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Nouvelles du Ciel d'Août 2007 |
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Nouvelles du Ciel d'Août 2007 |
Ondes évasives dans la couronne solaire
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Des scientifiques ont observé pour la première fois les oscillations évasives dans la coronne solaire, connues sous le nom d'onde d'Alfvén, qui transportent l'énergie à l'extérieur de la surface du Soleil. On s'attend à ce que la découverte donne aux chercheurs une meilleure idée du comportement fondamental des champs magnétiques solaires, conduisant par la suite à une plus grande compréhension de la façon dont le Soleil affecte la Terre et le Système solaire.
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Structure intérieure du jet de HL Tau
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Lorsque les jeunes étoiles se forment et évoluent, elles produisent de spectaculaires jets à haute vitesse et des écoulements se composant de gaz moléculaire et atomique s'écoulant loin de l'étoile. On ne comprend pas complètement quels mécanismes lancent ces jets. C'est en partie parce que la majeure partie de l'action a lieu dans l'intérieur, difficile à voir, des régions du dense disque d'accrétion de gaz et de poussières entourant ces étoiles. La meilleure résolution spatiale et spectroscopique est nécessaire pour disséquer cette région.
Une équipe dirigée par Michihiro Takami (Subaru Telescope, maintenant à l'ASIAA) et Tracy Beck (Gemini Observatory) ont utilisé l'optique adaptative couplée au spectrographe NIFS (near-IR integral field spectrograph) sur le télescope Gemini North pour explorer la structure intérieure du jet dans la jeune étoile HL Tau, située à environ 140 parsecs (460 années-lumière) dans la constellation de Taureau (Taurus).
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Puit d'effondrement
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L'instrument HiRISE (High Resolution Imaging Experiment) de Mars Reconnaissance Orbiter a confirmé qu'un puit noir vu sur Mars dans une précédente image d'HiRISE est bien une fosse verticale qui donne sur un tunnel d'écoulement de lave sur le flanc du volcan d'Arsia Mons. De tels puits d'effondrement se forment sur de semblables volcans à Hawaii.
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Nouveaux résultats de SMART-1
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Il y a un an, lorsque l'Europe a atteint la Lune pour la première fois, les scientifiques sur Terre ont observé avec enthousiasme l'impact spectaculaire de SMART-1. De nouveaux résultats de l'analyse de l'impact et des instruments continuent toujours à venir.
Crédit : ESA/SPACE-X (Space Exploration Institute)
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La comète 19P/Borrely a été retrouvée
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La comète 19P/Borrely a été retrouvée le 19 Août 2007 à la magnitude 20.5 par G. P.Tozzi, S. Bagnulo, H. Boehnhardt, K. Muinonen, avec le télescope Antu de 8,2 mètres de l'ESO (Cerro Paranal, Chili). Les observations de K. Sarneczky, L. Kiss (Siding Spring) du 31 Août 2007 ont confirmé la rédécouverte de la comète.
Les éléments orbitaux indiquent un passage au périhélie le 22 Juillet 2008 à une distance de 1,3 UA du Soleil, et une période de 6,85 ans.
La comète a été découverte à l'origine par Alphonse Louis Nicolas Borrely en Décembre 1904. Les prévisions établies par G. Fayet permirent à H. Knox Shaw et Alexandre Schaumasse de la retrouver en 1911. Le passage rapproché avec Jupiter en 1936 modifia sensiblement la trajectoire de la comète, et en conséquence, elle ne fut pas détectée en 1939 et 1946. Elizabeth Roemer photographia l'objet en 1953, quelques mois après son passage au périhélie. Sa période orbitale passa à 6.8 ans après un nouveau passage auprès de Jupiter en 1972. La comète a été revue en 1974, 1981, 1987, étudiée en 1994 par le Hubble Space Telescope, et revue en 2002. A l'occasion de ce retour, la comète avait été observée jusqu'à fin Avril 2003.
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Comètes P/2007 Q2 (Gilmore) et C/2007 Q3 (Siding Spring)
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P/2007 Q2 (Gilmore) Un objet de magnitude 18.5 ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 22 Août 2007 par Alan C. Gilmore (Mount John Observatory, Lake Tekapo, Nouvelle-Zélande) a révélé sa nature cométaire lors d'observations de confirmation de l'objet. L'objet a été également trouvé par le télescope de surveillance LINEAR un peu plus tôt le même jour.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2007 Q2 (Gilmore) indiquent un passage au périhélie le 23 Août 2007 à une distance au Soleil de 1,8 UA, et une période de 13,3 ans.
Les observations supplémentaires indiquent que la comète a une période de 13,3 ans.
C/2007 Q3 (Siding Spring) Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert par Donna M. Burton le 25 Août 2007 dans le cadre du Siding Spring Survey, a révélé sa nature cométaire lors d'observations de confirmation de l'objet.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 Q3 (Siding Spring) indiquent un passage au périhélie le 19 Octobre 2009 à une distance de 2,3 UA du Soleil. Selon ces paramètres, la comète pourrait atteindre la magnitude 10 à l'approche du périhélie, et deviendrait visible pour les observateurs de l'hémisphère nord en automne 2009.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 07 Octobre 2009.
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Superbulle cosmique
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Des astronomes ont utilisé Chandra pour scruter une région particulière de nuages de gaz et de plasma où les étoiles se forment. Ce secteur, connu sous le nom de LHa115-N19 ou N19 en abrégé, est rempli de gaz d'hydrogène ionisé et il est où de nombreuses étoiles massives expulsent la poussière et le gaz par les vents stellaires. Quand les données de rayons X (en bleu et pourpre) sont combinées avec les autres longueurs d'onde, les chercheurs trouvent la preuve de la formation de ce qu'on appelle une superbulle. Les superbulles sont formées quand de plus petites structures d'individuelles étoiles et des supernovae s'associent dans une cavité géante.
Les données de Chandra montrent la preuve de trois explosions de supernova dans cette région relativement petite. De plus, les observations de Chandra suggèrent que chacun de ces restes de supernova ont été provoqués par un processus semblable : l'effondrement d'une étoile très massive. On soupçonne que ces étoiles étaient des membres d'une association OB, un groupe d'étoiles issues du même nuage interstellaire.
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De la vapeur d'eau
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Cette image du télescope spatial Spitzer montre une pépinière stellaire appelée NGC 1333. Spitzer a découvert qu'un disque pré-planétaire de poussières entourant une étoile dans cette région, appelé NGC 1333-IRAS 4B, est aspergé par de la vapeur d'eau. NGC 1333 est situé à environ 1.000 années-lumière dans la constellation de Persée (Perseus). C'est un nuage de gaz et de poussières qui fabrique de nouvelles étoiles. Spitzer a examiné quatre des plus jeunes étoiles dans cette région et 26 autres ailleurs, mais en a trouvé seulement une, NGC 1333-IRAS 4B, avec de la vapeur d'eau. La raison pourrait être que NGC 1333-IRAS 4B est juste bien orientée pour que Spitzer regarde profondément à l'intérieur du système d'étoiles en développement et détecte la vapeur d'eau.
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Survol de Rhéa et de Titan
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Le vaisseau spatial Cassini termine le mois d'Août avec un survol de Rhéa, et un de Titan. Le 30 Août, Cassini survolera Rhéa, passant à 5.737 kilomètres de la surface de la seconde plus grande lune de Saturne. Le jour suivant, Cassini passera à une distance de 3.326 kilomètres de Titan. Ces deux survols préparent une proche rencontre avec Japet le 10 Septembre 2007.
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Nouvelles brèves
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Edwin Hubble disait qu'IC 10 était "un des objets les plus curieux dans le ciel," et les nouvelles observations de la galaxie naine extrêmement faible donnent aux scientifiques de nouveaux indices sur la façon dont les populations d'étoiles naissent.
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Après avoir subi six semaines de tempêtes de sable, les deux rovers martiens, Spirit et Opportunity, semblent en état de reprendre le cours de leurs activités.
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Des astronomes utilisant XMM-Newton et le satellite japonais Suzaku ont vu la déformation de l'espace-temps prévue par Einstein et innové une technique pour déterminer les propriétés des étoiles à neutrons.
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Un anneau invisible de chaudes particules électrisées entourant Saturne est de forme assymétrique -- une constatation que les astronomes ne peuvent pas encore expliquer. Le vent solaire pourrait en être responsable.
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En raison des conditions favorables d'illumination et de la haute résolution de SMART-1 pendant les opérations scientifiques du satellite, les données de la navette spatiale lunaire de l'Europe ont contribué à retracer une histoire liant l'activité géologique et volcanique sur la lune.
