|
|
Nouvelles du Ciel d'Août 2006 |
|
|
Nouvelles du Ciel d'Août 2006 |
La vie éternelle de la poussière d'étoiles
|
|
Une nouvelle image du télescope spatial Spitzer aide les astronomes à comprendre comment la poussière d'étoiles est recyclée dans les galaxies.
Le portrait cosmique montre le Grand Nuage de Magellan, une galaxie naine voisine baptisée du nom de Ferdinand Magellan, l'explorateur marin qui a observé l'objet suspect la nuit pendant son voyage historique autour de la Terre. Maintenant, près de 500 ans après le voyage de Magellan, les astronomes étudient la vue de Spitzer de cette galaxie pour en apprendre plus au sujet du voyage circulaire de la poussière d'étoiles, des étoiles vers l'espace et l'inverse.
"Le Grand Nuage de Magellan est comme un livre ouvert," commente le Dr. Margaret Meixner (Space Telescope Science Institute, Baltimore, Md.). "Nous pouvons voir le cycle de vie entier de la matière dans une galaxie dans cette photographie." Meixner est l'auteur principal d'un article sur les résultats, à paraître dans l'édition de Novembre 2006 d'Astronomical Journal.
L'éclatante image en fausses couleurs, une mosaïque d'approximativement 300.000 images différentes, montre une mer bleue centrale d'étoiles parmi un bon nombre de vagues colorées et agités de poussières.
La poussière de l'espace est importante pour fabriquer les étoiles, les planètes et même les gens. Les minuscules particules -- particules de minerais, de glace et des molécules riches en carbone -- sont partout dans l'Univers. Les étoiles en développement et les systèmes solaires consomment constamment de la poussière, tandis que les vieilles étoiles répandent à nouveau la poussière dans l'espace, où un jour elle fournira les ingrédients pour de nouvelles générations d'étoiles.
Spitzer, un observatoire infrarouge satellisant le Soleil, est extrêmement sensible à la lueur infrarouge de la poussière qui survient quand les étoiles se réchauffent. La vue sans précédent de l'observatoire du Grand Nuage de Magellan offre un regard unique à trois escales sur l'éternelle promenade de la poussière à travers une galaxie : dans les enveloppes en effondrement autour des jeunes étoiles ; dispersée dans l'espace entre les étoiles; et dans les enveloppes expulsées de matières de vieilles étoiles.
"Les observations de Spitzer du Grand Nuage de Magellan nous donnent la vue la plus détaillée à ce jour sur la façon dont ce procédé de rétroaction fonctionne dans une galaxie entière," note Meixner. "Nous pouvons mesurer la quantité de poussières consommée et éjectée par les étoiles."
En plus de la poussière, la vue de Spitzer révèle presque un million d'objets jamais vus auparavant, la plupart étant des étoiles dans le Grand Nuage de Magellan. Les étoiles cachées, jeunes et vieilles, sont enfoncées dans les couches de poussières qui bloquent la lumière visible des étoiles mais brillent dans l'infrarouge.
"Nous pouvons maintenant voir les populations de vieilles étoiles et les étoiles qui se forment actuellement," note le co-auteur Dr. Karl Gordon de l'Université de l'Arizona, à Tucson.
Le Grand Nuage de Magellan fait partie de la poignée de galaxies naines qui satellisent notre propre Voie lactée. Il est situé près de la constellation australe de la Dorade (Dorado), à environ 160.000 années-lumière de la Terre. Environ un tiers de la galaxie entière peut être vu dans l'image du Spitzer.
Les astronomes croient qu'il y a approximativement six milliards d'années, pas longtemps avant que notre Système solaire se soit formé, cette galaxie naine a été bouleversée via une rencontre proche avec la Voie lactée. Le chaos résultant a déclenché des sursauts de formations d'étoiles massives similaires à ce qui est supposé se produire dans des galaxies plus primitives à des milliards d'années-lumière. Ceci et d'autres traits de galaxies lointaines, tels qu'une forme irrégulière et une faible abondance de métaux, font du Grand Nuage de Magellan la cible voisine parfaite pour étudier l'Univers lointain.
|
Hubble capture une éclipse rare sur Uranus
|
|
Cette image du télescope
spatial Hubble est un alignement astronomique jamais vu auparavant
d'une lune, accompagnée de son ombre, traversant le disque
d'Uranus. Le point blanc près du centre du disque bleu-vert
d'Uranus est la lune glaciale Ariel.
Le satellite de 1.150 kilomètres de diamètre projette une ombre sur le dessus des nuages d'Uranus. Pour un observateur sur Uranus, ceci apparaîtrait comme éclipse solaire, où la lune cache brièvement le Soleil tandis que son ombre parcourt le haut des nuages d'Uranus.
Bien que de tels "transits" par des lunes devant les disques de leurs planètes parentes sont courantes pour quelques autres planètes géantes gazeuses telles que Jupiter, les satellites d'Uranus orbitent la planète de telle manière qu'ils projettent rarement des ombres sur la surface de la planète. Uranus est inclinée de sorte que son axe de rotation se situe presque dans son plan orbital. La planète est essentiellement inclinée sur son côté. Les lunes d'Uranus satellisent la planète au-dessus de l'équateur, aussi leurs trajectoires s'alignent avec le plan de l'écliptique seulement tous les 42 ans.
Cette image composée en couleur a été créée à partir des images dans trois longueurs d'onde en lumière proche infrarouge obtenues avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble le 26 Juillet 2006.
|
Emplacement d'impact de SMART-1
|
|
Cette mosaïque d'images,
obtenues par l'instrument AMIE (Advanced Moon Imaging Experiment)
à bord du vaisseau spatial SMART-1, montre le site d'impact
de SMART-1 sur la Lune.
AMIE a obtenu cette séquence le 19 Août 2006 depuis une relativement haute distance de 1.200 kilomètres de la surface (loin du périlune de SMART-1, ou point de l'approche au plus près), avec une résolution au sol d'environ 120 mètres par pixel. Le secteur montré, situé aux latitudes moyennes sur la face proche, appartient au secteur nommé "Lac de l'Excellence".
Pour prendre ces images, SMART-1 a dû être incliné de 20 degrés afin d'obtenir une grande couverture au sol et une mosaïque d'images de plusieurs vues, chacune couvrant un secteur d'environ 60 kilomètres de côté.
SMART-1 volera du nord au Sud, et il percutera la surface en 46 secondes, ou environ 90 kilomètres, avant d'atteindre son périlune nominal (situé au sud de l'endroit d'impact). C'est dû à la dernière orbite et à la topographie du secteur d'impact. Selon les calculs basés sur les cartes et la topographie disponibles, l'impact aurait lieu à un angle descendant d'un degré sur une surface relativement plane.
L'impact de SMART-1 est actuellement prévu le 03 Septembre 2006 à 07:41 CEST (05:41:51 UT), au point situé à la longitude 46.2° Ouest et 33.3° de latitude sud.
A 02:37 CEST (00:37 UT), une orbite plus tôt, le vaisseau spatial devrait être juste en train de voler à son périlune. A ce moment-là, il sera sur le cratère Clausius (25 kilomètres de diamètre et 2.5 kilomètres de profondeur), à environ 800 mètres au-dessus du lac de la plaine volcanique du Lac de l'Excellence. Comme observé sur ces images SMART-1, le bord du cratère Clausius (au bas droit de l'image) est assez bas et érodée, et devrait être probablement pour la dernière fois au-dessous du périlune de SMART-1.
"Si SMART-1 passe sans risque le bord du cratère Clausius, la sonde ira pour sa dernière excursion orbitale lunaire jusqu'à sa mort programmée," note Bernard Foing, scientifique de projet SMART-1 de l'ESA .
Le cratère Clausius est baptisé du nom de Rudolf Clausius (1822-1888), physicien et mathématicien allemand, un fondateur de la thermodynamique.
|
Une nouvelle sorte d'explosion cosmique
|
|
Les astronomes, à l'aide du VLT (Very Large Telescope), ont pour la première fois fait le lien entre un flash de rayons X et une supernova. De tels flashes sont apparentés aux éclats de rayons gamma (GRB) et cette découverte suggère l'existence d'une population d'événements moins lumineux que les GRBs 'classiques', mais probablement beaucoup plus nombreux.
Le satellite Swift a détecté le 18 Février 2006 un inhabituel éclat de rayons gamma, environ 25 fois plus près et 100 fois plus long que les éclats classiques de rayons gamma. Les GRBs libèrent en quelques secondes plus d'énergie que le Soleil durant sa vie entière de plus de 10 milliards d'années. les GRBs sont les événéments les plus puissants dans l'Univers après le Big Bang.
Credit: SDSS (à gauche), NASA/Swift/UVOT (à droite)
L'éclat de rayons gamma, dénommé GRB 060218, s'est produit dans une galaxie située à 470 millions d'années-lumière en direction de la constellation du Bélier (Aries). C'est le second plus proche éclat de rayons gamma jamais détecté. Qui plus est, celui-ci a duré pendant presque 2.000 secondes, tandis que la plupart des éclats durent entre quelques millisecondes et des dizaines de secondes. L'explosion était étonnamment faible, cependant.
Une équipe d'astronomes a trouvé des indices d'une supernova naissante. Utilisant, entre autre, le VLT au Chili, les scientifiques ont observé la postluminescence de cet éclat grandissant plus lumineuse dans la lumière optique. Cette illumination, avec d'autres caractéristiques spectrales indicatrices dans la lumière, suggère fortement qu'une supernova était en train de se dévoiler. En quelques jours, la supernova est devenue visible.
Les observations avec le VLT ont commencé le 21 Février 2006, juste trois jours après la découverte. La spectroscopie a été alors exécutée presque quotidiennement pendant dix-sept jours, fournissant aux astronomes un grand jeu de données pour documenter cette nouvelle classe d'événements. Depuis sa détection, GRB 060218 a émis des rayonnements sur l’ensemble du spectre électromagnétique, y compris dans le visible et en radio.
Le groupe dirigée par Elena Pian a en effet confirmé que l'événement était relié à une supernova appelée SN 2006aj quelques jours plus tard. De remarquables détails au sujet de la composition chimique des débris de l'étoile continuent à être analysés.
La supernova nouvellement découverte est 2 à 3 fois plus faible que les hypernovae liés à de longs éclats normaux de rayons gamma, mais elle est toujours 2 ou 3 plus lumineuse que les supernovae d'effondrement régulières.
Tous ensemble, ces faits indiquent une diversité substantielle entre les supernovae liées aux GRBs et les supernovae liées aux flashes de rayons X. Cette diversité peut être en relation avec les masses des étoiles qui explosent.
Considérant que les éclats de rayons gamma marquent probablement la naissance d'un trou noir, les flashes de rayons X semblent signaler le type d'explosion d'étoiles qui laisse derrière soi une étoile à neutrons. En se basant sur les données de VLT, une équipe dirigée par Paolo Mazzali (Max Planck Institute for Astrophysics, Garching, Allemagne) postulent que l'événement de 18 Février pourrait avoir conduit à un type d'étoile à neutrons fortement magnétique appelé un magnetar.
Mazzali et son équipe trouvent en effet que l'étoile qui a éclaté a eu une masse initiale de 'seulement' 20 fois la masse du Soleil, environ deux fois moins que celle estimée pour les GRB-supernovae classiques.
Les astronomes constatent que le nombre de tels événements pourrait être environ 100 fois plus nombreux que les éclats classiques de rayons gamma.
L'objet a également été étudié avec le radiotélescope VLA (Very Large Array) de la NSF (National Science Foundation), le télescope de rayons X Chandra, et le radiotélescope Ryle au Royaume-Uni.
|
Kasei Valles
|
|
Ces images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord du vaisseau spatial Mars Express, montrent la région de Kasei Valles, un des plus grands systèmes de canaux d'écoulements sur Mars. Kasei est le mot japonais pour désigner la planète Mars.
Le HRSC a obtenu ces images au cours de l'orbite 1429 avec une résolution au sol d'approximativement 29 mètres par pixel. La région de Kasei Valles se trouve approximativement entre 21° et 28° Nord 21° et à 292.5° Est.
Reliant le sud d'Echus Chasma et la plaine Chryse Planitia à l'est, Kasei Valles a une largeur d'approximativement 500 kilomètres et, si Echus Chasma est inclus, se prolonge sur approximativement 2.500 kilomètres.
L'un des deux jeux d'images montre la branche nord, l'autre montre la branche sud. Les deux branches se prolongent approximativement du sud-ouest au nord-est, et les images ont été tournées d'un quart de tour dans le sens des aiguilles d'une montre de sorte que le nord soit vers la droite.
Les deux branches de vallée montrent une profondeur de 2.900 mètres.
Etant l'un des plus grands systèmes de canaux d'écoulements sur Mars, Kasei Valles a été probablement formé par des événements colossaux d'inondation et plus tard modelé par activité glaciaire.
Dans le premier jeu d'images, la branche nord de Kasei Valles et les plaines Sacra Mensa peuvent être vus. Une structure ovale au bord occidental de la scène est interprétée comme étant un cratère provoqué par un impact oblique de météorite.
La branche sud de Kasei Valles et Sacra Mensa, avec son système de graben de 1 à 2 kilomètres de profondeur, Sacra Fossae, est montrée dans le deuxième jeu d'images. Les terrasses ont jusqu'à 30 kilomètres de large, situées à la base des murs des deux côtés de la division de la vallée.
|
Quasar lointain
|
|
L'astronome Tomotsugu Goto de la JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency) a utilisé l'instrument FOCAS (Faint Object Camera and Spectrograph) du télescope Subaru pour identifier un quasar éloigné alimenté par un trou noir massif. Le quasar est presque à 12.7 milliards d'années-lumière de la Terre dans la direction de la constellation du Cancer. Il s'agit du quasar le plus éloigné jamais trouvé par un chercheur japonais et le onzième quasar le plus lointain actuellement connu. Le trou noir est probablement 2 milliards de fois plus massif que le Soleil.
En outre, le spectre du quasar prouve qu'une grande partie de l'hydrogène entre le quasar et la Terre est ionisé. Ceci suggère que quelque chose a converti l'hydrogène neutre en hydrogène ionisé avant même que l'Univers soit âgé d'un milliard d'années, un événement mystérieux connu sous le nom de réionisation de l'Univers.
La clef la plus prometteuse pour la compréhension de l'énigme de la réionisation est le rayonnement ultraviolet. Elle vient soit des étoiles soit des trous noirs massifs. Toutefois, puisque le réionisation s'est produite il y a plus de 12 milliards d'années, obtenir des preuves fiables par l'observation est un défi.
Les quasars sont idéaux pour examiner l'époque de la réionisation parce qu'ils sont éloignés et brillent intensément et stablement sur de longues périodes. Les éclats de rayons gamma sont également extrêmement éloignés et lumineux, et beaucoup de chercheurs les ont employés avec succès pour examiner la réionisation. Cependant, comme leur nom l'indique, les éclats de rayons gamma se produisent seulement de temps en temps, et ne durent pas longtemps. Néanmoins, les quasars sont rares.
La réionisation de l'Univers est une affaire incomplète, progressant plus rapidement dans les régions avec plus de sources ionisantes. Pour comprendre vraiment comment ce processus se produit, il est important de faire des recherches dans autant de directions que possible et sur une gamme de distance. Tomotsugu Goto espère répéter son succès avec des quasars bien plus éloignés.
|
Planètes extrasolaires
|
|
Près de 200 planètes extrasolaires ont été découvertes, chacune satellisant une étoile au nom peu mémorisable. Mais finalement, les astronomes ont trouvé une planète autour d'une brillante étoile familière chère au coeur des astronomes amateurs : Pollux. L'étoile de première grandeur est l'une des plus lumineuses du ciel nocturne et l'une des célèbres étoiles "jumelles" de la constellation des Gémeaux (Gemini).
