemment réussi à observer la lune minuscule de Pluton, Charon, masquant une étoile dénommée C313.2. Un tel événement avait été vu auparavant seulement une fois dans le passé, par un unique télescope il y a 25 ans, et pas aussi nettement.
Les scientifiques du MIT (Cambridge, Mass.) et du Williams College (Williamstown, Mass.) l'ont aperçu avec quatre télescopes au Chili dans la nuit du 10 au 11 Juillet.
En plus de l'estimation si Charon possède une atmosphère, l'équipe s'attend à obtenir une valeur nouvelle et précise du rayon de Charon et à déterminer sa forme.
Les données et les résultats de la récente observation seront présentés à la réunion 2005 de la Division des Sciences Planétaires de la Société Astronomique Américaine qui se déroulera à Cambridge (Angleterre) en Septembre.
Le chef d'équipe du MIT, James L. Elliot, a dirigé le groupe au Clay Telescope à l'Observatoire de Las Campanas (Chili).
Avec le miroir de 6,5 mètres du Clay Telescope, les chercheurs ont été capable d'observer des changements à chaque seconde tout au long de l'événement, qui a duré moins d'une minute. Tandis que leurs caméras sensibles enregistraient les données, la lumière de la faible étoile a diminué et, quelques secondes plus tard, a augmenté. Cette sorte de disparition d'un corps céleste derrière un autre plus près, apparemment plus grand est connu sous le nom d'occultation.
Simplement à partir de la diminution et de l'augmentation de luminosité, le consortium MIT-Williams recherchera les signes d'une atmosphère autour de Charon. Elle a une très petite masse, a si peu de gravité pour maintenir une atmosphère, mais elle est si froide (étant à environ 40 fois plus loin du Soleil que la Terre, et ainsi à milliards de km de distance) que du gaz pourrait être maintenu en place par la petite quantité de gravité de Charon. Le groupe avait précédemment examiné l'atmosphère de Pluton et avait trouvé un mince réchauffement global. Ils avaient auparavant trouvé un similaire réchauffement de l'atmosphère de Triton, la lune de Neptune, qui est analogue à Pluton.
D'autres télescopes répartis au Chili utilisés par le consortium MIT-Williams comprenaient le télescope de 8 mètres South Gemini sur Cerro Pachon, le DuPont Telescope de 2.5 mètres de l'Observatoire de Las Campanas et le télescope de 0.8 mètre du Cerro Armazones Observatory of Chili de l'Université Catholique du Nord près de Cerro Paranal.
L'équipe a recherché une distribution de télescopes le long de la ligne nord-sud du Chili puisque les prédictions de la zone d'occultation étaient incertaines sur plusieurs centaines de kilomètres. Puisque l'étoile qui était cachée était si éloignée, l'ombre projetée avait la même taille que Charon, environ 1.200 Km de diamètre. Pour voir l'événement, l'étoile éloignée, Charon et les télescopes au Chili devaient être parfaitement alignés. Tous ces télescopes ont eu du beau temps et ont observé avec succès l'occultation.
Jay Pasachoff, dirigeant l'équipe du Williams College et professeur au Département d'Astronomie, était au télescope de 0,6 mètres de l'Observatoire National Brésilien (Pico dos Dias, au nord-est de São Paulo), en compagnie du scientifique Steven Souza, et rejoint par le professeur Marcelo Emilio (Ponta Grossa State University, Brésil) et l'étudiante Caroline Czelusniak en préparation de licence. Toutefois, les nuages ont déjoué leur observation.
Des équipes de l'Observatoire de Paris-Meudon et du Southwest Research Institute (Boulder, Colorado), ont également observé l'occultation.
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Chandra trouve le maillon à l'origine des pulsars millisecondes
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L'objet cosmique particulier connu sous le nom de 47 Tuc W est un système double d'étoiles se composant d'une étoile normale et d'une étoile à neutrons qui fait une rotation complète en 2,35 millisecondes.
Les nouvelles observations de Chandra apportent la meilleure information à ce jour sur les raisons qui font que de telles étoiles à neutrons, appelées des pulsars millisecondes, tournent si vite. La clef est l'emplacement, dans ce cas l'espace bondé de l'amas globulaire d'étoiles 47 Tucanae, où les étoiles sont séparées de moins d'un dixième d'année-lumière. Presque deux douzaines de pulsars millisecondes sont localisés ici. Ce grand échantillon est une mine d'or pour les astronomes cherchant à tester des théories pour l'origine des pulsars millisecondes et augmente les chances qu'ils ont de trouver un objet transitoire critique tel que 47 Tuc W.
47 Tuc W sort du lot parce qu'il produit plus de rayons X de haute énergie que les autres. Cette anomalie indique une origine différente des rayons X, à savoir une onde de choc en raison d'une collision entre la matière s'écoulant d'une étoile compagnon et des particules courant loin du pulsar à presque la vitesse de la lumière. Des variations régulières dans la lumière optique et les rayons X correspondant à la période orbitale des étoiles soutiennent cette interprétation.
Une équipe d'astronomes du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Cambridge, MA) a montré que la signature de rayons X et la variabilité de la lumière de 47 Tuc W sont presque identiques à celles observées d'une source binaire de rayons X connue sous le nom de J1808. Ils suggèrent que ces ressemblances entre un pulsar milliseconde connu et un binaire de rayons X connu fournissent la liaison cherchée depuis longtemps entre ces types d'objets.
En théorie, le premier pas vers la production d'un pulsar milliseconde est la formation d'une étoile à neutrons quand une étoile massive mène à une supernova. Si l'étoile à neutrons est dans un amas globulaire, elle exécutera une danse irrégulière autour du centre de l'amas, prenant une étoile compagnon qu'elle peut échanger plus tard pour une autre.
Comme sur une piste de danse bondée, le surpeuplement dans un amas globulaire peut provoquer que l'étoile à neutrons se déplace tout près de son compagnon, ou change de partenaires pour former une paire encore plus serrée. Quand l'union devient assez proche, l'étoile à neutrons commence à retirer brusquement la matière de son associé. Comme la matière tombe sur l'étoile à neutrons, il se dégage des rayons X. Un système de rayons X a été formé et l'étoile à neutrons a fait le deuxième pas crucial vers le devenir d'un pulsar milliseconde.
Il est probable que l'étoile compagnon dans 47 Tuc W, une étoile normale avec une masse plus grande qu'environ un huitième de celle du Soleil, est un nouveau partenaire, plutôt que le compagnon qui accélère le pulsar. Le nouvel associé, acquis assez récemment dans un échange qui a éjecté le compagnon précédent, essaye de se déverser sur le pulsar déjà tourné vers le haut, créant l'onde de choc observée. Au contraire, le binaire de rayons X J1808 n'est pas dans un amas globulaire et se contente très probablement de son compagnon original, qui a été réduit à une taille de naine brune avec une masse de moins de 5 % de celle du Soleil.
