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Nouvelles du Ciel de Juillet 2006 |
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Nouvelles du Ciel de Juillet 2006 |
Mer de la Sérénité
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Dans une nouvelle séquence animée, composée de trois images, l'instrument AMIE (advanced Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1 montre une partie de la Mer de la Sérénité (Mare Serenitatis) sur la Lune.
AMIE a obtenu les images le 18 Mars 2006 depuis des distances comprises entre 1.257 et 1.213 kilomètres de la surface, avec une résolution au sol s'étalant entre 114 et 110 mètres par pixel. Le secteur montré est centré à environ 21° de longitude Est et 18° de latitude Nord, avec un champ visuel lunaire de 57 kilomètres. Le Soleil était en direction de l'Ouest (en haut de cette image) à environ 50 degrés d'altitude.
La Mer de la Sérénité est une des mers lunaires, lesquelles sont de vastes plaines de lave sur la surface lunaire. Elle a été formée entre 3.9 et 3.8 milliards d'années, une période où la Lune a été fortement bombardée par des astéroïdes et des bassins d'impact importants sur la Lune se sont formés. Ceci a été suivi d'un épisode de volcanisme lunaire qui a inondé le bassin avec du basalte créant une surface fraîche et plate.
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Les trous noirs déversent un kaléidoscope de couleurs
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Tous les objets dans l'espace, de la poussière aux galaxies éloignées, produisent un arc-en-ciel de lumière, incluant de la lumière que nos yeux ne peuvent pas voir. C'est là où les grands observatoires de la NASA entrent en jeu. Ensemble, ils aident des astronomes à voir toutes les nuances du cosmos.
Une nouvelle image en fausse couleur de télescopes spatiaux Hubble, Chandra, et Spitzer démontrent admirablement ce principe. Le portrait multi-nuancé montre un jet géant de particules qui s'est éloigné du voisinage d'un type de trou noir supermassif appelé un quasar. Le jet est énorme, s'étirant à travers l'espace sur plus de 100.000 années-lumière, une taille comparable à notre propre galaxie de la Voie lactée !
Les quasars sont parmi les objets les plus lumineux dans l'Univers. Ils se composent de trous noirs supermassifs entourés par de la matière turbulente, laquelle est réchauffée pendant qu'elle est entraînée vers le trou noir. Cette chaude matière luit brillamment, et une partie d'elle parvient à s'échapper dans l'espace sous forme de puissants jets.
Le jet décrit ici s'écoule hors du premier quasar connu, appelé 3C273, découvert en 1963. Un kaléidoscope de couleurs représente les ondes lumineuses variées du jet. Les rayons X sont montrés à l'extrême gauche en bleu (le trou noir lui-même est bien à la gauche de l'image). Les rayons X ont été capturés par Chandra. De gauche à droite, la lumière diminue en énergie, et les longueurs d'onde augmentent en taille. La lumière visible enregistrée par Hubble est montrée en vert, alors que la lumière infrarouge capturée par Spitzer est rouge. Les secteurs où la lumière visible et infrarouge se chevauche apparaissent en jaune.
Les astronomes ont pu employer ces données pour résoudre le mystère sur la façon dont la lumière est produite en jets de quasar. La lumière est créée dans quelques et très différents cas. Par exemple, notre Soleil produit la majeure partie de sa lumière par l'intermédiaire d'un processus appelé fusion, dans laquelle des atomes d'hydrogène sont combinés, provoquant une explosion de lumière. Dans le cas de ce jet, même la lumière la plus énergique s'est de façon inattendue trouvée être le résultat de particules chargées se développant en spirales à travers un champ magnétique, un processus connu sous le nom de rayonnement synchrotron.
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Comètes SOHO : C/2006 M8, M9, N1, N2, N3
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Cinq nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2006-O62.
C/2006 M8 (SOHO) (T. Chen, H. Su) C/2006 M9 (SOHO) (H. Su) C/2006 N1 (SOHO) (S. Farmer,Jr) C/2006 N2 (SOHO) (H. Su) C/2006 N3 (SOHO) (W. Xu)
Ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz. |
Granicus et Tinjar Valles
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Ces images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord du vaisseau spatial Mars Express, montrent les régions de Granicus Valles et Tinjar Valles, lesquelles ont pu être formées partiellement par l'action d'eau souterraine, en raison d'un processus connu sous le nom de sapement.
Le HRSC a obtenu ces images au cours de l'orbite 1383 avec une résolution au sol d'approximativement 23.7 mètres par pixel. Les images ont été tournées de 90 degrés dans le sens contraire des aiguilles d'une montre, de sorte que le nord soit vers la gauche.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Elles montrent les régions de Granicus Valles et de Tinjar Valles, se trouvant approximativement à 26.8° Nord et 135.7° Est. Alignées au nord-ouest, Granicus Valles et Tinjar Valles font partie de la région d'Utopia-Planitia, un secteur supposé être recouvert par une couche de lave qui a coulé des flancs nord-ouest d'Elysium Mons dans le bassin d'Utopia-Planitia.
Aujourd'hui, cette plaine volcanique plane est incisée par des canaux de taille et d'aspect variables, incluant Granicus Valles (vers l'ouest) et Tinjar Valles (vers le nord).
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Les nuages géants de gaz illuminent la plus grande structure de l'Univers
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Une équipe d'astronomes à l'aide des télescopes Subaru et Keck sur Mauna Kea a découvert des filaments géants et tridimensionnels de galaxies s'étalant sur 200 millions d'années-lumière à travers l'espace. Ces filaments, qui se sont formés seulement 2 milliards d'années après la naissance de l'Univers, sont les structures les plus grandes jamais découvertes. Elles sont parsemées de plus de 30 grandes concentrations de gaz, chacune jusqu'à dix fois plus massives que notre propre galaxie. Ces nuages géants de gaz sont probablement les ancêtres des galaxies les plus massives qui existent dans l'Univers aujourd'hui.
Cette découverte est très importante parce qu'elle donne aux chercheurs une nouvelle idée de la structure à grande échelle du cosmos. Les astronomes s'attendent à un Univers à l'aspect relativement homogène 2 milliards d'années après la naissance de l'Univers. En résumant l'importance de cette conclusion, l'astronome Ryosuke Yamauchi (Tohoku University) note : "Quelque chose aussi grand et aussi dense aurait été rare dans le premier Univers. La structure que nous avons découverte et d'autres comme elle sont probablement les précurseurs des plus grandes structures que nous voyons aujourd'hui qui contiennent de multiples amas des galaxies."
Filaments géants des galaxies en 3D Le groupe de recherche a utilisé le télescope Subaru pour faire une étude détaillée d'une région du ciel à 12 milliards d'années-lumière de la Terre qui est connue pour avoir une grande concentration de galaxies. Ils ont employé l'appareil-photo Suprime-cam (SC) de Subaru équipé de filtres spéciaux conçus pour être sensibles à la lumière des galaxies à cette distance. Les résultats ont montré que cette concentration de galaxies est juste une petite partie d'une structure beaucoup plus grande.
La structure géante nouvellement trouvée se prolonge sur 200 millions d'années-lumière et a une concentration de galaxies jusqu'à quatre fois plus dense que la moyenne de l'Univers. Les seules structures connues auparavant avec une si forte densité sont beaucoup plus petites, mesurant environ 50 millions d'années-lumière d'envergure.
En utilisant l'instrument FOCAS (Faint Object Camera and Spectrograph) de Subaru pour étudier la distribution 3D des galaxies dans ce filament, l'équipe a également découvert au moins trois filaments se chevauchant qui composent la structure géante.
Grandes concentrations de gaz Les astronomes savaient que cette région contenait au moins deux grandes concentrations de gaz. L'une d'entre elle s'étale sur 400.000 années-lumière.
Les chercheurs ont constaté que ces grandes concentrations de gaz sont situées près des régions de chevauchement des filaments.
Les observations de Subaru étaient couronnées de succès en trouvant des objets beaucoup plus faibles que les précédentes découvertes dans cette région. Par exemple, elles ont permis de trouver 33 nouvelles grandes concentrations de gaz le long de la structure filamenteuse se prolongeant sur 100.000 années-lumière. C'est la première fois que tant de grandes concentrations de gaz, connues des astronomes comme "Lyman alpha blobs", ont été découvertes dans l'Univers lointain.
Les astronomes pensent que de tels "Lyman alpha blobs", appelés ainsi puisque ces "blobs" (grands nuages de gaz) sont vus dans la ligne d'émission alpha de Lyman de l'hydrogène, sont probablement liés aux naissances de plus grandes galaxies. Dans le modèle de "réchauffement gravitationnel", les "blobs" sont des régions où le gaz s'effondre sous sa propre gravité pour former une galaxie. Le modèle de "photo-ionisation" attribut l'émission de gaz à l'ionisation par la lumière ultraviolette d'étoiles nouvellement nées ou d'un trou noir massif. Le modèle de "réchauffement de choc" ou "super vent galactique" présume que le rougeoiement du gaz est provoqué par la mort de nombreuses étoiles massives nées tôt dans l'histoire de l'Univers, vivant de courtes vies, et puis mourant dans des explosions de supernovae qui soufflent le gaz environnant. Les membres d'équipe Yoshiaki Taniguchi et Yasuhiro Shioya (Ehime University) étaient partisans du modèle galactique de super vent.
Les observations avec le spectrographe DEIMOS sur le télescope Keck II ont révélé que le gaz à l'intérieur des gouttes se déplacent avec des vitesses supérieures à 500 kilomètres par seconde. L'ampleur des concentrations en gaz et la vitesse de la matière à l'intérieur d'elles suggèrent que ces régions doivent être jusqu'à dix fois plus massives que la galaxie de la Voie lactée.
Les "blobs" montrent une grande variété en forme et éclat. Par exemple, certaines montrent des dispositifs en forme de bulle qui correspondent aux simulations informatiques de vents galactiques du type de celles faites par Masao Mori (Senshu University) et Masayuki Umemura (University of Tsukuba). Il y a également des gouttes diffuses et celles se composant de plusieurs galaxies.
"Des galaxies de diverses tailles nous entourent" ajoute Yuichi Matsuda (Kyoto University). "Les plus grandes concentrations de gaz que nous avons trouvées peuvent nous indiquer beaucoup sur la façon dont les plus grandes d'entre elles sont venues à exister."
Ces résultats ont été publiées dans une série d'articles de recherches dans Astronomical Journal et the Astrophysical Journal.
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Cratère Mersenius - rides entre Humorum et Procellarum
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Cette mosaïque de trois images, prises par l'instrument AMIE (advanced Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1, montre le cratère Mersenius C sur la Lune.
Crédit : ESA/SMART-1/Space-X (Space Exploration Institute)
AMIE a obtenu cette séquence le 13 Janvier 2006, depuis une distance de 1149, 1172, et 1195 kilomètres de la surface, respectivement. La résolution au sol s'étale de 104 à 108 mètres par pixel. Toutes les images sont localisées à une longitude de 45.7° Ouest, aux latitudes de 21.3° Sud, 19.7° Sud et 18.1° Sud, respectivement.
Le cratère Mersenius C est situé dans le secteur de montagne entre la Mer des Humeurs (Mare Humorum) et l'Océan des Tempêtes (Oceanus Procellarum). Le cratère a un diamètre de 14 kilomètres et est mieux visible pour les observateurs depuis la Terre 4 jours après le Premier Quartier de Lune.
Il est nommé en l'honneur de Marin Mersene, un philosophe et physicien français (1588 - 1648). Le cratère est entouré par un système de "grabens", qui sont des fractures qui se forment quand la surface lunaire s'enfonce légèrement en raison des failles.
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Une nouvelle vision des quasars
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Certains des objets les plus lumineux dans l'Univers sont les mystérieux quasars. La plupart des astronomes sont maintenant convaincus que les quasars sont la manifestation de trous noirs supermassifs au centre des galaxies. Une équipe de chercheurs a trouvé la preuve qu'il pourrait y avoir quelque chose de très différent au coeur de ces galaxies provoquant les quasars.
L'astronome Rudy Schild du CfA (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) et ses collègues ont étudié le quasar connu sous le nom de Q0957+561, situé à environ 9 milliards d'années-lumière de la Terre dans la direction de la constellation de la Grande Ourse (Ursa Major). Ce quasar détient un objet compact central contenant autant de masse que 3 à 4 milliards de soleils, qui pourait être considéré comme un trou noir, mais les travaux de Schild suggèrent autre chose.
L'étude détaillée du quasar Q0957+561 a été rendue possible grâce à un processus appelé "effet de lentille gravitationnelle". La gravité d'une galaxie voisine courbe l'espace, formant deux images du quasar lointain et amplifie sa lumière. Les étoiles et les planètes dans la galaxie voisine affectent également la lumière du quasar, provoquant de petites fluctuations dans l'éclat lorsqu'elles dérivent de la ligne de visée entre la Terre et le quasar.
Schild a surveillé l'éclat du quasar pendant 20 années, en impliquant pas moins de 14 télescopes pour garder l'objet en observation aux heures critiques.
Par l'analyse soigneuse des données, l'équipe a clarifié des détails au sujet du noyau du quasar. Par exemple, leurs calculs ont indiqué exactement le lieu de formation des jets émis par le quasar.