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HAWK-I prend son envol
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L'équipement astronomique terrestre vedette de l'Europe, le VLT de l'ESO, a été équipé d'un nouvel 'oeil' pour étudier l'Univers. Travaillant dans le proche infrarouge, le nouvel instrument - surnommé HAWK-I - couvre environ 1/10ème de la surface de la Pleine Lune dans une seule exposition. Il convient particulièrement pour la découverte et l'étude des objets faibles, tels que les galaxies éloignées ou les petites étoiles et planètes.
Après trois ans de dur labeur, HAWK-I (High Acuity, Wide field K-band Imaging) a vu la première lumière sur Yepun, l'inité de télescope numéro 4 du VLT, la nuit du 31 Juillet au 1er Août 2007. Les premières images obtenues démontrent de manière impressionnante son potentiel.
Pendant cette première période d'entrée en service toutes les fonctions d'instrument ont été vérifiées, confirmant que la performance de l'instrument est au niveau prévu. Différents objets astronomiques ont été observés pour tester les différentes caractéristiques de l'instrument. Par exemple, pendant une période de bonne stabilité atmosphérique, des images ont été prises vers le bombement central de notre galaxie. Des milliers d'étoiles étaient visibles dans le champ et ont permis aux astronomes d'obtenir des images stellaires de seulement 3,4 pixels (0.34 seconde d'arc) de large, uniformément sur tout le champ visuel, confirmant l'excellente qualité optique de HAWK-I.
HAWK-I prend des images dans le domaine de 0.9 à 2.5 microns sur un grand champ visuel de 7.5 x 7.5 minutes d'arc. C'est neuf fois plus grand que celui d'ISAAC, un autre appareil d'imagerie en proche infrarouge sur le VLT qui est entré en fonction vers la fin de 1998. ISAAC a montré comment les images profondes en proche infrarouge peuvent contribuer uniquement à la découverte et à l'étude de grandes galaxies lointaines, et à l'étude des disques autours des étoiles ou même des objets de très faible masse, jusqu'à quelques masses de Jupiter.
HAWK-I sera très bien approprié pour la recherche des étoiles les plus massives et pour les objets les moins massifs dans notre galaxie, tels que les "hot Jupiters". Mais HAWK-I sera également un instrument parfait pour l'étude des corps externes du Système solaire, tels que les astéroïdes et les comètes éloignés et glacés.
HAWK-I est le onzième instrument installé
au VLT de l'ESO. Il comble un trou entre le premier et les instruments
de deuxième génération à être
installés sur ce complexe unique.
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Plus de 3000 images de Mars pour HiRISE
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Les tests de diagnostic et les mois d'opération stable et efficace ont mis fin aux inquiétudes soulevées au début de cette année concernant les perspectives à long terme pour la puissante caméra télescopique de Mars Reconnaissance Orbiter.
L'instrument HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) sur la navette spatiale a maintenant pris plus de 3.000 images de Mars, résolvant des dispositifs aussi petits qu'un bureau dans les secteurs visés couvrant des milliers de kilomètres carrés de la surface martienne. Déjà, c'est le plus grand jeu de données de Mars jamais acquis par une seule expérience. L'appareil-photo est l'un de six instruments sur la navette spatiale.
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Spitzer célèbre son quatrième anniversaire
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Le télescope spatial Spitzer célèbre le quatrième anniversaire de son lancement, qui a eu lieu le 25 Août 2003, avec une nouvelle image de la célèbre nébuleuse Hélix. Cet objet spectaculaire, une étoile morte se dispersant dans l'espace, est l'un des objets favoris des amateurs et des professionnels. Spitzer a tracé la structure externe en expansion de la nébuleuse de six années-lumière de large, et examiné la région intérieure autour de l'étoile centrale morte pour révéler ce qui semble être un système planétaire qui a survécu à l'agonie chaotique de l'étoile.
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Comète C/2007 Q1 (Garradd)
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Gordon J. Garradd a annoncé sa découverte le 21 Août d'une nouvelle comète, dans le cadre sur Siding Spring Survey. La nature comète de l'objet, de magnitude 19, a été confirmée par R. Holmes (Astronomical Research Observatory, Charleston), par N. Teamo et S. Hoenig (Tiki Observatory, Punaauia), par A. C. Gilmore (Mount John Observatory, Lake Tekapo), par R. Ligustri (CAST Observatory, Talmassons), et par L. Buzzi et F. Luppi (Schiaparelli Observatory).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 Q1 (Garradd) indiquent un passage au périhélie le 06 Décembre 2006 à une distance de 2,7 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 10 Décembre 2006 à une distance de 2,9 UA du Soleil.
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La soixantième lune de Saturne reçoit le nom de Anthe
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Le nom de Anthe a été approuvé par le Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN) de l'Union Astronomique Internationale pour le satellite S/2007 S4 (Saturne XLIX), le soixantième satellite de Saturne découvert par l'équipe d'imagerie de Cassini sur une série d'images prises le 30 Mai 2006.
Dans la mythologie grecque, Anthe est l'une des Alcyonides, les sept belles filles d'Alcyone (Alkyoneos). Anthe orbite dans la région entre Methone (S/2004 S1) et Pallene (S/2004 S2), nommées également d'après les noms de deux autres Alkyonides.
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Enorme trou dans l'Univers
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Les astronomes ont trouvé un énorme trou dans l'Univers, de presque un milliard d'années-lumière de large, vide de matière normale comme des étoiles, des galaxies, de gaz, et de la mystérieuse et invisible "matière noire". Alors que des études précédentes avaient montré des trous, ou des vides, dans la structure à grande échelle de l'Univers, cette nouvelle découverte les fait paraître tout petit.
Crédit : Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF, NASA
"Non seulement personne n'avait jamais trouvé un vide aussi grand, mais nous n'avions jamais même prévu d'en trouver un de cette taille," commente Laurent Rudnick (University of Minnesota). Rudnick, avec Shea Brown et Liliya R. Williams, également de l'Université du Minnesota, ont rapporté leurs résultats dans un papier accepté pour publication dans Astrophysical Journal.
Les astronomes savaient depuis des années que, sur de grandes échelles, l'Univers a des vides en grande partie dénués de matière. Cependant, la plupart de ces vides sont beaucoup plus petits que celui trouvé par Rudnick et ses collègues. De plus, le nombre de vides découverts diminue lorsque la taille augmente.
"Ce qui nous avons trouvé n'est pas normal, basé sur les études d'observations ou sur les simulations sur ordinateur de l'évolution à grande échelle de l'Univers," ajoute Williams.
Crédit : Rudnick et al., NRAO/AUI/NSF, NASA
"Nous savions déjà qu'il y avait quelque chose de différent au sujet de cette tache dans le ciel," ajoute Rudnick. La région avait été surnommée "WMAP Cold Spot", la "Tache Froide de WMAP," parce qu'elle sortait de l'ordinaire dans une carte du rayonnement de fond de micro-onde cosmique (CMB, pour Cosmic Microwave Background) faite par le satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotopy Probe), lancé par la NASA en 2001. Le CMB, les faibles ondes radio qui sont le rayonnement restant du Big Bang, est la première "image de bébé" disponible de l'Univers. Les irrégularités dans le CMB montrent les structures qui ont existé seulement quelques cent mille années après le Big Bang.
Le satellite WMAP a mesuré des différences de température dans le CMB qui sont seulement de l'ordre du millionième de degré. La région froide dans l'Eridan a été découverte en 2004.
Les astronomes se sont demandés si la tache froide était intrinsèque au CMB, et en conséquence indiquait une certaine structure dans le jeune Univers, ou si elle pouvait être provoquée par quelque chose de plus proche à travers lequel le CMB a dû passer sur son trajet vers la Terre. La découverte de la pénurie de galaxies dans cette région en étudiant les données du NVSS a résolu cette question.
"Bien que nos résultats étonnants aient besoin de confirmation indépendante, la température légèrement plus froide du CMB dans cette région semble être provoquée par un énorme trou exempt de quasiment toute matière à approximativement 6-10 milliards d'années-lumière de la Terre," ajoute Rudnick.
Comment un manque de matière peut provoquer une température plus froide dans le rayonnement restant du Big Bang vu depuis la Terre ?
Les photons du CMB gagnent un peu d'énergie quand ils traversent une région de l'espace peuplée de matière. Cet effet est provoqué par l'énigmatique "énergie sombre" qui accélère l'expansion de l'Univers. Ce gain dans l'énergie du photon fait que le CMB semble légèrement plus chaud dans cette direction. Quand les photons traversent un désert vide, ils perdent un peu d'énergie de cet effet, et ainsi le rayonnement CMB passant par une telle région semble plus froid.