La plupart des astronomes acceptent le scénario du binaire accéléré pour la création de pulsars milliseconde parce qu'ils ont observé des étoiles à neutrons accélérant dans des systèmes binaires de rayons X et presque tous les pulsars millisecondes radio sont observés pour être dans des systèmes binaires. Jusqu'à présent, la preuve définitive manquait, parce que l'on connaît très peu d'objets transitoires entre la seconde étape et l'étape finale.
C'est pourquoi 47 Tuc W est chaud. Il relie un pulsar milliseconde avec de nombreuses propriétés d'un binaire de rayons X, à J1808, un binaire de rayons X qui se comporte de nombreuses manières comme un pulsar milliseconde, fournissant ainsi un fort enchaînement de preuves pour confirmer la théorie.
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Nicholson Crater
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Ces images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord du vaisseau spatial Mars Express, montrent le cratère Nicholson, situé au nord-est d'Amazonis Planitia sur Mars.
Les images ont été obtenues au cours de l'orbite 1104 avec une résolution au sol d'environ 15.3 mètres par pixel. Les scènes montrent la région autour du cratère Nicholson, à approximativement 0.0° Sud et 195.5° Est.
Nicholson Crater, mesurant approximativement 100 kilomètres de large, est placé au bord sud d'Amazonis Planitia, au nord-ouest d'une région appelée Medusae Fossae.
Au centre de ce cratère se trouve un dispositif surélevé, d'environ 55 km de long et de 37 km de large, qui s'étend à une hauteur maximale d'à peu près 3.5 km au-dessus du plancher du cratère.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
A ce jour, il est encore mal défini comment ce dispositif central s'est formé et quel genre de processus a conduit à sa formation. On pense que le reste de la colline pourrait se composer de matières du sous-sol ou a été construit en raison du dépôt atmosphérique.
Le grand dispositif au centre de cette colline est le sommet central du cratère, qui se forme lorsque la matière superficielle rebondit après avoir été comprimée pendant la formation d'un cratère d'impact.
Cependant, il est clair que ce dispositif a été fortement sculpté après sa création, par l'action du vent ou même de l'eau.
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Comètes SOHO : C/2005 L7, L8, L9, L10, L11, L12, L13
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Sept nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2005-N75 et MPEC 2005-N76.
C/2005 L7 (SOHO) (T. Hoffman) C/2005 L8 (SOHO) (H. Su) C/2005 L9 (SOHO) (B. Zhou) C/2005 L10(SOHO) (K. Cernis)
C/2005 L11 (SOHO) (B. Zhou) C/2005 L12 (SOHO) (T. Hoffman) C/2005 L13 (SOHO) (H. Su)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
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La comète Tempel 1 est retournée dormir
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Dix jours après le plongeon d'une partie du vaisseau spatial Deep Impact sur la comète Tempel 1 dans le but de créer un cratère et d'exposer la matière primitive d'au-dessous de la surface, les astronomes ont rassemblé une grande quantité de données inestimables sur cette comète.
Les astronomes ont maintenant commencé le long processus de réduction des données et l'analyse. Étant tous ensemble dans un même endroit et en contact proche avec l'équipe scientifique de la mission spatiale, ils essayeront d'assembler une image claire de la comète et de l'impact.
Les observations de l'ESO faisaient partie d'une campagne mondiale pour observer cette expérience unique. Pendant la campagne, l'ESO était connecté par téléphone, email et visioconférence avec des collègues dans tous les principaux observatoires dans le monde entier et les données ont été librement échangées entre les différents groupes. Cet esprit de collaboration unique a fournit aux astronomes des données prises en continue pendant plusieurs jours et cela, avec la plus grande variété d'instruments, faisant de la campagne d'observation Deep Impact un des plus beau succès de la sorte et ainsi, garantissant de plus grands résultats scientifiques.
De l'analyse actuelle, il apparaît plus probable que l'impacteur n'a pas créé de nouvelle grande zone d'activité et peut avoir échoué à libérer une grande quantité de matière primitive d'au-dessous de la surface.
Les images obtenues au VLT montrent qu'après l'impact, la morphologie de la comète Tempel 1 avait changé, avec l'apparition d'une nouvelle structure de panache, produite par la matière éjectée à la vitesse d'environ 700 à 1000 km/h. Cette structure, cependant, répandue au loin dans les jours suivants, était de plus en plus dilué et moins visible, la comète prenant de nouveau l'apparance qu'elle avait avant l'impact. De nouvelles images obtenues avec, parmi d'autres, l'instrument d'optique adaptative NACO sur le VLT (Very Large Telescope), ont montré les mêmes jets qui étaient visibles avant l'impact, démontrant que l'activité de la comète a largement survécu inchangé par l'impact du vaisseau spatial.
L'étude du gaz dans la comète Tempel 1, faite avec l'instrument UVES sur le télescope Kueyen (UT2 du VLT), révèle l'augmentation d'un petit flux la première nuit après l'impact. À ce moment-là, plus de 17 heures après l'impact, la matière éjectée disparaissait, mais était toujours mesurable grâce au grand pouvoir collecteur du VLT. Les données accumulées pendant 10 nuits autour de l'impact ont fourni aux astronomes la meilleure série de temps de spectres optiques d'une comète de la famille de Jupiter, avec un total de plus de 40 heures de temps d'exposition. Ce jeu de données uniques a déjà permis aux astronomes de caractériser l'activité normale du gaz de la comète et de détecter aussi, à leur grande surprise, une région active. Cette région active n'est pas reliée à l'impact puisqu'il a été aussi détecté dans des données collectées en juin. Elle se manifeste toutes les 41 heures, période de rotation du noyau de comète déterminée par le vaisseau spatial Deep Impact. Des mesures passionnantes de la composition chimique détaillée (comme les proportions isotopiques) de la matière éjectée par l'impact aussi bien que celle venant de cette source seront exécutées par les astronomes dans les semaines et les mois suivants.
La comète Tempel 1 peut ainsi retourner dormir, mais le travail commence seulement pour les astronomes.
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Comètes C/2005 N4 (Catalina) et C/2005 N5 (Catalina)
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C/2005 N4 (Catalina) La comète C/2005 N4 (Catalina) de magnitude voisine de 19 a été découverte le 06 Juillet 2005 par A. Odell et C. O'Hara dans le cadre du Catalina Sky Survey, et confirmée par de nombreux observateurs.
Les éléments orbitaux préliminaires indiquent un passage au périhélie au 02 Juillet 2005 à une distance de 2,3 UA du Soleil.