Schild et ses collègues ont constaté que les jets semblent émerger de deux régions de 1.000 unités astronomiques en taille (environ 25 fois plus grand que la distance Pluton-Soleil) situées à 8.000 unités astronomiques directement au-dessus des pôles de l'objet compact central.
Le quasar semble être dynamiquement dominé par un champ magnétique intérieurement ancré à son objet compact supermassif central en rotation.
A la lumière des observations, Schild et ses collègues, Darryl Leiter (Marwood Astrophysics Research Center) et Stanley Robertson (Southwestern Oklahoma State University), ont proposé une théorie controversée où le champ magnétique est intrinsèque au central et supermassif objet compact du quasar, plutôt que faisant partie seulement du disque d'accrétion comme supposé par la plupart des chercheurs. Si confirmée, cette théorie faisant état d' "Objets Magnétosphériques en Effondrement Permanent" (Magnetospheric Eternally Collapsing Objects, ou MECOs) mènerait à une nouvelle image révolutionnaire de la structure du quasar.
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Galaxies perturbées
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Le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO a pris des images de trois différents "univers-îles", surprenants chacun à leur propre façon, dont les formes témoignent d'un passé trouble, et pour un, d'un futur catastrophique prévisible.
Crédit : ESO (FORS/VLT)
La première galaxie décrite est NGC 908, localisée à 65 millions d'années-lumière vers la constellation de la Baleine (Cetus). Cette galaxie spirale, découverte en 1786 par William Herschel, est une galaxie dite "starburst", autrement dit, une galaxie subissant une phase où elle engendre des étoiles un taux effréné. Des amas de jeunes et massives étoiles peuvent être vus dans les bras en spirale. Deux supernovas, des explosions d'étoiles massives, ont été enregistrées dans le passé proche : une en 1994 et l'autre en Mai de cette année. La galaxie, qui est d'environ 75.000 années-lumière de longueur, présente clairement également d'inégaux et épais bras en spirale, l'un sur la gauche semblant aller vers le haut, formant une sorte de ruban. Ces propriétés indiquent que NGC 908 a souffert très probablement d'une rencontre étroite avec une autre galaxie, bien qu'aucune ne soit visible actuellement.
Crédit : ESO (FORS/VLT)
La deuxième galaxie décrite constitue une autre merveilleuse vue d'une nature plus timide : elle n'appartient pas au catalogue NGC, comme bon nombre de ses soeurs plus célèbres. Sa désignation bien moins connue, ESO 269-G57, se rapporte à l'étude "ESO/Uppsala Survey of the Southern Sky" dans les années 1970 où plus de 15.000 galaxies australes ont été trouvées avec le télescope Schmidt de l'ESO et cataloguées.
Située à environ 155 millions d'années-lumière vers la constellation australe du Centaure (Centaurus), ESO 269-G57 est une galaxie spirale spectaculaire de forme symétrique qui appartient à un amas de galaxies bien connu vu dans cette direction. Un "anneau" interne, de plusieurs enroulements serrés de bras en spirale, entourés par deux plus à l'extérieur qui semblent se scinder en plusieurs branches, sont clairement visibles. De nombreux objets bleus et diffus sont vus, la plupart étant des régions de formation d'étoiles. ESO 269-G57 s'étend sur environ 4 minutes d'arc dans le ciel, correspondant à presque 200.000 années-lumière de large. Ressemblant à une grande flotte de vaisseaux spatiaux, beaucoup d'autres galaxies faibles et éloignées sont visibles dans le fond.
Crédit : ESO (FORS/VLT)
Enfin, ESO 27c/06 fournit une vue d'une organisation plus tourmentée, d'une galaxie dite irrégulière, connue sous le nom de NGC 1427A. Située à environ 60 millions d'années-lumière, dans la direction de la constellation de Fornax (Fornax), NGC 1427A est d'environ 20.000 années-lumière de long et partage quelques ressemblances avec notre voisin le Grand Nuage de Magellan. NGC 1427A plonge en fait dans l'amas de galaxies Fornax à une vitesse de 600 km/s, et prend une forme de pointe de flèche. Se déplaçant tellement rapidement, la galaxie est comprimée par le gaz entre les amas, et cette compression donne naissance à de nombreuses nouvelles étoiles.
En utilisant ces observations et d'autres du VLT, l'astronome Iskren Y. Georgiev (Argelander Institute for Astronomy, Bonn, Allemagne) et ses collègues ont pu trouver 38 amas globulaires comme candidat qui sont âgés d'environ 10 milliards d'années. Les scientifiques ont également déduit que NGC 1427A est à environ 10 millions d'années-lumière devant la galaxie elliptique dominante centrale dans l'amas de galaxies Fornax, NGC 1399. Il semble certain que dans de telles circonstances, le futur de NGC 1427A semble sinistre, car la galaxie sera finalement perturbée, dispersant son contenu de gaz et d'étoiles dans les régions entre les amas.
Juste à côté de NGC 1427A, mais 25 fois plus loin, une plus typique et belle galaxie spirale vue de face regarde plutôt imperturbable la tragédie.
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Où se cachent les trous noirs supermassifs ?
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Des scientifiques européens et américains, dans une recherche pour trouver des trous noirs supermassifs se cachant dans les galaxies voisines, en ont trouvé étonnamment peu. Les trous noirs sont mieux cachés ou ils sont menaçant seulement dans l'Univers plus éloigné.
Les scientifiques sont convaincus que quelques trous noirs supermassifs doivent se cacher derrière les nuages épais de poussières. Ces linceuls poussiéreux permettent seulement aux rayons X d'énergie plus élevée de briller à travers. Une fois dans l'espace, les rayons X se combinent avec un fond cosmique de rayons X qui imprègnent la totalité de l'espace.
Une étude montre que la fraction de trous noirs cachés dans l'Univers voisin était de 15 pour cent, en utilisant les données de l'observatoire orbital de rayons gamma Integral.
Maintenant, des astronomes du GSFC (Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland) de la NASA, et de l'ISDC (Integral Science Data Centre, Genève, Suisse), ont trouvé une fraction encore plus petite en utilisant presque deux années de données continues, provenant aussi d'Integral. Les travaux prouvent clairement qu'il y a trop peu de trous noirs cachés dans l'Univers voisin pour créer le rayonnement de fond de rayons X observé.
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Lomonosov : un grand cratère rempli de lave
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Cette image, prise par l'instrument AMIE (advanced Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1, montre le cratère Lomonosov sur la face cachée de la Lune.
AMIE a obtenu l'image le 30 Janvier 2006 depuis une distance d'environ 2.100 kilomètres de la surface, avec une résolution au sol de 190 mètres par pixel. Le secteur montré est centré sur une latitude nord de 27.8° et sur 98.6° de longitude est.
Le cratère Lomonosov est un bel exemple de grand cratère (92 kilomètres de diamètre) qui a été rempli par la lave après l'impact, de ce fait, montrant un plancher plat. Les murs en terrasse indiquent des effondrements, c'est-à-dire des glissements de roches en raison de la pesanteur après la fin de l'impact. Les petits cratères à l'intérieur de Lomonosov sont le résultat des impacts dans ce plancher de lave qui se sont produits après la formation de Lomonosov.
Le cratère est nommé en l'honneur de Mikhail Vassilievitch Lomonossov, un physicien russe (1711 - 1765). Il était professeur de physique à l'Université de St Petersbourg et a consacré sa vie à l'étude des propriétés de la matière et de l'électricité.
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Les disques de formation de planètes pourraient freiner les étoiles
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Des astronomes à l'aide du télescope spatial Spitzer ont trouvé la preuve que les disques poussiéreux de matières à l'origine de la formation des planètes attirent et ralentissent les jeunes étoiles tourbillonnantes qu'ils entourent.
Les jeunes étoiles sont pleines d'énergie, pivotant comme des toupis en la moitié d'un jour ou moins. Elles tourneraient encore plus rapidement, mais quelque chose les freine. Bien que les scientifiques avaient théorisé que les disques de formation de planètes pouvaient être au moins une partie de la réponse, démontrer ceci avait été dur à faire jusqu'ici.
"Nous savions que quelque chose devait maintenir la vitesse des étoiles sous contrôle," commente le Dr. Luisa Rebull (Spitzer Science Center, Pasadena, Californie). "Les disques étaient la réponse la plus logique, mais nous avons dû attendre Spitzer pour voir les disques."
Rebull, qui a travaillé sur le problème pendant presque une décennie, est l'auteur principal d'un nouvel article dans l'édition du 20 Juillet d'Astrophysical Journal. Les résultats font partie d'une recherche pour comprendre le rapport complexe entre les jeunes étoiles et leurs systèmes planétaires en plein essor.
Les étoiles commencent la vie comme des boules de gaz en train de s'effondrer qui tournent de plus en plus rapidement pendant qu'elles se contractent, comme les patineurs sur glace qui tournoyent en repliant leurs bras. Alors que les étoiles se retirent brusquement, les excédants de gaz et de poussières s'aplatissent dans des disques plats les entourant. La poussière et le gaz dans les disques sont censés se regrouper en masse compacte par la suite pour former des planètes.
Les étoiles en développement tournent si rapidement que, laissées sans contrôle, elles ne pourraient jamais se contracter entièrement et devenir des étoiles. Avant la nouvelle étude, les astronomes avaient théorisé que les disques pouvaient ralentir la vitesse super rapide des étoiles en tirant brutalement sur leurs champs magnétiques. Quand les champs d'une étoile traversent un disque, ils sont supposés être enlisés comme une cuillère dans la mélasse. Ceux-ci bloquent la rotation de l'étoile vers une rotation plus lente, aussi l'étoile qui se contracte ne peut pas tourner plus rapidement.
Pour prouver ce principe, Rebull et son équipe ont eu besoin de l'aide du Spitzer. Lancé en Août 2003, l'observatoire infrarouge est un expert pour trouver des disques tourbillonnants autour des étoiles, parce que la poussière dans les disques est chauffée par lumière des étoiles et rougeoie aux longueurs d'onde infrarouges.
L'équipe a utilisé le Spitzer pour observer près de 500 jeunes étoiles dans la nébuleuse d'Orion. Ils ont divisé les étoiles selon leur rotation, rapide ou lente, et ont déterminé que celles qui tournaient plus lentement sont cinq fois plus à avoir des disques que les rapides.
"Nous pouvons maintenant dire que les disques jouent un certain rôle dans le ralentissement des étoiles dans au moins une région, mais il pourrait y a une foule d'autres facteurs opérant en tandem. Et les étoiles pourraient se comporter différemment dans différents environnements," note Rebull.
D'autres facteurs qui contribuent au ralentissement des étoiles sur de plus longues périodes incluent les vents stellaires et probablement les planètes adultes.
Si les disques de formation de planètes ralentissement les étoiles, est-ce que les étoiles avec des planètes tournent plus lentement que les étoiles sans planètes ? Pas nécessairement, selon Rebull, qui a indiqué que les étoiles en rotation lente pourraient simplement mettre plus de temps que d'autres étoiles pour se débarrasser de leurs disques et développer des planètes. Une telle floraison tardive d'étoiles, en effet, donnerait à leurs disques plus de temps pour freiner et ralentir.
Finalement, la question de savoir comment un rythme de rotation d'étoile est en relation avec sa capacité de supporter des planètes incombera aux chasseurs de planètes. Jusqu'ici, toutes les planètes connues dans l'Univers encerclent des étoiles qui tournent nonchalamment. Notre soleil est considéré un trainard, marchant actuellement laborieusement au rythme d'une révolution tous les 28 jours. Et, en raison des limites technologiques, les chasseurs de planètes n'ont pu trouver toutes les planètes extrasolaires autour d'étoiles filant à toute allure.
"Nous devrons utiliser différents outils pour détecter des planètes autour d'étoiles en rotation rapide, tels que la nouvelle génération de télescopes terrestres et spatiaux", note le Dr. Steve Strom, astronome au NOAO (National Optical Astronomy Observatory, Tucson, Arizona).
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Etude du ciel en infrarouge
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Des astronomes britanniques ont publié les premières données obtenues par le télescope infrarouge UKIRT de la plus grande et plus sensible étude des cieux en infrarouge pour la communauté d'utilisateurs de l'ESO.
L'étude UKIDSS (UKIRT Infrared Deep Sky Survey) a achevé la première des sept années de collecte de données, étudiant des objets qui sont trop faibles pour être vus aux longueurs d'onde visibles, tels que les objets trop éloignés ou trop froids. Les nouvelles données sur de jeunes galaxies représentent déjà un défi à la tendance actuelle de l'opinion sur la formation des galaxies, révélant que les galaxies sont massives à un stade de développement beaucoup plus tôt que prévu.
Ces premiers résultats scientifiques montrent déjà quelles seront les capacités de l'étude complète pour trouver les objets rares qui détiennent les indices essentiels sur la manière dont les étoiles et les galaxies dans notre Univers se sont formées.
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Comètes SOHO : C/1999 V5, 2006 K21, L3, L4, L5, L6, L7, L8, M5, M6, M7
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Onze nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2006-O20 et MPEC 2006-O21.
