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Nouvelles du Ciel de Septembre 2005 |
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Nouvelles du Ciel de Septembre 2005 |
Comètes C/2005 S1 (SOHO) et C/2005 S2 (Skiff)
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C/2005 S1 (SOHO) H. Su a détecté une comète plutôt brillante appartenant au groupe de Kreutz dans les images du 27 Septembre 2005 transmises par le coronographe LASCO du satellite SOHO. Les éléments orbitaux indiquent un passage au périhélie au 29 Septembre 2005 à une distance de 0.0048 UA du Soleil.
C/2005 S2 (Skiff) Cette nouvelle comète a été découverte par B. A. Skiff (Lowell Observatory-LONEOS) le 29 Septembre 2005. L'objet a également été retrouvé sur des images datant du 25 Septembre 2005 prise au Steward Observatory, Kitt Peak.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2005 S2 (Skiff) indiquent un passage au périhélie à la magnitude 11 en Février 2010 à une distance de 3,2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 29 Juin 2006 à une distance de 6,4 UA du Soleil. La comète P/2005 (Skiff) a une période de 22,48 ans.
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Deux énigmes de la physique stellaire résolues grâce à un phénomène observé dans l'atmosphère terrestre
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Jusqu'à présent, aucun modèle hydrodynamique ne pouvait expliquer en même temps de façon satisfaisante la rotation rigide de la zone radiative du Soleil et l'abondance du lithium à sa surface et dans les étoiles de faible masse. Un modèle d'évolution stellaire, développé par Corinne Charbonnel (CNRS - Observatoire de l'Université de Genève) et Suzanne Talon (Université de Montréal), explique simultanément ces deux phénomènes grâce à l'incorporation d'un phénomène observé dans l'atmosphère terrestre. Ce résultat est publié dans la revue Science du 30 septembre 2005.
Comme toutes les étoiles, le Soleil est en rotation. Cette propriété universelle est fondamentale, car elle engendre de nombreuses instabilités hydrodynamiques au sein de l'étoile, qui s'ajoutent aux réactions nucléaires pour modifier sa composition chimique et influencent fortement sa destinée. Dans les étoiles dites de faible masse comme le Soleil, qui tournent très vite à leur naissance pour être ensuite freinées à cause de leur champ magnétique, deux traceurs nous renseignent sur ces phénomènes. Le premier est la mesure de l'abondance en lithium observée à la surface du Soleil et des étoiles peuplant les amas ouverts galactiques et qui décroît au cours du temps. Le second est le profil plat de rotation interne du Soleil mesuré par l'héliosismologie. Ces données fondamentales ont pendant longtemps constitué un véritable défi aux modèles hydrodynamiques classiques.
Pour la première fois, un modèle d'évolution stellaire est capable d'expliquer simultanément la rotation solaire ainsi que l'abondance du lithium dans les étoiles de faible masse. L'ingrédient essentiel, et nouveau, dans ce modèle est le transport très efficace du moment cinétique par les ondes internes de gravité qui sont générées par les enveloppes convectives stellaires.
Les ondes internes de gravité existant dans l'atmosphère terrestre sont bien connues en géophysique. Produites par injection d'énergie cinétique d'éléments turbulents dans une région stable, elles sont présentes par exemple à l'interface atmosphère-nuages, ou lorsqu'un vent est comprimé à la rencontre d'une montagne. Dans l'atmosphère terrestre, elles génèrent la « turbulence en air clair » redoutée par les pilotes d'avion. Elles jouent un rôle clé dans le renversement périodique des vents stratosphériques au-dessus de l'équateur, phénomène connu sous le nom d'oscillation quasi-biennale (QBO) qui influe sur les quantités d'ozone aux latitudes moyennes et élevées et concourt peut-être à l'activité cyclonique.
En physique stellaire, les ondes internes émises à la base des enveloppes convectives sont étudiées depuis les années 80 pour leur capacité à transporter les éléments chimiques et le moment cinétique. Très récemment, une étape théorique cruciale a été franchie grâce à la modélisation d'une propriété essentielle de ces ondes. A l'interface entre les zones radiatives et convectives, elles créent une zone de turbulence similaire à la QBO atmosphérique et baptisée SLO (shear layer oscillation) qui oscille sur une échelle de temps de quelques années. Cette région assure le filtrage entre les ondes progrades et les ondes rétrogrades, et permet aux ondes de bas degré et basse fréquence de freiner efficacement le cœur de l'étoile.
C'est la prise en compte de ce phénomène
dans un modèle d'évolution stellaire en rotation qui
vient de permettre d'expliquer simultanément la rotation
solide du Soleil et le comportement du lithium dans le Soleil et
les étoiles analogues de faible masse. Ce formalisme très
prometteur pourrait résoudre d'autres énigmes de l'évolution
stellaire. Seront ainsi prochainement étudiés le rôle
des ondes internes dans les étoiles les plus vieilles de
notre Galaxie dont l'abondance en lithium est une énigme
cosmologique, ainsi que leur impact dans les étoiles géantes
qui contribuent à l'évolution chimique de l'Univers.
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Colossal oeil cosmique
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Il y a quatre-vingt-cinq millions d'années sur la petite planète Terre, les dinosaures régnaient, ignorant leur fin prochaine dans la grande extinction du Jurassique, tandis que les mammifères étaient toujours des créatures petites et timides. Les Andes du sud de la Bolivie, le Chili et l'Argentine n'avaient pas encore été formées et l'Amérique du Sud était toujours une île.
Il y a quatre-vingt-cinq millions d'années, notre Soleil et son Système solaire étaient à 60.000 années-lumière de l'endroit où ils se tiennent maintenant.
Il y a quatre-vingt-cinq millions d'années, dans un autre coin de l'Univers, la lumière a quitté la belle galaxie spirale NGC 1350, pour un voyage à travers l'Univers. Une partie de cette lumière a été enregistrée au début de l'année 2000 ap J.-C. par VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, situé à 2.600 m sur le haut Cerro Paranal dans les Andes chilienne sur la planète Terre.
Les astronomes classifient NGC 1350 comme une galaxie de type Sa (r), signifiant que c'est une spirale avec de grandes régions centrales. En fait, NGC 1350 se tient à la frontière entre le type de spirale avec anneau brisé et un grand modèle de spirale avec deux bras extérieurs principaux. Elle est d'environ 130.000 années-lumière de large et, de ce fait, est légèrement plus grande que notre Voie lactée.
Les bras extérieurs plutôt faibles et gracieux proviennent de l'anneau principal intérieur et peuvent être tracés sur presque la moitié d'un cercle où ils rencontrent chacun le bras opposé, donnant l'impression d'achever un deuxième anneau extérieur, "l'oeil". La teinte bleue des bras fait suite à la présence d'étoiles très jeunes et massives. La quantité de poussières, vue comme des spirales de petites poussières fragmentées dans la partie centrale de la galaxie et produisant une subtile tapisserie qui fait ressembler aux vaisseaux sanguins dans l'oeil, est aussi une signature de la formation d'étoiles.