C/2005 N5 (Catalina) La comète C/2005 N5 (Catalina) a été découverte par A. Odell dans le cadre du Catalina Sky Survey, et confirmée par de nombreux observateurs.
Les éléments orbitaux préliminaires indiquent un passage au périhélie au 20 Août 2005 à une distance de 1,6 UA du Soleil, à la magnitude 16.2.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 22 Août 2005.
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Un monde avec de triples couchers de Soleil
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Un astronome financé par la NASA a découvert un monde où le soleil se couche sur l'horizon, suivi par un deuxième soleil et ensuite un troisième. La nouvelle planète, appelée HD 188753 Ab, est la première connue pour résider dans un classique système triple d'étoiles.
"La vue de ciel de cette planète serait spectaculaire, avec un occasionnel triple coucher de soleil," commente le docteur Maciej Konacki du Caltech (California Institute of Technology), qui a trouvé la planète utilisant le télescope Keck I situé sur la montagne Mauna Kea à Hawaii. "Auparavant, nous n'avions aucun indice indiquant si des planètes pouvaient se former dans de tels systèmes gravitationellement complexes."
La découverte, annoncée dans la revue Nature de cette semaine, suggère que les planètes sont plus robustes qu'on le croyait auparavant.
"Ce sont de bonnes nouvelles pour les planètes," note le docteur Shri Kulkarni, qui surpervise la recherche de Konacki au Caltech. "Les planètes peuvent vivre dans toutes sortes de voisinages intéressants qui, jusqu'à présent, sont en grande partie inexplorés." Kulkarni est le scientifique interdisciplinaire pour la mission prévue SIM PlanetQuest de la NASA, qui cherchera des signes de mondes semblables à la Terre.
Les systèmes avec de multiples étoiles sont répandus partout dans l'univers, représentant plus de la moitié de toutes les étoiles. L'étoile la plus proche de notre Soleil, Alpha Centauri, est membre d'un trio.
"Les systèmes multiples d'étoiles n'étaient pas populaires auprès des chasseurs de planètes," note Konacki. "Elles sont difficiles à observer et étaient censés être inhospitalières aux planètes."
La nouvelle planète appartient à une classe commune de planètes extrasolaires appelées "hot Jupiter," qui sont des géantes gazeuses qui filent à toute allure très près autour de leurs étoiles parentes. Dans ce cas, la planète circule tous les 3.3 jours autour d'une étoile qui est encerclée tous les 25.7 ans par une paire d'étoiles faisant la pirouette enfermée dans une orbite de 156 jours.
La piste de cirque du trio d'étoiles est une bande étroite, intégrée dans la même quantité d'espace que la distance entre Saturne et notre Soleil. Un tel logement serré remet les théories de formation de "chaudes Jupiter" en question. Les astronomes avaient pensé que les "hot Jupiters" s'étaient formées loin de leurs étoiles parentes, avant de migrer vers l'intérieur.
Dans ce système très uni, il n'y aurait aucune place aux périphéries du système d'étoiles parent pour qu'une planète se développe," dit Konacki.
Précédemment, les astronomes avaient identifié des planètes autour d'environ 20 étoiles binaires et un jeu d'étoiles triples. Mais les étoiles dans ces systèmes avaient un peu d'espace entre elles. La plupart des arrangements d'étoiles multiples sont surchargés et difficiles à étudier.
Konacki a surmonté ce défi utilisant une version modifiée de la vitesse radiale, ou "oscillation", la technique de chasse aux planètes. Dans la méthode d'oscillation traditionnelle, la présence d'une planète est déduite par la traction subite de la gravité, ou oscillation, induite dans son étoile parente. La stratégie convient bien pour les étoiles simples ou les binaires séparées et les étoiles triples, mais ne pouvait pas être appliquée aux systèmes d'étoiles proches parce que la lumière des étoiles se mélange ensemble.
En développant des modèles détaillés de systèmes d'étoiles proches, Konacki était capable de démêler la lumière enchevêtrée des étoiles. Cela lui a permis de définir exactement, pour la première fois, la saccade d'une planète sur une étoile blottie contre d'autres étoiles. Des 20 systèmes examinés jusqu'ici, HD 188753, situé à 149 années-lumière, était le seul trouvé pour héberger une planète.
On croit que les "chaudes Jupiter" se forment de disques épais de matières qui tourbillonnent autour des bords extérieurs de jeunes étoiles. La matière du disque regroupée en blocs pour former un coeur solide, attire ensuite le gaz. Finalement, le géant de gaz dérive vers l'intérieur. La découverte d'un monde sous trois soleils contredit ce scénario. HD 188753 aurait taquiné un disque tronqué dans sa jeunesse, en raison de la présence perturbatrice de ses compagnons stellaires. Cela n'a laissé aucune place pour que la planète de HD 188753 se forme et augmente une foule de nouvelles questions.
Les masses des trois étoiles dans le système HD 188753 s'étale de deux tiers à environ la même masse que notre Soleil. La planète est légèrement plus massive que Jupiter.
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Trois satellites pour révéler l'étoile timide
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Une équipe internationale de scientifiques a découvert un type rare d'étoile à neutrons si insaisissable qu'il a fallut trois satellites pour l'identifier.
Les découvertes, faites avec le satellite Integral de l'ESA et deux satellites de la NASA, dévoilent de nouvelles idées sur la naissance et la mort d'étoiles dans notre Galaxie. Cette découverte, annoncée pour célébrer le 1000ème jour en orbite d'Integral, met en évidence la nature complémentaire des vaisseaux spatiaux européens et américains.
L'étoile à neutrons, appelée IGR J16283-4838, est un "morceau" ultra-dense d'une étoile éclatée et a été vue par Integral le 07 Avril 2005. Cette étoile à neutrons est à environ 20.000 années-lumière, dans une double cachette. Cela signifie qu'elle est profondément à l'intérieur du bras en spirale Norma de notre galaxie de la Voie lactée, obscurcie par la poussière, et enfouie dans un système à deux étoiles enseveli par du gaz dense.
Les étoiles à neutrons sont les vestiges de coeur de "supernovae", des étoiles jadis d'environ dix fois aussi massives que notre Soleil qui ont éclaté. Elles contiennent environ la valeur de la masse compactée d'un Soleil dans une sphère d'environ 20 kilomètres de diamètre.
"Les bras en spirales de notre Galaxie sont chargés d'étoiles à neutrons, de trous noirs et autres objets exotiques, mais le problème est que les bras en spirales sont trop poussiéreux pour voir à travers", note le Docteur Volker Beckmann du Goddard Spaceflight Center de la NASA, auteur des résultats combinés.
"La bonne combinaison des télescopes de rayons X et de rayons gamma peut révéler ce qui se cache ici, et fournir de nouveaux indices du vrai taux de formation d'étoiles dans notre Galaxie" ajoute Volker Beckmann.