C/1999 V5 (SOHO) (H.Su, V.Bezugly) C/2006 K21 (SOHO) (G.Sun) C/2006 L3 (SOHO) (H.Su) C/2006 L4 (SOHO) (W.Xu) C/2006 L5 (SOHO) (H.Su)
C/2006 L6 (SOHO) (G.Sun) C/2006 L7 (SOHO) (T.Hoffman) C/2006 L8 (SOHO) (H.Su) C/2006 M5 (SOHO) (T.Chen) C/2006 M6 (SOHO) (T.Hoffman) C/2006 M7 (SOHO) (H. Su)
Ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz. |
Rencontre serrée des taches rouges de Jupiter
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Une image en haute résolution publiée par l'Obervatoire Gemini montre les deux taches rouges géantes de Jupiter se frôlant dans l'hémisphère sud de la planète.
L'image a été obtenue 14 Juillet 2006 en lumière proche de l'infrarouge en utilisant le systeme d'optique adaptative qui corrige, en temps réel, la plupart des déformations provoquées par la turbulence atmosphériquee de la Terre. Le résultat est une vue depuis la Terre qui rivalise avec les images prises depuis l'espace.
Dans le proche infrarouge, les taches rouges apparaissent blanches plutôt que la tonalité rougeâtre vue aux longueurs d'onde visibles.
"Il était délicat d'obtenir cette image," commente l'astronome Tchad Trujillo (Gemini Observatory) qui a assisté à la capture de l'événement. "Puisque nous avons employé le système d'optique adaptative nous avions besoin d'un objet proche comme une étoile pour servir de guide, aussi nous avons dû trouver un moment où la lune Io de Jupiter apparaîtrait assez proche de Jupiter et où les taches rouges seraient de façon optimale placées sur le disque de Jupiter. Heureusement tout a été résolu en soirée du 13 Juillet et nous avons pu capturer cet ensemble de circonstances relativement rare," ajoute Trujillo.
Les deux taches rouges sont d'énormes sytèmes de tempêtes. Le haut de la plus grande, connue depuis longtemps comme la Grande Tache Rouge, se trouve à environ 8 kilomètres au-dessus des nuages voisins et est le plus grand ouragan connu dans le Système solaire. La plus petite tempête (officiellement appelé Oval BA, mais officieusement connue sous le nom de Tache Rouge Junior) est un autre système d'ouragan. Puisqu'elle semble presque aussi lumineuse que la Grande Tache Rouge dans les images proche de l'infrarouge, Tache Rouge Junior peut être à une hauteur semblable dans l'atmosphère jupitérienne que la Grande Tache Rouge.
La Tache Rouge Junior est approximativement de la moitié de la taille de sa célèbre cousine, mais ses vents soufflent aussi fort. Cette nouvelle puissante tempête s'est formée entre 1998 et 2000 de la fusion de trois ovales blanches persistantes, chacune étant un système de tempête à une plus petite échelle, qui avait été observée pendant au moins 60 ans. Mais ce n'est que le 27 Février de cette année que l'astronome amateur philippin Christopher Go a découvert que la couleur de l'ovale blanc nouvellement formé avait viré au rouge brique. Les astronomes étaient témoin de la naissance d'une nouvelle tache rouge.
Personne n'est sûr pourquoi cet ovale blanc a tourné au rouge. Cependant, l'astronome Toby Owen (University of Hawaii) soutient une hypothèse développée par l'astronome Rita Beebe (Mexico State University), qui suggère que la fusion des trois ovales blancs conduit à une intensification du système de tempêtes. Ceci l'a rendu assez forte pour remonter des profondeurs de l'atmosphère vers la surface de la matière rougeâtre. Comme cette matière est remontée au milieu de la tache, elle est contenue (ou protégée) contre l'évasion par les forts courants de circulation aux bords de la tache. "Ce qui est frustrant est que nous ne savons pas ce qu'est cette matière rougeâtre," ajoute Owen. "Mais il s'avère que la capacité de la remonter vers le haut dépend de la taille de ces systèmes de tempêtes ovales."
Une autre hypothèse populaire affirme que la matière remontée vers le haut de dessous les nuages visibles de Jupiter s'élève à une altitude où la lumière UV du Soleil la change chimiquement pour lui donner une tonalité rougeâtre.
On s'attend à ce que rien de spectaculaire ne se produise pendant que les deux systèmes de tempêtes continuent leur rencontre serrée. Les ovales blancs qui composent la Tache Rouge Junior sont passés bon nombre de fois près de la Grande Tache Rouge alors que le courant atmosphérique dans lequel elle est incluse se déplace à une vitesse différente de l'autre à la latitude de la Grande Tache Rouge. Néanmoins, nous devrions envisager la possibilité que la Grande Tache Rouge pourrait maintenant, ou à l'avenir, pousser la Tache Rouge Junior dans un courant sud qui souffle dans le sens contraire de la rotation actuelle. Si la rotation de la Tache Rouge Junior ralentit, sa couleur pourrai trevenir de nouveau au blanc, mais cela reste à voir. En ce moment, comme l'image de Gemini le montre, la Tache Rouge Junior démontre sa puissance restante.
Chaque tache rouge tourne avec Jupiter à des rythmes légèrement différents et au fil du temps, comme des voitures passant sur une route, les deux taches changent de position relative provoquant des passages serrés comme celui-ci. Cependant, c'est le premier tel passage depuis que la nouvelle et plus petite tache rouge s'est intensifiée et a viré au rouge. Une image optique récente du télescope spatial Hubble a été obtenue en Avril de cette année où les deux taches étaient encore séparées par une distance considérable.
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L'explosion stellaire présage une plus grande explosion à venir
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Le 12 Février 2006,
des observateurs ont repéré une nova qui est apparu
lorsqu'une faible étoile s'est illuminée nettement,
devenant visible à l'oeil nu. La cause de l'illumination
était une explosion thermonucléaire qui a soufflé
les couches externes d'une étoile naine blanche tout en laissant
le noyau indemne.
"Cette nova était plus passionnante pour les astronomes qu'un spectacle de feux d'artifice," commente Jennifer Sokoloski (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), auteur d'un article paru dans le journal Nature.
Pourtant l'éruption était minuscule comparée à ce qui adviendra. Les astronomes prévoient que l'étoile en question peut finalement éclater violemment en supernova dans le futur, se déchiquetant et dispersant ses restes gazeux à travers l'espace. Des explosions semblables sont assez lumineuses pour être vues à travers l'espace sur des milliards d'années-lumière. Ce système voisin dans la Voie lactée donne aux astronomes une occasion unique d'affiner leur interprétation physique d'un type de système stellaire rare qui peut produire de tels souffles puissants.
"Les astronomes emploient de telles supernovae pour mesurer l'expansion de l'Univers, aussi il est important pour nous de comprendre comment les systèmes stellaires qui produisent de ces explosions évoluent avant leur disparition," ajoute Sokoloski.
Le système stellaire à l'étude, RS Ophiuchi, est situé à environ 5.000 années-lumière de la Terre dans la direction de la constellation Ophiuchus. RS Ophiuchi se compose d'une dense étoile naine blanche (un noyau stellaire d'environ la taille de Terre mais contenant plus de masse que le Soleil) et une étoile rouge géante gonflée. Le compagnon géant rouge émet un vent stellaire qui déverse de la matière sur la naine blanche. Quand suffisament de cette matière est accumulée, selon les théoriciens, une explosion thermonucléaire colossale se produit.
Intéressant, l'étoile naine blanche orbite à l'intérieur de l'enveloppe gazeuse de son compagnon. La matière éjectée de la naine blanche lors de l'explosion en nova percute la matière environnante, créant une onde choc qui réchauffe le gaz pour émettre des rayons X énergiques et accélère les électrons pour émettre des ondes radio.
"Ce que nous pouvions déduire des données de rayons X, nous pouvions l'imager avec les radiotélescopes," explique Michael Rupen (National Radio Astronomy Observatory), qui a étudié RS Ophiuchi en utilisant le VBLA (Very Long Baseline Array).
En utilisant les satellites et les télescopes terrestres, des équipes indépendantes ont étudié RS Ophiuchi à de multiples longueurs d'onde. Leurs observations ont prouvé que l'explosion était plus complexe que généralement supposée par les scientifiques. Les modèles standards informatiques présument une explosion sphérique avec de la matière éjectée en parts égales dans toutes les directions. Les observations de RS Ophiuchi ont montré des preuves pour deux jets opposés de matière et d'une possible structure en anneau.
"Les images par radio représentent la première fois où nous avons vu la naissance d'un jet dans un système naine blanche," a ajouté Rupen. "nous avons vu littéralement le jet 's'allumer'."
Les systèmes tels que RS Ophiuchi peuvent par la suite produire une explosion énormément plus puissante, une supernova, lorsque la naine blanche accumule assez de masse pour la faire s'effondrer et éclater violemment. Puisque de telles explosions de supernova (appelées supernovae de Type Ia par les astronomes) sont toutes déclenchées alors que la naine blanche atteint la même masse, elles sont pensés pour être presque identiques dans leur éclat intrinsèque. Ceci les rend extrêmement précieuses en tant que "bougies standard" pour les distances de mesure dans l'Univers.
Avec le satellite Rossi X-ray Timing Explorer, les scientifiques ont calculé que la masse de la naine blanche est près de 1,4 fois celle du Soleil - presque aussi massive qu'une naine blanche peut devenir avant de s'effondrer.
"Un jour, RS Ophiuchi éclatera. Ce qui s'est produit en Février était juste un petit hoquet précurseur de plus grandes choses à venir," commente Koji Mukai (NASA Goddard Space Flight Center), co-auteur du rapport dans Nature.
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Site d'atterrissage d'Apollo 11
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Cette image prise par l'instrument
AMIE (advanced Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau
spatial SMART-1, montre le site d'atterrissage d'Apollo 11 dans
la Mer de la Tranquilité (Mare Tranquillitatis) sur la Lune.
AMIE a obtenu l'image le 05 Février 2006 depuis une distance de 1.764 kilomètres de la surface, avec une résolution au sol de 159 mètres par pixel. Le secteur imagée est centré à une longitude de 23.9° Est près de l'équateur de la Lune, à la latitude de 1.7°.
Le secteur est proche du cratère Moltke (en dehors du champ visuel de cette image) dans la Mer de la Tranquilité. La flèche montre l'emplacement d'atterrissage d'Apollo 11, où les premiers hommes ont posé le pied sur un autre corps dans notre Système solaire le 20 Juillet 1969. Les deux principaux cratères tout près sont baptisés du nom de deux des astronautes d'Apollo 11. Le premier homme sur la Lune, Armstrong, a un cratère baptisé de son nom en dehors du champ de cette image.
Comme l'image le montre, le secteur qui a été sélectionné pour le premier atterrissage a pratiquement peu de particularité, sur une grande surface plane. Ce choix a été fait dans le but de faciliter l'atterrissage.
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Au Centre de la Voie lactée
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Le centre de la Voie lactée est un quartier surchargé et pas toujours calme, selon la dernière image de l'Observatoire de rayons X Chandra de la NASA. En plus du trou noir supermassif au centre, le secteur est rempli de toutes sortes de différents habitants qui affectent et s'influencent les uns les autres.
La nouvelle image en rayons X montre trois amas d'étoiles massives, les Arches (au centre en haut), le Quintuplet (en haut à droite), et l'amas stellaire GC (au centre en bas), lequel est près de l'énorme trou noir connu sous le nom de Sagittarius A*. Les étoiles massives dans ces amas peuvent elles-mêmes être très lumineuses, des sources de rayons X, lorque les vents emportant leurs surfaces entrent en collision avec des vents d'une étoile compagnon en orbite. Les étoiles dans ces amas libèrent également de vastes quantités d'énergie quand elles atteignent la fin de leur vie et éclatent en supernovae, qui, leur son tour, chauffent la matière entre les étoiles. Les étoiles près du Centre Galactique peuvent également émettre des rayons X en tant que cadavres stellaires, sous forme d'étoiles à neutrons ou de trous noirs dans les systèmes binaires, et sont également vues comme des points de source dans l'image de Chandra.
Tandis que les étoiles individuelles dans ces amas connaissent leurs propres vies agitées, les amas eux-mêmes sont également en interaction avec d'autres résidants du voisinage du Centre Galactique. Par exemple, les amas d'étoiles heurtent violemment les nuages denses et froids de gaz moléculaire. Ces collisions puissantes entre les amas et les nuages peuvent avoir comme conséquence une proportion plus élevée d'étoiles massives que d'étoiles de faible masse au Centre Galactique, en comparaison à un voisinage plus calme. Les collisions peuvent également expliquer une partie de l'émission diffuse de rayons X vue dans l'image de Chandra.
Sur plusieurs années, plus de deux millions de secondes du temps d'observation de Chandra a été consacré à étudier le centre de la galaxie. Cette dernière image de Chandra représente plus de 1 million de secondes de temps et couvre un champ de 168 par 130 années-lumière de large. Dans cette image, le rouge, le vert, et le bleu correspondent respectivement aux rayons X de faible, de moyenne et de haute énergie.