L'accélération de l'expansion de l'Univers, et par conséquent l'énergie sombre, a été découverte il y a moins d'une décennie. Les propriétés physiques de l'énergie sombre sont inconnues, bien que ce soit de loin la forme la plus abondante d'énergie dans l'Univers aujourd'hui. L'étude de sa nature est l'un des problèmes actuels les plus fondamentaux en astrophysique.
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Les anneaux d'Uranus vus de profil
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Cette série d'images du télescope spatial Hubble montre comment le système d'anneaux autour de la planète lointaine Uranus apparaît à des inclinaisons toujours plus obliques (plus plats), vu depuis la Terre - aboutissant à une vue de profil des anneaux en trois occasions d'observations en 2007. Le meilleur de ces événements apparaît dans l'image la plus à droite prise avec l'instrument WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) d'Hubble le 14 Août 2007.
Crédit : NASA, ESA, and M. Showalter (SETI Institute)
Les astronomes de l'ESO ont regardé les anneaux d'Uranus lors du passage de la Terre dans leur plan, une vue unique sur les anneaux pour la première fois depuis leur découverte en 1977. Pendant une brève période, lors du passage de la Terre dans le plan des anneaux d'Uranus, les anneaux sont vus de profil depuis la Terre, une vue de la planète nous avons seulement une fois tous les 42 ans. Les astronomes, en regardant les anneaux avec le VLT et d'autres télescopes spatiaux ou terrestres, obtiennent une vue unique de la fine poussière dans le système, exempte de la lueur des lumineux anneaux rocheux. Ils peuvent même trouver une nouvelle lune ou deux.
Crédit : ESO
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Explorer le ciel avec Google Earth
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Jusqu'à présent, Google Earth permettait d'explorer la Terre depuis l'espace. Grâce à la nouvelle fonction "Sky", la nouvelle version 4.2 de Google Earth permet désormais d'explorer l'espace, d'examiner des images de galaxies, de nébuleuses ou encore d'étudier le mouvement des planètes.
Avec Sky de Google Earth, que l'on peut télécharger gratuitement, vous pouvez voyager à travers l'immensité du ciel nocturne, et faire une halte sur l'une des 125 images d'Hubble les plus populaires. Les images d'Hubble sont placées sur un fond de vrais étoiles et de galaxies prises par deux études du ciel nocturne : le Digitized Sky Survey et le Sloan Digital Sky Survey.
Le Digitized Sky Survey comporte des vues photographiques de presque tout le ciel et contient environ un million d'objets. Le Sloan Digital Sky Survey comporte des images de centaines de millions d'objets beaucoup plus faibles et couvre plus d'un quart du ciel.
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Endeavour se pose sans problème
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La navette spatiale Endeavour s'est posée sans problème en Floride, clôturant une mission de presque deux semaines vers la Station Spatiale Internationale. La mission STS-118 avait pour but l'ajout d'un nouveau segment à la Station, le remplacement d'un gyroscope de contrôle d'altitude défaillant, de fournir près de trois tonnes d'approvisionnements au laboratoire et la préparation des travaux d'assemblage pour les futurs équipages. Au cours de cette mission, les astronautes ont effectué quatre sorties extra-véhiculaires.
Endeavour a effectué un atterrissage parfait et a touché le sol à 16h32 UTC, au Kennedy Space Center. Les tuiles sur le dessous de la navette, qui avaient été endommagées par les débris de mousse au cours du lancement, faisaient craindre pour la sécurité de l'équipage lors du retour sur Terre. Après étude, la NASA a choisi de ne pas effectuer de réparations en orbite. Les tuiles endommagées n'ont eu aucun effet néfaste visible sur la navette pendant le retour et l'atterrissage.
STS-118 est le 119ème vol de navette spatiale et la 22ème mission de navette à visiter la Station. La prochaine mission de navette, STS-120, est prévue pour le mois d'Octobre.
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Possible découverte de l'étoile à neutrons la plus proche de la Terre
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Avec le satellite Swift, des astronomes canadiens et américains ont identifié un objet qui est probablement une des étoiles à neutrons les plus proches de la Terre, et probablement la plus proche.
L'objet, situé dans la constellation de la Petite Ourse (Ursa Minor), est surnommé 'Calvera', du nom du chef des bandits, un rôle tenu par Eli Wallach, dans le film "The Magnificent Seven" ("Les Septs Mercenaires") de John Sturges. Si cela était confirmé, ce serait seulement la huitième "étoile à neutrons isolée" connue -- une étoile à neutrons qui n'est pas associée à un reste de supernova, un compagnon binaire ou des pulsations par radio. "Les sept étoiles à neutrons isolées connues auparavant sont connues collectivement en tant que "Magnificent Seven" au sein de la communauté, aussi le nom de Calvera est un peu une plaisanterie interne de notre part," commente le co-découvreur Derek Fox (Penn State University). Un article décrivant la recherche sera publié dans Astrophysical Journal.
L'auteur principal Robert Rutledge (McGill University, Montreal, Québec), a porté au départ son attention à la source. Il a comparé un catalogue de 18.000 sources de rayons X du satellite germano-américain ROSAT, qui a fonctionné de 1990 à 1999, avec les catalogues d'objets qui apparaissent dans la lumière visible, la lumière infrarouge, et les ondes radio. Il s'est rendu compte que la source de ROSAT connue sous le nom de 1RXS J141256.0+792204 ne semblait pas avoir de contrepartie à aucune autre longueur d'onde.
Le groupe a braqué Swift sur l'objet en Août 2006. Le télescope de rayons X Swift a montré que la source était toujours là, et émettant environ la même quantité d'énergie de rayons X que durant la période de ROSAT. Les observations de Swift ont permis au groupe d'indiquer la position de l'objet plus précisément, et ont montré qu'il n'était associé à aucun objet connu.
L'équipe a visé ensuite Calvera avec le télescope Gemini North de 8,1 mètres d'Hawaii. Ces observations, avec une courte observation par l'Observatoire de rayons X Chandra, ont prouvé que l'objet n'est associé à aucune contrepartie optique jusqu'à une très faible magnitude. La vision en rayons X plus précise de Chandra voit l'objet comme un point, en confirmité avec l'interprétation d'une l'étoile à neutrons.
Selon Rutledge, il n'y a aucune théorie alternative largement admise pour les objets comme Calvera qui sont lumineux dans les rayons X et à peine visible en lumière visible. Le type exact d'étoile à neutrons, toutefois, reste un mystère. Comme Rutledge le souligne, "ou Calvera est un exemple inhabituel d'un type connu d'étoile à neutrons, ou c'est l'une d'un nouveau type d'étoile à neutrons, la première de cette sorte."
L'emplacement de Calvera haut au-dessus du plan de notre galaxie de la Voie lactée fait partie de son mystère. Selon toute probabilité, l'étoile à neutrons est le reste d'une étoile qui a vécu dans le disque étoilé de notre galaxie avant d'éclater en supernova. Afin d'atteindre sa position actuelle, elle a dû errer une certaine distance hors du disque. Mais à quelle distance exactement ? "La meilleure supposition est que c'est toujours près de son lieu de naissance, et donc près de la Terre," dit Rutledge. Si cette interprétation est correcte, l'objet est éloigné de 250 à 1.000 années-lumière. Ceci ferait de Calvera une des étoiles à neutrons connue la plus proche, et probablement la plus proche.
"Parce qu'elle est si lumineuse, et probablement près de la Terre, c'est une cible prometteuse pour de nombreux types d'observations," note Fox. En effet, pour éclaircir les mystères entourant Calvera l'équipe fera une plus longue observation avec Chandra pour voir si la source palpite en rayons X, et pour mesurer son spectre. Ils ont également rejoint un groupe utilisant un radiotélescope pour rechercher les pulsations radio, qui n'ont pas été vues.
Calvera pourrait représenter le haut de l'iceberg pour les étoiles à neutrons isolées. "Il pourrait facilement en exister des douzaines," ajoute Fox. "Le point clé est que jusqu'à notre étude avec Swift, personne n'a pu affiner les positions de rayons X d'un grand nombre de sources de ROSAT au point qu'il est devenu clair que les sources de ROSAT 'manquaient' leurs contreparties optiques."
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Abell 520, le mystère de la matière noire s'obscurcit
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Cette image d'Abell 520 dans plusieurs longueurs d'onde montre les conséquences d'une collision compliquée d'amas de galaxies, certains des objets les plus massifs dans l'Univers. Dans cette image, le gaz chaud comme détecté par Chandra est coloré en rouge. Les données optiques des télescopes Canada-France-Hawaï et Subaru montrent la lumière des étoiles des différentes galaxies (en jaune et en orange). L'emplacement de la majeure partie de la matière dans l'amas (en bleu) a également été trouvé à l'aide de ces télescopes, en retraçant les effets subtiles de distorsions de lumière sur les galaxies éloignées. Cette matière est dominée par la matière noire.