Parce que les scientifiques d'Integral ne pouvaient pas déchiffrer immédiatement la nature de l'objet, ils ont recruté l'aider de la sonde Rossi X-ray Timing Explorer et du satellite Swift nouvellement lancé de la NASA pour l'observer dans des longueurs d'ondes différentes.
Parce que les rayons gamma sont durs à concentrer dans des images pointues, l'équipe scientifique a alors utilisé le télescope de rayons X Swift pour déterminer un emplacement précis. À la mi-avril 2005, Swift a confirmé que la lumière était "fortement absorbée", ce qui signifie que le système binaire était rempli de gaz dense du vent stellaire de l'étoile compagnon.
Plus tard les scientifiques ont utilisé Rossi Explorer pour observer la source alors qu'elle disparaissait. Cette observation a révélé une signature de lumière familière, concluant au cas d'une haute masse de rayons X binaire avec une étoile à neutrons.
IGR J16283-4838 est le septième prétendu "fortement absorbé", ou étoile à neutrons cachée à être identifiée. Les étoiles à neutrons, créées à partir d'étoiles massives brûlant rapidement, sont intrinsèquement liées aux taux de formation d'étoiles. Elles sont aussi d'énergiques "phares" dans des régions trop poussiéreuses pour l'étude en détail autrement. Comme de plus en plus sont découvertes, de nouvelles idées sur ce qui se produit dans les bras en spirales de la Galaxie commencent à apparaître.
IGR J16283-4838 s'est révélé lui-même avec une "explosion" sur ou près de sa surface. Des étoiles à neutrons comme IGR J16283-4838 font souvent partie de systèmes binaires, orbitant une étoile normale. De temps en temps, le gaz de l'étoile normale, séduite par la gravité, s'effondre sur la surface de l'étoile à neutrons et produit une grande quantité d'énergie. Ces explosions peuvent durer pendant des semaines avant que le système se rendorme pour des mois ou des années.
Intégral, Rossi Explorer et Swift détectent tous les rayons X et gamma, qui sont beaucoup plus énergiques que la lumière visible que nos yeux détectent. Pourtant chaque satellite a des capacités différentes. Intégral a un grand champ de vision, lui permettant de parcourir notre galaxie de la Voie lactée à la recherche d'étoiles à neutrons et de l'activité de trou noir.
Swift contient un télescope de rayons X de haute résolution, qui a permis aux scientifiques de faire un zoom sur IGR J16283-4838. Le Rossi Explorer a un spectromètre de précision, un dispositif utilisé pour découvrir les propriétés de la source de lumière, comme la vitesse et les variations rapides de l'ordre de la milliseconde.
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Cassini s'apprête à survoler Encelade
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Le 14 Juillet, le vaisseau spatial Cassini effectuera son survol le plus proche à ce jour, en venant à environ 175 km de la surface de la lune fripée et glaciale Encelade.
Au cours du premier survol d'Encelade par Cassini, une fine atmosphère a été détectée dans les données du champ magnétique, ce qui pourrait impliquer une activité interne. Cette amopshère peut aider à expliquer la source de l'anneau externe E de Saturne.
La surface glacée d'Encelade semble avoir des similitudes avec Europe et Ganymède, deux principaux satellites de Jupiter. Les scientifiques pensent qu'Europe et Ganymède possèdent des couches d'eau sous la surface ou "océans", aussi les similitudes avec Encelade sont intriguantes.
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Comètes SOHO : C/2001 Q9, 2001 S3, 2005 K9, 2005 K10, 2005 L5, 2005 L6
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Six nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2005-N60.
C/2001 Q9 (SOHO) (R. Kracht) C/2001 S3 (SOHO) (R. Kracht) C/2005 K9 (SOHO) (R. Kracht) C/2005 K10(SOHO) (K. Battams) C/2005 L5 (SOHO) (H. Su) C/2005 L6 (SOHO) (T. Hoffman et S. Hoenig)
Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2005 K9 qui appartient au groupe de Meyer.
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L’ESA attend la reprise des vols de la Navette spatiale
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Communiqué de Presse de l'ESA N°36-2005 La Navette spatiale américaine est prête à décoller du Centre spatial Kennedy le 13 juillet pour une mission de douze jours à destination de la Station spatiale internationale (ISS).
Le succès de cette mission donnera un nouvel élan à l’ISS, car les futurs vols de Navette permettront de livrer en orbite les modules de grandes dimensions fabriqués par l’ESA (le laboratoire Columbus), par le Japon et par les États-Unis, rendant ainsi possible la poursuite de la construction de la Station spatiale.
Onze pays européens, représentés par l’ESA, ainsi que les États-Unis, la Russie, le Japon et le Canada sont engagés dans la construction de l’ISS.
Le laboratoire Columbus de l’ESA et les équipements complexes dont il est doté pour la réalisation d’expériences permettront aux équipages de conduire des activités de recherche et de développement, dans des conditions de microgravité, dans les domaines des sciences des matériaux, de la médecine, de la biologie et des technologies. On estime qu’un grand nombre de ces activités devraient contribuer à améliorer la vie quotidienne sur Terre. Le travail à bord de Columbus sera supervisé par un Centre de contrôle mission qui se trouve à Oberpfaffenhofen, près de Munich (Allemagne).
La reprise des vols de la Navette ouvre également la voie à des missions exécutées par des astronautes de l’ESA. Ainsi, il est prévu que l’astronaute allemand Thomas Reiter s’envolera sur la prochaine mission de la Navette en septembre pour un séjour de six mois à bord de l’ISS, tandis que l’astronaute suédois Christer Fuglesang participera à une mission de la Navette début 2006.
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Un disque protoplanétaire qui ne tourne pas rond
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Des chercheurs du Laboratoire d'astrodynamique, d'astrophysique et d'aéronomie de Bordeaux (CNRS/Université Bordeaux 1) ont observé le disque de gaz et de poussières qui entoure une jeune étoile, avec l'interféromètre de l'Institut de radioastronomie millimétrique. L'orbite de ce disque, à partir duquel les planètes vont se former, est perturbée. Cette anomalie pourrait signifier que le disque, très jeune, est encore en cours de formation. Ces travaux sont à paraître dans la revue Astronomy & Astrophysics.
Les étoiles se forment à partir d'un nuage de gaz et de poussière, dont la partie centrale s'effondre sur elle-même. Puis, à l'intérieur de la nébuleuse résiduelle, la matière se condense éventuellement en un disque qui va donner naissance aux planètes. Les chercheurs parlent de disque « protoplanétaire ».