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La structure spirale de la galaxie d'Andromède mise à jour par l'observation de son gaz moléculaire
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Une équipe internationale a cartographié l'émission de la molécule de monoxyde de carbone CO dans la galaxie d'Andromède, entre novembre 1995 et août 2001. Utilisant le radiotélescope de 30 m de l'IRAM (Institut de Radioastronomie Millimétrique) situé sur le Pico Veleta en Espagne ils ont réalisé l'observation la plus complète d'un objet extragalactique, plus de 500 heures d'observation. Cette molécule est un traceur du gaz dense et froid qui constitue les nuages moléculaires, qui sont les précurseurs des étoiles et dessinent la structure des galaxies. L'observation montre qu'Andromède est bien une galaxie spirale similaire à la Voie Lactée, notre propre galaxie, mais que sa masse de gaz moléculaire est dix fois moins importante que dans notre Galaxie. Le taux de formation stellaire dans la galaxie d'Andromède a été plus important dans le passé que celui de notre Voie Lactée, qui pourrait ressembler à Andromède dans quelques milliards d'années.
La galaxie Andromède (M31) est la galaxie spirale la plus proche de notre Voie Lactée dont elle est distante de seulement 2,5 millions d'années-lumière. Cette galaxie est très inclinée par rapport à nous (78°) et nous la voyons pratiquement de profil. Nous pensons qu'il s'agit d'une galaxie spirale semblable à la nôtre, mais il était difficile jusqu'à présent de reconnaître sa morphologie exacte, ainsi que la structure de ses bras spiraux. Sa proximité et sa structure, qui ressemble à notre Voie Lactée, offrent une occasion unique pour mieux comprendre comment se forme les étoiles à grande échelle dans les bras spiraux. Rappelons que ce sont les étoiles qui sont les éléments moteurs de l'évolution des galaxies.
Les étoiles se forment à partir de nuages moléculaires denses constitués essentiellement de gaz dense et froid (˜ -250°C), moléculaire, principalement de l'hydrogène moléculaire, H2, mais aussi, dans une moindre mesure du monoxyde de carbone, CO. Cette dernière molécule étant très difficile à observer depuis le sol (ou depuis l'espace avec une bonne résolution angulaire), on utilise la molécule CO pour tracer les nuages moléculaires. La molécule CO émet des raies spectrales dans le domaine millimétrique et est observable depuis le sol avec des grands radiotélescopes, situés de préférence sur des sites élevés, tel le radiotélescope de 30 m de diamètre de l'IRAM du Pic de Veleta (Grenade, Espagne). Une équipe d'astronomes de l'IRAM et du Max Planck Institut für Radioastronomie a cartographié l'émission de la molécule CO sur l'ensemble du disque de la galaxie d'Andromède avec ce radiotélescope. Il s'agit de l'observation la plus complète et la plus détaillée d'un objet extragalactique aux longueurs d'onde millimétriques réalisée à ce jour. Plus de 500 heures de télescope ont été utilisées entre novembre 1995 et août 2001 et près de un million sept cents milles spectres ont été observés et analysés.
Les observations de CO montrent que le gaz froid se concentre en très fines structures qui dessinent deux bras spiraux se déployant entre 20 000 et 40 000 années-lumière à partir du centre d'Andromède. La partie centrale est formée de vieilles étoiles et le gaz froid y est beaucoup moins abondant. Du fait de la forte inclinaison d'Andromède les bras semblent dessiner un grand anneau elliptique, et il est difficile de reconnaître la forme de ces bras avec des traceurs moins fins, comme le gaz neutre atomique (HI) ou les étoiles.
La densité du gaz froid est beaucoup plus grande le long des bras spiraux que dans les régions entre les bras, où le gaz atomique est relativement abondant et plus uniformément distribué. La masse de gaz moléculaire dans Andromède est dix fois plus faible que dans notre Galaxie. La présence de très nombreuses étoiles vieilles, notamment au centre de la galaxie Andromède, suggère que la formation stellaire a été bien plus importante dans le passé qu'à présent et que le gaz moléculaire utilisé pour former ces étoiles n'a pas été remplacé. Si cette hypothèse est exacte, notre Voie Lactée pourrait très bien subir le même sort ressembler à Andromède dans quelques milliards d'années.
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Géantes rouges assymétriques
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En reliant trois télescopes du réseau IOTA (Infrared-Optical Telescope Array) pour obtenir des détails sans précédent de vieilles étoiles géantes, lesquelles représentent à long terme le sort de notre Soleil, une équipe d'astronomes a trouvé qu'environ un tiers des étoiles géantes observées n'étaient pas uniformément lumineuses mais assymétriques lorqu'on les observe avec la résolution spatiale procurée par l'interféromètrie.
L'équipe a observé avec IOTA un total de 35 variables Mira, 18 variables semi-régulière et 3 variables irrégulières, toutes à environ 1.300 années-lumières de la Terre, dans notre galaxie de la Voie lactée. Douze des variables Mira se sont avérées avoir des luminosités asymétriques, alors que seulement deux des semi-régulières et aucune des irrégulières montraient ces inégalités.
Il pourrait s'agir de grandes taches ou de nuages analogues aux tache solaires, d'ondes de choc produites par les enveloppes en pulsation, ou même de planètes.
Les résultats obtenus par l'équipe prouvent également qu'il est possible de relier trois, voire même cinq ou six, télescopes infrarouges pour obtenir des images de résolution plus élevée qu'auparavant.
Les astronomes ont également employé une nouvelle technologie pour combiner la lumière des trois télescopes du IOTA : un composant semi-conducteur d'un demi-pouce de large, appelé IONIC (integrated-optics beam-combiner) développé en France. Celle-ci diffère de l'interféromètre typique, qui se compose de nombreux miroirs pour diriger la lumière de multiples télescopes vers un détecteur commun.
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Gruithuisen : volcanisme de non-mer dans Procellarum
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Cette image, prise par l'instrument AMIE (advanced Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1 de l'ESA, montre la région de Gruithuisen sur la Lune.
AMIE a obtenu cet séquence le 01 Janvier 2006, depuis une distance d'environ 2.154 kilomètres de la surface, avec une résolution au sol de 195 mètres par pixel. Le secteur montré dans l'image est centré sur une latitude de 34.8° nord et de 40° de longitude ouest.
Le cratère principal en forme de cuvette près du bord gauche de l'image est Gruithuisen B. Gruithuisen lui-même est juste visible sur le bord droit de l'image. Les montagnes visibles dans le secteur s'appellent Mons Gruithuisen.
Il est possible de noter le grand nombre de cratères de taille similaire à la droite du centre de l'image. Ce sont des cratères secondaires, produits par des particules d'ejecta provenant d'un grand impact qui sont retombées sur la Lune.
Selon Head et Mc Cord (1978), le dôme de Gruithuisen sur la Lune représente des dispositifs volcaniques de l'âge Imbrien lesquels sont différents dans la forme et dans les "empreintes spectrales" (nature minéralogique). Ces dispositifs ne sont pas à caractère de "mer" (une mer est une grande plaine de lave) et ils sont d'origine "extrusive", c'est-à-dire qu'ils sont produits par la matière volcanique s'écoulant de la surface et se cristallisant par la suite.
La composition, la morphologie, et les rapports d'âge des dômes indiquent que le volcanisme extrusif de non-mer dans la région nord de Procellarum de la Lune a continué jusqu'il y a environ 3.3 à 3.6 milliards d'années et était partiellement contemporain de la mise en place de la séquence principale des dépôts de mer.
En 1999, Chevrel, Pinet et Head ont constaté que les caractéristiques spectrales de dômes et de monticules sont clairement différentes de celles des montagnes et des basaltes environnants les mers. L'identification spectrale d'un monticule très répandu suggère que le modèle spécifique de l'éruption déduit pour la formation des dômes pourrait s'être produit sur une échelle régionale dans la présente partie de la Lune, avant l'événement d'Iridum il y a environ 3.8 milliards d'années. Ce modèle volcanique semble être plus répandu dans la première partie de l'histoire lunaire que supposé auparavant.
Le secteur est nommée d'après Franz von Gruithuisen, un astronome allemand du 19ème siècle (1774 - 1852). Gruithuisen a passé beaucoup de son temps à l'observation de la Lune et pensait réellement qu'elle était habitée. Déjà en 1840 il a proposé que les cratères lunaires étaient la conséquence des impacts météoritiques plutôt que des volcans, comme il était généralement admis au début du 20ème siècle.
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Le prix Edgar Wilson 2005-2006
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Le Smithsonian Astrophysical Observatory (SAO), département du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Cambridge, Massachusetts), a annoncé les destinataires de la récompense Edgar Wilson attribuée en 2005-2006 (IAUC 8730).
La récompense, gérée par le SAO, en tant que bénéficiaire sous la volonté d'Edgar Wilson (Lexington, Kentuky), a été attribuée aux découvreurs suivants :
- Charles Wilson Juels (Fountain Hills, Arizona, U.S.A.) et Paulo Renato Centeno Holvorcem (Campinas, Brazil) pour la découverte de la comète C/2005 N1 (Juels-Holvorcem)
- John Broughton (Reedy Creek, Queensland, Australie), pour la découverte de la comète P/2005 T5 (Broughton).
Le prix Edgar Wilson, créé en Juin 1998 et attribué pour la première fois en 1999, est une récompense attribuée annuellement aux astronomes amateurs qui, en utilisant du matériel d'amateur, ont découvert une ou plusieurs comètes nouvelles.
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Comète P/1999 X1 = 2006 O1 (Hug Bell)
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La comète P/1999 X1, découverte le 10 Décembre 1999 par Gary Hug et Graham E. Bell, a été redécouverte le 16 Juillet 2006 par D. Tibbets et G. Hug (Farpoint Observatory), à la magnitude 18,5.
Les éléments orbitaux de la comète P/2006 O1 (Hug-Bell) indiquent un passage au périhélie au 06 Juillet 2006 à une distance de 1,9 UA du Soleil, et une période de 7,06 ans.
La comète a reçu la dénomination définitive de 178P/Hug-Bell.
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Iani Chaos
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Ces images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord du vaisseau spatial Mars Express, montre Iani Chaos, une région à l'est de Valles Marineris caractérisée par une apparence perturbée et chaotique, similaire à d'autres terrains chaotiques sur Mars.
L'instrument HRSC a obtenu ces images au cours de l'orbite 945 avec une résolution au sol d'approximativement 13,0 mètres par pixel. Les images montrent la région d'Iani Chaos, se trouvant approximativement à 0.7° Sud et 340.6° Est.
Iani Chaos est l'une des nombreuses régions à l'est de Valles Marineris caractérisées par un terrain abrupt ou chaotique. La morphologie de ce terrain est dominée par des restes de grands massifs, qui sont de grandes masses de relief qui ont été déplacées et ont survécu en tant que blocs. Ceux-ci sont aléatoirement orientés et fortement érodés.
Aux sud (vers la gauche) dans l'image couleur, ces mesas (plateaux formés par les restes d'une coulée volcanique, quant l'érosion à abaisssé les terrains environnants), lesquelles apparaissent comme des collines au sommet plat, s'étalent de moins d'un kilomètre à approximativement 8 kilomètres de large, avec une altitude relative maximum d'environ 1.000 mètres.
La région relativement plate au nord-ouest (en haut à droite) de l'image couleur montre un certain nombre de faibles dépressions circulaires. Ces dépressions, avec les restes des massifs, pourraient avoir été formées par l'effondrement de la surface en raison du déplacement de matière sous la surface, par exemple de la glace ou de l'eau.
Les scientifiques croient que Iani Chaos était la source des fluides supposés avoir créé Ares Vallis, la vallée d'environ 1.500 km de long qui se prolonge vers le nord-ouest dans la direction de Chryse Planitia.
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Discovery se pose en Floride
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La navette spatiale Discovery (mission STS-121), après une mission de 13 jours, s'est posée avec succès en Floride sur la piste du Kennedy Space Center à 13h14 UTC.
Discovery est revenue avec un membre d'équipage de moins qu'au départ de la mission STS-121, l'astronaute de l'ESA Thomas Reiter étant resté à bord de la Station Spatiale Internationale (ISS) pour six mois pour la mission Astrolab.
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Nouvelles contraintes sur l'inflation apportées par WMAP
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Les théories actuelles de l'univers jeune comprennent une période d'inflation, juste après le Big Bang, pendant laquelle l'échelle caractéristique de l'univers augmente de 60 ordres de grandeur en moins d'une seconde. Récemment, une équipe internationale comprenant des chercheurs de l'Observatoire de Paris, a proposé d'interpréter les modèles d'inflation en les considérant dans le cadre de la superconductivité, des phénomènes critiques et des transitions de phase. Dans cette nouvelle approche, la forme précise du potentiel de l'inflation est construite à partir des données de WMAP, et des prévisions sont faites quant au modèle d'inflation qui ajuste le mieux les données actuelles.
L'inflation a été proposée il y a plus de 25 ans pour résoudre le problème de la platitude de l'univers et le problème de l'horizon, entre d'autres ; c.-à-d. expliquer pourquoi on observe des régions dans le ciel qui, bien qu'éloignées de beaucoup plus que le trajet de la lumière depuis le Big Bang (la taille de l'horizon), ont exactement la même température de rayonnement. Ces régions apparemment ne devraient pas être reliées entre elles, et paradoxalement elles sont remarquabelement homogènes. L'inflation suppose qu'elles viennent de la même région causalement reliée, dont la taille a gonflé considérablement.