Les parties extérieures de la galaxie sont si effilées que l'on peut voir beaucoup de galaxies de fond qui brillent à travers elles, fournissant aux observateurs une sensasion stupéfiante de profondeur. Il est en effet tout à fait remarquable de voir qu'avec un temps d'exposition total de seulement 16 minutes, le VLT nous laissent admirer une collection si incroyable d'univers-île errant dans le ciel.
NGC 1350 est située dans la constellation australe plutôt discrète de Fornax. S'éloignant de nous à une vitesse de 1.860 km/s, elle est à quatre-vingt-cinq millions d'années-lumière de notre Soleil. Ce n'est par conséquent probablement pas un membre de l'amas de galaxies Fornax, la plus notable entité dans la constellation, qui se trouve à environ 65 millions d'années-lumière et contient la spirale barrée beaucoup plus célèbre NGC 1365. Dans le ciel, NGC 1350 se tient aux faubourgs de l'amas Fornax.
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Gros bébé galaxie dans l'Univers naissant
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Les astronomes ont utilisé le pouvoir pénétrant de deux des grands Observatoires de la NASA, les télescopes spatiaux Spitzer et Hubble, pour identifier une des galaxies les plus éloignées et les plus massives qui peuplaient autrefois le jeune Univers.
L'opinion communément admise est que les galaxies doivent avoir grandi plus lentement, comme des ruisseaux se mélangeant pour former des rivières. Mais cette galaxie semble avoir grandi très rapidement, dans les quelques premiers cent millions d'années après le Big Bang. Par contre, il a pris des milliards d'années à notre galaxie de la Voie lactée pour grandir à sa taille actuelle, en dévorant des galaxies plus petites.
La galaxie a été définie exactement parmi environ 10.000 autres dans le Hubble Ultra Deep Field (HUDF), actuellement le portrait optique et infrarouge le plus éloigné de l'Univers jamais pris.
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Sélection des astéroïdes cibles pour la mission Don Quijote de l'ESA
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Communiqué de Presse de l'ESA N°41-2005
S'appuyant sur les recommandations de spécialistes des astéroïdes, l'ESA a sélectionné deux astéroïdes cibles pour sa mission Don Quijote de déviation de la trajectoire d'un géocroiseur (astéroïde évoluant à proximité de la Terre ou NEO).
L'équipe « concepts de pointe » de l'ESA (ACT) est en train d'étudier en détail cette mission. Au début de l'année, le Groupe consultatif sur les missions NEO (NEOMAP), constitué d'experts chevronnés, a fourni à l'ESA un rapport sur le choix des cibles pour les futures missions européennes de réduction des risques de collision avec un astéroïde. Ce rapport a défini les critères présidant à la sélection d'un astéroïde cible et a identifié deux objets qui répondent à la plupart de ces critères. Leurs dénominations provisoires sont 2002 AT4 et 1989 ML.
Tenant compte de ces éléments et bénéficiant du soutien d'experts en charge de l'Installation de conception pluridisciplinaire (CDF) de l'Agence, l'ACT a procédé à une évaluation exhaustive des architectures de mission appropriées ainsi que des stratégies de lancement, des options en matière de système de propulsion et des expériences.
Le scénario actuel prévoit deux véhicules spatiaux parcourant des trajectoires interplanétaires distinctes. L'un d'entre eux (Hidalgo) devant percuter l'astéroïde cible, tandis que l'autre (Sandro) arrivera plus tôt à proximité, procédera aux opérations de rendez-vous et se placera en orbite autour de l'astéroïde pendant plusieurs mois pour l'observer avant et après l'impact, de manière à pouvoir détecter toute modification ultérieure de sa trajectoire.
Dans le cadre des études industrielles qui vont démarrer très prochainement, des experts européens devront proposer des solutions de rechange en ce qui concerne la conception de cette mission NEO précurseur à faibles coûts. Il s'agira de la première étape vers le développement d'un dispositif de lutte contre les impacts des astéroïdes : l'une des rares catastrophes naturelles que nos technologies peuvent prévenir.
Une collision évitée de justesse ?
Tandis qu'à Noël dernier toute la planète avait les yeux braqués vers le tsunami qui ravageait l'Asie, un groupe de scientifiques s'inquiétait d'une autre menace d'origine naturelle qui aurait pu tourner en catastrophe : l'impact d'un astéroïde.
Le 19 décembre, un astéroïde d'environ 400 m de diamètre (2004 MN4), dont on avait perdu la trace depuis sa découverte six mois plus tôt, fut à nouveau observé, ce qui a permis de calculer son orbite. On a immédiatement compris que le risque qu'il percute la Terre, à l'occasion d'une « rencontre proche » en 2029, était inhabituellement élevé. À mesure que les jours passaient, cette probabilité n'a pas diminué, cet astéroïde devenant le plus menaçant parmi tous ceux répertoriés jusqu'alors sur les échelles de Turin et de Palerme : les échelles qui mesurent le risque d'impact d'un astéroïde à la manière dont l'échelle de Richter mesure la magnitude d'un tremblement de terre.
Seules les premières observations de cet objet et le calcul plus précis de sa trajectoire permirent de démontrer qu'il n'entrerait pas en collision avec la Terre - du moins pas en 2029. Bien qu'improbable, une collision à une date ultérieure n'est pas totalement exclue. Il est en effet extrêmement difficile de dire ce qui va se produire si nous ne trouvons pas un meilleur moyen de suivre sa trace et celle d'autres NEO et si nous ne prenons pas les mesures nécessaires à cet effet.
La majorité des experts internationaux estiment que ces moyens sont désormais à notre portée. Une mission telle que Don Quijote de l'ESA pourrait ainsi être la première mission en mesure d'évaluer la menace posée par un NEO et de prendre des mesures concrètes pour dévier sa trajectoire.
De même que toute bonne représentation théâtrale doit être précédée de répétitions, et pour nous préparer à affronter une telle menace, nous devons tout d'abord tester nos moyens matériels sur un astéroïde inoffensif. Don Quijote sera ainsi la première mission à réaliser une telle opération. La question majeure étant : quel astéroïde retenir et à quoi celui-ci doit-il ressembler ?
Trouver la cible idéale
La population des NEO se composant d'une diversité extravagante d'objets, il n'est pas facile de choisir les paramètres physiques les plus appropriés pour lutter contre les risques qu'ils représentent. Toutefois, les experts du NEOMAP ont relevé le défi et ont livré à l'Agence, en février 2005, leurs recommandations sur les critères de sélection des astéroïdes dont la trajectoire pourrait être déviée.
Il n'est pas illégitime de se demander si l'exécution d'un essai tel que celui prévu pour la mission Don Quijote fait ou non courir un risque à notre planète. Les choses pourraient-elles mal tourner ? Pourrions-nous créer un problème au lieu d'apprendre comment en éviter un ?
Les spécialistes internationaux répondent par la négative. Ils estiment que même l'impact très puissant d'un véhicule spatial lourd sur un petit astéroïde ne provoquerait qu'une modification infime de son orbite. En fait, cette modification serait si faible que la mission Don Quijote nécessite deux véhicules spatiaux. Le deuxième devra surveiller l'impact du premier et mesurer la variation minime des paramètres orbitaux de l'astéroïde, qui ne seraient pas repérables depuis la Terre.