Au Laboratoire d'astrodynamique, d'astrophysique et d'aéronomie de Bordeaux, les chercheurs ont observé le disque protoplanétaire gravitant autour d'AB Aurigae, une jeune étoile parmi les plus brillantes et les plus proches du Soleil dans sa catégorie (à environ 490 années lumière de la Terre).
Ils ont travaillé avec l'interféromètre de l'Institut de radioastronomie millimétrique. A partir du rayonnement thermique (dans le domaine millimétrique) émis par le disque protoplanétaire d'AB Aurigae, ils ont étudié sa structure, sa température, sa densité et sa vitesse. Ce disque n'est pas en rotation képlérienne, ce qui n'avait encore jamais été observé sur d'autres disques. Selon les lois établies par Kepler, le mouvement des planètes de notre système solaire se caractérise par une progression régulière sur leur orbite (la vitesse dépendant du rayon). Ces lois s'appliquent également aux disques protoplanétaires. Aussi, la rotation perturbée du disque d'AB Aurigae a-t-elle créé la surprise.
Outre la vitesse irrégulière du disque, les chercheurs ont montré (grâce au rayonnement thermique des poussières et au rayonnement diffusé dans le proche infrarouge) que sa densité n'était pas homogène, mais formait une structure en spirale. En outre, la croissance des grains de poussière du disque par accrétion, étape préalable à la formation des planètes, semble moins avancée que dans la plupart des disques étudiés par ailleurs.
Quelle est l'origine des ces perturbations ?
Le passage d'une étoile à proximité, la présence
d'un compagnon de faible masse ou la jeunesse du disque ? Si
d'autres observations venaient confirmer cette dernière hypothèse,
les perturbations seraient dues au fait que le disque est encore
en formation : la matière présente dans la nébuleuse
continuerait à chuter vers le disque et le régime
de rotation képlérienne n'aurait pas encore eu le
temps de s'établir. Les chercheurs seraient alors en train
d'observer les débuts de la formation d'un disque protoplanétaire,
une formidable opportunité de mieux comprendre les mécanismes
physiques qui président à la gestation des planètes.
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Retour de la comète 101P/Chernykh
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La comète 101P/Chernykh a été retrouvée par J. Young (Table Mountain Observatory) les 10 et 11 Juillet 2005, avant son retour au périhélie prévu le 25 Décembre 2005 à une distance de 2,3 UA du Soleil, à la magnitude 16.
Découverte en Août 1977 par Nikolaj Stepanovich Chernykh, et retrouvée en 1991 par James V. Scotti et D. Rabinowitz (Spacewatch), la comète 101P/Chernykh s'était fragmentée en deux morceaux en Avril 1991. La comète, d'une période de 13,92 ans, avait été observée pour la dernière fois en Avril 1993.
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Un nouveau type de source gamma dans l'Univers
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Des astrophysiciens de la collaboration internationale Hess « High Energy Stereoscopic System », qui réunit notamment des laboratoires du CNRS (IN2P3 et INSU) et du CEA (Dapnia), ont découvert un type nouveau et inattendu de source de rayons gamma de haute énergie. Il s'agit d'un système binaire composé d'une étoile normale et d'un objet plus compact (un trou noir ou une étoile à neutrons). Ces résultats sont publiés dans la revue Science, et sont accessibles en ligne à compter du 7 juillet.
Les astrophysiciens de la collaboration Hess ont
découvert un nouveau type de source gamma de haute énergie.
C'est un système composé de deux objets en orbite
l'un autour de l'autre. Le premier est une étoile normale,
tandis que le second est un trou noir ou une étoile à
neutrons (une étoile en fin de vie, après le stade
de la supernova), beaucoup plus compact que son compagnon, dont
il attire la matière. Cette matière tombe vers l'objet
compact en décrivant une spirale, un peu comme l'eau qui
se vide dans un évier. Le trou noir ou l'étoile à
neutron expulse un jet de matière se déplaçant
à 20 pour cent de la vitesse de la lumière et qui
produit les rayons gamma détectés avec Hess.
Jusqu'à présent, on connaissait une dizaine d'exemples de tels systèmes binaires dans notre galaxie, mais qui émettaient dans un domaine d'énergie moins élevé (celui des ondes radio et des rayons X). C'est l'un d'eux qui vient d'être identifié comme une source gamma.
Deux questions demeurent en suspens : pourquoi le jet de matière de la nouvelle source ne se déplace-t-il pas à une vitesse voisine de celle de la lumière, comme c'est normalement le cas pour ce type d'objet? Comment les rayons gamma s'échappent-ils du système binaire, au lieu de se convertir en particules de matière et d'antimatière, comme le prévoit la théorie ? D'autres observations seront nécessaires pour mieux comprendre cette nouvelle source, la nature de l'objet compact et la physique à l'origine de l'émission gamma.
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Chandra surveille les rayons X de la comète Tempel 1
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Cette image en fausse couleur montre la comète Tempel 1 telle qu'elle a été vue par Chandra X-ray Observatory le 30 Juin 2005. La comète était lumineuse et condensée. Les données de Chandra indiquent que les rayons X observés de Tempel 1 sont principalement dus à l'interaction entre les ions fortement chargés de l'oxygène dans le vent solaire et les gaz neutres de la comète. Chandra a observé la comète pendant la collision de l'impacteur de la sonde Deep Impact avec Tempel 1 le 04 Juillet, et continuera à surveiller la comète dans les semaines à venir. Ces observations pourront fournir des informations au sujet de l'expansion de la matière éjectée de la comète.
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Le plus grand chasseur de comètes de l'histoire s'approche d'un étape importante
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En date du 06 juillet 2005, 989 comètes ont été découvertes au moyen du vaisseau spatial SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), lequel devrait découvrir sa 1.000 ème comète cet été.
Le vaisseau spatial SOHO, une collaboration entre la NASA et l'Agence Spatiale Européenne, a été si prolifique qu'il comptabilise presque la moitié de toutes les découvertes de comètes pour lesquelles les orbites ont été calculées dans l'histoire de l'astronomie.
Avant le lancement de SOHO, seulement 16 comètes "sungrazing" ont été découvertes par les observatoires spatiaux. En se basant sur cette expérience, qui pouvait prévoir que SOHO découvrirait plus de soixante fois plus que ce nombre en seulement neuf années ?
Les comètes sont des gros morceaux de glace et de poussières qui passent à toute vitesse autour du Système Solaire avec des orbites allongées. Ces "boules de neige sale" sont les noyaux des comètes. On pense que les noyaux des comètes sont des restes cosmiques, les vestiges condensés du gaz et du nuage de poussières qui a formé le Système Solaire.
Environ 85 pour cent des comètes découvertes jusqu'ici par SOHO appartiennent au groupe des comètes "sungrazing" de Kreutz, ainsi nommées parce que leurs orbites les amènent très près du Soleil.