Abell 520 a des similitudes au surnommé Bullet Cluster (également connu sous le nom de 1E0657-56). Comme avec Bullet Cluster, il s'avère que les galaxies sont passées de l'un à l'autre quand les amas se sont heurtés, comme prévu. Un autre parallèle est qu'il y a de grandes séparations entre les régions où les galaxies sont plus communes et où la majeure partie du gaz chaud se trouve.
Il y a des différences significatives, cependant, entre Abell 520 et Bullet Cluster. Par exemple, une concentration de matière noire est trouvée près du bulbe de gaz chaud, où très peu de galaxies sont trouvées. En plus, il y a un secteur où il y a plusieurs galaxies mais très peu de matière noire. Les deux caractérisitiques sont en contradiction avec la théorie populaire qui dit que la matière noire et les galaxies devraient rester ensemble, même pendant une violente collision.
Alors que les composants d'Abell 520 - les galaxies, le gaz chaud, et la matière noire - sont trouvés dans des endroits inattendus, la quantité globale de ces composants totalisent ce que les scientifiques escomptent. Par conséquent, ces résultats conduisent à deux explications possibles : une impliquant comment les amas de galaxies interagissent, et l'autre sur la nature de la matière noire elle-même. Les deux explications poseraient des problèmes pour les théories actuelles.
La première option est que les galaxies ont été séparées de la matière noire par un ensemble complexe de « frondes » gravitationnelles. La deuxième option est que la matière noire est affectée non seulement par la gravitation, mais également par une interaction encore inconnue entre les particules de matière noire. Cette deuxième option - de self-interaction par la matière noire - exigerait une nouvelle physique et pourrait être difficile à réconcilier avec les observations d'autres objets comme Bullet Cluster. Cependant, des scientifiques avaient proposé antérieurement la self-interaction comme solution aux problèmes avec les modèles des galaxies et des amas qui incluent la matière noire. La force de la self-interaction calculée par ces auteurs est conforme à celle estimée pour Abell 520, mais de telles évaluations sont hautement incertaines.
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Une étoile avec une queue de comète
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Des astronomes ont découvert quelque chose de jamais vu auparavant : une étoile avec une queue comme une comète. Encore plus étrange est que la queue récemment trouvée est attenante à l'une des plus populaires étoiles du ciel, une géante rouge nommée Mira. Depuis 400 ans, les astronomes amateurs et professionnels observent Mira et seulement maintenant un télescope spatial a repéré son énorme queue.
Crédit : NASA/JPL-Caltech
Mira Ceti, qui doit son surnom de "Merveilleuse de la Baleine" en raison de ses variations d'éclat, est l'étoile Omicron de la constellation de la Baleine. Mira (également appelée Mira A) captive les astronomes depuis plus de 400 ans.
Mira Ceti est une supergéante rouge de type spectral M7IIIe. Avec une température superficielle est de 3000 K seulement, c'est l'une des étoiles les plus froides connues. Située à environ 400 années-lumière (419 ±51 al), c'est une étoile instable car parvenue à un stade déjà avancé de son évolution. Ses fluctuations d'éclat se caractérisent par une montée rapide, une décroissance longue, et une longue persistance du minimum.
Son éclat varie suivant une période moyenne de 331,96 jours. Au moment du maximum, elle peut atteindre la magnitude 2, tandis qu'au minimum sa magnitude reste comprise entre 8,6 et 10,1. C'est le prototype d'une classe d'étoiles variables à longue période, les étoiles Mira.
Mira Ceti est la première étoile reconnue comme variable. La variation de luminosité de Mira Ceti a été découverte le 13 Août 1596 par David Fabricius (1564-1617), disciple de Tycho Brahe et astronome amateur.
Avant sa découverte, plusieurs personnes ont noté sa présence dans le ciel : Hypparque (en 134 av. JC), des observateurs chinois (en 1070), et probablement des observateurs coréens (vers 1592-1594). En 1603, l'étoile a été vue, mesurée et cataloguée par Johann Bayer dans son Uranometria comme une étoile de 4ème grandeur, et notée sous le nom de Omicron Ceti.
Mira Ceti (Mira A) possède un compagnon, une étoile naine blanche dénommée VZ Ceti (Mira B), qui est également variable.
Avec le télescope spatial GALEX (Galaxy Evolution Explorer), les astronomes ont repéré une étonnante queue en forme de comète dans le sillage de la célèbre étoile. Mira Ceti, qui fonce à travers l'espace à la vitesse extraordinaire de 130 kilomètres par seconde, perd une énorme quantité de matières chargées de carbone, d'oxygène et d'autres éléments importants, et arbore une queue qui mesure 13 années-lumière de long. Rien de tel n'avait été jamais repéré auparavant autour d'une étoile.
Le fait que la queue de Mira luit seulement avec la lumière UV pourrait expliquer pourquoi d'autres télescopes l'ont manquée. GALEX est très sensible à la lumière UV et a également un champ visuel extrêmement large, lui permettant de balayer le ciel pour de l'activité ultraviolette inhabituelle.
Les images en ultraviolet ont également révélé un "choc d'arc" - une région, devant l'étoile, où le gaz chaud s'accumule pendant que le vent stellaire de Mira rencontre des nuages de gaz interstellaire et de poussières.
L'équipe pense que le gaz chaud dans le choc d'arc réchauffe le gaz que l'étoile déverse pour créer une queue turbulente traînant dans son sillage. Selon les scientifiques, la queue est composée de la matière que Mira a éjectée sur une période de 30.000 ans.
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Les Perséides
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Les amateurs de beaux spectacles vont être comblés avec ce nouveau retour des "étoiles filantes" les plus célèbres et les plus médiatisées de l'année. L'essaim météoritique des Perséides, actif entre le 17 Juillet et le 24 Août, est de loin le plus apprécié des essaims de météores, notamment lors de son maximum d'activité.
D'après l'analyse des observations de ces dernières années, il ressort que le maximum d'activité de l'essaim des Perséides pour 2007 devrait se produire vers 05h15 UTC le 13 Août. Un pic d'activité pourrait avoir lieu quelques heures plus tard, vers 09h15 UTC. Un autre pic apparaissant dans les données de l'IMO depuis 1997, s'il se répétait à nouveau, donnerait lieu à un maximum le 13 Août vers 15h15 UTC. Les horaires matinaux en UTC du pic principal et du second pic favorisent principalement les observateurs de l'Amérique du Nord et du nord de l'Amérique du Sud, tandis que l'horaire du troisième pic prévu privilégie ceux de l'extrême est de l'Asie. A noter toutefois que l'essaim n'est pas observable depuis la majeure partie de l'hémisphère sud.
En Europe ou au nord de l'Afrique, le spectacle pourrait aussi se révéler digne d'intérêt car les Perséides figurent parmi les essaims les plus intéressants et actifs de l'année.
Cette année, le maximum d'activité de l'essaim se produit en période de Nouvelle Lune (NL le 12 à 23h03m UTC), et par conséquent dans un ciel nocturne dépourvu de la luminosité provenant de notre satellite naturel. Sous un ciel bien noir exempt de lumières parasites, si les conditions météorologiques sont favorables, il sera probablement possible d'admirer un bon nombre d'étoiles filantes dans la nuit du 12 au 13 Août, ainsi que la nuit suivante.
Emplacement des différents radiants des essaims météoritiques observables le 12 Août à 00h00 UTC (donné pour Paris - France). PER = Perséides; KCS = kappa-Cygnides; CAP = alpha-Capricornides; SDA = delta-Aquarides Sud
Vous avez observé un bolide, n'hésitez pas à nous envoyer votre rapport d'observation |
HESS J1616-508 probablement alimenté par le jeune Pulsar PSR J1617-5055
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En combinant des observations en rayons X et en rayons gamma des satellites INTEGRAL, XMM-Newton, Swift et BeppoSAX, un groupe d'astronomes a identifié une source très probable d'alimentation pour la lumineuse source TeV de HESS J1616-508.
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Les galaxies les plus lumineuses dans l'univers éloigné
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En combinant les possibilités de plusieurs télescopes, des astronomes ont repéré des galaxies extrêmement lumineuses se cachant dans le lointain et jeune Univers. Les galaxies récemment découvertes sont intrinsèquement lumineuses en raison de leur grand rythme de formation d'étoiles, 1.000 fois plus grand que la Voie lactée. Cependant, beaucoup de cette lumière est cachée par la poussière environnante et le gaz, se révélant seulement dans l'infrarouge.