Deux groupes indépendants, dirigés par Sabine Reffert (Heidelberg-Königstuhl State Observatory, Allemagne) et Artie Hatzes (Thuringia State Observatory, Allemagne), ont découvert la planète en utilisant la technique du Doppler. La planète a au minimum une masse de 2,9 fois celle de Jupiter et satellise Pollux dans une orbite presque circulaire de 590 jours.
D'autre part, le groupe européen dirigé par Michel Mayor (Observatoire de Genève, Suisse) a découvert le second système composé de quatre planètes autour d'un autre système solaire. Les quatre planètes satellisent Mu Area (HD 160691), une étoile de type G3 à 50 années-lumière de la Terre. Deux des planètes avaient déjà été identifiées autour de cette étoile, mais l'analyse des données additionnelles indique deux nouvelles planètes et donne une meilleure solution orbitale pour chacune des quatre. Les planètes orbitent aux distances rrespectives de 0.09, 0.92, 1.5 et 5.2 unités astronomiques et ont respectivement une masse au minimum de 0.03, 0.5, 1.7 et 1.8 fois celle de Jupiter. Des systèmes comprenant quatre planètes étaient déjà connus auparavant autour de l'étoile 55 Cancri et du pulsar B1247+12. La planète la plus extérieure du système de Mu Area, laquelle a une période orbitale de 11.5 ans, est la planète située en dehors de notre Système solaire ressemblant le plus à notre Jupiter.
|
SMART-1 s'approche de la surface lunaire
|
|
Tandis que la mission SMART-1 est en route pour ses dernières orbites autour de la Lune pour son impact planifié du 03 Septembre, la caméra de poursuite d'étoiles du vaisseau spatial a pris des images rapprochées de la surface lunaire.
La première image a été prise le 23 Août à 10h42 UTC depuis une distance de 165 km au-dessus de la surface lunaire, tandis que SMART-1 voyageait à la vitesse de 1,93 kilomètres par seconde. Les deux cratères visibles sur l'image sont des cratères satellites du cratère Neumayer. Les cratères satellites sont identifiés par le nom du cratère parent et d'une lettre additionnelle. Sur l'image, le cratère avec le bord net est appelé Neumayer M (situé à une latitude de 71,6° Sud, et à une longitude de 78,5° Est) et celui avec le bord lisse est appelé Neumayer N (situé à une latitude de 70,4° Sud, et à une longitude de 78,7° Est).
Des images tests additionnelles ont été prises par le "suiveur d'étoiles" le 25 Août, depuis une altitude de 165 et 59 kilomètres, respectivement. La première image était prise pendant que le vaisseau spatial se déplacait à une vitesse de 2 kilomètres par seconde, tandis que la seconde image était prise quant SMART-1 voyageait à 1,6 kilomètres par seconde.
Depuis une altitude de 744 kilomètres de la surface lunaire, le vaisseau spatial a capturé le 25 Août une stupéfiante image de la Lune montrant quelques étoiles.
Le 29 Août, le vaisseau spatial sera dans une position favorable pour prendre des images encore plus excitantes. Le "suiveur d'étoiles" aura la Terre et la Lune dans son champs de vue, avec la Terre sur le point de disparaître derrière l'horizon lunaire.
|
Cassiopeia A, la conséquence colorée d'une mort stellaire violente
|
|
Une nouvelle image prise avec le télescope spatial Hubble fournit un regard détaillé sur les lambeaux d'une explosion de supernova connue sous le nom de Cassiopeia A (Cas A). C'est le plus jeune reste connu d'une explosion de supernova dans la Voie lactée.
La nouvelle image de Hubble montre la structure complexe des fragments brisés de l'étoile. L'image est une composition réalisée à partir de 18 images séparées prises en Décembre 2004 par l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys ) d'Hubble.
|
De rares nuages de haute altitude trouvés sur Mars
|
|
Les planétologues ont découvert les plus hauts nuages au-dessus de n'importe quelle surface planétaire. Ils les ont trouvés au-dessus de Mars à l'aide de l'instrument SPICAM à bord du vaisseau spatial Mars Express. Les résultats sont un nouvel élément dans le puzzle du fonctionnement de l'atmosphère martienne.
Jusqu'ici, les scientifiques s'étaient seulement rendus compte des nuages qui rasent la surface martienne et les plus bas de l'atmosphère. Grâce aux données du spectromètre atmosphérique ultraviolet et infrarouge SPICAM à bord de Mars Express, une couche passagère de nuages a été découverte à une altitude entre 80 et 100 kilomètres. Les nuages se composent très probablement de dioxyde de carbone.
SPICAM a fait la découverte en observant des étoiles distantes juste avant qu'elles disparaissent derrière Mars. En regardant les effets sur la lumière des étoiles pendant qu'elles voyageaient à travers l'atmosphère martienne, SPICAM a construit une image des molécules à différentes altitudes. Chaque champ à travers l'atmosphère s'appelle un profil.
Les premières indications de la nouvelle couche de nuages sont venus lorsque certains profils ont montré que l'étoile s'estompait sensiblement quand elle était derrière la haute couche atmosphérique située à 90-100 kilomètres d'altitude. Bien que ceci se soit produit dans seulement un pour cent des profils, avant que l'équipe ait collecté 600 profils, ils étaient confiants que l'effet était réel.
"Si vous vouliez voir ces nuages de la surface de Mars, vous devriez probablement attendre après le coucher du Soleil" indique Franck Montmessin (Service d'Aeronomie du CNRS, Verrières-le-Buisson, France), un scientifique de SPICAM, et auteur des résultats. C'est parce que les nuages sont très faibles et peuvent seulement être vus reflétant la lumière du Soleil dans l'obscurité du ciel nocturne. A cet égard, ils semblent similaires aux nuages mésosphériques, également connus sous le nom de nuages noctilucents, sur Terre. Ceux-ci se produisent à 80 kilomètres d'altitude au-dessus de notre planète, où la densité de l'atmosphère est semblable à celle de Mars à 35 kilomètres. Les nuages de Mars nouvellement découverts se produisent donc dans un endroit atmosphérique beaucoup plus raréfié.
A 90-100 kilomètres au-dessus de la surface de Mars, la température est de -193° Celsius. Ceci signifie que les nuages sont peu susceptibles d'être faits d'eau. "Nous observons les nuages dans des conditions super froides où le principal composant atmosphérique CO2 (dioyde de carbone) se refroidit au-dessous de son point de condensation. De ceci nous déduisons qu'ils sont faits de dioxyde de carbone," commente Montmessin.
Mais comment ces nuages se forment-ils ? SPICAM a indiqué la réponse en trouvant une population précédemment inconnue de minuscules grains de poussière au-dessus de 60 kilomètres dans l'atmosphère martienne. Les grains sont de cent nanomètres de diamètre (un nanomètre est un milliardième d'un mètre).
Ils sont susceptibles d'être les noyaux autour desquels des cristaux de dioxyde de carbone se forment pour faire des nuages. Ils sont soit des gravillons microscopiques de roches à la surface sur Mars qui ont été emportés à des altitudes extrêmes par les vents, ou soit les débris des météores qui ont brûlé dans l'atmosphère martienne.
La nouvelle couche de nuages de haute altitude a des implications pour débarquer sur Mars puisqu'elle suggère que les couches supérieures de l'atmosphère de Mars pourraient être plus denses qu'on le supposait auparavant. Ce sera une information importante pour de futures missions, lors de l'utilisation du frottement dans l'atmosphère externe pour ralentir le vaisseau spatial (dans une technique appelée 'aérofreinage'), lors de l'atterrissage ou de l'entrée en orbite autour de la planète.
|
Nouvelles classes de roches ignées
|
|
Au cours des derniers deux ans et demi consacrés à la traversée de la partie centrale du cratère Gusev, Spirit a analysé les surfaces nettoyées et grattées de multiples roches à l'aide du spectromètre de rayons X de particules alpha, qui mesure l'abondance des principaux éléments chimiques. En même temps, Spirit a documenté le premier exemple d'un genre particulier de région volcanique sur Mars connue comme une province ignée alcaline. Le mot alcalin se rapporte à l'abondance de sodium et de potassium, deux éléments constituants des principales roches de métaux alcalins sur le côté gauche de la table périodique des éléments.
Toutes les roches relativement inchangées -- celles les moins altérées par le vent, l'eau, la congélation, ou d'autres agents d'érosion -- examinées par Spirit étaient ignées, signifiant qu'elles se sont cristallisées de magmas fondus. Une manière pour les géologues de classifier les roches ingnées est en regardant la quantité de potassium et de sodium par rapport à la quantité de silice, le minerai constituant de roches le plus abondant sur Terre. Dans le cas des roches volcaniques, la quantité de silice présente donne aux scientifiques des indices sur le genre de volcanisme qui s'est produit, tandis que les quantités de potassium et de sodium fournissent des indices au sujet de l'histoire de la roche. Les roches avec plus de silice tendent à éclater explosivement. Un contenu plus élevé de potassium et de sodium, comme vu dans les roches alcalines comme celle de Gusev, peut indiquer la fonte partielle du magma à une pression plus élevée, c'est-à-dire plus profondément dans le manteau martien. L'abondance de potassium et de sodium détermine le genre de minerais qui composent les roches ignées. Si les roches ignées ont assez de silice, le potassium et le sodium s'associent toujours avec de la silice pour former certains minerais.
Les roches de Gusev définissent une nouvelle catégorie chimique non vues précédemment sur Mars, comme le montre le diagramme pointant les alcalis contre la silice, compilée par le géologue Harry McSween de l'University du Tennessee. Les abréviations "Na2O" et "K2O" se rapportent aux oxydes de sodium et de potassium. L'abréviation "SiO2" se rapporte à la silice. L'abréviation "wt. %" indique que les nombres correspondent au pourcentage du poids total de silice de chaque roche (sur l'échelle horizontale) et au pourcentage d'oxydes de sodium et de potassium (sur l'échelle verticale).
Crédit : NASA/JPL-Caltech/University of Tennessee
Les lignes minces séparent les types volcaniques de roches identifiées sur Terre par différents noms scientifiques tels que Foidite et Picrobasalte. Les diverses classes de roches de Gusev (voir la légende) pointent dans l'ensemble soit sur ou à la gauche des lignes vertes, qui définissent les catégories "alcalines" et "subalcalines" (les roches subalcalines ont plus de silice que les roches alcalines).
Les membres de l'équipe du rover ont nommé différentes classes de roches d'après les spécimens examinés par Spirit qui représentent leur caractère global. Pendant les voyages du vagabond, Spirit a découvert que les roches de classe Adirondack parsemaient les plaines de Gusev ; que Backstay, Irvine, et les roches de classe Wishstone se présentaient comme des blocs détachés sur la pente nord-ouest de "Husband Hill" ; et que les affleurements des roches de classe Algonquin dépassaient dans plusieurs endroits sur la face sud-est.
Ces roches ont moins de silice que tous les échantillons de Mars analysés précédemment, qui sont subalcalins. Les échantillons précédemment analysés de Mars incluent des météorites martiennes trouvées sur Terre et des roches analysées par le vagabond Mars Pathfinder en 1997. Gusev est le premier exemple documenté d'une province ignée alcaline sur Mars.
|
Cluster établit pourquoi les aurores brillent
|
|
Les aurores se produisent près des pôles lorsque la matière en provenance du Soleil interagit avec le champs magnétique de la Terre. Les vaisseaux spatiaux Cluster ont aidé à déterminer exactement comment les particules énergétiques qui sont générées font luire l'atmosphère si brillamment.
La mission Cluster a établi que des flots de gaz électrifié voyageant à plus de 300 km par seconde dans le champ magnétique de la Terre sont porteurs de quantités décisives de masse, d'énergie et de perturbation magnétique vers la Terre pendant les sous-orages magnétiques. Quand les sous-orages se produisent, les particules énergiques heurtent notre atmosphère, faisant briller des aurores.
|
Pulsations inattendues
|
|
Les astronomes à l'aide de radiotélescopes répartis à travers le monde entier ont découvert qu'une étoile à neutrons en rotation avec un champ magnétique super puissant, ce qu'on appelle un magnetar, se comporte différemment des autres magnetars connus.
L'objet appelé XTE J1810-197, découvert en 2003 et situé à approximativement 10.000 années-lumière de la Terre dans la direction de la constellation du Sagittaire, émet des impulsions puissantes et régulières pulsations d'ondes radio comme les pulsars radio, qui sont des étoiles à neutrons avec de bien moins intenses champs magnétiques. Habituellement, les magnetars sont visibles seulement en rayons X et parfois très faiblement en lumière optique et infrarouge.
|
Pluton perd son statut de planète
|
|
Pluton perd son statut de planète Environ 2.500 experts étaient à Prague, capitale de la République Tchèque, pour l'Assemblée Générale de l'Union Astronomique Internationale (IAU). La décision a été prise. Les astronomes ont rejeté une proposition qui aurait maintenu Pluton comme planète et aurait donné à trois autres objets le statut de planète. Pluton était considérée comme une planète depuis sa découverte en 1930 par l'américain Clyde Tombaugh.
Le statut de Pluton était contesté depuis de nombreuses années, car circulant sur une orbite fortement inclinée et considérablement plus petit que les huit autres planètes dans notre Système solaire. Depuis le début des années 90, les astronomes ont trouvé plusieurs autres objets de taille comparable à Pluton dans une région externe du Système solaire appelé la Ceinture de Kuiper. Bon nombre d'astronomes considèrent que Pluton appartient à la population de petits et glacés objets transneptuniens. Avec un diamètre de 2.360 km, Pluton est sensiblement plus petit que les autres planètes. Mais jusqu'à récemment, c'était toujours le plus grand objet connu dans la Ceinture de Kuiper.
Cette situation a changé avec la découverte de 2003 UB33 par le professeur Mike Brown et ses collègues du Caltech (California Institute of Technology). Après avoir été mesuré avec le télescope spatial Hubble, il s'est avéré que 2003 UB 313 était de 3.000 km de diamètre, le rendant plus grand que Pluton.
Définition de "planète"
C'est officiel : La 26ème Assemblée Générale de l'Union Astronomique Internationale a été un incroyable succès ! Plus de 2500 astronomes ont participé à six Colloques, à 17 discussions communes, à sept Sessions Spéciales et à quatre Sessions Spéciales. De nouveaux résultats scientifiques ont été vigoureusement discutés, de nouvelles collaborations internationales ont été lancées, des plans pour de futurs équipements ont été proposés et beaucoup plus.
En plus de toutes les discussions astronomiques passionnantes
à l'Assemblée Générale, six résolutions
de l'IAU ont été également passées lors
la cérémonie de clôture de l'Assemblée
Générale :
Résolution 1 pour GA-XXVI : "Théorie de précession et définition de l'écliptique" Résolution 2 pour GA-XXVI : "Supplément aux résolutions de l'IAU 2000 concernant des systèmes de référence" Résolution 3 pour GA-XXVI : "Redéfinition du temps dynamique barycentrique, TDB" Résolution 4 pour GA-XXVI : "Approbation de la charte de Washington pour la communication de l'astronomie au public" Résolution 5A : "Définition de 'planète'" Résolution 6A : "Définition de la classe d'objets Pluton"
Ceci signifie que le Système solaire se compose des huit "planètes" Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Une nouvelle classe distincte d'objets appelés "planètes naines" a également été décidée. Il a été convenu que les "planètes" et les "planètes naines" sont deux classes distinctes d'objets. Les premiers membres de la catégorie des "planètes naines" sont Cérès, Pluton et 2003 UB313 (nom provisoire). On s'attend à ce que plus de "planètes naines" soient annoncées par l'IAU dans les mois et années à venir. Actuellement des douzaines de candidates "planètes naines" sont énumérées sur la liste d'attente des "planètes naines" de l'IAU, laquelle continue de changer au fur et à mesure que de nouveaux objets sont trouvés et que la physique des candidates existantes devienne mieux connue.