Quel est le phénomène à l'origine de l'inflation ? La Théorie de Grande d'Unification (GUT) donne une explication. GUT unifie l'interaction forte avec l'interaction faible et électromagnétique. Cette unification devrait se produire aux températures de T = 1029K, seulement disponibles très tôt dans l'univers. Au-dessus et autour de cette température, les particules sont soumises seulement à la force unifiée, et quand l'univers se refroidit au-dessous de cette température, la symétrie entre les forces est brisée, produisant une transition de phase, qui libère une énergie colossale. Cette énergie formidable serait le moteur de l'inflation.
L'inflation fournit un mécanisme générique pour produire des perturbations scalaires (densité) et tensorielles (ondes gravitationnelles). Un aspect caractéristique des perturbations dûes à l'inflation est qu'elles proviennent de fluctuations quantiques. Lorsque leur longueur d'onde devient plus grande que le rayon de Hubble (l'horizon), ces fluctuations sont amplifiées et se développent, devenant classiques et se découplant des processus microphysiques causaux. Ensuite, pendant l'ère actuelle où la matière domine le rayonnement, l'horizon les rattrape à nouveau, et ces perturbations classiques sont la cause des inhomogénéités qui produisent les structures cosmologiques par effondrement gravitationnel. L'inflation prévoit de façon générique un spectre de fluctuations primordiales quasi-adiabatiques (scalaire et tensoriel) gaussien et presque invariant d'échelle. Ce spectre est parfaitement compatible avec les données riches et précises fournies par la sonde Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP).
L'inflation simple est décrite par un champ scalaire (l'inflaton) qui conduit la dynamique du facteur d'échelle de l'univers, plus de petites fluctuations quantiques. Dans les données de WMAP, les départs à l'invariance d'échelle et à la gaussianité sont déterminés par les départs à la platitude du potentiel, qui peut être mesurée par ses dérivées. Ces dérivées peuvent être combinées dans une hiérarchie de paramètres sans dimension variant lentement.
L'équipe propose un modèle simple et réaliste pour étudier l'inflation de base, un potentiel en forme de polynôme. Dans tous les cas, une formule est trouvée, reliant la masse m de l'inflaton aux observables du fond cosmique de rayonnement micro-onde (CMB) : ces observables du CMB sont le rapport des perturbations scalaires et tensorielles, r, et l'index spectral ns des perturbations scalaires. Pour un spectre de fluctuations avec l'index ns <1, le potentiel qui ajuste le mieux les données actuelles est un trinôme avec un terme quadratique négatif.
Ont été également calculés les effets quantiques comprenant les bosons et les fermions. Des corrections quantiques au spectre de puissance primordial ont été calculées et exprimées en termes des observables du CMB: ns, r.
Ceci permet de mettre des contraintes sur les modèles d'inflation selon les données actuelles du CMB + LSS (Large Scale Structures). En particulier : Le modèle qui ajuste le mieux les données est le potentiel trinôme avec une limite de masse négative et une petite amplitude initiale d'inflaton. Pour la valeur centrale ns = 0.95, les valeurs prévues pour r et dérivée de ns sont : 0.03< r <0.04 et -0.00070< d ns/d ln k <-0.00055 . Une valeur maximum : nsmax = 0.961528 est trouvée, et une valeur maximum correspondante pour le rapport r : rmax = 0.114769. De façon surprenante, le rapport r a deux branches: c'est-à-dire, r est une fonction à deux valeurs de l'index spectral ns dans l'intervalle observable intéressant 0.96< ns< 0.9615 .
Les prochaines observations du CMB non seulement détermineront la valeur de r mais également elles détermineront sa branche utile.
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Comète C/2006 M4 (SWAN)
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R. D. Matson et M. Mattiazzo ont indépendamment reporté la détection d'une possible comète dans les images SWAN du satellite SOHO du 20 Juin 2006. Des images confirmant la nature cométaire de l'objet ont été obtenues par T. Lovejoy le 30 Juin et par R. H. McNaught le 12 Juillet.
Les éléments orbitaux de la comète C/2006 M4 (SWAN) indiquent un passage au périhélie au 28 Septembre 2006 à une distance de 0,78 UA du Soleil. La comète pourrait devenir visible en Europe en Septembre 2006 à une magnitude proche de 8.
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Hubble reprend l'exploration de l'Univers
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Après un bref temps d'arrêt, l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) à bord du télescope spatial Hubble a repris ses activités, sondant au plus loin dans l'espace dans sa quête pour comprendre la vraie nature du constituant le plus dominant dans l'Univers : l'énergie sombre.
C'est l'une des premières images de l'Univers obtenues après la reprise des opérations scientifiques par l'instrument ACS le 04 Juillet. L'appareil-photo était non connecté pendant presque deux semaines car les ingénieurs de la NASA avaient basculé vers une alimentation électrique de secours après la défaillance de l'alimentation électrique principale de l'instrument.
L'image de gauche est d'un champ riche de galaxies contenant un amas lointain de galaxies à 9 milliards d'années-lumière (redshift de z = 1.4). Dans un programme conduit par Saul Perlmutter de l'Université de Californie à Berkeley, Hubble revisite périodiquement environ 20 amas éloignés de galaxies en un "voyage de pêche" pour capturer la lueur d'une classe d'étoiles éclatées appelée supernovae de type Ia. Les amas sélectionnés ont été choisis parce qu'ils permettent aux astronomes d'étudier l'énergie sombre à une distance trop grande pour être facilement observé de la Terre.
Les supernovae de type Ia sont des marqueurs célestes lumineux de distance qui sont précieux pour mesurer comment l'énergie sombre influence l'Univers. Finalement, les observations détaillées comme celles-ci permettront aux astrophysiciens de mieux comprendre la nature de l'énergie sombre et son influence sur l'évolution future de l'Univers.
Crédit : NASA, ESA, S. Perlmutter (Lawrence Berkeley National Laboratory, University of California), and the HST Cluster Supernova Collaboration
Quand Hubble a regardé ce champ en Avril 2006, (en haut à droite) aucune supernova n'était visible. Hubble a vu la première fois la supernova en Juin 2006, dans un secteur de galaxie qui est un milliard d'années-lumière plus près (redshift de z = 1.2) de nous que l'amas plus éloigné. Juste après que l'ACS soit redevenu opérationel, Hubble a revisité le champ pour faire des mesures de l'explosion stellaire s'estompant (la flèche en bas à droite). Le noyau lumineux de la galaxie hôte est à côté de la supernova rougeoyante. Une supernova peut brièvement devenir aussi lumineuse qu'une galaxie entière d'étoiles.
La qualité des images d'Avril et de Juillet démontrent que l'ACS fonctionne parfaitement et renvoie des images détaillées de l'Univers lointain.
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APEX répond aux ambitions des astronomes
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Le télescope submillimétrique de 12 mètres APEX (Atacama Pathfinder Experiment) répond aux ambitions des scientifiques en permettant d'accéder à "l'Univers froid" avec une sensibilité et une qualité d'images sans précédent. En démonstration, pas moins de 26 articles basés sur les débuts scientifiques avec APEX sont publiés cette semaine dans la revue de recherche Astronomy & Astrophysics. Parmi les nombreux nouveaux résultats, la plupart dans le domaine dela formation d'étoiles et l'astrochimie, sont la découverte d'une nouvelle molécule interstellaire, et la détection de la lumière émise à 0.2 millimètre des molécules de CO, ainsi que la lumière venant d'une molécule chargée composée de deux formes d'hydrogène.
En utilisant APEX et télescope de 30 mètres IRAM, la première détection astronomique d'une molécule chargée composée de carbone et de fluor, "ion CF+", a été faite. Avant cette découverte, seule une espèce de molécule fluorée avait été trouvée dans l'espace jusqu'ici, la molécule HF ("fluorure d'hydrogène"), se composant d'un atome d'hydrogène et d'un de fluor. La molécule nouvellement découverte, produite par une réaction entre le carbone et la molécule HF, a été trouvée dans une région attenante à la nébuleuse d'Orion, une des pépinières stellaires les plus proches et les plus actives de la Voie lactée. Cette détection apporte une aide aux astronomes pour comprendre la chimie interstellaire du fluor, suggérant que le fluorure d'hydrogène soit omniprésent dans les nuages interstellaires de gaz.
Une autre première est la détection, également dans la région de formation d'étoiles d'Orion, de la lumière émise par l'oxyde de carbone (CO) à une longueur d'onde de 0.2 millimètre. Il est très difficile étudier ces longueurs d'ondes courtes, aussi bien parce que la vapeur d'eau dans l'atmosphère atténue le signal plus sévèrement qu'ailleurs dans la gamme submillimétrique, mais également parce qu'elles sont à la limite de la plage de fonctionnement du télescope. La détection du CO à cette longueur d'onde, la plus courte accessible depuis la Terre dans l'une des "fenêtres" submillimétriques, prouve la superbe efficacité de l'APEX. La lumière venant d'une molécule chargée composée d'hydrogène et de deutérium (H2D+) a été détecté dans plusieurs nuages froids dans le ciel austral.
Ce ne sont pas les seules découvertes significatives faites. D'autres points forts incluent les premières observations du carbone atomique dans les prétendus "Piliers de la Création" dans la nébuleuse de l'Aigle ("Eagle Nebula", connue également sous le nom de Messier 16), une étude submillimétrique d'un noyau chaud massif, d'une région de formation d'étoiles de masse élevée, aussi bien que d'un écoulement à vitesse rapide venant d'un jeune objet stellaire. Des études des régions moléculaires dans la galaxie naine NGC 6822 et dans la galaxie NGC 253 ont été également faites, montrant que l'APEX peut également contribuer à l'exploration des objets extragalactiques.
Indépendamment des études astronomiques, une série de contributions traite les aspects techniques de l'APEX, tels que le télescope lui-même, de son logiciel, de ses récepteurs et des spectromètres. Les derniers ont été développés au Max-Planck-Institut für Radioastronomie à Bonn (Allemagne) et à l'Université Suédoise de Chalmers, tandis que le récepteur de 0.2 millimètre était développé à l'Université de Cologne (Allemagne).
Le télescope APEX, conçu pour travailler aux longueurs d'ondes submillimétriques, dans la gamme de 0.2 à 1.5 millimètre, a passé avec succès sa phase de vérification scientifique en Juillet 2005, et depuis lors effectue des observations scientifiques régulières. Il est situé sur le haut plateau Chajnantor de 5.100 m dans le désert d'Atacama (Chili), probablement l'endroit le plus sec sur Terre. C'est un effort de collaboration entre le Max-Planck-Institut für Radioastronomie, l'ESO et le Onsala Space Observatory (Suède).
Avec son antenne précise et son grand secteur collecteur, l'APEX fournit, à cet endroit exceptionnel, un accès sans précédent à un tout nouveau domaine dans les observations astronomiques. En effet, l'astronomie millimétrique et submillimétrique ouvre de nouvelles possibilités excitantes dans l'étude des premières galaxies à s'être formées dans l'Univers et des processus de formation d'étoiles et de planètes. Elle permet également aux astronomes d'étudier les conditions chimiques et physiques des nuages moléculaires, qui sont des régions denses de gaz et de poussières dans lesquelles de nouvelles étoiles se forment.
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Sulpicius Gallus
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Cette mosaïque de trois images, prises par l'instrument AMIE (advanced Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1 de l'ESA, montre le secteur près du cratère Sulpicius Gallus sur la Lune.
AMIE a obtenu cette séquence le 18 Mars 2006,
depuis une distance de 1.200 kilomètres de la surface, avec
une résolution au sol allant de 110 à 114 mètres
par pixel.
Le secteur montré dans l'image du haut est centré sur une latitude de 19.7° Nord et de 12.2° de longitude Est; l'image du milieu est centrée sur une latitude de 18.2° Nord et de 12.3° de longitude Est; l'image du bas est centrée sur une latitude de 16.7° Nord et de 12.50 de longitude Est.
Le principal cratère dans le secteur en haut à gauche de cette mosaïque s'appelle Sulpicius Gallus. C'est un cratère assez frais et en forme de cuvette avec un diamètre d'approximativement 12 kilomètres. Les plaines plates de lave l'entourant appartiennent à la Mer de la Sérénité (Mare Serenitatis) du côté nord-est de la Lune faisant face à la Terre. Les montagnes traversant en diagonale le milieu de la mosaïque s'appellent Montes Haemus. Elles indiquent le bord de l'énorme cratère d'impact qui a formé la Mer de la Sérénité.
Le secteur entourant le cratère Sulpicius est très intéressant pour les scientifiques lunaires; c'est l'un des secteurs les plus complexes en composition et géologiquement du côté proche de la Lune. L'histoire géologique de cette région a été formée par des impacts de différentes envergures et d'époques, par le volcanisme de différent genre et composition au cours du temps. Les résultats spécifiques (Bell et Hawke, 1995) incluent la détection de relativement frais matériaux de montagnes dans le cratère.
De bonnes données spectroscopiques (qui sont relatives à la composition minéralogique) sont disponibles de la mission Clementine et par les observations terrestres, permettant de mieux cerner l'évolution géologique de notre voisin cosmique le plus proche.