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Comète C/2007 P1 (McNaught)
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Une nouvelle et faible comète découverte le 07 Août 2007 par Rob H. McNaught dans le cadre du Siding Spring Survey, a été confirmée par les observations de J. Broughton (Reedy Creek).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 P1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 25 Mars 2007 à une distance de 0,6 UA du Soleil.
Avec la découverte de C/2007 P1, Rob McNaught compte désormais 37 comètes à son actif . Les Grands Chasseurs de Comètes
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G347.3-0.5 et RCW 86, deux supernovae prises vers le bord
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RCW 86 (le panneau de droite) peut être l'une des explosions stellaires les plus tôt jamais enregistrées. La formation du reste semble coïncider avec une supernova observée par des astronomes Chinois (et peut-être les Romains) en l'an 185. Ensemble, les données de Chandra et de XMM-Newton montrent l'anneau de débris en expansion qui a été créé après qu'une étoile massive de la Voie lactée s'est effondrée sur elle-même et a éclaté. Les images de Chandra et de XMM-Newton montrent les rayons X de faible énergie en rouge, d'énergies moyennes en vert et d'énergies élevées en bleu. Les observations de Chandra se sont concentrées sur le côté nord-est (à gauche) et sud-ouest (plus bas à droite) de RCW 86, et montrent que le rayonnement de rayons X est produit aussi bien par les électrons de grande énergie accélérés dans un champ magnétique (en bleu) que par la chaleur du souffle lui-même (en rouge).
Comme dans le cas de RCW 86, on pense que les Chinois peuvent avoir été témoin de la supernova qui a provoqué G347.3-0.5, mais un couple de siècles plus tard en l'an 393. Selon les enregistrements Chinois, une étoile lumineuse à l'endroit de G347.3-0.5 était visible pendant des mois et a rivalisé d'éclat avec Jupiter. Les rayons X de G347.3-0.5 sont dominés par le rayonnement des électrons d'énergie extrêmement élevée dans une enveloppe magnétisée plutôt que par le rayonnement d'un gaz chaud. Le reste est également une source de rayons gamma de très grande énergie. Les brillantes sources lumineuses comme des points dans la partie inférieure de l'image (qui montre seulement la partie supérieure de tout le reste) est semblable aux autres étoiles à neutrons connues et indique que G347.3-0.5 est le résultat d'un effondrement de noyau d'une étoile massive. Dans les images de Chandra et de XMM-Newton, l'intensité des rayons X est représentée par la vivacité de la couleur.
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Une nouvelle nova brillante
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Le 08 Août, l'observateur d'étoiles variables Hiroshi Abe a découvert une nouvelle nova de magnitude 9.4 dans la constellation du Petit Renard (Vulpecula) aux coordonnées de 19h 54m 24.64s en Ascension droite et de +20° 52' 51.9" en déclinaison (équinoxe 2000). L'auteur possible, une étoile de magnitude visuelle 18, est visible sur des clichés de l'étude POSS-I.
Vous pouvez pointer le champ en éditant une carte à l'adresse http://www.aavso.org/observing/charts/vsp/index.html en entrant les coordonnées de la nova. La nova est à environ 7 minutes d'arc de SS Vulpeculae, une variable de type Mira rouge.
C'est une bonne cible pour les observateurs de l'hémisphère nord.
Vous pouvez envoyez vos observations de cette nova à l'AAVSO http://www.aavso.org/observing/submit/
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Deux télescopes s'associent pour examiner la jeune 'famille' d'étoiles
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"C'est étonnant comment ces étoiles ressortent dans les images de Spitzer. Aux longueurs d'onde visibles les étoiles ne peuvent pas être vues du tout ; elles sont complètement obscurcies par la poussière dans le nuage," commente Robert Gutermuth (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics). "C'est la première fois que quelqu'un voit ces étoiles."
Les astronomes ont surnommé l'amas récemment découvert "Sud du Serpent" pour sa localisation dans le ciel.
Spitzer a découvert le jeune amas d'étoiles, mais ne pouvaient pas déterminer si les étoiles forment une nouvelle "unité familiale," ou si elles sont membres d'un "clan" stellaire établi. Dans le cas de Sud du Serpent, le Dr. Tyler Bourke (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) a utilisé le SMA (Submillimeter Array) pour résoudre ce mystère d'ascendance stellaire.
Depuis le sol, il a mesuré les mouvements de gaz entourant l'amas nouvellement formé, et a déterminé que les étoiles nouvellement découvertes appartenaient au nuage de formation d'étoiles du Serpent, qui accueille également le célèbre et massif amas d'étoiles du Serpent.
"Avec le SMA, nous avons pu prouver que le Sud du Serpent se déplace à la même vitesse que l'amas du Serpent," commente Bourke. "Tout porte à croire que les plus petites familles sont solidaires."
Portrait de famille Dans la photographie de Spitzer, les étoiles du Sud du Serpent nouvellement découvertes sont montrées comme des points verts, jaunes, et oranges, reposant en haut d'une ligne noire qui parcourt le milieu de l'image. La "ligne" est une longue et dense partie de la poussière cosmique et de gaz, qui se condensent actuellement pour former des étoiles. Comme des gouttes de pluie, les étoiles se forment quand les épais nuages cosmiques s'effondrent.
Les teintes de vert représentent le chaud gaz d'hydrogène. Spitzer peut voir cette "empreinte" de gaz d'hydrogène quand les jets à grande vitesse jaillissant des jeunes étoiles entrent en colision violemment avec le gaz frais dans le nuage environnant.
Les volutes de rouge dans le fond sont les molécules organiques appelées hydrocarbures aromatiques polycycliques (PAHs) qui sont excitées par le rayonnement stellaire d'une région voisine de formation d'étoiles appelée W40. Sur Terre, les PAHs sont trouvés sur les grils carbonisés des barbecues et dans les pots d'échappement des automobiles.
"Cette image fournit juste un avant-goût de la science passionnante qui viendra du Gould's Belt Legacy project" ajoute Lori Allen (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), investigateur principal du Gould’s Belt Legacy program, qui a découvert l'amas du Sud du Serpent.
Le Gould’s Belt Survey étudiera toutes les régions principales de formation d'étoiles à environ 1.600 années-lumière de la Terre. Prises ensemble, ces régions comportent un anneau de nuages moléculaires et des jeunes étoiles associées connus comme la Ceinture de Gould. Les données du Spitzer seront combinées avec des observations du télescope James Clerk Maxwell et de l'observatoire spatial Herschel pour mieux caractériser la Ceinture de Gould, qui a été décrite la première fois par l'astronome Benjamin Gould en 1879.
Début de l'amas Pendant des années, les astronomes ont discuté de comment les membres des grandes familles stellaires, lesquelles peuvent contenir des centaines d'étoiles, sont liés. Quelques astronomes suspectent que les étoiles peuvent être des "soeurs", nées en même temps du même nuage "parent" de gaz et de poussières. En attendant, d'autres scientifiques suspectent que ces membres de famille stellaire soient "adoptés" - signifiant que les étoiles sont nées dans de petites séries de quelques unes à la fois, et que par la suite plusieurs de ces petits groupes stellaires se seraient '"associés" pour former un amas massif d'étoiles, ou une famille.
Selon Allen, un des plus grands défis dans la détermination de comment les étoiles d'un amas sont en relation est de trouver les plus petits et le plus jeunes amas d'étoiles dans le premier endroit.
"Spitzer est actuellement le seul télescope avec les possibilités pour trouver des jeunes amas d'étoiles comme le Sud du Serpent, qui sont profondément enfouis à l'intérieur de nuages cosmiques géants de gaz et de poussières," ajoute Allen.
Le Gould’s Belt Legacy project examinera en détail les preuves en faveur des familles étoiles "fraternelles" ou "adoptées" pour une région bien définie de l'espace. Les réponses produites de ce fait mèneront à une plus grande compréhension sur la façon dont les étoiles, y compris notre Soleil, se forment.
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Lancement de la mission STS-118
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Le lancement de la navette Endeavour (OV-105) pour la mission STS-118 à destination de la Station Spatiale Internationale (ISS) a eu lieu depuis le pas de tir 39A du Kennedy Space Center le 08 Août 2007 à 22h36m42s UTC pour une mission de 13 jours qui devrait prendre fin le 22 août 2007.
Il s'agit de la 22e mission (13A.1) vers la Station Spatiale Internationale, de la 119e mission de Navette, du 20ème vol de la navette Endeavour et du premier vol de cette navette depuis le mois de Novembre 2002.