La "planète naine" Pluton est identifiée comme un important prototype d'une nouvelle classe d'objets transneptuniens. L'IAU installera une procédure pour nommer ces objets.
Crédit : The International Astronomical Union/Martin Kornmesser
|
Comète C/2006 Q1 (McNaught)
|
|
R. H. McNaught a annoncé sa découverte le 20 Août 2006 d'une nouvelle comète, dans le cadre du programme de surveillance du Siding Spring. Les observations ultérieures ont confirmé la nature cométaire de l'objet.
Avec la découverte de cette nouvelle comète, Rob McNaugt a désormais 32 comètes découvertes à son actif et égale ainsi le record détenu par Carolyn et Eugene Shoemaker. Les Grands Chasseurs de Comètes
Les éléments orbitaux préliminaires, encore très incertains, de la comète C/2006 Q1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie au 28 Mars 2008 à une distance de 1,6 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 03 Juillet 2008 à une distance de 2,7 UA du Soleil.
|
N 180B dans le Grand Nuage de Magellan
|
|
Cette région active de formation d'étoiles dans le Grand Nuage de Magellan (LMC), photographiée par le télescope spatial Hubble, dévoilent les légers nuages d'hydrogène et d'oxygène qui tourbillonnent et se mélangent à la poussière sur une toile de taille astronomique. Le LMC est une galaxie satellite de la Voie lactée.
Cette région particulière dans le LMC, portant le nom de N 180B, contient une partie des plus brillants amas stellaires connus. Les étoiles bleues les plus chaudes peuvent être un million de fois plus lumineuses que notre Soleil. Leur production intense d'énergie produit non seulement du rayonnement ultraviolet mais également des "vents" stellaires incroyablement forts de particules à grande vitesse et chargées qui soufflent dans l'espace. Le rayonnement ultraviolet ionise le gaz interstellaire et le fait luire, tandis que les vents peuvent disperser le gaz interstellaire sur des dizaines ou des centaines d'années-lumière. Les deux actions sont évidentes dans N 180B.
|
Qu'est-ce qu'une Planète ? Une confrontation d'idées
|
|
La proposition de définition a été rejetée à une large majorité. Lors d'un premier vote effectué la semaine dernière, la contre-proposition de Gonzalo Tancredi et Julio Fernández a recueilli plus de voix que la proposition initiale. Bien que la proposition originale du Conseil Exécutif semblait simple et basée sur des concepts physiques, notre Système solaire se serait composé d'une douzaine de planètes, et de bien plus à l'avenir au fil des nouvelles découvertes.
Deux papiers importants traitant du statut de planète ont été publiés ces derniers jours. Dans le premier, le Docteur Steven Soter (Dept. of Astrophysics, American Museum of Natural History, NY) a détaillé le concept de dominance de gravité dans la zone orbitale du corps planétaire, tandis que le second émanant du Docteur Bojan Pecnik (Dept. of Physics, Univ. of Split, Croatia) suggère que le critère nécessaire au statut de planète doit être la capacité de garder une atmosphère.
La proposition alternative la plus populaire, par Tancredi et Fernandez, requiert que la planète doit être de loin le plus grand corps de la population locale et être assez massive pour être sphérique. Un corps arrondi par sa propre pesanteur mais accompagné par d'autres de taille semblable ne serait pas une planète. Cette proposition écarterait Pluton, ainsi que d'autres objets transneptuniens, et tous les astéroïdes.
Un raisonnement similaire a été appliqué par Steven Soter. Le scientifique suggère qu'une planète est le produit final de l'accrétion du disque autour d'une étoile ou d'un reste stellaire. Le statut de planète dépend donc du degré d'influence de l'objet sur les autres qui partagent sa zone orbitale.
Le scientifique croate Bojan Pecnik approuve, en disant que la dominance gravitationnelle dans sa zone orbitale autour d'une étoile ou d'un reste stellaire doit être exigé pour être une planète, mais une planète devrait également présenter une propriété physique intrinsèque, indépendamment de la dynamique de son environnement.
Actuellement, la propriété la plus populaire est la sphéricité provoquée par la propre pesanteur de l'objet. Le problème avec cette définition est que des corps célestes peuvent être sphériques par des processus autres que ceux considérés par la définition du Comité Exécutif. Par exemple, un astéroïde en forme de pomme de terre peut être brisé lors d'un choc avec une autre corps, ou encore, une météorite de fer peut se solidifier en un corps sphérique.
L'origine de la sphéricité pourrait s'avérer difficile à prouver pour des objets à la limite entre les planètes majeures et les planètes mineures, et particulièrement pour les corps lointains dans la Ceinture de Kuiper, et encore plus pour les exoplanètes.
C'est pourquoi Pecnik préfère s'appuyer sur une autre propriété physique : la capacité du corps à garder son atmosphère.
A la veille du vote final, les choses peuvent encore changer. Mais, quelle que soit la définition adoptée jeudi 24 Août à Prague, une chose est sûre : notre Système solaire ne sera plus vu de la même manière !
What is a planet? Authors: Steven Soter http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0608359
On the low-mass planethood criterion Authors: Bojan Pecnik, Christopher Broeg http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0608367
|
Plan rapproché sur la crête du cratère Cuvier
|
|
Cette image en haute résolution, prise par l'instrument AMIE (Advanced Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1, montre le jeune cratère Cuvier C sur la Lune.
AMIE a obtenu cette séquence le 18 Mars 2006 depuis une distance de 591 kilomètres de la surface, avec une résolution au sol de 53 mètres par pixel. Le secteur montré est centré à une latitude de 50.1° Sud et à une longitude de 11.2° Est, avec un champ visuel de 27 kilomètres. Le nord est du côté droit de l'image.
"Cette image montre la puissance de résolution de l'appareil-photo de SMART-1 pour mesurer la morphologie des bords et des cratères afin de diagnostiquer les processus d'impact", note le scientifique Bernard Foing du projet SMART-1, "ou pour établir les statistiques de petits cratères pour les études de la chronologie lunaire".
Cuvier C, un cratère d'environ 10 kilomètres de diamètre, est visible dans la partie inférieure droite de l'image. Cuvier C est situé au bord du vieux et plus grand cratère Cuvier, un cratère de 77 kilomètres de diamètre. Seul un quart du plat plancher du cratère Cuvier est visible dans cette image, dans le quart supérieur gauche de l'image.
Le cratère Cuvier a été baptisé du nom du créateur de l'anatomie comparative, Georges Cuvier, un naturaliste français du 19ème siècle (1769 - 1832).
|
Le début du prochain cycle d'activité solaire a été observé
|
|
Un nouveau télescope
installé en 2004 en Arizona, à Kitt Peak, pour surveiller
les deux prochains cycles d'activité solaire a enregistré
le début du prochain cycle solaire.
Le cycle solaire 23, maintenant décroissant, était relativement faible et certaines prévisions annoncent que le cycle 24 sera considérablement plus fort. De telles prévisions sont difficiles parce nous ne connaissons que très peu sur ce qui régit la force des cycles, ou quand ils peuvent apparaître. Un accroissement rapide d'activité peut être un signe d'un cycle fort en attente.
Des indicateurs du nouveau cycle ont été enregistrés par le VSM (Vector Spectromagnetograph), un de trois instruments composant le SOLIS (Synoptic Optical Long-term Investigations of the Sun), une infrastructure construite par le NSO (National Solar Observatory) pour la NSF (National Science Foundation).
L'activité solaire et ses effets sur Terre croîssent et décroîssent dans un cycle généralement de 11 ans caractérisé par le nombre et l'intensité des taches solaires et d'événements d'éruption. L'activité minimum devrait se produire vers Février 2007. Les premiers signes du cycle 24 ont été observés par le NSO dès Juin et ont été annoncés lors de la réunion annuelle du SHINE (Solar, Heliospheric and Interplanetary Environment), un programme communautaire commandité par la NSF. La réunion s'est tenue du 31 juillet au 04 Août à Midway, dans l'Utah.
La variation de l'activité solaire conditionne tout le Système solaire et l'espace près de la Terre. Elle est également responsable des tempêtes géomagnétiques qui peuvent paralyser les communications et endommager les réseaux électriques. Comprendre les causes du cycle solaire est un but important de recherche solaire.
Le SOLIS VSM a débuté ses opérations en 2003 et a remplacé le Vacuum Telescope en 2004 lorsqu'il a été installé par le NSO sur le site de Kitt Peak, en Arizona. Le VSM est exceptionnellement sensible aux champs magnétiques qui éclatent à la surface du Soleil et qui provoquent l'activité solaire. Les astronomes solaires ont découvert il y a 80 ans que ces éruptions ont une orientation est-ouest qui inverse la polarité magnétique à chaque nouveau cycle, faisant par conséquent un cycle de 22 ans. La nouvelle activité du cycle apparaît également en premier aux latitudes élevées, vers les pôles, avant de migrer vers l'équateur pendant le cycle. Ces deux faits ont été exploités au NSO pour découvrir les petites éruptions magnétiques qui appartiennent au nouveau cycle commençant en Juin.
Les chercheurs du NSO continuent à utiliser le nouveau télescope pour aider à comprendre les propriétés du cycle d'activité solaire. Les autres instruments du SOLIS sont le FDPT (Full Disk Patrol Telescope) et ISS (Integrated Sunlight Spectrometer).
|
Preuve directe de matière noire
|
|
La matière noire et la matière normale ont été séparés brusquement par la collision énorme de deux grands amas de galaxies. La découverte, à l'aide de l'Observatoire de rayons X Chandra et d'autres télescopes, donne la preuve directe de l'existence de la matière noire. "C'est l'événement cosmique le plus énergique, en dehors du Big Bang, que nous connaissons ," note le membre de l'équipe Maxim Markevitch (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Mass.).
Ces observations fournissent la plus forte preuve à ce jour que la plupart de la matière dans l'Univers est noire. En dépit de preuve considérable pour la matière noire, quelques scientifiques ont proposé des théories alternatives pour la gravité où elle est plus forte sur des échelles intergalactiques que prévue par Newton et Einstein, supprimant le besoin de matière noire. Cependant, de telles théories ne peuvent pas expliquer les effets observés de cette collision.
"Un Univers qui est dominé par la substance noire semble absurde, aussi nous a voulu examiner s'il y avait des défauts élémentaires dans notre pensée, " commente Doug Clowe (University of Arizona, Tucson) dirigeant de l'étude. "Ces résultats sont la preuve directe que la matière noire existe."
Dans les amas de galaxies, la matière normale, comme les atomes qui composent les étoiles, les planètes, et chaque chose sur Terre, sont principalement sous forme de gaz chaud et d'étoiles. La masse du gaz chaud entre les galaxies est de loin plus grande que la masse des étoiles dans l'ensemble des galaxies. Cette matière normale est liée dans l'amas par la pesanteur d'une masse encore plus grande de matière noire. Sans matière noire, qui est invisible et peut seulement être détectée par sa pesanteur, les galaxies rapides et le gaz chaud s'envoleraient rapidement chacun de leur côté.
L'équipe a bénéficié de plus de 100 heures sur le télescope Chandra pour observer l'amas de galaxies 1E0657-56. L'amas est également connu sous le nom de "bullet cluster", parce qu'il contient un spectaculaire nuage de gaz de cent millions de degrés en forme de balle. L'image en rayons X montre que la forme de balle est due à un vent produit par la collision à grande vitesse d'un plus petit amas avec le plus grand.
En plus de l'observation de Chandra, le télescope spatial Hubble, le VLT de l'ESO et le télescope Magellan ont été utilisés pour déterminer l'emplacement de la masse dans les amas. Ceci a été fait en mesurant l'effet de lentille gravitationnelle, où la pesanteur des amas courbe la lumière des galaxies de fond comme prévu par la théorie de la rélativité générale d'Einstein.
Le gaz chaud dans cette collision a été ralenti par une force freinante, semblable à la résistance de l'air. En revanche, la matière noire n'a pas été ralentie par l'impact, parce qu'elle n'interagit pas directement avec elle-même ou le gaz, excepté à travers la pesanteur. Ceci a produit la séparation de la matière noire et de la matière normale vue dans les données. Si le gaz chaud était le composant le plus massif dans les amas, comme proposé par les théories alternatives de pesanteur, une telle séparation n'aurait pas été vue. Au lieu de cela, la matière noire est requise.
"C'est le genre de résultat que les futures théories devront prendre en compte", ajoute Sean Carroll, cosmologiste à l'Université de Chicago, lequel nétait pas impliqué dans l'étude. "Comme nous avançons pour comprendre la vraie nature de la matière noire, ce nouveau résultat sera impossible à ignorer."
Ce résultat donne également aux scientifiques plus d'assurance que la familière gravité newtonienne sur Terre et dans le Système solaire travaille également à l'énorme échelle des amas de galaxies.
"Nous avons comblé cette lacune au sujet de la pesanteur, et nous n'avons jamais été aussi prêt de voir cette matière invisible," ajoute Clowe.
Ces résultats seront prochainement publiés dans The Astrophysical Journal Letters.
|
Jets saisonniers à la surface de Mars
|
|
Les scientifiques ont maintenant une réponse pour les étranges taches sombres près de la calotte polaire sud de Mars. Lorsque la calotte de glace se réchauffe au printemps, des jets de dioxyde de carbone jaillisssent, pulvérisant de la matière sombre à la surface de la planète.
La découverte a été faite en utilisant les instruments embarqués sur les satellites Mars Odyssey et Mars Global Surveyor, qui ont fourni des images détaillées des taches sombres. Celles-ci, en général de 15 à 46 mètres de large et espacées de plusieurs dizaines de mètres, apparaissent à chaque printemps dans l'hémisphère sud pendant que le soleil se lève au-dessus de la calotte de glace. Elles durent pendant plusieurs mois et puis disparaissent, pour réapparaître seulement l'année suivante, après que le froid de l'hiver ait déposé une couche fraîche de glace sur la calotte. La plupart des taches semblent même se reproduire aux mêmes endroits.
|
Spirales tourbillonnantes
|
|
Des astronomes ont recueilli de nouvelles données sur une formation d'étoiles appelée l'amas Quintuplet. Il s'agit d'un groupe d'étoiles près du trou noir supermassif au centre de la Voie lactée.
Les nouvelles données proviennent du télescope W.M. Keck, lequel a recueilli des images haute résolution des étoiles. Elles semblent être des étoiles binaires massives presque en fin de vie, qui dégagent d'énormes quantités de gaz et de poussières. Ces panaches de poussières créent des spirales tourbillonnantes autour des étoiles.
|
Hubble voit les étoiles les plus faibles dans un amas globulaire
|
|
Le télescope spatial Hubble a dévoilé ce que les astronomes ont présenté comme étant les plus faibles étoiles jamais vues dans un amas globulaire d'étoiles. Les amas globulaires sont des concentrations sphériques de centaines de milliers d'étoiles.
Ces amas se sont formés tôt dans l'Univers âgé de 13,7 milliards d'années. L'amas NGC 6397 est l'un des plus proches amas globulaires d'étoiles de la Terre.
Voir la gamme entière d'étoiles dans ce secteur donnera une idée de l'âge, de l'origine, et de l'évolution de l'amas.
|
Anatomie d'une galaxie proto-disque
|
|
Un groupe international d'astronomes a découvert de grandes galaxies disques apparentées à notre Voie lactéee qui doivent s'être formées sur une échelle de temps rapide, seulement 3 milliards d'années après le Big Bang.