Le secteur a été évoqué pour contenir des mélanges des perles vitreuses et noires produites lorsque de grands impacts ont fondu une partie de la surface lunaire. Cependant, la modélisation des propriétés spectrales de matière similaire au matériel lunaire ne permet pas de mettre en rapport clairement la composition de la matière aux données mesurées.
Les observations en couleur de l'appareil-photo d'AMIE aideront en clarifiant par la suite ces résultats. Ainsi, la combinaison d'imagerie en haute résolution spatiale et la spectroscopie spectrale de résolution élevée des ensembles de données de SMART-1, de Clementine et des télescopes basés sur Terre permettront finalement d'améliorer les modèle de mélanges minéraux sur la Lune.
Le cratère Sulpicius Gallus est baptisé du nom d'un général, homme d'état et orateur romain. Il est célèbre pour avoir prévu une éclipse de Lune la nuit avant la bataille de Pydna (168 avant J.C.). Homme de grande érudition, dans les dernières années de sa vie, il s'est consacré à l'étude de l'astronomie.
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Un nouveau concept pour la reconnexion magnétique
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La reconnexion magnétique est le mécanisme qui permet de brutalement convertir l’énergie stockée dans un champ magnétique en d’autres formes d’énergie. Ce mécanisme intervient dans quasiment tous les plasmas magnétisés, et donc dans la quasi-totalité de l’Univers. La reconnexion magnétique est notamment à l’origine de phénomènes parmi les plus violents de notre système solaire, tels que les éruptions solaires et les éjections de masses coronales. Une équipe de chercheurs de l'Observatoire de Paris vient d'apporter une bien meilleure compréhension de la reconnexion magnétique, grâce à des simulations 3D. La reconnexion intervient aussi au niveau de la magnétosphère terrestre, ainsi qu’en laboratoire, au sein des tokamaks tels que le futur ITER. Dans ces derniers, la reconnexion magnétique doit être évitée car elle limite le confinement magnétique du plasma de fusion.
Le stockage et la libération de l’énergie magnétique présentent de fortes similitudes avec ce qui se produit dans un élastique que l’on torsade puis que l’on coupe. De la même façon, l’énergie magnétique est libérée lorsque l’on sectionne les lignes de champ, c’est-à-dire, lorsque l’on modifie leur connectivité. Ceci se produit lors de la reconnexion magnétique. Pour que les lignes de champ magnétique puissent être reconnectées, il est nécessaire qu’une couche étroite parcourue par des courants électriques intenses soit présente dans le milieu. Si ce mécanisme est bien compris en deux dimensions (2D), en revanche, des questions majeures se sont posées depuis plus de dix ans sur les conditions de formation de ces nappes de courants et la nature de la reconnexion en trois dimensions (3D).
Une équipe de l’observatoire de Paris a simulé numériquement en 3D la formation de ces nappes de courant et la reconnexion associée, à l’aide des machines parallèles multiprocesseurs du Service Informatique de l’Observatoire de Paris. Cette équipe a ainsi généralisé en 3D les conditions nécessaires au développement de ces couches de courant, en les liant à des géométries générales du champ magnétique ne possédant aucune singularité topologique, appelées « tubes de flux hyperboliques ». Cette association permet dorénavant de prédire le lieu de déclenchement de la reconnexion magnétique, et éventuellement de mieux la maîtriser dans les expériences en laboratoire de fusion par confinement magnétique.
Ces simulations ont aussi mis en évidence un comportement inédit de la configuration magnétique lors de la reconnexion. Contrairement à ce qui se produit en 2D, où les lignes de champ magnétique se coupent et se rejoignent deux à deux, en 3D celles-ci modifient leur connectivité continûment et semblent ainsi glisser les unes par rapport aux autres.
Ces simulations numériques de pointe ont permis aux chercheurs français d’apporter une vision nouvelle de la reconnexion magnétique en 3D. Certains phénomènes associés aux éruptions solaires peuvent ainsi être compris et interprétés sous un jour nouveau : notamment, le déplacement des régions qui émettent des rayons X durs au niveau de la surface solaire serait dû au glissement rapide des régions d’impact de particules accélérées lors de la reconnexion.
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Mer des Humeurs : là où les cratères racontent l'histoire du basalte
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Cette mosaïque de trois images, prises par l'instrument AMIE (advanced Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1, montre la mer des Humeurs (Mare Humorum) sur la Lune.
AMIE a obtenu l'image du haut le 01 Janvier 2006,
depuis une distance de 1.087 kilomètres de la surface, avec
une résolution au sol de 98 mètres par pixel. Les
deux images restantes ont été prises le 13 Janvier
2006, depuis une distance d'environ 1.069 (au centre) et de 1.050
kilomètres (en bas) de la surface, avec une résolution
au sol de 97 et 95 mètres par pixel, respectivement.
Le secteur montré dans l'image supérieure est centré sur une latitude de 40.2° sud et de 25.9° de longitude ouest; l'image centrale est centrée sur une latitude de 40.2° sud et de 27.3° de longitude ouest; l'image du bas est centrée sur une latitude de 40.2° sud et de 28.8° de longitude ouest.
La Mer des Humeurs est une petite mer circulaire sur le côté proche lunaire, d'environ 825 kilomètres de large. Les montagnes l'entourant marquent le bord d'un vieux bassin d'impact qui a été inondé et rempli par des laves. Ces laves se prolongent également devant le bord du bassin dans plusieurs endroits. Dans le haut à droite il y a plusieurs tels écoulements qui se prolongent au nord-ouest dans le sud de l'Océan des Tempêtes (Oceanus Procellarum).
La mer des Humeurs n'a pas été retenue par le programme Apollo, aussi son âge précis n'a pas pu être encore déterminé. Cependant, des tracés géologiques indiquent que son âge est entre celui des bassins Imbrium et Nectaris (Mer des Pluies et Mer du Nectar), suggérant un âge d'environ 3.9 milliards d'années (avec une incertitude de 500 millions d'années).
Humorum est rempli d'une couche épaisse de basalte de mer, censée excéder 3 kilomètres d'épaisseur au centre du bassin. Sur le bord nord de la mer des Humeurs est le grand cratère Gassendi, qui a été considéré comme emplacement possible d'atterrissage pour Apollo 17.
La mer des Humeurs est un secteur scientifiquement intéressant parce qu'il permet l'étude des rapports entre le remplissage lunaire de mer, la tectonique de bassin de mer, et l'évolution thermique globale avec le mascon principal Maria - les régions de la croûte de la Lune qui contiennent une grande quantité de matériel plus dense que la moyenne pour ce secteur (Solomon, Head, 1980).
Des études passées (Budney, Lucey) ont révélé que les cratères dans la mer des Humeurs excavent parfois de la matière de montagne, permettant d'estimer l'épaisseur en dessous de la couverture de mer. Grâce à ceci, il était également possible de déterminer que la structure "multiples anneaux" du bassin des Humeurs a un diamètre de 425 kilomètres (résultats basés sur les données globales topographiques de Clementine).
En général, la chronologie du volcanisme lunaire est basée sur l'analyse des échantillons d'emplacement d'atterrissage des missions Apollo et Luna, de l'étude du rapport entre la stratigraphie (superposition des dépôts) dans différentes régions, et de l'analyse des cratères lunaires - comment ils sont dégradés dans le temps et comment leur distribution en nombre et taille change au-dessus de la surface de la Lune. De statistiques sur les cratères, en l'an 2000, Hiesinger et ses collègues ont constaté que dans Humorum il y avait un pic d'éruptions il y a environ 3.3-3.5 milliards d'années.
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La supernova laisse derrière elle un objet mystérieux
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Grâce aux données du satellite XMM-Newton de l'ESA, une équipe de scientifiques regardant de plus près un objet découvert il y a plus de 25 ans a constaté qu'il est comme aucun autre connu dans notre galaxie.
L'objet est au coeur du reste de supernova RCW103, les restes gazeux d'une étoile qui a éclaté il y a environ 2.000 ans. Au premier abord, RCW103 et sa source centrale sembleraient être un parfait exemple de ce qui reste après une explosion de supernova : une bulle de matières éjectées et une étoile à neutrons.
Une observation intense et continue de 24,5 heures a révélé quelque chose de bien plus complexe et intrigant, toutefois. L'équipe, de l'IASF (Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica) de l'INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica) à Milan (Italie), a constaté que l'émission de la source centrale change avec un cycle qui se répète toutes les 6,7 heures. C'est une période incroyablement longue, des dizaines de milliers de fois plus longue que prévu pour une jeune étoile à neutrons. Aussi, les propriétés spectrales et temporelles de l'objet diffèrent d'une observation précédente de XMM-Newton de cette même source en 2001.
"Le comportement que nous voyons embarrasse particulièrement en raison de son jeune âge, moins de 2.000 ans," commente Andrea De Luca de l'IASF-INAF, l'auteur principal. "il est réminiscent d'une source de plusieurs millions d'années. Pendant des années nous avions le sentiment que l'objet était différent, mais nous ne savions pas comment il était différent jusqu'à maintenant."
L'objet s'appelle 1E161348-5055, que les scientifiques ont par commodité surnommé 1E (où E représente l'observatoire d'Einstein qui a découvert la source). Il est logé presque parfaitement au centre de RCW 103, à environ 10.000 années-lumière dans la constellation de la Règle (Norma). L'alignement presque parfait de 1E au centre de RCW 103 conforte plutôt les astronomes que tous deux sont nés dans le même événement catastrophique.
Lorqu'une étoile au moins huit fois plus massive que notre Soleil manque de carburant pour brûler, elle éclate dans un événement appelé une supernova. Le noyau stellaire implose, formant une pépite dense appelée une étoile à neutrons ou, s'il y a assez de masse, un trou noir. Une étoile à neutrons contient à peu près l'équivalent de la masse d'un Soleil entassée dans une sphère de seulement environ 20 kilomètres de diamètre.
Les scientifiques ont recherché pendant des années la périodicité de 1E afin d'en apprendre plus sur ses propriétés, telles que la manière dont elle tourne rapidement ou si elle a un compagnon.
"Notre claire détection d'une si longue période combinée avec la variabilité séculaire dans l'émission de rayons X en font une source très étrange," ajoute Patrizia Caraveo de l'INAF, co-auteur et chef du groupe de Milan. "De telles propriétés dans un objet compact âgé de 2.000 ans nous laissent avec deux scénarios probables, à savoir une source qui fonctionne par accrétion ou est actionnée par le champ magnétique."
1E pourrait être un magnetar isolé, une sous-classe exotique d'étoile à neutrons fortement magnétisée. Ici, les lignes de champ magnétique agissent en tant que freins pour la rotation de l'étoile, libérant de l'énergie. Environ une douzaine des magnetars sont connus. Mais les magnetars tournent habituellement plusieurs fois par minute. Si 1E tourne seulement une fois toutes les 6,67 heures, comme la détection de période l'indique, le champ magnétique requis pour ralentir l'étoile à neutrons en juste 2.000 ans serait trop grand pour être plausible.
Un champ magnétique de magnetar standard pourrait faire l'affaire, toutefois, si un disque de débris, constitué par le surplus de matières de l'étoile qui a éclaté, aide également à ralentir la rotation de l'étoile à neutrons. Ce scénario n'a jamais été observé auparavant et conduirait vers un nouveau type d'évolution d'étoile à neutrons.
Sinon, la longue période de 6,67 heures pourrait être la période orbitale d'un système binaire. Une telle situation exige qu'une étoile normale de faible masse parvienne à rester relié à l'objet compact produit par l'explosion de supernova il y a 2.000 ans. Les observations doivent autoriser un compagnon de la moitié de la masse de notre Soleil, ou même plus petit.
Mais 1E serait un exemple sans précédent d'un système binaire de rayons X de faible masse dans sa petite enfance, un millions de fois plus jeune que les système binaires de rayons X avec de légers compagnons. Le jeune âge n'est pas la seule particularité de 1E. Le modèle cyclique de la source est bien plus prononcé que celui observé pour des douzaines de systèmes binaires de rayons X de faible masse exigeant des processus d'alimentation d'étoile à neutrons peu courants.
Un double procédé d'accrétion pourrait expliquer son comportement : L'objet compact capture une fraction de vent de l'étoile naine (accrétion de vent), mais il peut également ôter le gaz des couches externes de son compagnon, qui se dépose dans un disque d'accrétion (accrétion de disque). Un mécanisme si peu commun pourrait commencer dans une phase première de la vie d'une binaire de rayons X de faible masse, dominée par les effets de l'initiale et prévue excentricité orbitale.
"RCW 103 est une énigme," ajoute Giovanni Bignami, directeur de CESR, Toulouse, et co-auteur. "Nous n'avons tout simplement pas une réponse concluante à ce qui provoque les longs cycles de rayons X. Quand nous arriverons à comprendre ceci, nous en apprendrons beaucoup plus sur les supernovae, les étoiles à neutrons et leur évolution."
En ayant l'étoile explosée dans le ciel boréal, Cléopatre pourrait l'avoir vu et l'avoir considéré comme un présage de sa fin malheureuse, note Caraveo. Au lieu de cela, l'explosion a eu lieu au coeur du ciel austral, et personne ne l'a enregistré. Néanmoins, la source est un bon présage pour des astronomes de rayons X espérant se renseigner sur l'évolution stellaire.