L'équipage se compose du Commandant Scott J. Kelly, du pilote Charles Hobaugh, des spécialistes de mission Tracy Caldwell, Rick Mastracchio, Barbara Morgan, Benjamin Drew et du canadien Dafydd (Dave) Williams.
Au cours de la mission, l'équipage devra livrer notamment la section de poutre S5 et le Module cargo simple Spacehab, et devra effectuer trois sorties extravéhiculaires en vue d'installer la section de poutre S5, la Plateforme de rangement externe ESP-3 et de procéder aux branchements du Système de transfert d'électricité entre la Station et la navette. Une quatrième sortie extravéhiculaire est prévue si le système de transfert d'électricité station-navette fonctionne.
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Carambolage monstre de galaxies
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Quatre galaxies se jettent l'une contre l'autre et bousculent des milliards d'étoiles dans une des plus grandes collisions cosmiques jamais observées.
Les galaxies qui s'entrechoquent, repérées par le télescope spatial Spitzer, fusionneront par la suite dans une simple galaxie mastodonte jusqu'à 10 fois plus massive que notre propre Voie lactée. Cet aperçu rare fournit un regard sans précédent sur la façon dont les galaxies les plus massives dans l'Univers se sont formées.
"La plupart des fusions de galaxies que nous connaissons déjà sont comme des voitures compactes se percutant," note Kenneth Rines (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Mass.). "Ce que nous avons ici est comme quatre camions de sable s'écrasant ensemble, projetant du sable partout." Rines est l'auteur principal d'un nouveau papier accepté pour publication dans Astrophysical Journal Letters.
Les collisions, ou les fusions, entre des galaxies sont courantes dans l'Univers. La pesanteur provoque que des galaxies qui sont proches enchevêtrent et finalement s'unissent sur une période de millions d'années. Bien que les étoiles dans les galaxies en cours de fusionnement soient projetés autour comme du sable, elles ont beaucoup d'espace entre elles et survivent au trajet. Notre galaxie de la Voie lactée s'associera à la galaxie d'Andromède dans cinq milliards d'années.
Les fusions entre une grande galaxie et plusieurs petites, appelées des fusions mineures, sont bien documentées. Par exemple, une des fusions mineures connues les plus élaborées a lieu dans la galaxie Spiderweb, une galaxie massive qui capture des douzaines de petites dans sa "toile" de pesanteur. Les astronomes ont également été témoin de fusions "majeures" parmi des paires de galaxies qui sont semblables en taille. Mais aucune fusion majeure entre de multiples galaxies imposantes n'a été vue jusqu'ici.
La nouvelle fusion quadruple a été découverte par hasard pendant une étude du Spitzer d'un amas éloigné de galaxies, appelé CL0958+4702, localisé à presque cinq milliards d'années-lumière. Le télescope infrarouge a repéré la première fois un panache en forme d'hélice exceptionnellement grand de lumière sortant d'une réunion de quatre galaxies en forme de goutte, ou elliptiques. Trois des galaxies sont d'environ de la taille de la Voie lactée, alors que la quatrième est trois fois aussi grande.
Les analyses supplémentaires du panache ont révélé qu'il se compose de milliards de vieilles étoiles rejetées et abandonnées dans un affrontement continuel. Environ la moitié des étoiles dans le panache retomberont plus tard dans les galaxies. "Quand cette fusion sera complète, ce sera l'une des plus grandes galaxies dans l'Univers," commente Rines.
Les observations de Spitzer montrent également que la nouvelle fusion manque de gaz. Les théoriciens prévoient que les galaxies massives se développent par une multitude de moyens, y compris des fusions riche en gaz et pauvre en gaz. Dans les fusions riche en gaz, les galaxies sont imbibées de gaz qui s'enflamme pour former de nouvelles étoiles. Les fusions pauvre en gaz manquent de gaz, aussi aucune nouvelle étoile ne se forme. Spitzer a trouvé uniquement de vieilles étoiles dans la quadruple rencontre.
"Les données de Spitzer montrent que ces fusions majeures sont pauvre en gaz, à la différence de la plupart des fusions que nous connaissons," note Rines. "Les données représentent également la meilleure preuve que les plus grandes galaxies dans l'Univers se sont formées assez récemment par des fusions majeures."
Une partie des étoiles projetées au dehors dans la fusion monstrueuse vivront dans des secteurs isolés en dehors des frontières de toutes galaxies. De telles étoiles abandonnées pourraient théoriquement avoir des planètes. Si c'est le cas, les cieux nocturnes des planètes seraient tout à fait différents des nôtres, avec moins d'étoiles et plus de galaxies visibles.
En plus du Spitzer, Rines et son équipe ont utilisé un télescope autrefois connu sous le nom de Multiple Mirror Telescope et maintenant appelé MMT, près de Tucson, Arizona, pour confirmer que les quatre galaxies sont entrelacées, et l'Observatoire de rayons X Chandra pour peser la masse de l'amas géant de galaxies dans lequel la fusion a été découverte. Spitzer et un télescope connu sous le nom de WIYN à Kitt Peak, également près de Tucson, ont été utilisés pour étudier le panache. WIYN tire son nom des quatre propriétaires et exploitants du télescope : University of Wisconsin, Indiana University, Yale University et National Optical Astronomy Observatory.
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TrES-4, la plus grande planète extrasolaire en transit
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Une équipe internationale d'astronomes du Trans-atlantic Exoplanet Survey a annoncé la découverte de TrES-4, une nouvelle planète extrasolaire dans la constellation d'Hercule. La nouvelle planète a été identifiée par des astronomes recherchant des planètes en transit, c'est-à-dire des planètes qui passent devant leur étoile hôte, en utilisant un réseau de petits télescopes automatisés en Arizona, Californie, et aux îles Canaries. TrES-4 a été découverte à moins d'un demi-degré (environ la taille de la Pleine Lune) de la troisième planète découverte par l'équipe, TrES-3.
"TrES-4 est l'exoplanète la plus grande connue," commente Georgi Mandushev, astronome à l'Observatoire Lowell et auteur principal du papier annonçant la découverte. "Elle est environ 70 pour cent plus grande que Jupiter, la plus grande planète du Système solaire, mais moins massive, faisant d'elle une planète de densité extrêmement faible. Sa densité moyenne est seulement d'environ 0,2 gramme par centimètre cube, ou environ la densité du bois de balsa ! Et en raison de l'attraction relativement faible de la planète sur son atmosphère supérieure, une partie de l'atmosphère s'échappe probablement dans une queue en forme de comète."
La nouvelle planète TrES-4 a été remarquée en premier par le PSST (Planet Search Survey Telescope), érigé et dirigé par Edouard Dunham et Georgi Mandushev. Le télescope Sleuth, maintenu par David Charbonneau (CfA) et Francis O'Donovan (Caltech) à l'Observatoire Palomar du Caltech, a également observé les passages de TrES-4, confirmant les détections initiales. TrES-4 est à environ 1.400 années-lumière et satellise son étoile hôte en trois jours et demi. Etant seulement à environ 7,4 millions de kilomètres de l'étoile qui l'héberge, la planète est également très chaude, environ 1.600 Kelvin ou 1.325 degrés Celsius.
"TrES-4 semble être quelque chose d'un problème théorique," note Edouard Dunham. "Elle est plus grande par rapport à sa masse que ce que les modèles courants de planètes géantes surchauffées peuvent actuellement expliquer. Les problèmes sont bons, mais, depuis nous apprenons de nouvelles choses en les résolvant."
"Nous continuons d'être étonnés par la grandeur relative que ces planètes géantes peuvent avoir," ajoute Francis O' Donovan (California Institute of Technology). "Mais si nous pouvons expliquer les tailles de ces planètes gonflées dans leurs rudes environnements, cela peut nous aider à mieux comprendre nos propres planètes du Système solaire et leur formation."
Non seulement la planète TrES-4 est mystérieuse et intrigante, mais son étoile hôte cataloguée sous la référence GSC 02620-00648 l'est également. Georgi Mandushev explique : "L'étoile hôte de TrES-4 semble avoir un âge à peu près identique que notre Soleil, mais parce qu'elle est plus massive, elle a évolué beaucoup plus rapidement. Elle est devenu ce que les astronomes appellent une 'subgéante', ou une étoile qui a épuisé tout son carburant d'hydrogène dans le noyau et est en voie de devenir une 'géante rouge', une énorme étoile rouge et froide comme Arcturus ou Aldebaran."
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Bouffée poussiéreuse autour de l'étoile variable
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En utilisant le VLTI (Very Large Telescope Interferometer) de l'ESO, des astronomes de France et du Brésil ont détecté un énorme nuage de poussières autour d'une étoile. Cette observation est une preuve de plus pour la théorie que de tels nuages stellaires sont la cause de la répétition de l'extrême atténuation de l'étoile.