Dans un de ces systèmes, la galaxie BzK155043, la combinaison des techniques adaptatives de système optique avec le nouveau spectrographe SINFONI sur le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO a eu comme conséquence une résolution record de seulement 0.15 seconde d'arc, donnant une vue détaillée sans précédent de l'anatomie d'une telle galaxie proto-disque lointaine. La galaxie semble être un disque, comme notre Voie lactée, et tourne à la vitesse de 230 km/s.
|
L'Europe redécouvre la Lune grâce à SMART-1
|
|
Communiqué de Presse de l'ESA N° 30-2006
L'Europe peut désormais dire qu'elle aussi est allée sur la Lune. En effet, tôt le matin du 3 septembre (à 07h41 heure de Paris, selon les prévisions actuelles), la mission d'exploration du satellite SMART-1 de l'Agence spatiale européenne prendra fin lorsque ce dernier percutera la surface de l'astre lunaire.
L'histoire a débuté en septembre 2003, lorsqu'un lanceur Ariane-5 a décollé de Kourou, en Guyane française, pour placer la sonde lunaire SMART-1 de l'Agence spatiale européenne sur une orbite terrestre. Cette sonde automatique de petite taille pèse 366 kg et ressemble à un cube d'un mètre de côté, si l'on ne tient pas compte de ses panneaux solaires de 14 mètres d'envergure (repliés pendant la phase de lancement).
Après le lancement puis l'injection sur une orbite elliptique autour de la Terre, la poussée, faible mais constante, fournie par le moteur à propulsion électrique très innovant de SMART-1, qui expulse des ions de gaz xénon sous forte pression, a donné à la sonde une trajectoire en spirale autour de la Terre, afin qu'elle s'en éloigne de plus en plus, jusqu'à être capturée par la gravité lunaire, après un long périple d'environ 14 mois.
Pour couvrir les 385 000 kilomètres qui séparent la Terre de la Lune en ligne droite, la sonde a parcouru 100 millions de kilomètres en ne consommant que 60 litres de carburant grâce à son moteur remarquablement performant ! Après avoir été capturée par le champ gravitationnel lunaire en novembre 2004, la sonde, qui s'est placée sur une orbite elliptique autour des pôles de la Lune, a débuté sa mission scientifique en mars 2005. SMART-1 est, à l'heure actuelle, le seul satellite en orbite autour de la Lune, ouvrant la voie à la flotte de sondes lunaires internationales qui seront lancées à partir de 2007.
L'histoire touche désormais à sa fin. Dans la nuit du samedi 2 au dimanche 3 septembre, vous pourrez peut-être, avec un télescope suffisamment puissant, assister à un événement tout à fait exceptionnel. En effet, comme la plupart de ses prédécesseurs, SMART-1 terminera son voyage et son activité d'exploration lunaire en atterrissant de façon quelque peu brutale dans une zone baptisée le « Lac de l'Excellence », située au milieu de la région méridionale de la face visible de la Lune, à 07h41 heure de Paris (05h41 UTC), ou cinq heures avant s'il heurte une montagne non répertoriée.
L'épilogue est proche
Après 16 mois d'activité scientifique en orbite elliptique autour des pôles lunaires (à une distance variant entre 300 et 3 000 km), la mission touche à sa fin. La sonde, dont le périlune est désormais inférieur à 300 km, va observer de plus près des cibles bien définies, avant de se poser à la surface de la Lune, de façon contrôlée (du moins en ce qui concerne le lieu et l'heure), et de mettre un terme à sa carrière.
« SMART-1 heurtera la Lune à une vitesse relative faible (2 km/s ou 7 200 km/h) et creusera un petit cratère mesurant 3 à 10 m de diamètre » explique Bernard Foing, Responsable scientifique du projet SMART-1, « comparable à ceux créés par des météorites de 1 kg sur une surface déjà très marquée par les impacts naturels ».
Les derniers instants qui précèderont cet impact seront suivis avec la plus grande attention par les contrôleurs de la mission depuis le centre de contrôle de l'ESA (ESOC), situé à Darmstadt, près de Francfort (Allemagne).
Dernières étapes de l'exploitation en vol de SMART-1
En juin, les contrôleurs de la mission SMART-1 de l'ESOC ont achevé une série de mises à feu complexes du propulseur, destinées à optimiser l'heure et le lieu de l'impact du satellite. Elles ont dû être réalisées par les propulseurs du système de commande d'attitude car le moteur ionique avait consommé tout son xénon en 2005.
Ces manoeuvres ont modifié le lieu et l'heure de l'impact, qui aurait dû se produire à la mi-août sur la face cachée de la Lune ; il est désormais prévu sur la face visible et les meilleures estimations actuelles indiquent qu'il devrait avoir lieu vers 07h41 heure de Paris (05h41 UTC) le dimanche 3 septembre.
« Les contrôleurs de la mission et les ingénieurs en dynamique des vols ont analysé les résultats de la campagne de manoeuvres afin de confirmer et d'affiner cette estimation », explique Octavio Camino-Ramos, Responsable de la conduite des opérations du satellite SMART-1 à l'ESA/ESOC. « Les manoeuvres d'ajustement finales prévues le 25 août pourraient encore modifier l'heure définitive de l'impact », ajoute-t-il.
De grands télescopes au sol, utilisés avant et pendant l'impact, permettront de faire des observations, avec plusieurs objectifs :
- étudier la physique de l'impact (matériaux éjectés, masse, dynamique et énergie) ; - étudier la chimie de la surface lunaire en analysant le rayonnement spécifique (le « spectre ») émis par les matériaux éjectés ; - contribuer à l'évaluation technologique de la mission : étudier le comportement du véhicule dans ces circonstances permettra de mieux préparer de futures expériences d'impact (par exemple, pour des satellites destinés à intercepter des météorites menaçant la Terre).
|
Notre Système solaire devrait bientôt comprendre 12 planètes et plus à venir
|
|
Qu'est-ce qu'une planète ? Depuis des années, les débats vont bon train. La question est sur le point d'être résolue avec la proposition de texte établie par le Planet Definition Committee (PDC), composé de sept membres chargés de rédiger une nouvelle définition officielle :
The International Astronomical Union/Martin Kornmesser
Si la définition est approuvée par les astronomes participants du 14 au 25 Août 2006 à l'Assemblée Générale de l'IAU à Prague, lors du vote qui se déroulera le 24 Août, notre Système solaire comprendra 12 planètes, avec plus à venir :
- huit planètes classiques qui dominent le Système : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune - trois planètes dans une nouvelle et croissante catégorie de "plutons" (des objets comme Pluton) : Pluton et Charon (une double planète) et 2003 UB313 (La dénomination de 2003 UB313 est provisoire tant qu'un nom définitif n'a pas encore été assigné pour cet objet). - et Cérès.
Pluton reste une planète et est le prototype pour la nouvelle catégorie de "plutons."
|
Le deutérium caché de la Voie lactée dévoilé
|
|
Les scientifiques au moyen du satellite FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) ont appris qu'il restait bien plus d'hydrogène "lourd" dans notre galaxie de la Voie lactée qu'on le prévoyait, une conclusion qui pourrait changer radicalement les théories sur la formation d'étoiles et de galaxies.
Cette forme d'hydrogène, appelée deutérium, a été créée quelques minutes après le Big Bang, mais a été lentement détruite pendant qu'elle se consumait dans les étoiles et a été convertie en éléments plus lourds. En fait, il s'avère maintenant que la destruction s'était produite plus lentement qu'on le pensait auparavant.
Publiée dans l'édition du 20 Août d'Astrophysical Journal, la nouvelle grande enquête sur le deutérium de l'équipe de FUSE résout un mystère vieux de 35 ans au sujet de la distribution inégale du deutérium dans la galaxie de la Voie lactée en même temps qu'elle pose de nouvelles questions au sujet de la façon dont les étoiles et galaxies sont faites.
"Pendant plus de trois décennies, nous avons lutté pour comprendre et expliquer les niveaux considérablement variables de deutérium," note Warren Moos, principal chercheur de la mission FUSE de la NASA et professeur au Département de Physique et d'Astronomie Henry A. Rowland à l'école Krieger des Arts et des Sciences à l'Université Johns Hopkins. "Bien que la réponse que nous avons trouvée peut être dérangeante pour certains, elle représente un pas en avant important dans notre compréhension de l'évolution chimique."
Crédit : T.A. Rector and B.A. Wolpa, NOAO, AURA, and NSF
Dans l'espace, le deutérium -- une forme d'hydrogène avec non seulement un proton mais également un neutron dans son noyau -- produit une empreinte digitale spectrale révélatrice dans la gamme d'énergie ultraviolette où FUSE fait des observations. Cette empreinte digitale peut être mesurée pour déterminer la quantité de deutérium dans divers endroits dans notre galaxie.
Des centaines d'heures d'observations en direction de douzaines d'étoiles ont été programmées par l'équipe d'opérations du JHU FUSE au cours des six dernières années, rendant ce nouveau résultat possible.
"FUSE a été construit pour s'attaquer au problème du deutérium," selon William P. Blair, chef des opérations d'observations et professeur de physique et d'astronomie au JHU. "Il est très gratifiant de voir ce résultat prévu depuis longtemps, et ce sera sûrement une contribution de la mission FUSE."
L'histoire commence dans les années 1970, lorsque le satellite Copernicus de la NASA a trouvé la première preuve fragmentaire que la distribution de deutérium de la Voie lactée était inégale. C'était curieux, commente Blair, parce que les astronomes pensaient que le deutérium devrait être aussi uniformément mélangé que d'autres éléments dans l'espace.
La sensibilité de FUSE "a permis beaucoup plus de mesures de deutérium, et pour des étoiles à de plus grandes distances du Soleil," note Blair. Ces nombreuses et éloignées observations étaient cruciales, dit-il, pour vérifier la véracité de ce que Copernicus avait suggéré : Il semble y avoir plus de deutérium dans d'autres parties de la Voie lactée qu'il y en a près de notre Soleil.
En plus, le modèle FUSE de variations de deutérium trouvé corrobore fortement une théorie récente qui prévoit comment l'hydrogène lourd pourrait se comporter dans l'espace interstellaire, ajoute Blair.
En 2003, Bruce Draine (Princeton University), co-auteur du nouveau résultat, a développé des modèles informatiques qui montraient comment le deutérium pourrait se lier plus aisément que le léger hydrogène aux grains interstellaires de poussières, changeant d'une forme gazeuse facilement détectable en un solide inobservable.
Les modèles de Draine ont suggéré que dans les endroits comme le voisinage du Soleil, relativement calme depuis une éternité, une quantité significative de deutérium a pu avoir disparu de la vue de cette façon. Dans d'autres secteurs, perturbés par des souffles de supernova ou des étoiles chaudes voisines, des grains de poussières se seraient vaporisés, libérant de nouveau des atomes de deutérium dans une forme gazeuse discernable.
En fait, FUSE a trouvé des niveaux de deutérium d'environ 15 unités par million mesuré dans notre voisinage et même plus bas -- aussi bas que 5 unités par million -- ailleurs. Mais FUSE a également trouvé des concentrations aussi hautes que 23 unités par million dans les régions où des supernovae ou de chaudes étoiles se sont déclarées. Les niveaux bas trouvés près d'ici, concluent les chercheurs de FUSE, indiquent seulement qu'une grande partie du deutérium dans ce voisinage est sous la forme solide indétectable, et pas qu'il n'existe pas.
"Les niveaux galactiques maximaux de détection sont probablement proches de l'abondance réelle totale de deutérium de la Voie lactée, avec le reste de celui-ci se cachant, et non détruit," ajoute George Sonneborn (NASA Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Md.), co-auteur et scientifique de projet de mission.
Si c'est ainsi, les scientifiques ont eu tort de croire jusqu'ici qu'au moins un tiers des supposés 27 unités par million de deutérium local à l'origine a été détruit depuis le Big Bang. En fait, le niveau actuel est seulement d'environ 15 pour cent au-dessous de ce niveau original.
Aussi, les résultats de FUSE impliquent soit que sensiblement moins de deutérium est converti en hélium et éléments plus lourds dans les étoiles ou soit qu'il a plu beaucoup plus de deutérium sur notre galaxie pendant toute la durée de sa vie qu'on le supposait précédemment.
Dans l'un ou l'autre cas, nos modèles de l'évolution chimique de la galaxie de la Voie lactée devront être sensiblement mis à jour pour expliquer ce nouveau résultat, conclu l'équipe.
|
Coexistence hamonieuse de grandes et petites étoiles
|
|
La dernière photo du télescope spatial Hubble, présentée à l'Assemblée Générale 2006 de l'Union Astronomique Internationale à Prague cette semaine, montre une région de formation d'étoiles dans le Grand Nuage de Magellan (LMC). Cette image détaillée révèle un grand nombre d'étoiles de faible masse en bas âge coexistant avec des jeunes étoiles massives.
C'est une image du télescope spatial Hubble
de l'une des centaines de systèmes stellaires de formation
d'étoiles, appelées des associations stellaires, situées
à 180.000 années-lumière dans le Grand Nuage
de Magellan (LMC). Le LMC est la deuxième galaxie satellite
connue la plus proche de notre Voie lactée, orbitant autour
d'elle en approximativement 1.5 milliard d'années. Des observations
terrestres précédentes de tels systèmes avaient
seulement permis aux astronomes d'étudier les brillantes
étoiles géantes bleues dans ces systèmes, et
non les étoiles de faible masse.
Cette nouvelle et plus détaillée vue à ce jour de l'association stellaire LH95 a été prise par l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble et fournit un échantillon extraordinairement riche d'étoiles de faible masse nouvellement formée, permettant un calcul plus précis de leurs âges et masses. Une équipe internationale d'astronomes, dirigée par Dimitrios Gouliermis de l'Institut Max-Planck pour l'Astronomie (MPIA) à Heidelberg, étudie actuellement les données d'Hubble. Selon Dr. Gouliermis "la vision détaillée d'Hubble a nettement changé au cours des années l'image que nous avions des associations stellaires dans les nuages de Magellan". Le LMC est une galaxie avec relativement peu d'éléments plus lourds que l'hydrogène, donnant aux astronomes une idée de la formation d'étoiles dans des environnements différents de notre Voie lactée.
Une fois que les étoiles massives, celles avec au moins 3 fois la masse du soleil, se soient formées, elles produisent de forts vents stellaires et des niveaux élevés de rayonnement ultraviolet qui ionisent le gaz interstellaire environnant. Le résultat est une nébuleuse d'hydrogène rougeoyant qui s'accroît dans le nuage moléculaire qui s'est à l'origine effondré pour former ces étoiles. La brume bleue vue dans toute l'image autour de LH 95 est réellement une partie de cette nébuleuse lumineuse, connue sous le nom de DEM L 252.
Quelques parties denses de cette région de formation d'étoiles ont été complètement érodées par les vents stellaires et peuvent encore être vues comme de sombres filaments poussiéreux dans l'image. De telles lignes de poussières absorbent des parties de la lumière bleue des étoiles derrière elles, les faisant sembler plus rouges. D'autres parties du nuage moléculaire se sont déjà contractées pour se transformer en groupes rougeoyants d'étoiles en bas âge, les plus faibles de celles qui ont une tendance élevée à se rassembler. La nouvelle vue d'Hubble de LH 95 montre qu'il y a au moins deux petits amas compacts associés à de tels groupes, un vers la droite, au-dessus du centre de l'image et un plus loin à gauche. Ces pouponnières stellaires hébergent des centaines d'étoiles en bas âge de faible masse nouvellement découvertes. De telles étoiles ont également été trouvées par Hubble dans la partie principale de LH 95 parmi ses membres stellaires brillants massifs.
Cette image dans les profondeurs de l'espace révèle également une variété de galaxies éloignées, vues comme des galaxies spirales rougeâtres et elliptiques décorant le fond de LH 95.