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Le disque autour des étoiles chaudes actives tourne bien comme les planètes autour du Soleil !
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Une équipe internationale, dirigée par un chercheur du CNRS, vient de répondre à une question que les astronomes se posaient depuis la découverte de la première étoile chaude active (Be) par le Père Angelo Secchi le 23 août 1866 à Rome. Quelle est la loi suivie par la rotation du disque circumstellaire qui entoure l'étoile centrale ? Pour la première fois cette équipe a pu apporter une réponse sans ambiguïté: la rotation du disque est képlérienne, comme peut l'être la rotation des planètes de notre système solaire.
C'est à nouveau l'étoile Be
Ces chercheurs ont également montré
qu'
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L'astronaute de l'ESA Thomas Reiter prend son service à bord de l'ISS
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Communiqué de Presse de l'ESA N° 24-2006
Grâce à la reprise des vols de la Navette spatiale, l'équipage permanent de la Station spatiale internationale compte à nouveau trois membres. L'astronaute de l'ESA Thomas Reiter séjournera à bord de l'ISS aux côtés du commandant russe Pavel Vinogradov et de l'ingénieur de bord Jeffrey Williams, de la NASA.
Moins de deux jours après avoir quitté, mardi soir, le Centre spatial Kennedy de la NASA à Cap Canaveral, en Floride, la Navette spatiale Discovery s'est amarrée à la Station spatiale internationale cet après-midi, à 16.52 heure de Paris (14.52 T.U.). Les sept astronautes transportés par la Navette ont été accueillis par les deux membres de l'équipage permanent, qui sont à bord de l'ISS depuis mars dernier.
Peu après son arrivée à bord de la Station, Thomas Reiter a installé la garniture de siège en mousse adaptée à sa morphologie dans le véhicule Soyouz TMA-8. La capsule russe est amarrée à l'ISS depuis mars pour servir de « chaloupe » de sauvetage à l'équipage permanent (et ramener P. Vinogradov et J. Williams sur Terre en septembre).
Thomas Reiter a ainsi été intégré à l'équipage permanent de l'ISS, qui comprend de nouveau trois membres pour la première fois depuis mai 2003.
Thomas Reiter passera cinq à sept mois dans l'ISS en tant que deuxième ingénieur de bord - une fonction qui avait toujours été réservée à des astronautes américains ou russes jusqu'à présent, mais sera confiée à l'avenir à d'autres astronautes de l'ESA, du Japon ou du Canada. L'astronaute européen exécutera à ce titre de nombreuses tâches à bord de la Station, assurant l'exploitation et la maintenance des équipements des composantes américaines et russes. Il s'est préparé à ces activités sur les installations de formation à l'ISS depuis 2001.
Thomas Reiter sera responsable de différents systèmes de l'ISS, notamment du mécanisme d'amarrage russe, du guidage et du pilotage, de la régulation d'ambiance et du soutien vie, de l'alimentation en énergie et des communications, de l'hygiène et de la sécurité de l'équipage ou encore des activités extravéhiculaires. Il devrait être le premier astronaute de l'ESA à effectuer une sortie dans l'espace à partir de l'ISS. Il travaillera en outre sur certaines installations de recherche de l'ISS dans le cadre du programme international de recherche scientifique en cours.
Il conduira entre autres une série d'expériences conçues par des scientifiques européens en vue de la mission AstroLab, couvrant les domaines de la physiologie et de la psychologie humaine, de la microbiologie, de la physique des plasmas et de la dosimétrie des rayonnements. Il sera également chargé d'activités de démonstration technologique ainsi que d'expériences industrielles et de projets éducatifs s'adressant aux écoles primaires, aux établissements secondaires et aux universités.
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Cratère Gassendi
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Cette mosaïque de deux images, prises par l'instrument AMIE (advanced Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1 de l'ESA, montre l'intérieur du cratère Gassendi sur la Lune.
AMIE a obtenu ces images le 13 Janvier 2006, à
une minute d'intervalle, depuis une distance d'environ 1.220 kilomètres
(image du haut) et de 1.196 kilomètres (image du bas) de
la surface, avec une résolution au sol de 110 et 108 mètres
par pixel, respectivement.
Le secteur montré dans l'image supérieure est centré sur une latitude de 16.2º sud et de 40.2º de longitude ouest, alors que celle du bas est centrée sur une latitude de 17.9º sud et de 40.2º de longitude ouest.
Gassendi est un dispositif d'impact situé du côté proche de la Lune, au bord nord de la mer des Humeurs. Le cratère est réellement beaucoup plus grand que le champ visuel visible dans cette image. Les collines en bas à droite de la mosaïque sont la crête centrale du cratère, avec une taille approximative de 1.2 kilomètre. Le cratère presque entièrement visible en haut s'appelle "Gassendi A".
Gassendi est un site scientifiquement intéressant parce qu'il offre à des atterrisseurs lunaires la possibilité de prélever des roches anciennes de montagne (dans la crête centrale du cratère) tout comme de fournir des âges pour le bassin d'impact des Humeurs et le cratère Gassendi lui-même. Cependant, parce que le terrain juste en dehors du cratère est tout à fait rugueux, si un équipage débarquait dans cette région, il serait assez difficile d'atteindre les crêtes centrales de Gassendi pour des prélèvements. Gassendi était considéré comme l'un des trois emplacements potentiels pour la mission Apollo 17, qui finalement a touché terre dans la vallée de Taurus-Littrow.
On estime que l'âge du cratère Gassendi est d'environ 3.6 milliards d'années (à plus ou moins 700 millions d'années).
Observé par l'analyse spectroscopique, le cratère Gassendi présente un "comportement" très différent de n'importe quel autre cratère lunaire (Mikhail 1979). Des études en haute résolution exécutées dans la lumière proche de l'infrarouge (Chevrel et Pinet 1990, 1992) ont indiqué la présence de matière volcanique extrusive (c'est à dire de la matière volcanique s'écoulant hors de la surface et se cristallisant ensuite) limitée à la partie sud du sol de Gassendi, lequel est à côté de la Mer des Humeurs.
L'interprétation de ces données a suggéré que la partie centrale du cratère, dont le pic complexe, peut avoir une nature plus "mafique" (c'est à dire une composition de roches provenant de la solidification de magma qui sont très riches en silicates de fer et de magnésium, tels que l'olivine et le pyroxène), avec un constituant plus élevé de pyroxène que les montagnes environnantes.
L'interprétation des données a également suggéré que le volcanisme extrusif étendu pourrait s'être produit dans la partie oriental du plancher, comme également indiqué par la présence significative de pyroxène qui correspond également aux dispositifs volcaniques visibles. La partie occidentale du plancher de cratère, loin de la continuation géométrique du bord occidental de la mer des Humeurs, se compose de matière montagneuse.
La différence entre le côté occidental et oriental du cratère Gassendi au sol fracturé peut être fortement liée à la jeune histoire thermique de la mer des Humeurs.
Le cratère est nommé d'après Pierre Gassendi (1592-1655), philosophe, scientifique et mathématicien français. En 1631, Gassendi a été la première personne à observer le passage d'une planète devant le soleil, en regardant le transit de Mercure que Kepler avait prévu.
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Feux d'artifice cosmiques
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Les restes de quatre supernovae dans la grande galaxie voisine du Nuage de Magellan fournissent un éblouissant étalage de l'un des événements les plus explosifs de la nature. Ces images en rayons X des supernovae SNR 0519-69.0, 0509-68.7, 0534-69.9, et 0453-68.5 montrent le gaz de plusieurs millions de degrés qui a été chauffé par les ondes chocs des explosions. En se déplaçant dans le sens des aiguilles d'une montre à partir du haut à gauche, les âges approximatifs des restes de supernova sont respectivement de 600 ans, 1500 ans, 10.000 ans et 13.000 ans.
Les spectres de rayons X de Chandra fournissent des indices importants quant à la façon dont ces étoiles ont éclaté. Les restes en haut à gauche, en bas à droite et en bas à gauche montrent une concentration d'éléments typiques de supernova de type Ia. Une telle explosion est déclenchée quand la matière est arrachée d'une étoile compagnon vers une étoile naine blanche et la pousse à la limite de la stabilité. L'explosion thermonucléaire qui s'ensuit perturbe complètement l'étoile naine blanche.
En revanche, la supernova qui a produit le reste
SNR 0453-68.5 en bas à gauche laisse derrière une
étoile à neutrons. Ceci indique qu'une supernova de
type II s'est produit quand la source d'énergie nucléaire
d'une étoile massive s'est épuisée et que le
noyau stellaire s'est effondré pour former une étoile
à neutrons, tandis que les couches externes de l'étoile
étaient soufflées. L'étoile à neutrons
en rotation rapide éjecte un vent magnétisé
de particules de grande énergie, lesquelles apparaîssent
dans l'image comme une lumineuse tache ovale bleu-blanche au centre
du reste.
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L'astronaute de l'ESA Thomas Reiter en route pour un nouveau séjour dans l'espace
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Communiqué de Presse de l'ESA N° 23-2006
Avec le retour en vol de la Navette, qui annonce la reprise de l'assemblage de la Station spatiale internationale ISS, ce sera la première fois qu'un astronaute européen rejoindra la base orbitale en tant que membre d'équipage permanent. Sa mission, baptisée Astrolab, doit s'étendre jusqu'à la fin de l'année.
Ce soir, la Navette spatiale Discovery a décollé du Centre spatial Kennedy de la NASA à Cap Canaveral (Floride) à 20h38 heure de Paris (18h38 TU) et a réussi sa mise en orbite terrestre base à l'issue d'un vol propulsé de 8 minutes. Pour cette mission dénommée STS-121, qui est le premier vol de la Navette depuis près d'un an, l'équipage se compose de sept membres, dont un astronaute de l'ESA : l'Allemand Thomas Reiter.
La première journée dans l'espace sera consacrée à une série de contrôles en vol pour s'assurer que Discovery n'a subi aucune détérioration au cours du lancement. Puis, le véhicule orbital entamera sa manœuvre de rendez-vous avec la Station spatiale. L'amarrage est prévu jeudi 6 juillet aux environs de 17h00, heure de Paris (15h00 TU). Peu après, Thomas Reiter installera la garniture de siège en mousse adaptée à sa morphologie dans le vaisseau taxi Soyouz actuellement amarré à l'ISS, à la suite de quoi il deviendra membre d'équipage de la Station.
Tandis que ses compagnons de voyage doivent revenir sur Terre le dimanche 16 juillet ou le jour suivant si la mission peut être prolongée, il est prévu que Thomas Reiter demeure à bord de la Station pendant 6 à 7 mois. Ce vol est réalisé dans le cadre d'un accord entre l'ESA et Roskosmos, l'Agence spatiale fédérale russe, car Reiter occupera un poste initialement attribué à un astronaute russe.
Astronaute de l'ESA depuis 1992, Reiter entreprend son deuxième voyage dans l'espace, mais a déjà fait l'expérience d'une mission de longue durée. Il y a dix ans en effet, il a passé 179 jours en orbite au cours de la mission EuroMir 95 de l'ESA à bord de la station spatiale russe Mir.
L'Europe prend place au sein de l'équipage permanent de l'ISS
A son arrivée à bord de la Station, Thomas Reiter rejoindra les membres actuels de l'équipage permanent de l'ISS en qualité d'ingénieur de bord, placé sous les ordres du commandant russe Pavel Vinogradov, qui est arrivé en mars avec le vol Soyouz TMA-8, accompagné de l'ingénieur de bord de la NASA Jeffrey Williams. Ce sera la première fois depuis mai 2003 que l'ISS disposera d'un équipage permanent de trois membres. En effet, il avait fallu réduire l'équipage tant que la Navette spatiale restait indisponible pour des raisons de logistique et de maintenance. Cette équipe étoffée permettra aux astronautes de se consacrer davantage aux expériences scientifiques, en plus de la maintenance générale de la Station.
Thomas Reiter sera également le premier astronaute qui ne soit ni américain ni russe à s'intégrer dans un équipage permanent. Il sera suivi ultérieurement par d'autres astronautes de l'ESA, du Japon ou du Canada. En tant qu'ingénieur de bord, il sera chargé de tâches vitales concernant le guidage et le pilotage de l'ISS, la régulation d'ambiance et le soutien vie, l'alimentation en énergie et les communications, la santé et la sécurité de l'équipage, ainsi que les activités extra-véhiculaires (EVA). Il deviendra le premier astronaute de l'ESA à effectuer une sortie dans l'espace depuis l'ISS. Il pourra ainsi mettre à profit son expérience puisqu'il a déjà réalisé deux sorties dans l'espace lors de son séjour à bord de Mir.
En septembre, Vinogradov et Williams reviendront sur Terre et seront remplacés par le commandant Michael Lopez-Alegria de la NASA et par un ingénieur de bord russe, Mikhaïl Tiourine, avec lesquels Reiter poursuivra sa mission.