Les étoiles R Coronae Borealis sont des supergéantes manifestant une variabilité imprévisible. Nommées d'après la première étoile qui a montré un tel comportement, elles sont plus de 50 fois plus grande que notre Soleil. Les étoiles R Coronae Borealis peuvent voir leur éclat apparent décliner de façon imprévisible d'un millième de leur valeur nominale en quelques semaines, avec un retour à un niveau normal de lumière beaucoup lent. Il a été accepté depuis une décennie qu'une telle baisse pourrait être due à l'obscurcissement de la surface stellaire par des nuages de poussières nouvellement formés.
Cette théorie, nommée 'Dust Puff Theory', suggère que de la masse est perdue de l'étoile r corona Borealis (ou r CrB en abrégé) et se déplace alors au loin jusqu'à ce que la température soit assez basse pour que de la poussière de carbone se forme. Si le nuage de poussières nouvellement formé est placé dans notre ligne de vue, il éclipse l'étoile. Lorsque la poussière est emportée au loin par la forte lumière de l'étoile, le 'rideau' disparaît et l'étoile réapparaît.
RY Sagittarii est le membre le plus lumineux dans l'hémisphère sud de cette famille d'étoiles étranges. Située à environ 6000 années-lumière en direction de la constellation du Sagittaire (Sagittarius, ou l'Archer), sa nature particulière a été découverte en 1895 par le célèbre astronome hollandais Jacobus Cornelius Kapteyn.
En 2004, des observations en proche infrarouge en optique adaptative faites avec NACO sur le VLT (Very Large Telescope) ont permis aux astronomes Patrick de Laverny et Djamel Mékarnia de détecter clairement la présence de nuages autour de RY Sagittarii. C'était la premièreconfirmation directe du scénario standard expliquant les variations de lumière des étoiles R CrB par la présence d'hétérogénéités dans leur enveloppe environnant l'étoile.
Crédit : ESO (NACO/VLT)
Cependant, l'endroit précis où de tels nuages de poussières se forme était encore peu clair. Le plus lumineux nuage détecté était à plusieurs centaines de rayon stellaire du centre, mais il s'était certainement formé beaucoup plus près. Mais à quelle distance ?
Pour sonder le voisinage de l'étoile, les astronomes ont alors fait appel au VLTI. En combinant deux paires différentes d'unités de télescope de 8,2 mètres et en utilisant l'instrument MIDI qui permet la détection des structures froides, les astronomes ont exploré l'intérieur des 110 unités astronomiques autour de l'étoile. Etant donné l'éloignement de RY Sagittarii, cela correspond à regarder les détails sur une pièce d'un euro qui est à une distance d'environ 75 kilomètres !
Les astronomes ont trouvé qu'une énorme enveloppe, environ 120 fois aussi grande que RY Sagittarii elle-même, entoure l'étoile supergéante. Mais plus important, les astronomes ont également trouvé la preuve qu'un nuage de poussières se tenait à seulement 30 unités astronomiques de l'étoile, ou 100 fois le rayon de l'étoile.
"C'est le plus proche nuage de poussières jamais détecté autour d'une variable de type R CrB depuis notre première détection directe en 2004," commente Patrick de Laverny, chef de l'équipe. "Toutefois, il est encore détecté trop loin de l'étoile pour distinguer entre les différents scénarii proposés dans la 'Dust Puff Theory' pour l'endroit possible où le poussiéreux nuage se forme."
Si le nuage se déplace à la vitesse de 300 km/s, comme on peut le supposer prudemment, il a été probablement éjecté plus de 6 mois avant sa découverte à l'intérieur profond de l'enveloppe. Les astronomes ont maintenant planifié de surveiller plus soigneusement RY Sagittarii pour lever le voile sur l'évolution des nuages poussiéreux qui l'environnent.
"Deux cents ans après la découverte de la nature variable des R CrB, de nombreux aspects du phénomène R CrB restent mystérieux," conclut de Laverny.
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Premières lumières pour le plus grand 'appareil-photo thermomètre' du monde
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Le plus grand appareil-photo bolométre du monde pour l'astronomie submillimétrique est maintenant en service au télescope APEX de 12 mètres, situé sur le plateau haut de 5.100m de Chajnantor dans les Andes chiliennes. LABOCA a été spécifiquement conçu pour l'étude des objets astronomiques extrêmement froids et, avec son grand champ visuel et sa sensibilité très élevée, ouvrira de nouvelles perspectives dans notre connaissance sur la façon dont les étoiles se forment et comment les premières galaxies ont émergé du Big Bang.
Une grande fraction de tout le gaz dans l'Univers a des températures extrêmement froides aux environs de moins 250 degrés Celsius, seulement à 20 degrés au-dessus du zéro absolu," commente Karl Menten, directeur au Max Planck Institute for Radioastronomy (MPIfR) à Bonn, en Allemagne, qui a construit LABOCA. "Etudier ces nuages froids exige de regarder la lumière qu'ils émettent dans la gamme du submillimètre, avec des détecteurs très sophistiqués."
Comparaison entre une image de la région HII de RCW120 en visible (R-band) obtenue par le télescope Schmidt de l'ESO et dans la gamme du submillimètre avec LABOCA sur APEX. Crédit : ESO
Les astronomes utilisent des bolomètres pour cette tâche, qui sont, par essence, des thermomètres. Ils détectent le rayonnement entrant en enregistrant l'élévation résultante de température. Plus particulièrement, un détecteur bolométre se compose d'un papier d'aluminium extrêmement mince qui absorbe la lumière entrante. N'importe quel changement de l'intensité du rayonnement a pour conséquence un léger changement de la température du papier d'aluminium, qui peut alors être enregistré par les thermomètres électroniques sensibles. Pouvoir mesurer de telles fluctuations infimes de la température exige des bolométres d'être refroidis moins de 0.3 degré au-dessus du zéro absolu, au-dessous de moins 272.85 degrés Celsius.
"Le refroidissement à de telles basses températures exige l'utilisation d'hélium liquide, qui n'est pas une mince affaire pour un observatoire situé à l'altitude de 5.100m," note Carlos De Breuck, scientifique de l'instrument APEX à l'ESO.
Il n'est pas simple de mesurer le faible rayonnement de température des objets astronomiques. Les rayonnements en millimètre et en submillimètre ouvrent une fenêtre dans l'Univers froid énigmatique, mais les signaux de l'espace sont fortement absorbés par la vapeur d'eau dans l'atmosphère terrestre. "C'est un peu comme si vous essayiez de voir les étoiles en plein jour," explique Axel Weiss du MPIfR et chef de l'équipe qui a installé LABOCA sur l'APEX.
C'est pourquoi les télescopes de ce genre d'astronomie doivent être construits sur de hauts emplacements secs, et pourquoi le plateau haut de 5.100m de Chajnantor dans le désert extrêmement sec d'Atacama a été choisi. Même dans de telles conditions optimales la chaleur de l'atmosphère de la Terre est toujours cent mille fois plus intense que les minuscules signaux astronomiques des galaxies éloignées. Un logiciel très spécial est nécessaire pour filtrer de tels signaux faibles des perturbations dominantes.
LABOCA (LArge BOlometer Camera) et son logiciel associé ont été développés par le MPIfR. "Puisque jusqu'ici il n'y a aucune application commerciale pour de tels instruments nous devons les développer nous-mêmes," expliquent Ernst Kreysa, du MPIfR et chef du groupe qui a construit le nouvel instrument.
Un appareil-photo bolométre combine beaucoup de minuscules unités de bolométre dans une matrice, tout comme les pixels sont combinés dans un appareil-photo numérique. LABOCA observe à la longueur d'onde submillimérique de 0.87 millimètre, et se compose de 295 canaux, qui sont arrangés dans 9 hexagones concentriques autour d'un canal central. La résolution angulaire est de 18.6 secondes d'arc, et le champ visuel total est de 11.4 minutes d'arc, une taille remarquable pour des instruments de cette sorte.
"Les premières observations astronomiques avec LABOCA ont révélé son grand potentiel. En particulier, le grand nombre de détecteurs de LABOCA est une énorme amélioration des instruments précédents," commente Giorgio Siringo du MPIfR et membre de l'équipe. "LABOCA* est le premier appareil-photo qui nous permettra de cartographier de grands secteurs du ciel avec une sensibilité élevée."