Les Grand et Petit Nuages de Magellan peuvent être vus à l'oeil nu dans l'hémisphère austral.
|
La beauté intérieure d'Orion
|
|
Les astronomes ont longtemps scruté les vastes nuages superposés de la nébuleuse d'Orion, une usine à fabriquer des étoiles visible à l'oeil nu dans l'épée de la constellation du célèbre chasseur. Cependant, Orion est encore pleine de secrets.
L'image infrarouge du télescope spatial Spitzer
explore profondément dans les nuages de poussière
qui imprègnent la nébuleuse d'Orion et ses régions
environnantes. La remarquable image en fausse couleur montre des
remous rosâtres de poussières tachetés d'étoiles,
certains d'entre-elles satellisées par des disques de poussières
de formation d'étoiles.
Spitzer, avec sa puissante vision infrarouge, a été capable de dénicher presque 2.300 de tels disques de formation de planètes dans le complexe du nuage d'Orion, une collection de nuages turbulents d'étoiles en formation dont la célèbre nébuleuse d'Orion.
Les disques, faits de gaz et de poussières qui tourbillonnent autour de jeunes soleils, sont trop petits et trop éloignés pour être vus par les télescopes en lumière visible; toutefois, la lueur infrarouge de leur poussière chaude est facilement repérée par les détecteurs infrarouges de Spitzer. Chaque disque a le potentiel de former des planètes et son propre système solaire.
"C'est le recensement le plus complet de jeunes étoiles avec des disques dans le complexe du nuage d'Orion," commente le Dr. Thomas Megeath (University of Toledo, Ohio) qui a dirigé la recherche. "En fait, nous avons un recensement de systèmes solaires potentiels, et nous voulons savoir combien sont nés dans les villes, combien dans de petites villes, et combien dehors dans la campagne."
Un examen de la démographie d'Orion indique que les systèmes solaires potentiels peuplent une variété d'environnements. Megeath et ses collègues ont trouvé qu'environ 60 pour cent des disques arborant des étoiles dans le complexe du nuage d'Orion habitent ses "villes" animées , ou amas, contenant des centaines de jeunes étoiles. Environ 15 pour cent résident dans des petites communautés externes, et un surprenant 25 pour cent préfèrent faire cavalier seul, vivant dans l'isolement.
Avant les observations de Spitzer, les scientifiques pensaient que jusqu'à 90 pour cent des jeunes étoiles, avec et sans disques, demeuraient dans des villes comme celle d'Orion.
"L'image d'Orion prouve que de nombreuses étoiles semblent également se former dans l'isolement ou dans des groupes de juste quelques étoiles," ajoute le membre de l'équipe Dr. John Stauffer du SSC (Spitzer Science Center) au Caltech (California Institute of Technology, Pasadena). "Ces nouvelles données peuvent nous aider à déterminer le type d'environnement dans lequel notre Soleil s'est formé."
Les astronomes ne savent pas si notre Soleil entre deux âges a grandi dans l'équivalent stellaire de la ville ou de la campagne, cependant la plupart favorisent un scénario de grande ville. Les étoiles récemment nées comme celles dans Orion tendent à s'éloigner de leurs soeurs avec le temps, ainsi il est difficile de retracer les origine d'une étoile adulte.
Megeath et ses collègues estiment qu'environ 60 à 70 pour cent des étoiles dans le complexe du nuage d'Orion ont des disques. "Pourquoi ce nombre n'est pas de 100 pour cent est une question intéressante. Finalement, nous pourrions pouvoir comprendre pourquoi certaines étoiles n'ont pas de disques," ajoute Megeath.
La vision infrarouge de Spitzer a également déniché 200 embryons stellaires dans le complexe du nuage d'Orion, lesquels n'avaient jamais été vus auparavant. Les embryons stellaires sont encore trop jeunes pour avoir développé des disques.
Le complexe du nuage d'Orion est à environ 1.450 années-lumière de la Terre et s'étend sur environ 240 années-lumière à travers l'espace. Le large champ visuel de Spitzer lui a permis d'examiner la majeure partie du complexe, un secteur du ciel équivalent à 28 pleines lunes. L'image présentée montre une partie de cette étude, l'équivalent sur le ciel de la valeur de quatre pleine lune, et inclut la nébuleuse d'Orion elle-même.
|
Structures érodées dans le cratère Jacobi : une fenêtre sur le passé
|
|
Cette image en haute résolution, prise par l'instrument AMIE (advanced Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1, montre une partie du cratère Jacobi dans l'hémisphère sud de la Lune. Le bord du cratère est vue dans le coin supérieur de l'image.
AMIE a obtenu cette séquence le 18 Mars 2006 depuis une distance d'environ 578 kilomètres de la surface, avec une résolution au sol de 52 mètres par pixel. Le secteur montré est centré à une latitude de 56.5° Sud et à une longitude de 10.9° Est, avec un champ visuel de 27 kilomètres. Le nord est à la droite de l'image.
Le cratère Jacobi lui-même est beaucoup plus grand que cette image - environ 70 kilomètres de diamètre - tandis que cette image montre seulement une aire d'environ 25 kilomètres carrés. Le cratère simple principal en haut à droite du centre de l'image est "Jacobi W", avec un diamètre de seulement 7 kilomètres. Il est possible de noter la structure extérieure particulière dans le secteur en haut à gauche de l'image, indiquant plusieurs cratères fortement érodés ayant approximativement la même taille, de l'ordre du kilomètre.
"La résolution de SMART-1 sous un angle élevé d'élévation solaire nous permet de détecter des structures érodées enterrées sous des couches plus récentes" commente le scientifique Bernard Foing du projet SMART-1, "donnant une autre fenêtre sur l'évolution passée de la Lune".
Ce secteur est baptisé du nom du mathématicien allemand Karl Jacobi (1804 - 1851), lequel a travaillé sur des fonctions elliptiques et était en activité dans le domaine de la Mécanique céleste.
|
Qu'est-ce qu'une Planète ? Une définition précise attendue depuis 76 ans
|
|
Le 26ème Congrès de l'Union Astronomique Internationale (UAI) s'est ouvert ce lundi à Prague, capitale de la République Tchèque. Six symposiums, 17 sessions de discussion, 52 conférences spécialisées consacrées à un large éventail de questions d'actualité relatives à l'Astronomie et à l'Astrophysique, sont prévus dans le cadre du Congrès qui se déroulera jusqu'au 25 Août et qui accueillera près de 2.500 spécialistes issus de 75 pays.
Au terme de ce Congrès exceptionnel, une définition officielle du statut de planète sera adoptée, suite aux récentes découvertes d'objets imposants aux confins de notre Système solaire.
Si les astronomes s'accommodaient tant bien que mal d'un manque de définition précis jusqu'à présent, notamment depuis l'introduction de Pluton au rang de planète en 1930, il était devenu urgent de réviser ou de compléter la définition officielle de "planète" pour qu'elle s'accommode des nouvelles découvertes tout en conservant une certaine flexibilité.
Le débat sur le statut controversé de Pluton en tant que neuvième planète s'est intensifié lorsque Mike Brown du Caltech (California Institute of Technology) et son équipe, ont annoncé la découverte d'un objet plus grand que Pluton. Comme Pluton, 2003 UB313, surnommé "Xena" par ses découvreurs, est l'un des membres de la Ceinture de Kuiper, une région située dans le plan orbital moyen des planètes et peuplée de noyaux cométaires, d'astéroïdes et d'objets planétaires. Avec son diamètre de 2.400 km (avec une incertitude de 100 km) mesuré par le télescope spatial Hubble en Décembre 2005, "Xena" est plus grand que Pluton (2.290 km, mesuré par Hubble).
L'adoption de cette nouvelle définition tant attendue pourrait avoir pour conséquence l'ajout d'une dixième planète, voire même plus, à la liste actuelle des planètes, ou au contraire, l'élimination de Pluton de cette même liste. De même, une nouvelle classe de planètes pourrait voir le jour sous le nom de "planètes naines", regroupant Pluton et de plus grands astéroïdes, et un certain nombre de nouveaux grands objets découverts ou à découvrir dans le Système solaire. Un certain nombre de scientifiques ont également suggéré un compromis en divisant les planètes en catégories selon la nature de leur composition pour les différencier des "planètes rocheuses". Jupiter et autres planètes géantes pourrait ainsi être classées comme "planètes géantes gazeuses", tandis que Pluton et "Xena" seraient des "planètes naines glacées".
Une affaire à suivre...
|
Deimos
|
|
On pourrait dire qu'aujourd'hui
est l'anniversaire de Deimos. Pour le célébrer, le
Malin Space Science Systems présente la première et
unique image de l'instrument MOC (Mars Orbiter Camera) de Mars Global
Surveyor (MGS) de cette minuscule lune.
Deimos a été découverte il y a 129 ans le 11 Août 1877 (pour les USA et le 12 Août en Temps Universel) par l'astronome américain Asaph Hall. C'était la première des deux découvertes majeures qu'il a faites en ce mois. Moins d'une semaine plus tard, il a trouvé l'autre satellite martien intérieur, Phobos.
Environ un mois avant le 129ème anniversaire de sa découverte, le 10 Juillet 2006, Mars Global Surveyor a été pointé loin de la surface martienne, en direction du lointain Deimos. Faire une image de la plus petite des deux lunes martiennes a été le résultat d'un effort combiné entre les ingénieurs de MGS à la Lockheed Martin Astronautics et les ingénieurs d'opérations de MOC chez Malin Space Science Systems. Quand l'image a été acquise, Deimos était à environ 22.985 kilomètres de MGS. Ceci a pour conséquence une image d'approximativement 95 mètres par pixel.
Des images de résolution plus élevées ont été obtenues par les orbiteurs Viking dans les années 1970 - certaines de ces images étaient si bonnes que des rochers pourraient être résolus à la surface de la lune. Alors que l'image de MOC est à une résolution inférieure par rapport aux données de Viking, acquérir une image de Deimos aide à peaufiner la compréhension de l'orbite et de la géographie de la lune minuscule.
Les deux cratères, Voltaire et Swift, sont actuellement les seuls cratères de Deimos ayant reçu un nom. L'auteur Jonathan Swift, dans son oeuvre "Les voyages de Gulliver" en 1726, avait par coïncidence imaginé que Mars possédait deux lunes.
|
Champ magnétique en forme de sablier
|
|
Prévu depuis longtemps par la théorie, le réseau sous-millimétrique du Smithsonian (SMA pour Submillimeter Array) a trouvé la première preuve concluante d'un champ magnétique en forme de sablier dans une région de formation d'étoiles. Les mesures indiquent que la matière dans le nuage interstellaire est assez dense pour lui permettre de s'effondrer gravitationellement, déformant en même temps le champ magnétique.
Les astronomes Josep Girart (Institute of Space Studies of Catalonia, Spanish National Research Council), Ramprasad Rao (Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica), et Dan Marrone (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) ont étudié le système protostellaire dénommé NGC 1333 IRAS 4A. Ce système de deux protoétoiles est situé approximativement à 980 années-lumière de la Terre dans la direction de la constellation de Persée (Perseus).
Les résultat ont été rapportés dans l'édition du 11 Août du journal Science.
"Nous avons choisi ce système parce que les travaux précédents avaient apporté des allusions tentantes d'un champ magnétique en forme de sablier," a expliqué Marrone. "Le réseau sous-millimétrique a offert la résolution et la sensibilité dont nous avions besoin pour le confirmer."
NGC 1333 IRAS 4A fait partie du complexe nuage moléculaire de Persée - une collection de gaz et de poussières contenant autant de masse que 130.000 soleils. Cette région forme activement des étoiles. Sa proximité à la Terre et son jeune âge font du complexe de Persée un laboratoire idéal pour étudier la formation d'étoiles.
Les théoriciens prévoient que l'effondrement des coeurs de nuages moléculaires - les germes de formation d'étoiles - ont à vaincre le soutien fourni par leur champ magnétique afin de former des étoiles. En même temps, on s'attendait à ce que la concurrence entre l'attraction gravitationnelle vers l'intérieur et la pression magnétique poussant vers extérieur produise un modèle déformé de sablier chez le champ magnétique dans ces noyaux effondrés.
En utilisant le réseau, Marrone et ses collègues ont observé l'émission de poussières d'IRAS 4A. Puisque le champ magnétique aligne les grains de poussières dans le coeur du nuage, l'équipe pouvait mesurer la géométrie du champ magnétique et estimer sa force en mesurant la polarisation de l'émission de poussières.
"Avec les possibilités spéciales de polarisation du SMA nous voyons directement la forme du champ. C'est le premier exemple parfait de la structure magnétique théoriquement prévue," note Rao.
Les données indiquent que, dans le cas d'IRAS 4A, la pression magnétique est plus influente que la turbulence dans le ralentissement de la formation d'étoiles dans le coeur du nuage. La même chose est probablement vrai pour d'analogues coeurs de nuages ailleurs.
En dépit de l'influence modérée du champ magnétique, IRAS 4A est assez dense pour que l'effondrement gravitationnel continue. Dans approximativement un million d'année, deux étoiles comme le soleil luiront là où seulement un cocon enveloppé de poussières se trouve aujourd'hui.
|
La 1.000ème comète "sungrazing" découverte par SOHO
|
|
Le chasseur de comètes polonais Arkadiusz Kubczak a récemment découvert sa troisième comète dans les images du coronographe LASCO de SOHO, mais celle-ci était spéciale : la 1.000ème comète SOHO découverte appartenant au groupe de Kreutz des comètes "sungrazing" (qui frôlent le Soleil).
Alors qu'il n'y a aucune définition officielle d'une "comète sungrazing", le terme se rapporte habituellement aux comètes du groupe de Kreutz, lesquelles ont une distance au périhélie de moins de 0.01 d'une Unité Astronomique, ou d'environ 1.460.000 kilomètres (1 UA = la distance moyenne entre la Terre et le Soleil).
La 1.185ème comète a été découverte dans les données des instruments SOHO LASCO ou SWAN de SOHO (les 185 autres ne sont pas des membres du groupe de Kreutz), et le faible objet a reçu officiellement la désignation de C/2006 P7 (SOHO) par le Minor Planet Center (MPC) de l'Union Astronomique Internationale.
Avant le lancement de SOHO en 1995 Décembre, seulement environ trente membres du groupe de Kreutz étaient connus. On pense que chacune des 1.000 comètes de Kreutz sont des fragments d'une unique comète observée en 371 avant J.C. par Aristote et Ephorus, et les fragments eux-mêmes continuent à se fragmenter, fabriquant davantage de comètes "sungrazing".
|
|||||||||||||||||||||||||||
Les célèbres "étoiles filantes" ... sous le clair de Lune
|
|
Chaque année à pareille époque, entre le 17 Juillet et 24 Août, avec un maximum vers le 12 Août, la Terre croise dans sa course autour du Soleil les débris laissés par la comète 109P/Swift-Tuttle sur son orbite. Cette rencontre donne lieu à l'un des plus beaux spectacles de l'année : l'apparition pendant quelques heures de nombreuses "étoiles filantes".
Quoi de plus agréable que de passer une nuit d'été à la belle étoile, alongé sur le sol, seul ou entre amis, pour surveiller le passage furtif d'étoiles filantes, chaque apparition donnant lieu à la formulation d'un voeu que l'on tiendra secret afin qu'il se réalise. C'est aussi pour bon nombre une occasion unique de se plonger pendant une nuit entière dans l'immensité de l'Univers en découvrant le nombre impressionnant d'étoiles qui parsèment le ciel.
La présence d'une Lune encore bien pleine et bien lumineuse masquera probablement les météores de moindre importance mais ajoutera une touche de romantisme à cette nuit magique passée à observer le ciel.