Les sungrazers de Kreutz viennent à moins de 800.000 km de la surface visible du Soleil. En comparaison, Mercure, la planète la plus proche du Soleil, est à environ 57,6 millions de km de la surface solaire.
SOHO a aussi été utilisé pour découvrir trois autres groupes de comètes bien fournis : le groupe de Meyer (au moins 55 membres), le groupe de Marsden (au moins 21 membres) et le groupe de Kracht (24 membres). Les groupes de comètes sont nommés après que les astronomes déterminent qu'elles sont en relation parce quelles ont des orbites semblables.
De nombreuses découvertes de comètes ont été faites par les amateurs en utilisant les images de SOHO sur Internet. Les chasseurs de comètes SOHO viennent du mondier entier : Etats-Unis, Royaume-Uni, Chine, Japon, Taiwan, Russie, Ukraine, France, Allemagne et Lithuanie sont parmi les nombreux pays dont les citoyens ont utilisé SOHO pour la chasse aux comètes.
Presque toutes les comètes SOHO sont découvertes en utilisant les images de son instrument LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph). LASCO est utilisé pour observer la faible atmosphère extérieure de plusieurs millions de degrés du Soleil, appelée la couronne.
Un disque dans l'instrument est utilisé pour fabriquer une éclipse artificielle, bloquant la lumière directe du Soleil, permettant donc de voir la couronne beaucoup plus faible. Les comètes sungrazing sont découvertes lorsqu'elles entrent dans le champ de vision de LASCO lorsqu'elles passent près du Soleil.
SOHO a achevé avec succès sa mission
primaire en Avril 1998 et a assez de carburant pour rester en station
et continuer à chasser des comètes pendant des décennies,
en supposant que l'instrument LASCO continue à fonctionner.
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Comètes P/2005 N2 (Hergenrother), C/2005 N3 (Larson), C/2005 A1 (LINEAR)
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P/2005 N2 (Hergenrother) La comète périodique P/1998 W2 (Hergenrother), découverte par C. W. Hergenrother sur les images prises par Timothy B. Spahr le 22 Novembre 1998 dans le cadre du Catalina Sky Survey, a été redécouverte par D. Herald (Kambah, Australie). La comète prend la dénomination de 2005 N2 (Hergenrother).
Les éléments orbitaux indiquent un passage au périhélie au 02 Novembre 2005 à une distance de 1,42 UA du Soleil. Sa période est de 6,92 ans.
La comète a reçu la désignation définitive de 168P/Hergenrother.
C/2005 N3 (Larson) La comète C/2005 N3 (Larson) a été découverte le 03 Juillet 2005 par S. M. Larson (Mt. Lemmon Survey), et confirmée par les observations de R. H. McNaught (Siding Spring).
Les éléments orbitaux préliminaires indiquent un passage au périhélie au 18 Décembre 2005 à la distance de 1.25 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires ont montré qu'il s'agit d'une comète à courte période. Le passage au périhélie de la comète P/2005 N3 (Larson) est prévu au 08 Décembre 2005 à une distance de 2,2 UA. Sa période est de 6,7 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 10 Décembre 2005 à une distance de 2,1 UA et une période est de 6,79 ans.
C/2005 A1 (LINEAR) La comète C/2005 A1 (LINEAR) semble s'être fracturée. Des observations par S. Pastor et J.A. Reyes (La Murta) de la comète C/2005 A1 (LINEAR) montrent une seconde condensation plus failble que la première. Des images de confirmation ont été obtenues par Giovanni Sostero et Ernesto Guido.
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Premières images du VLT de la comète Tempel 1 après l'impact
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Dans la nuit du 04 Juillet 2005, tous les télescopes de l'ESO ont continué leur vaste campagne d'observations de la comète Tempel 1. Mais cette fois, ils étaient capables de voir l'effet de l'impact sur la comète. Les astronomes n'ont pas été déçus.
Crédit : ESO (TMMI2 / 3.6m La Silla)
L'impact s'est produit à 07h52 CEST, mais parce que la comète était déjà couchée au Chili à ce moment-là, les observateurs à l'Observatoire La Silla Paranal pouvaient seulement commencer à observer plusieurs heures plus tard. Les premières observations ont été faites dans l'infrarouge par le TMMI2 au télescope de 3.6m à La Silla, à 21h20 CEST (encore de jour au Chili).
Ces premières observations ont montré que la comète était 2 à 3 fois plus brillante dans l'infrarouge que la veille de l'impact. Le coma est aussi beaucoup plus étendu qu'avant l'impact.
Au coucher du Soleil au Chili, tous les 7 télescopes de l'Observatoire de La Silla Paranal sont entrés en fonction. L'instrument de multi-mode FORS2 sur Antu, un des télescopes de 8.2m du réseau VLT, a pris des images stupéfiantes, montrant que la morphologie de la comète avait radicalement changé : une nouvelle structure brillante en éventail était maintenant visible.
Crédit : ESO (FORS2 /VLT- ANTU)
L'éventail se trouve dans la partie sud de l'image et est plutôt brillante et bien définie. Cette caractéristique est un complément à celles qui étaient déjà visibles au cours des jours précédents, qui semblent toujours être à la base de la nouvelle. Derrière cet éventail, la vieille chevelure d'hier est toujours présente. La nouvelle structure est d'environ 15.000 km de large, indiquant que la matière été éjectée avec une vitesse d'environ 700 à 1.000 km/h.
De nouvelles observations au cours de la semaine étudieront l'évolution de cet éventail, révélant si la sonde a activé une nouvelle région de la surface et combien de temps cette région restera active.
L'éventail est visible par la réflexion de lumière du Soleil sur les grains de poussières. Le fait que le grand panache n'est pas uniforme en couleurs indique probablement que les poussières de taille différente voyagent à des vitesses différentes.
D'autres télescopes ont fourni également des observations de la comète. NACO a pris quelques images de la partie centrale de la chevelure, tandis qu'UVES a procédé à la spectroscopie de la comète, pour comparer avec les nuits précédentes. Les premières estimations indiquent que les lignes d'émissions sont plus prononcées de 10 à 20 %.
Crédit : ESO (SOFI / NTT)
À La Silla, l'instrument SOFI sur le télescope NTT, a imagé la comète dans le proche infrarouge. Une image dans la bande J montre aussi la coquille de poussières de l'impact dans le quadrant sud-ouest de la chevelure. Le coma très intérieur (indiqué par la boîte blanche) montre l'activité augmentée en cours comparée au niveau de pré-impact.
Les astronomes de l'Observatoire de La Silla Paranal continueront à observer la comète Tempel 1 pendant quatre autres jours pour contrôler précisément son comportement à long terme.