On peut également sélectionner des objets cibles qui ne susciteraient aucune inquiétude, en étudiant les variations de distance entre leurs orbites et celle de la Terre au fil du temps. Si l'astéroïde cible ne coupe pas l'orbite de la Terre, comme cela est le cas avec les NEO de la famille Amor (dont l'orbite au périhélie dépasse nettement 1 UA), l'exécution d'une manouvre de déviation ne présente aucun risque pour la Terre.
D'autres considérations liées à l'orbite de l'astéroïde cible sont également importantes, en particulier le changement de vitesse orbitale nécessaire pour que le véhicule « rattrape » l'astéroïde cible (le delta V). Cette vitesse devra être suffisamment faible pour minimiser le volume d'ergols requis et permettre l'utilisation de lanceurs peu onéreux, tout en étant suffisamment importante pour rendre possible l'utilisation du même satellite avec plusieurs cibles.
Les impératifs en matière de navigation et de mesures de la déviation de l'astéroïde font peser de lourdes contraintes sur le choix de la cible. La forme, la densité et la taille de l'astéroïde sont des paramètres importants, mais souvent mal connus. Ainsi, pour placer un véhicule en orbite autour d'un astéroïde faut-il connaître le champ gravitationnel de cet objet, de même qu'il faut connaître la position de son centre de masse afin de déterminer l'endroit visé par le véhicule impacteur.
La variété des astéroïdes est très grande, mais deux catégories principales prédominent pour ce qui est de la composition. Nos connaissances, encore assez rudimentaires, de l'importante population d'astéroïdes de différents types qui croisent à proximité de la Terre indiquent que le prochain astéroïde constituant une menace sera plus vraisemblablement de type C que de type S. Ceux de type C ont une surface sombre possédant une signature spectrale caractéristique des matières carbonées, tandis que ceux de type S présentent des surfaces plus brillantes dont les spectres s'apparentent de près à ceux des silicates. Les propriétés de surface de l'astéroïde cible - et notamment le pourcentage de lumière qu'il réfléchit - sont un facteur critique durant la phase finale de navigation de l'impacteur. Plus l'astéroïde est brillant, plus il constitue une cible facile. Toutefois, dans le cadre d'un exercice de répétition, l'objectif ne doit pas non plus être trop facile.
L'ESA a sélectionné les astéroïdes 2002 AT4 et (10302) 1989 ML comme objectifs cibles de sa mission car ils représentent le meilleur compromis parmi tous les critères de sélection (dont certains sont parfois contradictoires). La décision sur le choix de l'un d'entre eux comme destination finale des deux véhicules Sancho et Hidalgo sera prise en 2007.
Don Quijote - le retour du chevalier errant
La phase des études internes relatives à la mission Don Quijote est achevée et il incombe désormais à l'industrie spatiale de suggérer des conceptions techniques appropriées. L'ESA a envoyé un appel d'offres ouvert aux sociétés spatiales européennes pour qu'elles soumettent des propositions de conceptions. La sélection des offres les plus prometteuses aura lieu vers la fin de l'année. Début 2006, deux équipes devraient commencer à travailler sur leurs propositions de mission de démonstration technologique. Un an plus tard, lorsque les résultats seront disponibles, l'ESA sélectionnera la conception définitive à mettre en ouvre : Don Quijote sera alors prêt à s'attaquer à un astéroïde !
Note
Don Quijote est une mission d'essai de technique de déviation d'un NEO qui s'appuie en totalité sur des technologies classiques en matière de véhicules spatiaux. Cette mission comprendra deux véhicules : l'un d'entre eux (Hidalgo) percutera un astéroïde à une vitesse relative très élevée, tandis que l'autre (Sancho) sera déjà en poste à proximité de l'astéroïde avant l'impact, et y restera ensuite, afin de mesurer la variation des paramètres orbitaux et de procéder à l'étude du géocroiseur.
L'astéroïde 2004 MN4 a désormais reçu une appellation officielle : 99942 Apophis. Des observations récentes par radar Doppler avec le radiotélescope d'Arecibo à Porto Rico ont revu à la baisse sa probabilité d'impact avec la Terre et indiqué que celle-ci était très faible, sans être pour autant totalement exclue. En 2029, cet astéroïde « frôlera » la Terre à une distance de 32 000 km, soit la distance la plus faible jamais enregistrée pour un objet de cette taille. Sa trajectoire croisera celle de l'orbite géosynchrone sur laquelle évoluent la plupart des satellites météorologiques et de télécommunication. En outre, cet astéroïde sera visible à l'oil nu. D'autres mesures radar devront être faites en 2013.
Les astéroïdes 2002 AT4 et (10302) 1989 ML, cibles de la mission Don Quijote, ne présentent aucun danger pour notre planète.
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Une méthode numérique "multi-zoom" pour étudier la formation des galaxies
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Lors de sa croissance, une galaxie absorbe la matière qui l'environne par attraction gravitationnelle. Ce processus peut se dérouler par à-coups: fusion avec une galaxie voisine, ou en douceur: accrétion lente du milieu intergalactique diffus. La part relative des fusions et de l'accrétion dépend de l'environnement: amas de galaxies ou vide entre les amas, et détermine l'évolution morphologique de la galaxie. Seules des simulations à grande dynamique d'échelle peuvent permettre de mieux comprendre ces processus; c'est pourquoi des astronomes de l'Observatoire de Paris ont mis au point de telles simulations, avec une nouvelle méthode numérique. L' évolution du taux d'accrétion de gaz des galaxies, de 5 milliards d'années après le Big-Bang jusqu'à nos jours a pu ainsi être étudiée, de même que la géométrie de l'accrétion. Il s'avère que l'accrétion de gaz domine sur les fusions, dans la formation des galaxies.
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Baby-boom cosmique : Découverte de nombreuses galaxies datant de 1,5 à 4 milliards d'années après le Big Bang
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Une équipe franco-italienne d'astronomes annonce la découverte inattendue d'une abondante « population » de galaxies très lointaines qui se sont formées alors que l'Univers avait entre 1,5 à 4 milliards d'années. Ces observations indiquent que les galaxies de cette époque sont 2 à 6 fois plus nombreuses et forment 2 à 3 fois plus d'étoiles que ce qui avait été observé auparavant. Cette découverte, obtenue grâce aux performances du spectrographe VIMOS (Visible Multi-Object Spectrograph) installé au foyer de l'un des télescopes du Very Large Telescope de l'ESO, implique une révision profonde du scénario de formation des galaxies. Ce résultat est publié dans la revue Nature du 22 septembre 2005.