D'après l'analyse des observations de ces dernières années, le maximum d'activité de l'essaim des Perséides devrait se produire entre 23h00 UTC le 12 Août (Longitude Solaire = 140°) et 01h30 UTC le 13 Août (LS = 140.1°), avec deux autres pics le 13 Août vers 00h20 UTC (LS = 140.05°) et vers 09h00 UTC (LS = 140.4°). Des simulations informatiques réalisées par Peter Brown il y a plusieurs années ont suggéré un possible regain d'activité proche du pic principal pour 2006, avec une activité cependant moins importante que celle de 2004. Selon les récentes prévisions du spécialiste russe Mikhail Maslov, le ZHR ne devrait pas excéder 80-90 par heure.
Le retour des Perséides en 2006 se produisant seulement quelques jours après la Pleine Lune (PL le 09), l'observation des "étoiles filantes" est compromise par la présence d'une lune gibbeuse décroissante au moment du maximum du pic d'activité. Seuls les météores les plus brillants pourront être observés car le lumineux clair de Lune à cette date masquera probablement les météores de moindre importance.
Malgré la présence de la Lune, les célèbres Perséides devraient quand même gratifier les observateurs d'un joli spectacle. Avec un taux horaire moyen (ZHR) estimé cette année à 100 par l'IMO (International Meteor Organization) au moment du maximum d'activité, l'essaim reste l'un des plus intéressants et actifs de l'année.
|
Disparition de James A. Van Allen
|
|
James A. Van Allen, l'un des pionniers des programmes spatiaux américains et découvreur des ceintures de radiations qui entourent la Terre, est décédé le 09 Août à l'âge de 91 ans.
James A. Van Allen est plus connu pour avoir développé des instruments embarqués sur le premier satellite américain, Explorer 1, en 1958. La mise en évidence autour de la Terre de deux ceintures de rayonnements a constitué la première grande découverte à l'actif des satellites artificiels. Van Allen, à partir des données recueillies par Explorer 1 et Explorer 3, a donné un premier aperçu de leur forme et de leurs caractéristiques. Ces ceintures ont été dénommées plus tard "Ceintures de Van Allen" (Van Allen Belts) d'après le nom du scientifique en reconnaissance de sa découverte. Van Allen a été également impliqué dans un certain nombre d'autres missions planétaires de la NASA, dont Pioneer 10 et Pioneer 11.
|
Un regard oblique
|
|
Cette image, prise par l'instrument AMIE (Advanced Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1, fournit une vue 'oblique' de la surface lunaire en direction du limbe, autour des cratères Mezentsev, Niepce et Merrill, du côté caché de la Lune.
AMIE a obtenu cette séquence le 16 Mai 2006. Le secteur montré est centré à une latitude de 73° Nord et une longitude de 124° Ouest (ou 34° plus loin que le limbe occidental vu de la Terre).
Normalement, le vaisseau spatial SMART-1 dirige l'instrument AMIE directement vers le bas, dans ce qu'on appelle le mode de pointage nadir. Dans cette image, AMIE regardait hors de la fenêtre latérale et pointait vers l'horizon, montrant tous les cratères dans une vue oblique. Les plus grands cratères montrés sont Mezentesev, Niepce et Merrill, situés sur la face lunaire cachée, non visible de la Terre. Mezentsev est un cratère érodé de 89 kilomètres de diamètre, alors que Niepce et Merrill ont la même taille de 57 kilomètres.
Mezentsev est baptisé du nom de Yourij Mezentsev, un ingénieur soviétique (1929 - 1965) qui était un des premiers à concevoir des lanceurs de fusée. Joseph Niepce était l'inventeur français de la photographie (1765 - 1833), tandis que Paul Merrill était un astronome américain (1887 - 1961).
|
Comètes SOHO : C/2006 O7, O8, P2, P3, P4, P5, P6, P7
|
|
Huit nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2006-P32 et MPEC 2006-P33.
C/2006 O7 (SOHO) (H. Su) C/2006 O8 (SOHO) (H. Su) C/2006 P2 (SOHO) (H. Su) C/2006 P3 (SOHO) (A. Kubczak)
C/2006 P4 (SOHO) (S. Yuan) C/2006 P5 (SOHO) (H. Su) C/2006 P6 (SOHO) (H. Su) C/2006 P7 (SOHO) (A. Kubczak)
Ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz. |
Comète C/2006 P1 (McNaught)
|
|
Une nouvelle comète a été découverte dans le ciel austral par R. H. McNaught (Siding Spring) le 07 Août 2006. Les éléments orbitaux de la comète C/2006 P1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 17 Juin 2007 à une distance de 1,5 UA du Soleil.
La comète pourrait être visible dans l'hémisphère nord à une magnitude proche de 10.6 en Avril 2007.
Avec cette nouvelle découverte, R. H. McNaught a désormais 31 comètes découvertes à son actif et se rapproche du record détenu par Carolyn et Eugene Shoemaker avec 32 comètes découvertes. Les Grands Chasseurs de Comètes
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 12 Janvier 2007 à une distance de 0,17 UA du Soleil. La comète s'approchera très près du Soleil à une faible élongation et pourrait être visible à un magnitude voisine de 2 sur les images transmises par le satellite SOHO au moment du passage au périhélie, si la comète ne se désintègre pas avant son approche au plus près du Soleil.
|
Chandra détermine indépendamment la constante de Hubble
|
|
Un nombre critique important qui indique le taux d'expansion de l'Univers, la dénommée constante de Hubble, a été indépendamment déterminée en utilisant l'Observatoire de rayons X Chandra de la NASA. Cette nouvelle valeur correspond aux mesures récentes en utilisant d'autres méthodes et prolonge sa validité à de plus grandes distances, permettant de ce fait aux astronomes de sonder des époques plus précoces dans l'évolution de l'Univers.
"La raison pour laquellle ce résultat est si important est que nous avons besoin de la constante de Hubble pour nous indiquer la taille de l'Univers, son âge, et combien de matières il contient," commente Max Bonamente (Marshall Space Flight Center), auteur principal d'un article décrivant les résultats. "Les astronomes doivent absolument faire confiance à ce nombre parce que nous l'employons pour d'innombrables calculs."
La constante de Hubble est calculée en mesurant la vitesse à laquelle les objets s'éloignent de nous et se répartissent en distance. La plupart des tentatives précédentes pour déterminer la constante de Hubble impliquaient d'employer plusieurs paliers, ou échelon de distance, approche dans laquelle la distance aux galaxies voisines est employée comme base pour déterminer de plus grandes distances.
L'approche la plus courante a été d'employer
un type bien étudié d'étoiles en pulsation
connues sous le nom de variables Céphéides, conjointement
avec des supernovae plus éloignées pour tracer des
distances à travers l'Univers. Les scientifiques en utilisant
cette méthode et les observations du télescope spatial
Hubble pouvaient mesurer la constante de Hubble à moins de
10%. Cependant, seuls des contrôles indépendants leur
donneraient la confiance désirée, considérant
que beaucoup de notre compréhension de l'Univers est en jeu.
En combinant des données de rayons X de Chandra avec les observations radio d'amas de galaxies, l'équipe a déterminé les distances à 38 amas de galaxies s'étalant entre 1.4 milliard à 9.3 milliards d'année-lumière de la Terre. Ces résultats ne se fondent pas sur l'échelle traditionnelle de distance. Bonamente et ses collègues ont trouvé que la constante de Hubble est de 77 kilomètres par seconde par megaparsec (un megaparsec est égal à 3,26 millions d'années-lumière), avec une incertitude d'environ 15%.
Crédit : NASA/CXC/MSFC/M.Bonamente et al.
Ce résultat est conforme aux valeurs déterminées en utilisant d'autres techniques. La constante de Hubble s'était précédemment avérée être de 72, à plus ou moins 8, kilomètres par seconde par kiloparsec basée sur les observations du télescope spatial Hubble. Le nouveau résultat de Chandra est important parce qu'il offre la confirmation indépendante que les scientifiques recherchaient et fixe l'âge de l'Univers entre 12 et 14 milliards d'années.
"Ces nouveaux résultats sont entièrement indépendants de toutes les méthodes précédentes pour mesurer la constante de Hubble," commente le membre de l'équipe Marshall Joy (MSFC).
Effet Sunyaev-Zeldovich Crédit : NASA/CXC/M.Weiss)
Les astronomes ont employé un phénomène connu sous le nom d'effet Sunyaev-Zeldovich, où les photons dans le fond cosmique de micro-onde (CMB) interagissent avec les électrons dans le gaz chaud qui infiltre les énormes amas de galaxies. Les photons acquièrent de l'énergie de cette interaction, laquelle déforme le signal de fond de micro-onde dans la direction des amas. L'importance de cette déformation dépend de la densité et de la température des électrons chauds et de la taille physique de l'amas. En utilisant les télescopes par radio pour mesurer la déformation du fond de micro-onde et Chandra pour mesurer les propriétés du gaz chaud, la taille physique de l'amas peut être déterminée. De cette taille physique et d'une mesure simple de l'angle sous-tendu par l'amas, les règles de la géométrie peuvent être employées pour déduire sa distance. La constante de Hubble est déterminée en divisant les vitesses précédemment mesurées de l'amas par ces distances nouvellement dérivées.
Les résultats sont décrits dans un article à paraître dans l'édition du 10 Août de The Astrophysical Journal.
|
Hubble identifie le compagnon stellaire de la planète éloignée
|
|
Le télescope spatial Hubble a pour la première fois identifié l'étoile parente d'une planète éloignée (nom de système OGLE-2003-BLG-235L/MOA-2003-BLG-53L) découverte en 2003 par effet de lentille gravitationnelle. L'effet de lentille gravitationnelle se produit lorsqu'une étoile au premier plan amplifie la lumière d'une étoile de fond qui s'aligne momentanément avec elle. Les observations complémentaires par Hubble en 2005 ont séparé la lumière légèrement excentrée de l'étoile au premier plan de l'étoile de fond. Ceci a permis d'identifier l'étoile hôte comme étant une étoile naine rouge située à 19.000 années-lumière.
Les observations d'Hubble ont permis de déterminer la masse de la planète et l'orbite de son étoile rouge parente. Dans la conception artistique, les anneaux et la lune autour de la géante gazeuse sont hypothétiques, mais plausibles, étant donné la nature de la famille des planètes géantes de gaz dans notre Système solaire.
|
Comètes SOHO : C/2006 O3, O4, O5, O6
|
|
Quatre nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2006-P28.
C/2006 O3 (SOHO) (T.Hoffman) C/2006 O4 (SOHO) (H. Su) C/2006 O5 (SOHO) (H. Su) C/2006 O6 (SOHO) (H. Su)
Ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz. |
Découverte de huit nouvelles molécules complexes dans l'espace interstellaire
|
|
En juste deux ans de travail, une équipe de recherche internationale a découvert huit nouvelles molécules complexes et biologiquement significatives dans l'espace interstellaire à l'aide du télescope Robert C. Byrd Green Bank Telescope (GBT) de la NSF (National Science Foundation).
"C'est une prouesse sans précédent dans l'histoire des 35 années consacrées à la recherche de molécules complexes dans l'espace et suggère qu'une chimie prébiotique universelle soit à l'ouvrage," note Jan M. Hollis (NASA Goddard Space Flight Center), responsable de l'équipe de recherche.
Les nouvelles découvertes aident les scientifiques à percer les secrets sur la façon dont les moléculaires à l'origine de la vie peuvent se former dans les nuages géants de gaz et de poussières dans lesquels les étoiles et les planètes sont nées.
"Le premier des nombreux processus chimiques qui ont finalement conduit à la vie sur Terre a probablement eu lieu avant même que notre planète se soit formée. Le GBT a pris un rôle majeur en explorant l'origine des biomolécules dans les nuages interstellaires," commente Phil Jewell du NRAO (National Radio Astronomy Observatory).
Les huit nouvelles molécules découvertes avec le GBT portent à 141 le total d'espèces moléculaires différentes trouvées dans l'espace interstellaire. Environ 90 pour cent de ces molécules interstellaires contiennent du carbone, lequel est exigé pour qu'une molécule soit classifiée comme organique. Toutes les molécules nouvellement découvertes contiennent du carbone et se composent de 6 à 11 atomes chacune. Ces résultats suggèrent, selon les scientifiques, que l'évolution chimique se produit habituellement dans le gaz et la poussière à partir desquels les étoiles et les planètes finalement naissent. La masse d'un nuage interstellaire est de 99 pour cent de gaz et d'un pour cent de poussières.
Les découvertes du GBT ont été faites dans seulement deux nuages interstellaires prototypiques. Les molécules acétamide (CH3CONH2), cyclopropénone (H2C3O), propénal (CH2CHCHO), propanal (CH3CH2CHO), et kéténimine (CH2CNH) ont été trouvées dans un nuage appelé Sagittarius B2(N), qui est près du centre de notre galaxie de la Voie lactée à environ 26.000 années-lumière de la Terre. Cette région de formation d'étoiles est le plus grand dépôt de molécules interstellaires complexes connues.
Les molécules de méthyl-cyano-diacétylène (CH3C5N), méthyl-triacétylène (CH3C6H), et cyanoallène (CH2CCHCN) ont été trouvés dans le Taurus Molecular Cloud (TMC-1), qui est relativement voisin à une distance de 450 années-lumière. Le nuage sans étoile TMC-1 est sombre et froid avec une température de seulement 10 degrés au-dessus du zéro absolu et peut par la suite se transformer en une région de formation d'étoiles.
"La découverte de ces grandes molécules organiques dans les régions les plus froides du milieu interstellaire a certainement changé la conviction que les grandes molécules organiques auraient seulement leurs origines dans des noyaux moléculaires chauds. Elle nous a forcé à repenser les paradigmes de la chimie interstellaire, " ajoute Anthony Remijan (NRAO).
Crédit : Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF
Ces grandes molécules trouvées avec le GBT se sont accumulées à partir de plus petites, selon les scientifiques, par deux principaux mécanismes. Dans le premier, des réactions chimiques simples ajoutent un atome à une structure moléculaire résidant sur la surface d'un grain de poussière. Comme exemple de ce processus, les chercheurs citent une molécule appelée cyclopropénylidène (c-C3H2, où "c-" signifie cyclique), qui contient trois atomes de carbone dans un anneau. La cyclopropénylidène a été découverte dans l'espace interstellaire en 1987, et est connue pour être fortement réactive. En 2005, avec le GBT, les scientifiques ont découvert une autre molécule, la cyclopropénone (c-H2C3O), qui peut être produite en ajoutant un atome d'oxygène à la cyclopropénylidène.
La seconde méthode pour construire de plus grandes molécules à partir de plus petites implique des réactions neutre-radicales qui peuvent se produire dans le gaz dans un nuage interstellaire. Par exemple, en 2006, les scientifiques ont découvert l'acétamide (CH3CONH2), qui peut s'être formée quand une molécule neutre découverte précédemment appelée formamide (HCONH2) se combine avec des radicaux tels que CH2 et CH3, également découverts précédemment. L'acétamide est particulièrement intéressante parce qu'elle contient une liaison de peptide qui est le moyen de lier des acides aminés ensemble pour former des protéines.
|
Poussière cosmique dans la glace
|
|
Au cours des 30.000 dernières années, notre planète a été frappée par une pluie constante de particules de poussières cosmiques.
Deux scientifiques du LDEO (Lamont-Doherty Earth Observatory, Columbia University, New York) à de l'AWI (Alfred-Wegener-Institut for Polar and Marine Research, Bremerhaven, Allemagne), sont arrivés à cette conclusion après recherche de la quantité d'isotope d'hélium 3He dans des particules de poussières cosmiques préservées dans un échantillon de glace de l'Antarctique.
Selon les évaluations actuelles, environ 40.000 tonnes de matières extraterrestres frappent la Terre chaque année.