Dans le cadre de la mission Astrolab, Thomas Reiter conduira une série d'expériences scientifiques et technologiques à bord de la Station. Ce programme d'expériences, qui a été mis au point par des instituts scientifiques de toute l'Europe, couvre de nombreux domaines de recherche, comme la physiologie humaine (système cardiovasculaire, masse osseuse, mouvement des yeux, système immunitaire, système respiratoire, etc.), la psychologie en environnement spatial, la microbiologie, la physique des plasmas complexes et la dosimétrie des rayonnements. Il procédera également à des démonstrations technologiques (caméra 3D) ainsi qu'à des expériences dans les domaines industriel et éducatif destinées à des universités et à des établissements scolaires du primaire ou du secondaire. Dernier aspect, qui a son importance, Thomas Reiter et ses collègues goûteront des préparations gastronomiques destinées à améliorer l'ordinaire de la vie dans l'espace.
L'assemblage de l'ISS va pouvoir reprendre
Le lancement de Discovery marque le retour en vol de la Navette, après plus de trois ans d'incertitude à la suite de l'accident de Columbia en février 2003. Il doit apporter la confirmation que les vols de la Navette peuvent se poursuivre, ce qui permettra de donner le feu vert à la reprise des vols d'assemblage de l'ISS.
Pas moins de 17 vols sont prévus jusqu'en 2010 afin d'acheminer des éléments vers le complexe spatial, y compris de nouveaux modules, des sections de l'ossature et des panneaux solaires. Ces éléments sont actuellement stockés au Centre spatial Kennedy. Parmi eux figurent plusieurs réalisations européennes, comme les modules de jonction 2 et 3, qui sont appelés à jouer un rôle essentiel dans l'extension de la Station en multipliant le nombre de points d'ancrage. L'Europe fournira également la Coupole, qui offrira, pour la première fois, une vue panoramique sur l'espace. Mais l'une des plus importantes contributions de l'Europe vient d'arriver en Floride : il s'agit du laboratoire Columbus, réalisation scientifique exceptionnelle conçue pour accueillir des équipements de recherche de pointe qui permettront de mener des expériences pendant plus de dix ans. L'extension de la Station sera également facilitée par les vols logistiques du véhicule de transfert automatique (ATV) de l'ESA, vaisseau cargo automatique devant être lancé par Ariane.
Certains équipements conçus par l'ESA pour améliorer les capacités de l'ISS se trouvent déjà à bord de Discovery, dans le module logistique polyvalent Leonardo construit par l'Italie, avant d'être intégrés à la Station par Thomas Reiter et les autres membres de l'équipage. C'est le cas notamment du premier des trois congélateurs de laboratoire à - 80° C (MELFI) réalisés par l'ESA. Ces équipements de haute technologie ont été conçus pour pouvoir conserver des échantillons biologiques et des résultats d'expérience à très basse température sur une longue période et assurer leur retour sur Terre dans les mêmes conditions. Parmi les autres réalisations de l'ESA présentes à bord du vol STS-121 figurent le système européen de culture modulaire EMCS, conçu pour étudier la croissance des végétaux dans l'espace, et le stimulateur musculaire électrique percutané PEMS, mis au point pour des expériences de physiologie humaine. Enfin, du matériel de rechange permettra de mettre à niveau certains équipements de l'ESA déjà installés à bord de l'ISS, comme la boîte à gants pour la recherche en microgravité.
Une mission-test pour les centres de contrôle européens
La mission Astrolab sera également la première mission habitée de longue durée vers l'ISS à bénéficier du soutien d'un centre de contrôle européen et servira donc de répétition générale en vue du rôle renforcé que doit jouer l'ESA à bord de la Station avec Columbus.
Le centre de contrôle Columbus d'Oberpfaffenhofen (Allemagne) accueille le Centre d'exploitation des charges utiles européennes, qui a pour mission de coordonner la conduite opérationnelle des expériences et des charges utiles européennes à bord de l'ISS et d'assurer le suivi des activités de Thomas Reiter. Il fera la liaison avec les Centres de soutien et d'exploitation pour les utilisateurs (USOC) répartis dans toute l'Europe, ainsi qu'avec le Centre des astronautes européens à Cologne, chargé du soutien médical.
"La mission Astrolab est une étape majeure pour les vols habités en Europe, a déclaré Daniel Sacotte, Directeur des vols habités à l'ESA. Thomas Reiter est le premier, mais d'autres suivront. Même s'il ne faut pas s'attendre à une présence continue de nos astronautes à bord de la Station au cours des prochaines années, ils seront nombreux à s'y rendre pour des séjours de longue durée et nous devons nous y préparer. L'Europe inaugure ainsi une longue présence humaine dans l'espace."
"Avec la mission de Thomas Reiter à bord de l'ISS cette année et le lancement de Columbus et de la première mission de desserte par l'ATV l'année prochaine, l'Europe s'affirme comme un partenaire fiable de premier plan dans l'un des projets les plus complexes jamais menés dans l'espace, a ajouté Jean-Jacques Dordain, Directeur général de l'ESA. Grâce aux efforts de ses partenaires, notamment la NASA et l'Agence spatiale russe, ainsi qu'à l'engagement de ses Etats membres, l'ESA peut préparer activement l'utilisation de la Station spatiale et, au-delà, sa contribution à l'exploration du système solaire."
Selon le manifeste de lancement de la Navette spatiale publié par la NASA, le retour à Terre de Thomas Reiter est actuellement prévu sur le vol STS-116, auquel prendra part un autre astronaute de l'ESA : le Suédois Christer Fuglesang.
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Un rare "blob"
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Le VLT de l'ESO a aidé des scientifiques à découvrir un grand nuage de gaz ("blob") primitif, à plus de 10 milliards d'années-lumière. Le scénario le plus susceptible d'expliquer son existence et ses propriétés est qu'il représente la première étape dans la formation d'une galaxie, quand le gaz tombe sur un grand bloc de matière sombre.
Au cours des dernières années, les astronomes ont découvert dans l'Univers lointain quelques prétendues "blob". Ce sont des objets plutôt énergiques mais faiblement lumineux, de la taille ou beaucoup plus grande que notre galaxie de la Voie lactée. Leur nature exacte est encore peu claire et plusieurs scénarios ont été proposés pour expliquer leur existence.
Une équipe internationale d'astronomes a découvert un nouveau "blob" situé à une distance de 11.6 milliards d'années-lumière (redshift de 3.16). On le voit telle qu'il était lorsque l'Univers avait seulement 2 milliards d'années, ou moins de 15% de son âge actuel. L'objet nouvellement découvert est situé dans le champ bien étudié de GOODS South (Great Observatories Origins Deep Survey).
L'objet a été découvert à l'aide de l'instrument multimode FORS1 sur le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, en Décembre 2002. Les astronomes ont étudié une petite partie du champ sud de GOODS dans un filtre à bande étroite centré sur 505 nm pendant plus de 8 heures. Ce filtre spécial permet aux astronomes d'observer l'émission des atomes d'hydrogène qui sont éloigné d'environ 11.6 milliards d'années-lumière (redshift entre 3.126 et 3.174). De Décembre 2004 jusqu'à Février 2005, FORS1 a été de nouveau utilisé pour procéder à la spectroscopie de certaines des sources nouvellement découvertes, pendant un temps d'observation total de 6 heures.
Avec un diamètre de 200.000 années-lumière, le "blob" est deux fois plus grand que notre Voie lactée et l'énergie totale émise est équivalente à celle d'environ 2 milliards de soleils. En dépit de ceci, l'objet est invisible dans les images prises avec les divers télescopes observant dans les longeurs d'ondes allant de l'infrarouge aux rayons X, en faisant en effet un objet très particulier. C'est également le seul objet de ce type trouvé par les astronomes dans leur étude.
"Nous avons essayé d'expliquer ce "blob" en utilisant les explications les plus courantes, telles que l'illumination par une galaxie avec un noyau actif ou une galaxie que produisent les étoiles à un taux effréné, mais aucune d'elles ne s'appliquent," commente Kim Nilsson (ESO), le premier auteur de l'article relatant le résultat. "A la place, nous sommes arrivés à la conclusion que l'émission observée d'hydrogène vient du gaz primordial s'effondrant sur un bloc de matière sombre. Nous pourrions être ainsi en train de voir bel et bien la construction d'une galaxie massive, comme la nôtre, la Voie lactée."
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Comètes SOHO : C/2006 K15, K16, K17, K18, K19, K20
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Six nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2006-M64.
C/2006 K15 (SOHO) (T. Chen) C/2006 K16 (SOHO) (R. Matson) C/2006 K17 (SOHO) (R. Matson) C/2006 K18 (SOHO) (G. Sun C/2006 K19 (SOHO) (H. Su) C/2006 K20 (SOHO) (H. Su)
Ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz. |
Le 01 Juillet 2006 - mise à jour
Lancement de la navette spatiale Discovery
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Si les conditions météorologiques le permettent, la navette spatiale Discovery (mission STS-121) doit décoller depuis le pas de tir 39B du Centre Spatial Kennedy ce samedi à 19h48 UTC. La fenêtre de tir possible est de 5 minutes. En raison du temps souvent orageux en été en Floride et des conditions climatiques pouvant changer assez rapidement, le feu vert du départ sera donné peu de temps avant le lancement.
L'équipage de la mission STS-121 est composé de sept membres : Commandant : Steven W. Lindsey Pilote : Mark E. Kelly, pilote Spécialistes de mission : Stephanie D. Wilson, Michael E. Fossum, Piers J. Sellers, Lisa M. Nowak, Thomas Reiter (ESA)
Au cours de cette nouvelle mission de la navette spatiale d'une durée de 12 jours à destination de la Station Spatiale Internationale (ISS), l'équipage testera des techniques d'inspection visuelle et des procédures de sécurité pour réduire les risques de perte de mousse isolante. Deux tonnes de vivres, un congélateur de laboratoire destiné à la conservation d'échantillons biologiques et un module d'étude de plantes (EMCS) seront livrés par l'équipe.
Le spationaute allemand Thomas Reiter de l'Agence Spatiale Européenne (ESA) restera dans l'ISS pendant six mois, le premier séjour de longue durée dans la station d'un Européen.
Si le lancement intervient comme prévu à 19h48 UTC, la navette spatiale Discovery, avec le réservoir externe tout près, devrait théoriquement être visible lors d'un passage au-dessus du nord de la France aux environs de 20h10 UTC, soit environ 20 minutes après le lancement, bien que le ciel soit encore bien lumineux puisque le Soleil sera couché depuis seulement une dizaine de minutes.
Mise à jour 01 Juillet : La première tentative de lancement de la navette spatiale Discovery (mission STS-121) a été reportée pour cause de météo défavorable. Le prochaine tentative, si le temps le permet, est programmée pour le 02 Juillet à 19h26 UTC.
Mise à jour 02 Juillet : Nouvel ajournement du lancement de la navette spatiale Discovery (mission STS-121) en raison, une nouvelle fois, de mauvaises conditions météorologiques. La prochaine tentative de lancement aura lieu, si le temps le permet, le 04 Juillet à 18h38 UTC.
Mise à jour 03 Juillet : Au cours d'une inspection de contrôle, durant la nuit, après la vidange du réservoir, une fente de 12,5 cm de long sur un peu moins de 1 cm de profondeur a été découverte dans la mousse isolante protégeant une attache d'une conduite d'oxygène liquide vers le haut du réservoir externe de la navette. Un morceau de mousse, probablement associé à la fente, a été également retrouvé. Les responsables de la mission envisagent un certain nombre d'options allant du lancement en l'état de la navette ou de la réparation sur place ou encore du remplacement de la mousse endommagée, ce qui pourrait retarder le lancement de plusieurs jours.
Crédit : NASA/KSC
Mise à jour 04 Juillet : Les responsables de la NASA ont décidé, après évaluation des risques, de maintenir le lancement de la navette spatiale Discovery (mission STS-121). Si la météo est favorable, le lancement devrait avoir lieu le 04 Juillet à 18h38 UTC depuis le pas de tir 39B du Centre Spatial Kennedy.
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Sources ou Documentations non francophones
Arae qui est sous
les feux de l'actualité, après la découverte
du confinement de son disque circumstellaire par un possible compagnon
de très faible masse (entre 1,4 et 2,8 masses solaires) situé
à environ 32 rayons stellaires de l'étoile centrale.
L'équipe internationale, conduite par Philippe Stee, chercheur
du CNRS à l'Observatoire de la Côte d'Azur, vient d'observer
à nouveau cette étoile avec le VLTI (Very Large Telescope
Interferometer) de l'ESO (European Southern Observatory) et son
nouvel instrument AMBER (Astronomical Multi-BEam Recombiner) . Ils
ont réussi, en combinant la très haute résolution
spatiale d'AMBER (inférieure à 1 unité astronomique
= 150 millions de km) et sa moyenne résolution spectrale
(1500), à montrer pour la première fois de façon
directe, que la rotation du disque circumstellaire autour de l'étoile
centrale suivait la loi képlérienne à l'instar
des planètes de notre système solaire. Ce résultat
rejette ainsi d'autres hypothèses comme la rotation rigide,
où la matière serait figée dans des lignes
de champ magnétique et forcée de tourner à
la même vitesse que l'étoile centrale ou encore la
conservation du moment angulaire, loi à laquelle est soumis
un patineur en rotation sur lui même, qui voit sa vitesse
de rotation augmenter au fur et à mesure qu'il rapproche
les bras de son corps. Cette question soulevée dès
la découverte de la première étoile de type
Be par le Père Angelo Secchi en 1866 était restée
sans réponse jusqu'à ce jour.