L'APEX (Atacama Pathfinder Experiment) où LABOCA est installé est un télescope de nouvelle technologie de 12 mètres, basé sur une antenne de prototype ALMA, et fonctionnant à l'emplacement d'ALMA. Il a modifié l'optique et amélioré la précision de surface d'antenne, et est conçue pour tirer profit de l'excellente transparence du ciel fonctionnant avec des longueurs d'onde allant de 0.2 à 1.4 mm.
"APEX est situé à seulement 2 kilomètres du centre du réseau du futur ALMA. Le nouvel appareil-photo LABOCA sera très complémentaire à ALMA, car sa vue très large trouvera des milliers de galaxies qui seront observées en grand détail avec ALMA," ajoute De Breuck.
APEX est une collaboration entre le Max Planck Institute for Radioastronomy, l'Onsala Space Observatory et l'ESO.
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Phoenix s'est envolé pour Mars
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Un lanceur Delta 2 a décollé avec succès du pas de tir 17A de Cape Canaveral à 09h25 UTC, emportant le vaisseau spatial Phoenix Mars lander. Environ 90 minutes après le décollage, Phoenix s'est séparé comme prévu du troisième étage du lanceur, et s'est placé sur une trajectoire de rencontre avec Mars.
Phoenix, qui emporte des intruments pour chercher et analyser la glace d'eau sous la surface, débarquera près de la calotte polaire Nord de la planète rouge le 25 Mai 2008.
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L'origine possible d'un des anneaux de Saturne
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Les scientifiques de Cassini pourraient avoir identifié la source d'un des plus mystérieux anneaux de Saturne. L'anneau G de Saturne est probablement produit par des particules relativement grandes et glaciales qui résident dans un arc lumineux sur le bord intérieur de l'anneau.
Les particules sont confinées dans l'arc par des effets gravitationnels de la lune Mimas de Saturne. Des micrométéorides heurtent des particules, libérant de plus petites particules de la taille de la poussière, qui éclairent l'arc. Le plasma dans le champ magnétique de la planète géante déferle sur cet arc continuellement, entraînant des particules fines, qui créent l'anneau G.
La conclusion est la preuve de l'interaction complexe entre les lunes de Saturne, les anneaux et la magnétosphère. Étudier cette interaction est l'un des objectifs de Cassini. L'étude est dans l'édition du 02 Août du Journal Science et était basée sur des observations faites par les multiples instruments de Cassini en 2004 et 2005.
Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute
"Les images éloignées des appareils-photo nous indiquent où est l'arc et comment il se déplace, alors que les mesures de plasma et de poussières prises près de l'anneau G nous indiquent quelle quantité de matière se trouve là," commente Matthew Hedman, associé dans l'équipe de formation d'images de Cassini à l'Université de Cornell à Ithaca, N.Y., et auteur principal de l'article de Science.
Les anneaux de Saturne sont une énorme et complexe structure, et leur origine est un mystère. Les anneaux sont notés dans l'ordre de leur découverte. De la planète vers l'extérieur, on trouve successivement les anneaux D, C, B, A, F, G et E. Les anneaux principaux -- A, B et C de bord-à-bord, rentreraient facilement dans la distance séparant la Terre et la Lune. Les anneaux les plus transparents sont le D -- intérieur à C -- et F, E et G, en dehors des anneaux principaux.
A la différence d'autres anneaux poussiéreux de Saturne, tels que les anneaux E et F, l'anneau G n'est pas associé étroitement aux lunes qui pourrait l'alimenter directement en matière -- comme Encelade le fait pour l'anneau E -- ou sculpter et perturber ses particules d'anneau -- comme Prométhée et Pandore le font pour l'anneau F. L'emplacement de l'anneau G continuait de résister aux explications, jusqu'ici.
Les images de Cassini montrent que l'arc lumineux dans l'anneau G se prolonge sur un sixième du chemin autour de Saturne et est d'environ 250 kilomètres de large, beaucoup plus étroit que la pleine largeur de 5.955 kilomètres de l'anneau G. L'arc a été observé plusieurs fois depuis l'arrivée en 2004 de Cassini à proximité de la planète aux anneaux et semble ainsi être un dispositif persistant. Une perturbation gravitationnelle provoquée par la lune Mimas existe près de l'arc.
Dans leur étude, Hedman et ses collègues ont effectué des simulations sur ordinateur qui ont montré que la perturbation gravitationnelle de Mimas pourrait en effet produire une telle structure dans l'anneau G de Saturne. Les seuls autres endroits dans le Système solaire où l'existance de telles perturbations est connue sont dans les arcs des anneaux de Neptune.
L'instrument d'imagerie magnétosphérique de Cassini a détecté des diminutions dans les particules chargées près de l'arc en 2005. Selon les scientifiques, une masse invisible dans l'arc doit absorber les particules. "Les petits grains de poussière que la caméra de Cassini voit ne sont pas assez pour absorber les électrons énergiques," note Elias Roussos (Max-Planck-Institute for Solar System Research, Allemagne), membre de l'équipe d'imagerie magnétosphérique. "Ceci nous indique que beaucoup plus de masse est distribuée dans l'arc."
Les chercheurs ont conclu qu'il y a une population de plus grands corps encore invisibles se cachant dans l'arc, allant de la taille de celle des pois à de petits rochers. La masse totale de tous ces corps équivaut à celle d'une petite lune riche en glace d'environ 100 mètres de large.
Joe Burns de l'Université de Cornell, co-auteur de l'article et membre de l'équipe d'imagerie, ajoute que "nous aurons une superbe occasion de repérer les corps de la source de l'anneau G quand Cassini passera à environ 950 kilomètres de l'arc dans 18 mois."
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Veil Nebula se dévoile
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Le télescope spatial Hubble a photographié trois magnifiques secteurs des Dentelles du Cygne (Veil Nebula, ou Nébuleuse du Voile) - les restes brisés d'une supernova qui a éclaté il y a 5-10.000 ans. Les nouvelles images de Hubble fournissent de belles vues de la délicate et fine structure résultant de cette explosion cosmique.
Les scientifiques estiment que l'explosion de supernova s'est produite il y a environ 5-10.000 ans et pourrait avoir eu des témoins et être enregistrée par des civilisations antiques. Nos lointains ancêtres auraient vu une étoile augmenter en luminosité jusqu'à atteindre la luminosité d'un croissant de Lune.
Veil Nebula est située dans la constellation du Cygne (Cygnus), à environ 1.500 années-lumière de la Terre. Une des parties les plus remarquables du reste est surnommée la Nébuleuse du Balai de la Sorcière (vue vers la droite dans l'image de vue d'ensemble). La brillante étoile bleue - appelée 52 Cygni et sans relation avec l'explosion de supernova - peut être observée à l'oeil nu par une belle nuit d'été.
Les images de Hubble ont été prises avec l'instrument WFPC2 (Wide Field and Planetary Camera) de Hubble. La couleur est produite par la composition de trois images différentes. Les différentes couleurs indiquent l'émission de différentes sortes d'atomes excités par le choc : le bleu montre l'oxygène, le vert montre le soufre, et le rouge montre l'hydrogène.
Cliquez sur la photo pour voir une version au format 1280x1810 Crédit : NASA, ESA, J. Hester (Arizona State University) and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration.
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Sources ou Documentations non francophones
A
une distance de seulement 200.000 années-lumière,
le Petit Nuage de Magellan (Small Magellanic Cloud, ou SMC) est
l'un des voisins galactiques les plus proches de la Voie lactée.
Avec ses millions d'étoiles, le Petit Nuage de Magellan offre
aux astronomes une chance d'étudier des phénomènes
dans tout le cycle de vie stellaire. Dans diverses régions
du SMC, des étoiles massives et des supernovas créent
des enveloppes de plus en plus grandes de poussières et de
gaz. La preuve de ces structures est trouvée dans les données
en optique (en rouge) et par radio (en vert) dans cette image composée.
Ces
images de deux restes de supernova, G347.3-0.5 et RCW 86, montrent
le résultat de la combinaison des données de l'Observatoire
de rayons X Chandra et de XMM-Newton. Dans chaque image, XMM-Newton
a obtenu des données d'un champ visuel beaucoup plus large,
alors que Chandra a été utilisé pour se concentrer
sur les secteurs d'intérêt majeur pour les chercheurs
(présentés dans les encadrés).
Une
nouvelle image spectaculaire du télescope spatial Spitzer
dévoile un petit groupe de jeunes étoiles aparentées
dans la partie sud du nuage du Serpent (Serpens), situé
approximativement à 848 années-lumière de la
Terre. Les scientifiques suspectent que cette découverte
les conduira à plus d'indices sur la façon dont ces
familles cosmiques, qui contiennent des centaines d'étoiles
liées ensemble par la gravité, se forment et interagissent.