Il était supposé auparavant qu'un excès de poussières cosmiques tombant sur Terre pouvait encourager la formation de nuages, entraînant que plus de lumière solaire se reflétait de nouveau dans l'espace, faisant basculer la Terre dans un âge glaciaire. Les scientifiques ont trouvé que ce n'était pas le cas. Ils ont mesuré les niveaux d'hélium-3 (un isotope rare sur Terre mais abondant dans l'espace) dans un échantillon de glace de l'Antarctique remontant à presque 30.000 ans, et ont prouvé que les niveaux de poussières cosmiques tombant sur Terre ont été relativement réguliers et ne pouvaient pas avoir affecté les cycles glaciaires.
Ils ont montré que cet isotope rare d'hélium dans la poussière cosmique excède celui de la poussière terrestre dans la glace par un facteur de 5.000. Par ailleurs, les mesures de la quantité de l'isotope d'hélium 4He beaucoup plus commun sur Terre dans la glace de l'Antarctique suggèrent fortement un changement d'origine dans la poussière terrestre entre la dernière période glaciaire et la période chaude interglaciaire que nous vivons actuellement.
|
SMART-1 en route pour l'impact final
|
|
SMART-1, le premier vaisseau spatial européen couronné de succès vers la Lune, arrive maintenant presque à la fin de son aventure d'exploration, après presque six mois de recherches scientifiques lunaires. SMART-1 a été lancé le 27 Septembre 2004, et a atteint la Lune en Novembre 2004 après une longue spirale autour de la Terre. Dans cette phase, le vaisseau spatial a testé pour la première fois dans l'espace une série de technologies avancées.
Celles-ci incluaient la première utilisation d'un moteur ionique (propulsion électrique solaire) pour les voyages interplanétaires, en combinaison avec des manoeuvres d'assistance gravitationnelle.
SMART-A a également testé des techniques de communication futures dans l'espace profond pour vaisseaux spatiaux, techniques pour parvenir à une navigation autonome des vaisseaux spatiaux, et des intruments scientifiques miniaturisés, utilisés pour la première fois autour de la Lune.
Initialement planifié pour opérer six mois autour de la Lune, SMART-1 a obtenu une extension de mission pour une année supplémentaire, maintenant sur le point de s'achever. Le vaisseau spatial percutera la surface de la Lune dans un petit impact actuellement prévu pour le 03 Septembre 2006, à 07h41 CEST (05h41 UTC) ou à 02h37 CEST (00h37 UTC), avec une incertitude en raison d'une connaissance incomplète de la topographie lunaire. Les coordonnées prévues pour l'impact sont approximativement 36,44° Sud de latitude et 46,25° Ouest de longitude.
Crédit : ESA - C. Carreau
Sur la route actuelle de son orbite lunaire, SMART-1 percuterait natuellement la Lune le 17 Août 2006 sur la face lunaire cachée, non visible de la Terre.
Une série de manoeuvres sur 2 semaines depuis le 19 Juin et se terminant le 02 Juillet a permis à SMART-1 d'ajuster sont orbite pour éviter que le croisement du vaisseau spatial avec la Lune se déroule à un moment désavantageux pour les lieux d'observations scientifiques, et d'obtenir une utile petite 'extension' de mission.
Une série supplémentaire de manoeuvres mineures pourraient être exécutées les 27 et 28 Juillet, 25 Août et les 01 et 02 Septembre pour ajuster la trajectoire de SMART-1.
Pourquoi le 03 Septembre ? Le choix du 03 Septembre pour l'impact lunaire était conduit par la décision d'obtenir des donnéees lunaires haute résolution supplémentaires de l'orbite et pour permettre aux télescopes terrestres de voir l'impact depuis la Terre.
Le 03 Septembre 2006 le périlune de SMART-1, coïncidant avec le point d'impact, sera sur le secteur lunaire appelé 'Lac de l'Excellence', situé aux latitudes mi-sud. Ce secteur est très intéressant du point de vue scientifique. C'est un secteur de plaine volcanique entouré par des montagnes, mais aussi caractérisé par des minéraux hétérogènes.
Au moment de l'impact, ce secteur sera dans le noir sur la face proche de la Lune, juste près du terminateur - la ligne séparant le côté jour du côté nuit de la Lune. La région sera protégée des rayons directs du Soleil, mais elle sera faiblement illuminée par la lumière de la Terre - la 'lumière cendrée'. L'orbite du vaisseau spatial le placera au-dessus de la région toutes les cinq heures, l'amenant un kilomètre plus bas à chaque passage. Depuis la Terre, un quartier de Lune sera visible à ce moment-là.
Cette géométrie est idéale pour permettre des observations terrestres. En fait, durant la Pleine Lune la luminosité aurait complètement obscurci l'impact pour les observateurs terrestres, et au cours de la Nouvelle Lune cela aurait été tout autant difficile, parce que la Nouvelle Lune est visible seulement pour quelques secondes après le coucher du Soleil. En outre, un impact dans le noir favorisera la détection du flash d'impact.
Les télescopes terrestres essayeront également d'observer la poussière éjectée par l'impact, en espérant obtenir des données physiques et minéralogiques sur la surface exhumée par le vaisseau spatial.
Le moment d'impact prévu (07h41 CEST) sera bon pour les grands télescopes en Amérique du Sud et du Nord ainsi qu'à Hawaii et peut-être en Australie. Mais si SMART-1 rencontre une colline sur son passage prévu, vers 02h37 CEST le 03 Septembre, il peut alors être observé des Iles Canaries et d'Amérique du Sud. Si SMART-1 rencontre une colline sur le passage du 02 Septembre à 21h33 CEST, alors les télescopes d'Europe continentale et d'Afrique seraient avantagés.
Le cratère créé par SMART-1 sera entre 3 et 10 mètres de diamètre et peut-être d'un mètre de profondeur.
Les instruments embarqués sur SMART-1 (AMIE, D-CIXS X-ray telescope, SIR infrared spectrometer) resteront en fonction durant l'approche et la descente finale pour fournir des vues détaillées des paysages lunaires à très faible altitude.
|
Un Univers plus grand et plus vieux ?
|
|
Le voyage intergalactique vers le Triangle va prendre un peu plus de temps que prévu.
Un astronome de l'Université d'Etat de l'Ohio et ses collègues ont déterminé que la galaxie du Triangle, connue également sous le nom de M33, est en réalité environ 15 pour cent plus éloignée de notre galaxie que l'indiquait les précédentes mesures.
Cette découverte implique que la constante de Hubble, un nombre sur lequel les astronomes s'appuient pour calculer une foule de facteurs -- dont la taille et l'âge de l'Univers -- pourrait être sensiblement erronée.
Cela signifie que l'Univers pourrait être 15 pour cent plus grand et 15 pour cent plus vieux que tous les calculs précédents indiquaient.
Les astronomes sont arrivés à cette conclusion après qu'ils aient inventé une nouvelle méthode pour calculer les distances intergalactiques, une qui est plus précise et beaucoup plus simple que les méthodes standards. Kris Stanek, professeur associé d'astronomie à l'Université d'Etat de l'Ohio, et ses co-auteurs décrivent la méthode dans un article à apparaître dans Astrophysical Journal.
En 1929, Edwin Hubble a formulé la loi cosmologique de distance qui détermine la constante de Hubble. Les scientifiques ont été en désaccord au sujet de la valeur exacte de la constante pendant des années, mais la valeur actuelle a été acceptée depuis les années 1950 où les astronomes ont découvert depuis lors d'autres paramètres cosmologiques, mais la constante de Hubble et ses méthodes associées pour calculer la distance n'ont pas changé.
"La constante de Hubble était un paramètre que nous connaissons vraiment bien, et maintenant elle est à la traîne. Maintenant nous connaissons certaines choses vraiment un peu mieux que nous connaissons la constante de Hubble," note Stanek. "Il y a dix ans, nous ne savions même pas que l'énergie noire existait. Maintenant nous savons combien d'énergie noire il y a -- mieux que nous connaissons la constante de Hubble, laquelle a été pendant presque 80 années."
Stanek a indiqué que lui et ses collègues n'ont pas commencé ce travail afin de changer la valeur de la constante de Hubble. Ils ont juste voulu trouver une manière plus simple de calculer les distances.
Pour calculer la distance à une galaxie lointaine en utilisant la constante de Hubble, les astronomes doivent passer par plusieurs étapes complexes d'équations relatives, et incorporer les distances à des objets plus proches, tels que le Grand Nuage de Magellan.
"Dans chaque étape vous accumulez des erreurs," commente Stanek. "Nous avons voulu une mesure indépendante de la distance -- un petit pas qui sera utile un jour avec les mesures d'énergie noire et d'autres choses."
La nouvelle méthode a pris 10 années pour se développer. Ils ont étudié M33 dans des longueurs d'onde optiques et infrarouges, vérifiant et revérifiant les mesures qui sont normalement prises pour fiable. Ils ont utilisé des télescopes de toutes tailles, du télescope de 1 mètre aux télescopes les plus grands au monde -- les télescopes de 10 mètres de l'Observatoire Keck à Hawaï.
"Technologiquement, nous avons dû être à l'avant-garde pour faire ce travail, mais l'idée fondamentale est très simple".
Ils ont étudié deux des plus brillantes étoiles dans M33, qui font partie d'un système binaire, signifiant que les étoiles orbitent l'une autour de l'autre. Vues de la terre, l'une des étoiles éclipse l'autre tous les cinq jours.
Ils ont mesuré la masse des étoiles, ce qui leur a indiqué comment ces brillantes étoiles apparaîtraient si elles étaient voisines. Mais les étoiles semblent en réalité plus faibles parce qu'elles sont éloignées. La différence entre l'éclat intrinsèque et l'éclat apparent leur a indiqué à quelle distance les étoiles étaient -- en un simple calcul.
A leur surprise, la distance était 15 pour cent plus éloignée que ce qu'ils avaient prévu : environ 3 millions d'années-lumière au loin, au lieu de 2.6 millions d'années-lumière comme déterminé par la constante de Hubble.
Si cette nouvelle mesure de distance est correcte, alors la véritable valeur de la constante de Hubble pourrait être 15 pour cent plus petite -- et l'Univers pourrait être 15 pour cent plus grand et plus vieux -- que supposé précédemment.
"Notre marge d'erreur est actuellement de 6 pour cent, ce qui est réellement très bon," note Stanek. Ensuite, ils peuvent faire le même calcul pour d'autres système d'étoiles dans M33, pour réduire encore leur erreur, ou ils peuvent examiner la galaxie voisine d'Andromède. Le genre de systèmes binaires qu'ils recherchent sont relativement rares et obtenir toutes les mesures nécessaires pour répéter le calcul prendrait probablement au moins encore deux ans.
|
Le bombement étrange de la Lune finalement expliqué
|
|
Une orbite excentrique dans le passé éloigné de la Lune pourrait être responsable du bombement mystérieux autour de son milieu, selon les scientifiques.
L'excès de matière autour de l'équateur lunaire est connu depuis 1799 depuis que le mathématicien français Pierre-Simon Laplace l'a noté pour la première fois. La cause, cependant, était un mystère jusqu'ici.
La forme particulière de la Lune peut être expliquée si le satellite se déplaçait sur une orbite ovale excentrique 100 millions d'années après sa violente formation, lorsque le satellite ne s'était pas encore solidifié, d'après les chercheurs. Elle était comme une grande boule de mélasse et s'est déformée tout autour de l'équateur. Vers cette période, les conditions, telles que la forme de l'orbite et la position, étaient optimales pour que cette "boule de mélasse" se refroidisse et devienne la solide Lune que nous connaissons maintenant. Aujourd'hui, l'orbite de la Lune autour de la Terre est presque circulaire.
Pour prévoir la position et l'orbite de la Lune il y a des millions d'années, Ian Garrick-Bethel (Massachusetts Institute of Technology) et ses collègues ont extrapolé dans le temps à partir d'enregistrements anciens des durées d'éclipses solaires historiques et des changements de distance entre la Terre et la Lune.
Cette trouvaille sera détaillée dans l'édition du 04 Août du journal Science.
|
Comète P/2006 HR30 (Siding Spring)
|
|
Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 20 Avril 2006 dans le cadre du programme de surveillance du Siding Spring, a révélé sa nature cométaire lors d'observations ultérieures. L'objet figurait également sur des images prise en Juillet 2005.
Les éléments orbitaux de la comète P/2006 HR30 (Siding Spring) indiquent un passage au périhélie le 02 Janvier 2007 à une distance de 1,2 UA du Soleil, et une période de 21,9 ans.
La comète pourrait être visible à la magnitude 10 en Janvier 2007.
|
Jumeaux "Planemo"
|
|
La liste des exoplanètes a un nouveau membre extraordinaire. En utilisant les télescopes de l'ESO, les astronomes ont découvert un compagnon, d"approximativement sept fois la masse de Jupiter, à un objet qui est lui-même seulement deux fois aussi lourd. Les deux objets ont des masses semblables à celles des planètes géantes extra-solaires, mais ils ne sont pas en orbite autour d'une étoile - au lieu de cela ils semblent tourner l'un autour de l'autre. L'existence d'un tel double système impose de fortes contraintes sur les théories de formation d'objets de masse planétaire flottant librement.
Ray Jayawardhana de l'Université de Toronto (Canada) et Valentin D. Ivanov de l'ESO rapportent la découverte dans l'édition du 03 Août de Science Express, le service de publication en ligne rapide du journal Science.
"C'est véritablement une remarquable paire de jumeaux - chacun ayant seulement environ un pour cent la masse de notre Soleil," note Jayawardhana. "Sa seule existence est une surprise, et son origine et son destin un peu un mystère."
A peu près la moitié de toutes les étoiles comme le Soleil sont binaires. Faites aussi d'environ un sixième de naines brunes, il existe des "étoiles ratées" qui ont moins de 75 fois la masse de Jupiter et ne sont pas capable d'engendre la fusion nucléaire dans leurs noyaux. Durant les cinq dernières années, les astronomes ont identifié quelque douzaine de plus petits objets de masse planétaire flottant librement, ou "planemos", dans le voisinage de régions de formation d'étoiles. Oph 162225-240515, ou Oph1622 en abrégé, est le premier planemo qui s'évère être double.
Les chercheurs ont découvert le candidat compagnon dans une image optique prise avec le télescope NTT (New Technology Telescope) de 3.5 mètres de l'ESO à La Silla, Chili. Ils ont décidé de prendre des spectres optiques et des images infrarouges de la paire avec le VLT (Very Large Telescope) de 8.2 mètres pour s'assurer que c'est un réel compagnoni, au lieu d'une étoile de premier plan ou de fond qui s'avère justement être aligné dans la même ligne de vue. Ces observations supplémentaires ont en effet confirmé que les deux objets sont jeunes, à la même distance, et sont beaucoup trop froids pour être des étoiles. Ceci suggère que les deux soient physiquement associés.
En comparaison aux modèles théoriques largement répandus, Jayawardhana et Ivanov estiment que le compagnon a environ sept fois fois la masse de Jupiter, tandis que l'objet plus massif montre environ 14 fois la masse de Jupiter. La paire naissante, d'à peine un million d'années, est séparée par environ six fois la distance entre le Soleil et Pluton, et est située dans la région de formation d'étoiles d'Ophiuchus à une distance d'approximativement 400 années-lumière.
On pense que des planètes peuvent se former hors des disques du gaz et de poussières qui entourent des étoiles, des naines brunes, et même de quelques objets de masse planétaire flottant librement. Mais, "il est probable que ces jumeaux planemo se soient formés ensemble à l'extérieur d'un nuage de gaz se contractant qui s'est dissocié en fragments, comme un binaire stellaire miniature," commente Jayawardhana. "Nous résistons à la tentation de l'appeler 'double planète' parce que cette paire n'a probablement pas été formée de la même manière que les planètes dans notre Système solaire ," ajoute Ivanov.