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La poussière et le gaz de la comète 9P/Tempel 1 vus par ESA OGS
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De la poussière et du gaz sont vus dans ces images de la comète 9P/Tempel 1, observée avec le télescope OGS (Optical Ground Station) de 1 mètre de l'ESA, situé à l'Observatorio del Teide à Tenerife, Canaries.
Deux filtres différents ont été utilisés dans des observations en lumière visible pour étudier les différents aspects de la nature de la comète. Des filtres rouges à large bande ont permis la détection de la poussière, tandis que des filtres bleus à bande étroite, filtrant seulement les composés gazeux de carbone, permettent aux observations de se concentrer principalement sur les émissions de gaz de la comète.
Crédit : ESA
Le premier jeu d'images (ci-dessus) a été pris avec un filtre rouge à large bande, respectivement quatre jours auparavant et environ 15 heures après l'impact. Les images ont été exposées pendant 10 minutes et montrent le coma de poussières de la comète. L'éclat de la poussière a augmenté de 50 pour cent.
Un fort jet est récemment apparu comme un résultat direct de l'impact, en direction du nord-nord-est. Le coma complet est très asymétrique en apparence. Toutes les structures doivent avoir été créées par l'explosion déclenchée par l'impact.
Crédit : ESA
Le deuxième jeu d'images de Tempel 1 du télescope OGS utilise un filtre à bande étroite (bande d'émission C2). Elles montrent le gaz de la chevelure mélangé avec des particules de poussières de plus petites tailles que celles observées dans l'image filtrée rouge à large bande.
Les observations ont été prises respectivement deux jours auparavant et environ 16 heures après l'impact. Ici aussi la brillance de la chevelure a augmenté de 50 pour cent. De nouveau le même jet fort est visible.
Crédit : ESA
Dans le troisième jeu d'images, Tempel 1 est vue environ 16 heures après l'impact. Les deux images montrent le reflet de lumière bleu (filtre BC) et de lumière rouge (filtre RC) du nuage de poussières entourant le noyau de la comète.
Ces réflexions montrent des tailles de particules de poussières différentes, avec des particules bleues étant plus petites que des particules rouges. Il est clair que la structure du jet de particules de poussières plus petites se dirige vers le nord (image BC), tandis que le jet composé de plus grandes particules de poussières (image RC) est tourné d'environ 45 degrés vers le nord-est.
Cela signifie que la direction dans laquelle les particules de poussières ont été éjectées du noyau de la comète après l'impact semble dépendre de la taille des particules.
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L'éclat de Tempel 1 vu par la caméra de Rosetta
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Le vaisseau spatial Rosetta, en route vers la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, a observé le résultat de la rencontre entre l'impacteur de Deep Impact et la comète 9P/Tempel.
Cette image, extraite d'une animation réalisée à partir des images prises par la caméra à champ restreint OSIRIS à bord du vaisseau spatial Rosetta, montre comment la luminosité de la comète 9P/Tempel s'est développée après l'impact.
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Premières images de XMM-Newton de l'impact
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Des images de la comète 9P/Tempel 1 ont été prises par le moniteur optique de l'observatoire XMM-Newton, de deux minutes avant l'impact jusqu'à sept minutes après l'impact.
Les deux premières images ont été prises juste avant l'impact. Dans les images suivantes nous pouvons voir l'augmentation de luminosité due à l'impact.
Les images sont prises avec le filtre bleu du moniteur optique, avec lequel nous pouvons mesurer le gaz éjecté et la poussière. Plus d'images du moniteur optique sont prévues dans les heures suivantes.
Des mesures dans d'autres longueurs d'ondes d'instruments
du XMM-Newton devraient fournir des informations au sujet de la
composition chimique de la matière éjectée.
XMM-Newton détecte l'eau sur Tempel 1
Ces images, prises par le moniteur optique à
bord de l'observatoire XMM-Newton les 03 et 04 Juillet 2005, montrent
une comparaison entre les états de la comète avant
et juste aprés impact.
Crédit : ESA/MSSL/Optical Monitor team. Image
by Charo Gonzales and Pedro Rodriguez, ESAC (Spain)
Les images ont été prises dans les canaux bleus (en haut) et ultra-violets (en bas) de l'instrument. Les images en ultraviolet montrent les émissions des ions d'hydroxyle, le produit direct de la décomposition de l'eau.
Environ 1.5 heure après l'impact, l'éclat
des groupes d'hydroxyle est en augmentation par un facteur de cinq
environ. Plus tard, environ 4.5 heures après l'impact, l'émission
en ultraviolet est à nouveau en diminution ce qui indique
que le pic est passé.
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Hubble capture la collision de Deep Impact avec la comète
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Le télescope spatial Hubble a capturé les effets spectaculaires de la collision du 5 Juillet entre le projectile lancé par le vaisseau spatial Deep Impact et la comète 9P/Tempel 1. La séquence d'images montre la comète avant et après l'impact. Les images en lumière visible ont été prises par l'instrument HRC/ACS (High Resolution Camera/Advanced Camera for Surveys).
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L'impacteur de Deep Impact rencontre sa cible
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Cette image, diffusée sur NASA TV, est une vue prise par le vaisseau spatial Deep Impact montrant l'impacteur entrant en collision avec la comète Tempel 1.
Crédit : NASA/JPL
La caméra de moyenne résolution du vaisseau spatial Deep Impact a pris cette image juste après 05h52 UT le lundi 04 Juillet 2005, au cours de la rencontre avec la comète 9P/Tempel 1.
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La comète Tempel 1 juste avant l'arrivée de la sonde Deep Impact
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Le télescope spatial Hubble a capturé une image de la comète 9P/Tempel 1 quelques jours avant le rendez-vous programmé du vaisseau spatial Deep Impact avec la comète. Cette image prise le matin du 30 Juin 2005 montre une comète calme et tranquille. Cette image de l'instrument ACS/WFC (Advanced Camera for Surveys/Wide Field Camera) montre une vue légèrement plus grande de la comète que celle vue par Hubble publiée la semaine dernière. Cette image de la comète montre la chevelure intérieure poussiérieuse autour du noyau, mais le noyau solide lui-même est au-dessus de la résolution de Hubble. Le noyau était à une distance de 134 millions de kilomètres lorsque l'image a été prise.
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C/2005 N1 (Juels-Holvorcem)
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La comète C/2005 N1 (Juels-Holvorcem) a été découverte le 02 Juillet 2005 à l'Observatoire de Fountain Hills par Charles W. Juels et Paulo R. Holvorcem, lesquels ont par ailleurs retrouvé la comète sur des images antérieures, datées du 30 Juin et du 01 Juillet. Les observations supplémentaires ont confirmé qu'il s'agissait bien d'une comète.