Un des objectifs principaux de la cosmologie est de retracer l'histoire des galaxies, depuis leur formation dès les premiers instants de l'Univers jusqu'à leur état actuel, et de comparer les observations aux modèles d'évolution. Ces recherches ont pour but de comprendre comment s'est organisée la matière dans l'Univers et de déterminer les grands phénomènes qui conditionnent son évolution. Une équipe de chercheurs français et italiens co-dirigée par Olivier Le Fèvre, directeur du Laboratoire d'astrophysique de Marseille (LAM, CNRS - Université de Provence) en France, et par Gianpaolo Vettolani (Istituto Nazionale di AstroFizica –Istituto di RadioAstronomia, Bologne) en Italie, participe avec succès à cette passionnante quête de la connaissance, alliant recherche fondamentale et conception d'instruments d'observation. Du savoir-faire unique en conception instrumentale de cette équipe est né VIMOS (Visible Multi-Object Spectrograph), un spectrographe réalisé par un consortium franco-italien piloté par le LAM et financé par l'ESO, le CNRS (INSU) et la région Provence-Alpes-Côte d'Azur en France, et par le CNR (Consiglio Nazionale delle Ricerche), l'INAF et le ministère de l'éducation en Italie.
En sélectionnant un échantillon de plus de 8 000 galaxies d'après leur luminosité dans la lumière rouge, le sondage VIMOS VLT Deep Survey (VVDS) a découvert près de 1 000 galaxies à formation stellaire très importante datées d'une époque se situant entre 1,5 et 4 milliards d'années après le Big Bang. La grande surprise a été de trouver 2 à 6 fois plus de galaxies que celles qui avaient été observées jusqu'à présent par d'autres groupes. Ces galaxies avaient apparemment échappé aux observations conduites avant que VIMOS ne permette ce sondage, du fait d'une sélection beaucoup plus restrictive imposée par des spectrographes moins efficaces.
Cette découverte implique que les galaxies
formaient bien plus d'étoiles tôt dans la vie de l'Univers
que ne le laissaient supposer les observations précédentes.
Ces observations vont nécessiter une révision profonde
des théories de formation et d'évolution des galaxies.
Avec VIMOS les astronomes peuvent mesurer les distances et les propriétés d'un millier de galaxies très lointaines en une seule observation, et donc compléter en quelques heures d'observation ce qui aurait nécessité plusieurs mois il y a quelques années. Avec une efficacité jusqu'à dix fois supérieure à ses concurrents, cet instrument permet pour la première fois d'effectuer un recensement complet et non biaisé de l'Univers distant. Des mesures quantitatives et précises de l'évolution des galaxies peuvent être faites en remontant le temps cosmique jusqu'à une époque où l'Univers n'avait qu'une fraction de son âge actuel, il y a 10 à 12 milliards d'années, soit entre 1,5 et 2 milliards d'années après le Big Bang.
Depuis son installation, début 2002, sur l'un des télescopes de 8 mètres de l'ESO, VIMOS a recueilli des données sur 45 000 galaxies lointaines dans le cadre du sondage VVDS (VIMOS VLT Deep Survey). L'analyse de ces données a déjà offert son lot de découvertes d'importance, publiées par ailleurs dans la revue européenne Astronomy and Astrophysics.
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Un mystérieux disque d'étoiles bleues autour d'un trou noir
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Des astronomes, au moyen du télescope spatial Hubble, ont identifié la source d'une mystérieuse lumière bleue entourant un trou noir supermassif dans notre voisine la Galaxie d'Andromède (M31). Bien que la lumière déconcertait les astronomes depuis plus d'une dizaine d'année, la nouvelle découverte rend la chose encore plus mystérieuse. La lumière bleue provient d'un disque d'étoiles jeunes et chaudes qui sont rassemblées autour d'un trou noir de la même manière que les planètes de notre Système solaire sont en rotation autour du Soleil. Les astronomes sont perplexes sur la façon dont le disque d'étoiles peut se former si près d'un trou noir géant.
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Comète C/2005 R4 (LINEAR)
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L'objet à l'apparence d'astéroïde découvert par le télescope de surveillance LINEAR le 13 Septembre 2005 a révélé sa nature cométaire lors d'observations supplémentaires.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2005 R4 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 05 Janvier 2006 à une distance de 5,3 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 08 Mars 2006 à une distance de 5,1 UA du Soleil.
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Paysage alpestre sur la Lune
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Cette image, prise par l'instrument AMIE (Advanced Moon Micro-Imager Experiment) embarqué sur le vaisseau spatial SMART-1, montre les Alpes lunaires (Montes Alpes) sur la Lune.
AMIE a obtenu cette image depuis une distance d'environ 3.000 km, avec une résolution de 300 mètres par pixel. Le champ de vue de cette image est d'environ 150 km et est centré sur un secteur d'environ 48,5° Nord et 3,2° Est.
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Une seule et même famille de comètes ?
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Une série d'observations coordonnées, faite dans des conditions idéales par la plus grande collection mondiale de grands télescopes, a fourni de nouvelles visions étonnantes dans l'ascendance et les cycles de vie des comètes. Spécifiquement, les matériaux sous la couverture poussiéreuse de la comète indiquent des similitudes saisissantes entre deux familles des comètes là où on n'avait suspecté aucun rapport.
Les observations ont également permis aux scientifiques de déterminer la masse de matière éjectée par la collision. Les résultats sont basés sur la composition de la poussière rocheuse détectée par les télescopes de Subaru et Gemini de 8 mètres, et l'éthane, l'eau et les composés organiques à base de carbone révélés par le télescope de 10 mètres du W.M. Keck Observatory.
Les observations combinées montrent un mélange complexe de silicates, d'eau et de composés organiques sous la surface de la comète. Ces matériaux sont semblables à ce qui est vu dans une autre classe de comètes, lesquelles sont supposées résider dans un essaim éloigné de corps primitifs appelés le nuage d'Oort. Les comètes du nuage d'Oort sont des fossiles bien préservés dans les banlieues congelées du Système solaire qui ont peu changé depuis leur formation. Lorsqu'elles sont de temps en temps repoussées gravitationellement vers le Soleil elles se réchauffent et libèrent une prodigieuse quantité de gaz et de poussières au cours de leur visite dans le Système solaire intérieur.
Des comètes comme Tempel 1 dont le retour est régulier (connu sous le nom de comètes périodiques) étaient censées s'être formées dans une pépinière plus froide distinctement différente des lieux de naissance de leurs cousines du nuage d'Oort. L'évidence pour deux branches distinctes se situe dans leurs orbites énormément différentes et leur apparente composition.
"Maintenant nous voyons que la différence peut vraiment être simplement superficielle " indique Chick Woodward (University of Minnesota), membre de l'équipe d'observation Gemini. "Sous la surface, ces comètes peuvent ne pas être si différentes après tous."
Cette similitude indique que les deux types de comètes pourraient avoir partagé un lieu de naissance dans une région du Système solaire en formation où les températures étaient assez chaudes pour produire les matériaux observés. "Il est maintenant probable que ces corps se sont formés entre les orbites de Jupiter et de Neptune dans une pépinière commune," note Seiji Sugita (University of Tokyo), membre de l'équipe Subaru.
Les scientifiques ont indiqué qu'ils ont détecté dans Tempel 1 des cristaux verts de silicate (olivine) semblables, mais plus petits, aux particules vertes du sable hawaïen. Ils ont fait leurs observations avant, pendant et après que l'impacteur du vaisseau spatial Deep Impact percute la comète en Juillet 2005.