Oph1622B est seulement le deuxième ou le troisième compagnon de masse planétaire directement imagé à être confirmé au spectroscope, et le premier autour d'un principal qui est lui-même un objet de masse planétaire. Qui plus est, son existence pose un défi au scénario théorique populaire, qui suggère que les naines brunes et les objets de masse planétaire flottant librement soient des embryons éjectés de systèmes multiples de proto-étoiles. Puisque les deux objets dans Oph1622 sont si distants, et seulement reliés faiblement entre eux par gravitation, ils n'auraient pas survécu à une naissance si chaotique.
"Les découvertes récentes ont révélé une étonnante diversité des mondes hors d'ici. De nouveau, la paire Oph1622 sort de l'ordinaire comme l'une des plus intrigantes, sinon particulières, "note Jayawardhana.
"A présent nous sommes curieux de découvrir si de telles paires sont courantes ou rares. La réponse pourrait lever un voile sur la façon dont les objets de masse planétaire flottant librement se forment", ajoute Ivanov.
|
La naine brune a survécu à la géante rouge
|
|
La vie des étoiles comme le Soleil suit un cours prévisible : des milliards d'années dépensées à déverser de l'énergie pendant que la fusion d'hydrogène en hélium dans un coeur super chaud suivie d'une phase d'expansion lorsque le carburant s'épuise. De telles plus vieilles étoiles comme le Soleil deviennent des géantes rouges, gonflant pour consommer l'hydrogène dans les couches externes de leurs atmosphères jusqu'à ce que celles-ci soient consommée et que les couches externes gonflées de l'étoiles soient expulsés comme nébuleuse. Ce processus laisse derrière une petite naine blanche se composant d'un noyau résiduel d'hélium. Maintenant les scientifiques ont découvert un système d'étoiles binaire inhabituel se composant d'une naine brune, une pseudo étoile de la taille de Jupiter et 55 fois plus massive mais trop petite pour amorcer correctement la fusion de l'hydrogène, et d'une naine blanche. "Un tel système doit avoir eu une histoire très agitée," note Pierre Maxted (Keele University, Royaume Uni) qui a conduit les observations au moyen du VLT (Very Large Telescope) de l'ESO (European Southern Observatory) au Chili. "Son existence montre que la naine brune apparaît presque inchangée d'un épisode dans lequel elle a été avalée par une géante rouge."
La naine brune a même pu gagner de la masse de l'enveloppe commune qui a existé pendant la phase de géante rouge du système (connu sous le nom de WD 0137-349). Mais elle a également perdu une certaine distance à son voisin stellaire. Pendant son gonflement, la naine brune s'est développée en spirale de plus en plus près du noyau d'hélium jusqu'à ce que maintenant les deux orbitent l'une autour de l'autre en 116 minutes. La naine brune voyage à la vitesse de 800.000 kilomètres par heure. En dépit de son nom, la naine brune a seulement survécu grâce à sa taille. "Ayant eu un compagne de moins de 20 fois la masse de Jupiter, elle se serait évaporée pendant la phase de géante rouge," ajoute Maxted.
Mais la taille ne la sauvera pas pour longtemps en termes stellaires. Dans approximativement 1.4 milliard d'années, la période orbitale diminuera jusqu'à moins d'une heure, au point que la compacte mais puissante naine blanche commencera à aspirer la matière du côté lui faisant face de la naine brune. De tels systèmes sont connus en tant que variables cataclysmiques et, comme la naine blanche acquiert du nouvel hydrogène, elle acquerra lentement de la masse pour une spectaculaire réaction nucléaire en chaîne : une nova. Ainsi la naine brune peut avoir survécu à la géante rouge mais la naine blanche le consommera dans une explosion thermonucléaire à venir. Le papier présentant la recherche est publié aujourd'hui dans Nature.
|
Un essaim peut en cacher un autre
|
|
Possible sursaut d'activité des beta-Perséides Selon le spécialiste Peter Jenniskens, il se pourrait se produire un sursaut d'activité des beta-Perséides dans la nuit du 07 au 08 Août 2006, vers 02h 50 UTC, de même nature que celui qui s'était produit pour cet essaim en 1935. Cette année-là, un grand nombre de faibles météores avaient été aperçus par S. Holm au Danemark.
Les météores ont des traînées courtes et sont peu lumineux, de magnitude +5 et +6 pour la plupart, avec seulement quelques météores plus brillants, inférieurs à la magnitude +4. La majorité des météores pouvant passer inaperçue à l'oeil nu, il est préférable de tenter l'observation aux jumelles.
Le radiant des beta-Perséides se situe à proximité d'Algol (Beta Persei), dans la constellation de Persée (Perseus), aux coordonnées : R.A. = 52º, Decl. = +40º.
Une des principales différences entre ces météores et les Perséides traditionnelles est que les météores semblent provenir de la région d'Algol plutôt que de la proximité du Double Amas de Persée. De plus, les beta Perséides sont apparemment bien moins lumineuses que les Perséides, actives dans la même période, ce qui pourrait permettre une identification plus aisée.
La traînée de poussières responsable de cet événement, s'il se produit, pourrait se trouver près de la trajectoire de la Terre le 08 Août 2006, donnant lieu à un probable sursaut d'activité vers 02h50 UTC, ce qui favorise en priorité les observateurs de l'ouest de l'Europe et de l'est des USA.
Les Perséides (taux horaire : 100)... sous le clair de Lune L'essaim météoritique des Perséides, actif entre le 17 Juillet et le 24 Août, est de loin le plus connu et le plus médiatisé des essaims de météores.
D'après l'analyse des observations de ces dernières années, le maximum d'activité de l'essaim des Perséides devrait se produire entre 23h00 UTC le 12 Août (Longitude Solaire = 140°) et 01h30 UTC le 13 Août (LS = 140.1°), avec deux autres pics le 13 Août vers 00h20 UTC (LS = 140.05°) et vers 09h00 UTC (LS = 140.4°). Des simulations informatiques réalisées par Peter Brown il y a plusieurs années ont suggéré un possible regain d'activité proche du pic principal pour 2006, avec une activité cependant moins importante que celle de 2004.
Le retour des Perséides en 2006 se produisant seulement quelques jours après la Pleine Lune (PL le 09), l'observation des "étoiles filantes" est fortement compromise par la présence d'une lune gibbeuse décroissante au moment du maximum du pic d'activité. Seuls les météores les plus brillants pourront être observés car le lumineux clair de Lune à cette date masquera probablement les météores de moindre importance.
Malgré la présence de la Lune, les célèbres Perséides devraient gratifier les observateurs d'un joli spectacle. Avec un taux horaire moyen (ZHR) estimé cette année à 100 au moment du maximum d'activité, l'essaim reste l'un des plus intéressants et actifs de l'année.
|
Découverte de la plus proche naine de classe L
|
|
Prenant part à une recherche continue des voisins stellaires les plus proches de la Terre, des astronomes ont déterminé la distance à un corps stellaire connu sous le nom de DEN 0255-477 et ont découvert qu'il s'agit de la plus proche naine de classe L. Ce corps est également maintenant l'objet le plus faible en dehors de notre Système solaire dont on a mesuré l'éclat visuel intrinsèque.
Le détenteur du nouveau record est presque 100 millions de fois plus faible que le Soleil. Il est localisé à seulement 16.2 années-lumière (4.97 parsecs) de la Terre, faisant de DEN 0255-4700 le quarante-huitième plus proche système connu d'étoiles ou de naines brunes. Cet objet très rougeâtre est un tiers plus près de la Terre que la prochaine naine de type L connue, qui est à 24 années-lumière. La découverte par une équipe dirigée par Edgardo Costa et Rene Mendez de l'Université du Chili à Santiago sera publiée dans l'édition de Septembre 2006 d'Astronomical Journal.
Le nouveau voisin du Soleil a un type spectral formel de L7.5 V, indicatif d'un objet froid avec une température de seulement 1700 K. C'est un peu plus froid que les étoiles moins massives, lesquelles ont des températures de 2500 K. Un spectre de l'étoile DEN 0255-4700 montre qu'elle a des éléments exotiques tels que le potassium, le rubidium, et le césium en son atmosphère externe, mélangés avec de l'eau surchauffé.
Les naines L sont parmi les plus froids et les moins massifs objets stellaires connus. DEN 0255-4700 n'est probablement pas une étoile, mais plutôt une naine brune. La propriété principale qui sépare les étoiles des naines brunes est la masse, et la masse de DEN 0255-4700 est susceptible d'être au-dessous de la limite des 80 masses de Jupiter exigées pour la transformation de l'hydrogène en hélium.
DEN 0255-477 a été identifiée à l'origine comme un objet intéressant par Martin et d'autres en 1999, mais une mesure de sa distance et de son éclat visuel intrinsèque n'était pas disponible jusqu'à la présente étude, laquelle a utilisé deux télescopes au Chili.
La distance à DEN 0255-4700 a été mesurée par l'intermédiaire d'une technique trigonométrique classique de parallaxe à l'aide du télescope de 1,5 mètre au CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory) de la NSF (National Science Foundation) dans les Andes chiliennes. La magnitude visuelle (V-band) de l'objet a été mesurée avec le télescope de 3,6 mètres de l'ESO (European Southern Observatory) au Chili.
La combinaison des deux informations rapporte une magnitude absolue pour DEN 0255-4700 de 24.4, presque 20 grandeurs plus faible en éclat intrinsèque que le Soleil.
La technique de parallaxe pour mesurer la distance aux étoiles tire profit de la position changeante de la Terre dans le cosmos comme elle orbite autour du Soleil en un an. Le mouvement de va-et-vient apparent d'une étoile voisine pendant cette année reflète le mouvement de la Terre autour du soleil, de la même manière que votre doigt se déplace d'un saut devant vos yeux si vous clignotez un oeil, puis l'autre.
Depuis la Terre, les étoiles proches semblent faire des ellipses minuscules dans le ciel parce que la Terre ne saute pas d'un côté à l'autre de son orbite, mais glisse sans à-coups autour du Soleil. Les points extrêmes de la Terre dans son orbite sont tout comme les positions de vos yeux, et l'étendue du mouvement de votre doigt dépend de la distance entre votre doigt à vos yeux — quand la distance est proche, il semble sauter davantage, par rapport aux objets éloignés du fond.
L'équipe d'astronomes, comprenant Costa, Mendez, et des collaborateurs à l'Université d'Etat de Georgie à Atlanta et de l'Université de Viginie à Charlottesville, a mesuré que la taille de l'ellipse tracée par DEN 0255-4700 est si grande qu'elle doit être seulement distante de 16 années-lumière. Pendant plus de trois ans, l'équipe a pris des photos de DEN 0255-4700 parmi un ensemble de fond éloigné d'étoiles et a surveillé son oscillation.
Le programme de parallaxe à long terme, connu sous le nom de CTIOPI (CTIO Parallax Investigation), a été financé par Fondecyt au Chili, et le NOAO (National Optical Astronomy Observatory) aux Etats-Unis.
Le but de CTIOPI est de découvrir et caractériser les étoiles et naines brunes négligées dans le voisinage du Soleil. Les objets sont contrôlés en mesurant leurs positions (et oscillations), leurs brillances et couleurs, et en prenant les empreintes spectroscopiques pour examiner leur composition atmosphérique. La population estimée “manquante” de membres du voisinage solaire se compose principalement d'étoiles de très faible masse avec le type spectral M (connu sous le nom de naines rouges), et des objets des types spectraux L (comme DEN 0255-4700) et T, dont beaucoup sont en réalité des naines brunes avec trop peu de masse pour amorcer des réactions thermonucléaires à long terme. De tels objets brillent faiblement, rougeoyant seulement en raison de l'énergie se répandant depuis leur formation gravitationnelle, il y a de plusieurs milliards d'années.
|
Comète C/2006 O2 (Garradd)
|
|
G. J. Garradd a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 30 Juillet 2006 dans le cadre du programme de surveillance du Siding Spring. Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 O2 (Garradd) indiquent un passage au périhélie au 05 Octobre 2006 à une distance de 1,6 UA du Soleil.
|
Feux d'artifice dans le Petit Nuage de Magellan
|
|
Le télescope spatial Hubble a capturé une image d'une explosion cosmique qui est tout à fait semblable aux feux d'artifice sur Terre. Dans la galaxie voisine, le Petit Nuage de Magellan, une étoile massive a éclaté en supernova, et a commencé à dissiper sont intérieur en un spectaculaire étalage de filaments colorés.
Le reste de supernova (SNR), connu sous le nom de "E0102" en abrégé, est la coque verdâtre-bleue de débris juste au-dessous du centre de l'image d'Hubble. Son nom est dérivé de son emplacement catalogué (ou coordonnées) dans la sphère céleste. Dénommé plus officiellement 1E0102.2-7219, il est situé à presque 50 années-lumière du bord de la région massive de formation d'étoiles, N 76, connue également sous le nom de Henize 1956 dans le Petit Nuage de Magellan. Cette structure délicate, rougeoyant d'une multitude de tonalités de lavande et de pêche, réside en haut à droite de l'image.
Agé seulement d'environ 2.000 ans, E0102 est relativement jeune à l'échelle astronomique et est juste au commencement de ses interactions avec le milieu interstellaire voisin. Les jeunes restes de supernova comme E0102 permettent aux astronomes d'examiner directement la matière des noyaux d'étoiles massives. Ceci donne tour à tour des aperçus sur la façon dont les étoiles se forment, leur composition, et l'enrichissement chimique des secteurs environnants. Ainsi, les jeunes restes sont des outils importants d'étude pour mieux comprendre la physique des explosions de supernovae.
Le Petit Nuage de Magellan est une galaxie naine voisine de notre Voie lactée. Il est visible dans l'hémisphère austral, dans la direction de la constellation du Toucan (Tucana), et se trouve approximativement à une distance de 210.000 années-lumière.
|
Les taches rouges de Jupiter
|
|
Le passage de la nouvelle petite tache rouge, dénommée Ovale BA et aussi connue sous le nom de “Tache Rouge Junior”, à proximité de la célèbre Grande Tache Rouge de Jupiter a été capturé en images infrarouges haute résolution par les astronomes de l'Université de Berkeley (Californie) avec l'instrument NIRC2 (second-generation Near Infrared Camera) sur le télescope Keck II d'Hawaii. L'image, qui montre également la lune Io de Jupiter, a été prise le 20 Juillet temps légal à Hawaii (le 21 Juillet en Temps Universel), au moyen du système d'optique adaptative (AO) pour rendre l'image plus nette.
Les taches présentent un certain intérêt pour les astronomes parce que la Tache Rouge Junior s'est formée tout récemment de la fusion de trois taches blanches, entre 1998 et 2000, et a tourné au rouge en Décembre 2005, comme la Grande Tache Rouge beaucoup plus ancienne. Alors que la nouvelle tache rouge est d'environ de la taille de la Terre, la Grande Tache Rouge a presque deux fois ce diamètre et circule dans l'atmosphère de Jupiter depuis au moins 342 ans.
Bien que les deux taches rouges soient d'une couleur à peu près identique vue dans les longueurs d'ondes visibles, elles diffèrent nettement aux longueurs d'ondes infrarouges. Lorsque les astronomes ont regardé la planète à travers un filtre à bande étroite centrée sur 1,58 microns, la longueur d'onde proche de l'infrarouge, la Tache Rouge Junior appelée Ovale BA avant qu'elle passe du blanc au rouge, était beaucoup plus sombre, indiquant que le haut des nuages de la tempête pouvait être plus bas que celui de la Grande Tache Rouge. Avec plus d'atmosphère au-dessus de ses nuages, plus de lumière infrarouge est absorbée par des molécules comme le méthane dans l'atmosphère.
|
|
Sources ou Documentations non francophones