Il s'agit de la première comète de l'année découverte par des amateurs, et la seconde découverte du tandem Juels-Holvorcem, puisqu'on leur doit déjà la découverte le 28 Décembre 2002 de la comète de C/2002 Y1. Charles W. Juels et Paulo R. Holvorcem ont également retrouvé en 2003 la comète perdue 157P/Tritton.
Les éléments orbitaux préliminaires indiquent un passage au périhélie le 21 Août 2005 (à la magnitude 13.2) à une distance de 1,13 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 22 Août 2005 à une distance de 1,12 UA du Soleil.
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Premier regard sur les produits chimiques de Tempel 1
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Une image de la comète Tempel 1 (à gauche) prise la caméra à résolution moyenne de Deep Impact est montrée à côté des données de la comète prise par le spectromètre infrarouge du vaisseau spatial. Cet instrument sépare la lumière comme un prisme pour révéler les "empreintes digitales", ou signatures, des produits chimiques. Bien que le vaisseau spatial était à plus de 10 jours de sa rencontre avec la comète lorsque ces données ont été acquises, il a détecté certaines molécules composant le gaz de la comète et l'enveloppe de poussières, ou coma. Les signatures de ces molécules, comprenant de l'eau, des hydrocarbures, du dioxyde de carbone et du monoxyde de carbone, peuvent être vues dans le graphique, ou spectre.
Crédit : NASA/JPL-Caltech/UMD
L'impacteur de Deep Impact doit entrer en collision avec Tempel 1 à 05h52 UT le 04 Juillet. Le vaisseau spatial du survol de la mission utilisera son spectromètre infrarouge pour échantillonner la matière éjectée, fournissant le premier regard sur la composition chimique du noyau d'une comète.
Les données ont été acquises du 20 au 21 Juin 2005. L'image de Tempel 1 a été prise par l'instrument MRI (Medium Resolution Imager) du vaisseau spatial. Le spectromètre infrarouge utilise le même télescope que l'instrument HRI (High-Resolution Instrument).
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Observez la comète 9P/Tempel
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La comète 9P/Tempel est actuellement visible non loin de Spica (Alpha Virginis), l'étoile la plus brillante (magnitude 0.95) de la constellation de la Vierge (Virgo), où trône également la planète géante Jupiter.
Au moment précis où l'impacteur libéré par le vaisseau spatial percutera la comète, le 04 Juillet 2005 à 05h52 UTC, ce sont les observateurs situés en Amérique du Nord ou du Sud qui seront favorisés pour observer les effets de l'impact en direct.
En Europe, la comète sera observable en toute première partie de nuit la veille quelques heures avant l'impact ou le soir même plusieurs heures après l'événement tant attendu, et en conséquence, si le feux d'artifice espéré se produit, les possesseurs d'instruments d'observations (télescopes ou lunettes astronomiques) devraient pouvoir noter une légère augmentation dans la luminosité de la comète à un jour d'intervalle.
C'est à une première qu'il vous sera donné d'assister, en direct sur Futura-Sciences, le 04 Juillet 2005 à partir de 05h30 TU.
Futura-Science vous proposera toute la journée un programme spécial consacré à la Mission DEEP IMPACT avec les dernières nouvelles et les premières images de la rencontre de la sonde avec la comète Tempel 1...
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HD 149026b, la planète au grand coeur... solide
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Des chercheurs ont récemment découvert le plus grand noyau solide jamais trouvé dans une planète extrasolaire et leur découverte confirme une théorie de la formation de planètes.
"Pour des théoriciens, la découverte d'une planète avec un si grand noyau est aussi importante que la découverte de la première planète extrasolaire autour de l'étoile 51 Pegasi en 1995," note Shigeru Ida (Tokyo Institute of Technology, Japan).
Lorsqu'un consortium d'astronomes américains, japonais et chiliens a regardé la première fois cette planète, ils s'attendaient à une planète similaire à Jupiter. "Aucun de nos modèles ne prévoyait que la nature pouvait faire une planète comme celle que nous étudions," note Bun'ei Sato (Okayama Astrophysical Observatory, Japan), membre de l'équipe.
Les scientifiques ont rarement eu des occasions comme celles-ci de rassembler de telles preuves solides au sujet de la formation de planètes. Plus de 150 planètes extrasolaires ont été découvertes en observant des changements dans la vitesse d'une étoile, lorsqu'elle s'éloigne et se rapproche de la Terre. Les changements dans la vitesse sont provoqués par l'attraction gravitationnelle des planètes.
Cette planète passe également devant son étoile et obscurcit la lumière de l'étoile. "Lorsque cela se produit, nous pouvons calculer la taille physique de la planète, si elle a un noyau solide, et souvent comment est son atmosphère," commente Debra Fischer, chef d'équipe du consortium et professeur d'Astronomie (San Francisco State University, California).
La planète orbite autour de l'étoile de type-G0 IV dénommée HD 149026, laquelle est à environ 260 années-lumière de la Terre. L'étoile, de magnitude 8.2, est facilement visible dans un petit télescope à environ deux degrées au nord-ouest de l'amas globulaire M13 dans la constellation d'Hercule. L'étoile est un peu plus grande, plus brillante, et plus massive que le Soleil.
La planète HD 149026b est approximativement égale en masse à Saturne (0.36 (± 0.03) Masse Jupiter ou environ 115 Masse Terre), mais elle est sensiblement plus petite en diamètre. Elle tourne en 2.87 jours autour de son étoile hôte à une distance de 0.042 AU (en comparaison Mercure est à 0.387 UA de notre Soleil), et la température de la haute atmosphère est approximativement de 1.270° Celsius. La modélisation de la structure de la planète montre qu'elle a un noyau solide d'environ 65 à 70 fois la masse de la Terre.
C'est la première observation qui prouve la théorie "d'accrétion du noyau" relative à la façon dont des planètes se sont formées. Les scientifiques ont deux concurentes, mais viables, théories au sujet de la formation des planètes.
Dans la théorie "d'instabilité de la gravité", les planètes se forment au cours d'un effondrement rapide d'un nuage dense. Avec la théorie "d'augmentation du noyau", les planètes commencent comme de petits noyaux de roches glacées qui se développent pendant qu'elles acquièrent de la masse supplémentaire par gravitation. Les scientifiques croient le grand noyau rocheux de cette planète ne peut pas s'être formé par l'effondrement de nuage. Ils pensent qu'il doit avoir accru son noyau en premier, et a acquis alors le gaz.
"C'est une confirmation de la théorie d'accrétion du noyau pour la formation de planète et la preuve que les planètes de cette sorte devraient exister en abondance," commente l'astronome Henry de Greg (Tennessee State University, Nashville).
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Sources ou Documentations non francophones