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Trou noir à la recherche d'une maison
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Une équipe d'astronomes européens a employé deux des équipements astronomiques les plus puissants disponibles, le télescope spatial Hubble et le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO à Cerro Paranal, pour trouver un quasar lumineux sans galaxie massive hôte. Les quasars sont des sources puissantes et en général très éloignées de quantités prodigieuses de rayonnement. Ils sont généralement associés aux galaxies contenant un trou noir central actif.
L'équipe conclut avec confiance que le quasar du côté gauche, HE0450-2958 (au centre, à la distance d'environ 5 milliards d'années-lumière) n'a pas une galaxie massive hôte. Le quasar HE1239-2426 vers la droite (à une distance de 1.5 million d'années-lumière), a une galaxie normale hôte qui montre de grands bras en spirale.
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Hubble capture la lumière dispersée de la Nébuleuse du Boomerang
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Le télescope spatial Hubble a capturé la Nébuleuse du Boomerang, située dans la constellation du Centaure (Centaurus), dans des images prises avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) entre Janvier et Mai 2005.
Ce nuage de poussières et de gaz a deux lobes
de matière presque symétriques qui sont éjectés
de l'étoile centrale. Chaque lobe de la nébuleuse
s'étend sur près d'une année-lumière
de part et d'autre de l'étoile, faisant que la longueur totale
de la nébuleuse représente la moitié de la
distance de notre Soleil à notre plus proche voisin, le système
stellaire Alpha Centauri, situé à environ 4 années-lumière.
La Nébuleuse de Boomerang réside à 5.000 années-lumière
de la Terre. L'acuité d'Hubble est capable de résoudre
des motifs et ondulations dans la nébuleuse très près
de l'étoile centrale qui sont indécelables depuis
la Terre.
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Comète P/1998 W1 = P/2005 R3 (Spahr)
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La comète découverte initialement par Timothy B. Spahr (Catalina Sky Survey) le 16 Novembre 1998, et répertoriée sous la dénomination de P/1998 W1 (Spahr), a été retrouvée presque simultanément par Filip Fratev et E. Mihaylova (Zvezdno Obshtestvo Observatory, Plana) et E. J. Christensen (Catalina Sky Survey) le 11 Septembre 2005.
Les éléments orbitaux indiquent un passage au périhélie le 03 Septembre 2005 à une distance de 1,7 UA du Soleil, avec une période de 6,62 ans.
S'agissant du second passage au périhélie depuis sa découverte en 1998, la comète a reçu une nouvelle désignation, P/2005 R3 (Spahr), et devrait prochainement recevoir une numérotation définitive en tant que comète périodique à courte période. (IAUC 8599)
La comète récemment retrouvée a reçu la numérotation définitive de 171P/Spahr.
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Hayabusa arrive près d'Itokawa
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Hayabusa plane maintenant à environ 20 km au-dessus de l'astéroïde Itokawa.
Cette photo a été prise le 12 Septembre et montre le contraste de régions rocheuses et vallonnées et de secteurs lisses, qui peut suggérer l'origine de cet astéroïde. Cette caractéristique peut être une clef pour considérer l'origine et l'évolution d'Itokawa.
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L'éclat de rayons gamma le plus lointain
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Une équipe italienne d'astronomes a observé la postluminescence d'un éclat de rayons gamma qui est le plus éloigné connu à ce jour. Avec un redshift mesuré de 6.3, la lumière de cette source astronomique très éloignée a mis 12,7 milliards d'années pour nous atteindre. On le voit ainsi lorsque l'Univers avait moins de 900 millions d'années, ou moins de 7 pour cent son âge actuel.
"Cela signifie aussi qu'il est parmi l'éclat de rayons gamma intrinsèquement le plus brillant jamais observé", note Guido Chincarini du INAF-Osservatorio Astronomico di Brera et de l'University of Milano-Bicocca (Italy) et le leader d'une équipe qui a étudié l'objet avec le VLT de l'ESO. "Sa luminosité est telle qu'en quelques minutes il doit avoir libéré 300 fois plus d'énergie que le Soleil libérera au cours de vie entière de 10 milliards d'années."
Les éclats de rayon gamma (GRBs) sont de courts flashs d'énergiques rayons gamma de moins d'une seconde à plusieurs minutes. Ils libèrent une quantité énorme d'énergie dans ce court temps faisant d'eux les événements les plus puissants depuis le Big Bang. Il est maintenant largement accepté que la majorité des éclats de rayons gamma signalent l'explosion d'étoiles très massives fortement évoluées qui s'effondrent en trous noirs.
Cette découverte établit non seulement un nouveau record astronomique, elle est aussi fondamentale pour la compréhension du très jeune Univers. Étant de tels émetteurs puissants, ces éclats de rayons gamma servent de balises utiles, permettant l'étude des conditions physiques qui prévalaient dans le jeune Univers. En effet, puisque les GRBs sont si lumineux, ils ont le potentiel de surpasser les galaxies connues les plus éloignées et peuvent sonder ainsi l'Univers à des redshifts plus élevé qu'actuellement connus. Et parce que l'on pense que les éclats de rayons sont associés à la mort catastrophique d'étoiles très massives qui s'effondrent en trous noirs, l'existence de tels objets si tôt dans la vie de l'Univers fournit aux astronomes des informations importantes pour mieux comprendre son évolution.
L'éclat de rayons gamma GRB050904 a été d'abord détecté le 04 septembre 2005, par le satellite Swift, qui est dédié à la découverte de ces explosions puissantes.
Immédiatement après cette détection, les astronomes des observatoires du monde entier ont essayé d'identifier la source en cherchant la postluminescence dans le visible et/ou le proche infrarouge, et de l'étudier.
Les premières observations par des astronomes américains avec le télescope robotisé de 60 pouces de Palomar ont échoué à trouver la source. Cela met une limite très rigoureuse : dans le visible, la postluminescence devrait ainsi être au moins un million de fois plus faible que l'objet le plus faible que l'on peut voir à l'oeil nu (de magnitude 21). Mais les observations par une autre équipe d'astronomes américains ont détecté la source dans la bande J du proche infrarouge avec une magnitude de 17.5, c'est-à-dire au moins 25 fois plus brillant que dans le visible.
C'était indicatif du fait que l'objet doit être soit très loin soit caché au-delà d'une grande quantité de poussières obscures. De nouvelles observations ont indiqué que la dernière explication ne se tient pas et que l'éclat de rayons gamma doit se tenir à une distance plus grande que 12,5 milliards d'années-lumières. Ce serait ainsi l'éclat de rayons gamma le plus éloigné jamais détecté.
Les astronomes italiens composant la collaboration MISTICI ont alors utilisé Antu, un des quatre télescopes de 8,2 mètres qui composent le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO pour observer l'objet dans le proche infrarouge avec ISAAC et dans le visible avec FORS2. Les observations ont été faites entre 24,7 et 26 heures après l'éclat.
En effet, la postluminescence a été détectée dans les cinq bandes dans lesquelles ils ont observé (les bandes visibles I et z, et les bandes proche infrarouge J, H et K). En comparant la brillance de la source dans les diverses bandes, les astronomes ont pu déduire son redshift et, de là, sa distance. "La valeur que nous avons tirée a depuis lors été confirmée par des observations spectroscopiques faites par une autre équipe utilisant le télescope Subaru", note Angelo Antonelli (Roma Observatory), un autre membre de l'équipe.
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Comètes P/2004 FY140 (LINEAR) et P/2005 R2 (Van Ness)
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P/2004 FY140 (LINEAR) L'objet découvert le 27 Mars 2004 en tant qu'astéroïde par le télescope de surveillance LINEAR a révélé sa nature cométaire sur les images prises au Catalina par C. Hergenrother (Lunar and Planetary Laboratory) les 19 et 20 Mai 2004.
Les éléments orbitaux de la comète P/2004 FY140 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie au 06 Août 2004 à une distance de 4,1 UA du Soleil, et une période de 11 ans.
P/2005 R2 (Van Ness) La comète P/2005 R2 (Van Ness), découverte le 02 Septembre 2005 par M. E. Van Ness (Lowell Observatory) dans le cadre du programme de surveillance LONEOS, a été confirmée par de nombreux observateurs. La comète a été retrouvée sur des images datant des 16 et 31 Août 2005 prises par NEAT.
Les éléments orbitaux indiquent un passage au périhélie au 11 Février 2004 à une distance de 2,1 UA du Soleil, et une période de 6,4 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 10 Février 2004 à une distance de 2,1 UA du Soleil, et une période de 6,35 ans.
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Itokawa révèle de plus en plus de détails
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L'astéroïde 25143 Itokawa (1998 SF36) révèle de plus en plus de détails sous l'oeil de l'instrument AMICA de la sonde japonaise Hayabusa. Des caractéristiques tels que des cratères commencent à être clairement visibles sur les images au fur et à mesure de l'approche.
Crédit : Japan Aerospace Exploration Agency
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Un éclat solaire de classe X17
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L'activité solaire a augmenté à des niveaux élevés lorsque la région nouvellement numérotée 808 (S12E83) produisait une des plus grandes éruptions chromosphériques du cycle 23. Le 07 septembre à 17h40 UT, les satellites en orbite autour de la Terre ont détecté une éruption chromosphérique importante de classe X17 venant du limbe oriental du Soleil. Le souffle a causé un complet arrêt total des transmissions par radio à haute fréquence du côté jour de la Terre. Une grande et rapide éjection de masse coronale était visible sur le coronagraphe MK4 de l'Observatoire de Mauna Loa et sur les images LASCO transmises par le satellite SOHO. L'éjection n'était pas dirigée vers la Terre.
La région 808 est le retour de l'ancienne région 798, laquelle avait produit une activité solaire et géophysique significative au cours de son dernier passage sur le disque visible du Soleil.
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Le plus grand astéroïde, Cérès, pourrait être une mini planète avec de la glace d'eau
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Les observations de Cérès, le plus grand astéroïde connu, ont révélé que l'objet peut être une "mini planète," partageant beaucoup de caractéristiques avec des planètes rocheuses et terrestres comme la Terre. Le manteau de Cérès, qui entoure le noyau de l'astéroïde, peut même se composer de glace d'eau. Les observations par le télescope spatial Hubble prouvent également que l'astéroïde a une forme presque ronde comme la Terre et peut avoir un noyau intérieur rocheux et une croûte externe mince et poussiéreuse.
Les quatre images de Hubble de Cérès ont été prises sur une durée de 2 heures et 20 minutes, le temps nécessaire pour que l'astéroïde accomplisse le quart d'une rotation. Un jour sur Cérès dure 9 heures.
La tache lumineuse qui apparaît dans chaque image est un mystère. Elle est plus lumineuse que ses environs. Pourtant elle est toujours très foncée, reflétant seulement une petite partie de la lumière du Soleil qui brille sur elle.
Cérès est d'approximativement 930 km de large et est le plus grand astéroïde connu. Il réside avec des dizaines de milliers d'autres astéroïdes dans une région entre les orbites de Mars et Jupiter appelée la ceinture principale d'astéroïdes. En dehors d'être le plus grand astéroïde, Cérès a été également le premier à être découvert, en 1801.
Les astronomes ont augmenté le contraste dans ces images pour mettre en évidence les dispositifs importants à la surface de Cérès. Les observations ont été faites en lumière visilble et en ultraviolet. Hubble a pris les images entre Décembre 2003 et Janvier 2004.
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Biblis Patera
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Ces images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montrent le volcan Biblis Patera, situé dans la partie ouest de Tharsis sur Mars. Les images ont été obtenues au cours de l'orbite 1034 avec une résolution au sol d'environ 10,8 mètres par pixel. Les scènes montrent la région de Biblis Patera, à approximativement 2,0° Nord et 236° Est.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Situé entre Olympus Mons et Tharsis Montes, le volcan Biblis Patera est de 170 km de long, 100 km de large et s'élève à près de 3 km au-dessus de son environnement.
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Des résultats étonnants pour la mission Deep Impact
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Les chercheurs impliqués dans la mission Deep Impact ont rassemblé les données de la collision du 04 Juillet avec la comète Tempel 1 et ont trouvé des résultats étonnants. Par exemple, le coeur du noyau de la comète a une structure très moelleuse qui est plus faible qu'un banc de neige poudreuse. La poussière fine de la comète est liée par la gravitation. Cependant, cette pesanteur est si faible que vous seriez projeté dans l'espace si vous vous teniez sur ce blanc et que vous sautiez.
Une autre surprise vient de ce qui semble être des cratères d'impacts à la surface de la comète. Précédemment, les noyaux de deux autres comètes ont été observés de près et aucun n'a montré d'indices de cratères d'impacts.
Une des découvertes plus intéressantes peut être l'augmentation énorme de molécules contenant du carbone détectées dans l'analyse spectrale du panache d'éjection. Cette découverte indique que les comètes contiennent une quantité substantielle de matières organiques, et pourraient donc avoir apporté une telle matière sur Terre au début de l'histoire de la planète lorsque les astéroïdes et les météores nous frappaient plus fréquemment.
Une autre découverte est que l'intérieur de comète est bien protégé du réchauffement solaire entrainé par la surface du noyau de la comète. Les données de mission indiquent que le noyau de Tempel 1 est extrêmement poreux. Sa porosité permet à la surface du noyau de se réchauffer et de se refroidir presque immédiatement en réponse à la lumière du Soleil. Cela suggère que la chaleur ne soit pas facilement conduite à l'intérieur et la glace et autres matières enfouies à l'intérieur du noyau peuvent être primitives et inchangées depuis les premiers jours du Système solaire, comme les scientifiques l'avaient suggéré.
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Une étoile cannibale
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Grâce à des observations effectuées par le satellite INTEGRAL, des astrophysiciens du CEA viennent de mettre en évidence, pour la première fois, une émission à haute énergie d'un pulsar ultrarapide en train de dévorer son étoile compagnon. Des observations complémentaires obtenues avec un satellite de la NASA montrent que cette phase de cannibalisation s'accompagne d'une augmentation de la vitesse de rotation du pulsar. Ces travaux sont l'objet d'un article à paraître dans la revue Astronomy and Astrophysics.
Dans le scénario proposé par les astrophysiciens, le gaz en provenance de l'étoile compagnon est canalisé le long des lignes du champ magnétique du pulsar jusqu'à percuter l'un de ses pôles magnétiques. Ce gaz, chauffé à des températures extrêmes, produit un copieux flux de photons de haute énergie. Ce sont ces photons, émis de manière périodique à la fréquence de rotation du pulsar, qui ont été détectés par le satellite INTEGRAL. Des observations complémentaires effectuées par le satellite Rossi X-ray Timing Explorer de la NASA ont permis de montrer que, durant cette phase de cannibalisation de l'étoile compagnon, le pulsar tourne de plus en plus vite. La matière de l'étoile, aspirée sous l'effet du champ gravitationnel très intense du pulsar, fournit l'énergie nécessaire pour accélérer sa vitesse de rotation.
Crédit : CEA/SAp
IGR J00291+5934, nom de ce pulsar binaire, a été découvert grâce à la précision et l'acuité du télescope du satellite INTEGRAL le 2 décembre 2004, lors d'un sondage de la Voie lactée. Le satellite Rossi X-ray Timing Explorer, conçu pour étudier les variations rapides du signal d'un astre, a alors déterminé que le pulsar accomplissait une révolution toutes les 1,67 millisecondes et qu'il était accompagné d'une étoile de faible masse de 40 fois la masse de Jupiter. Cette étoile décrit une orbite autour du pulsar en 2,5 heures.
Ce pulsar ultrarapide est le premier découvert par INTEGRAL et le plus rapide d'une famille qui compte désormais six membres. Ces observations renforcent l'hypothèse selon laquelle les pulsars isolés ultrarapides sont la conséquence de ce processus d'absorption.
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Hayabusa capture la forme d'Itokawa pour la première fois dans l'espace
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La sonde japonaise Hayabusa, voguant à la vitesse de 10 kilomètres par heure à l'approche de sa cible, a pris au matin du 04 Septembre 2005 une série de photos grâce à l'instrument ONC (Optical Nagivation Camera), révélant pour la première fois la forme de l'astéroïde 25143 Itokawa (1998 SF36).
Crédit : Japan Aerospace Exploration Agency
Les photos prises confirment le modèle établi avant le lancement et montre également que l'axe de rotation est presque perpendiculaire au plan écliptique. Cette information sur l'axe de rotation est conforme également a ce qui avait prévu avant le lancement. La longueur bord à bord, bien que ce ne soit pas bien visible dans l'image, montre que l'objet mesure plusieurs centaines de mètres. La période de rotation était estimée à environ 12 heures avant le lancement, et correspond aux observations.
Crédit : Steven J. Ostro Radar Observations of Asteroid 25143 Itokawa (1998 SF36). Ostro, S. J., L. A. M. Benner, M. C. Nolan, C. Magri,
J. D. Giorgini, D. J. Scheeres, S. B. Broschart, M. Kaasalainen,
D. Vokrouhlicky', S. R. Chesley, J. L. Margot, R. F. Jurgens, R.
Rose, D. K. Yeomans, S. Suzuki, and E. M. De Jong.
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Envoyez votre nom vers le monde de Pluton
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Le 15 Septembre 2005, la NASA clôturera la liste des passagers de la mission New Horizons qui doit s'envoler en Janvier 2006 à destination de Pluton et du monde lointain et glacial de la Ceinture de Kuiper.
Bénéficiant de l'assistance gravitationnelle de Jupiter lors de sa rencontre avec la planète géante (en Février 2007), la sonde New Horizons entamera alors son voyage de 7 ans (de Mars 2007 à Juin 2015) vers le monde de Pluton et Charon, une rencontre prévue en Juillet 2015. Poursuivant sa route, News Horizons explorera ensuite le mystérieux monde glacé de la Ceinture Kuiper, au confins de notre Système solaire.
C'est la première mission à destination de Pluton et de ses environs.
En indiquant simplement votre prénom (first name) et votre nom de famille (last name), un certificat vous sera délivré, si vous le désirez. Votre nom sera ainsi envoyez à destination de ce monde inconnu.
Mais dépêchez-vous, vous n'avez que jusqu'au 15 Septembre pour vous joindre à la mission !
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Comètes P/2005 Q4 (LINEAR) et P/2005 R1 (NEAT)
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P/2005 Q4 (LINEAR) L'objet découvert le 31 Août 2005 en tant qu'astéroïde de magnitude 19 par le télescope de surveillance LINEAR a révélé sa nature cométaire lors d'observations ultérieures pour confirmer l'objet.
Les observations supplémentaires de la comète P/2005 Q4 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie au 28 Septembre 2005 à une distance de 1,7 UA du Soleil, et une période de 9,37 ans.
P/2005 R1 (NEAT) La comète P/2005 R1 a été découverte à la magnitude 18 sur des images prises par NEAT le 02 Septembre 2005.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2005 R1 (NEAT) indiquent un passage au périhélie au 08 Octobre 2005 à une distance de 2 UA du Soleil, et une période de 14 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 08 Octobre 2005 à une distance de 2 UA du Soleil, et une période de 12,9 ans.
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En route vers Mercure
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Le vaisseau spatial MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) a capturé plusieurs images impressionnantes de la Terre au cours de l'assistance gravitationnelle procurée par le survol de notre planète le 02 Août 2005 qui doit permettre au vaisseau d'atteindre son objectif, la planète Mercure. Plusieurs centaines d'images, prise avec l'appareil-photo à large champ de l'instrument MDIS (Mercury Dual Imaging System), ont été assemblées dans un film .
Comportant 358 frames prises sur une durée de 24 heures, le film suit la Terre à travers une rotation complète. Le vaisseau spatial était à 64.598 km au-dessus de l'Amérique du Sud lorsque l'enregistrement des images a commencé le 02 Août, et se trouvait à 435.885 km, plus loin que l'orbite de la Lune, lorsque la dernière image à été capturée le 03 Août.
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Quelques astéroïdes peuvent avoir été des comètes
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Quelques astéroïdes qui ont des orbites comme des comètes peuvent être en réalité des comètes qui ont perdu les gaz et autres substances facilement vaporisées, selon une équipe de recherche composée de Dale Cruikshank (NASA Ames Research Center, Silicon Valley, Californie), Joshua Emery (NASA Ames et SETI Institute, Mountain View, Calif.) et Jeffrey Van Cleve (Ball Aerospace, Boulder, Colo.).
L'équipe présentera ses résultats à la réunion annuelle du DPS (Division for Planetary Sciences) de l'American Astronomical Society qui se déroulera à Cambridge, en Angleterre, le 05 Septembre.
"Plusieurs objets répertoriés comme astéroïdes ont des orbites qui sont dynamiquement semblables à celles des comètes," note Dale Cruikshank. Ces astéroïdes peuvent être des comètes qui ont perdu les gaz et autres matériaux par les passages répétés par le Système solaire intérieur, selon Cruikshank.
L'équipe a étudié la lumière infrarouge de 55 astéroïdes au moyen du télescope spatial Spitzer pour une "meilleure compréhension de liens possibles entre les astéroïdes et les comètes," selon les auteurs.
"La suggestion que quelques astéroïdes proviennent de comètes a été faite auparavant, mais les nouvelles observations du télescope spatial Sptizer fournissent la première chance d'examiner vraiment cette suggestion," note Emery. "La plupart des objets observés dans notre programme semblent être des astéroïdes typiques, mais quelques-uns ont des compositions et des textures en surface qui sont plus similaires aux comètes," ajoute Emery.
"La lumière infrarouge que nous étudions nous donne des informations sur la composition et les textures de surface des corps solides dans le Système solaire." a indiqué Cruikshank.
L'équipe de recherche rapporte que certains astéroïdes ont des surfaces à grain très fin. "Nous pensons que cette fine granulation est une caractéristique des comètes," a expliqué Cruikshank.
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Comètes SOHO : C/2005 Q2, Q3
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Deux nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2005-R06.
C/2005 Q2 (SOHO) (T. Hoffman) C/2005 Q3 (SOHO) (T. Hoffman)
La comète C/2005 Q2 appartient au groupe de Meyer, tandis que la comète C/2005 Q3 pourrait appartenir au groupe de Marsden. |
Le pulsar s'échappant bat des records de vitesse
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Une étoile à neutrons superdense et rapide a d'une façon ou d'une autre obtenu un puissant "coup de pied" qui la propulse complètement hors de notre galaxie de la Voie lactée dans l'immensité froide de l'espace intergalactique. Sa découverte est déroutante pour les astronomes qui ont utilisé le radiotélescope VLBA (Very Long Baseline Array) pour mesurer directement la vitesse la plus rapide à ce jour dans une étoile à neutrons.
L'étoile à neutrons est le reste d'une étoile massive née dans la constellation du Cygne (Cygnus) qui a éclaté il y a environ deux millions et demi d'années dans une explosion titanesque connue sous le nom de Supernova. Les mesures ultra-précises du VLBA de sa distance et de son mouvement montrent quelle est sur le point de quitter inévitablement notre Galaxie.
"Nous savons que les explosions de supernovae peuvent propulser l'étoile à neutrons résultante, mais la vitesse énorme de cet objet repousse les limites de notre compréhension actuelle," commente Shami Chatterjee, du NRAO (National Radio Astronomy Observatory) et du CfA (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics).
Chatterjee et ses collègues ont utilisé le VLBA pour étudier le pulsar B1508+55, à environ 7.700 années-lumière de la Terre. Avec la "vision" radio ultrapointue du VLBA, ils étaient capables de mesurer précisément aussi bien la distance que la vitesse du pulsar, une étoile à neutrons en rotation émettant de puissants rayons d'ondes hertziennes. Le tracé de son mouvement dans le temps a indiqué un lieu de naissance parmi les groupes d'étoiles géantes dans la constellation du Cygne, des étoiles si massives qu'elles éclatent inévitablement en supernovae.
"C'est la première mesure directe de la vitesse d'une étoile à neutrons qui excède 1.000 kilomètres par seconde," note Walter Brisken, un astronome du NRAO. "La plupart des précédentes évaluations de vitesse d'étoiles à neutrons dépendaient d'hypothèses au sujet de leurs distances. Avec celle-ci, nous avons une mesure précise et directe de la distance, donc nous pouvons mesurer directement la vitesse," ajoute Brisken. Les mesures du VLBA montrent le pulsar se déplaçant à presque 1.100 kilomètres par seconde, environ 150 fois plus rapidement qu'une navette spatiale en orbite. À cette vitesse, il pourrait voyager de Londres à New York en cinq secondes.
Pour mesurer la distance du pulsar, les astronomes ont dû détecter une "oscillation" dans sa position provoquée par le mouvement de la Terre autour du Soleil. Cette "oscillation" était approximativement de la longueur d'une batte de base-ball vue depuis la Lune. Puis, avec la distance déterminée, les scientifiques pouvaient calculer la vitesse du pulsar en mesurant son mouvement à travers le ciel.
Le lieu de naissance présumé de l'étoile parmi les étoiles géantes dans la constellation du Cygne se trouve dans le plan de la Voie lactée, une galaxie spirale. Les nouvelles observations du VLBA indiquent que l'étoile à neutrons navigue maintenant loin du plan de la Voie lactée avec assez de vitesse pour sortir complètement de la galaxie. Depuis l'explosion de supernova il y a presque 2 millions et demi d'années, le pulsar s'est déplacé sur environ un tiers du ciel de nuit vu de la Terre.
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Hubble fait un film de l'atmosphère dynamique de Neptune
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Le télescope spatial Hubble a capturé le monde bleu-vert lointain de Neptune, et ses satellites dans ce portrait. Les astronomes ont utilisé l'assortiment de filtres d'Hubble pour indiquer les nuages d'altitude élevée flottant au-dessus de l'atmosphère riche en méthane.
Crédit : NASA, ESA, E. Karkoschka (University of Arizona), and H.B. Hammel (Space Science Institute, Boulder, Colorado)
Les images ont été assemblées dans un film indiquant le mouvement orbital des satellites. Les lunes glaciales montrées dans cette vue sont Proteus (le plus lumineux), Larissa, Despina, et Galatea. Neptune possède 13 lunes. Dans la mythologie romaine, Larsissa et Despina étaient les filles de Neptune.
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Trumpler 14
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L'image de Chandra de l'amas d'étoiles
Trumpler 14 montre environ 1.600 étoiles et un chaud rougeoiement
diffus de plusieurs millions de degrés de rayons X produisant
du gaz. L'amas a une des concentrations les plus hautes d'étoiles
massives et lumineuses dans la Galaxie. Située au bord d'un
nuage moléculaire géant, il fait partie du Complexe
Carina qui contient au moins 8 amas d'étoiles.
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Disque de matières autour d'une proto-étoile massive
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Une équipe internationale d'astronomes a étudié une jeune proto-étoile 15 fois plus massive que le Soleil, située à 2.000 années-lumière dans la constellation de Céphée (Cepheus). Ils ont découvert autour de celle-ci un disque aplani de matières contenant 1 à 8 fois autant de gaz que le Soleil et s'étendant sur une distance équivalente à 8 fois la distance Soleil-Pluton.
L'existence de ce disque suggère que les étoiles massives se développent par écroulement gravitationnel d'un coeur dense dans un nuage interstellaire de gaz via des processus semblables à la formation d'étoiles de faible masse.
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Hubble entre dans une nouvelle ère
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Le télescope spatial Hubble est entré cette semaine dans une nouvelle ère d'opérations scientifiques, lorsque les ingénieurs ont arrêté un des trois gyroscopes opérationnels à bord de l'observatoire. Le mode de fonctionnement avec seulement deux gyroscopes est prévu pour préserver la durée de vie du troisième gyroscope et prolonger les observations scientifiques d'Hubble jusqu'à la mi-2008, soit une extension de huit mois.
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Le cratère Glushko
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Cette image, prise par l'instrument AMIE (Advanced Moon Micro-Imager Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1, montre le cratère d'impact Glushko sur la Lune.
AMIE a obtenu cette image depuis une distance d'environ 1.600 kilomètres, avec une résolution de 150 mètres par pixel. Le champ de vision de cette image est 80 kilomètres.
Le cratère est localisé à 8.4° Nord, 77.6° Ouest et a un diamètre de 43 kilomètres. Le cratère est attenant au bord occidental du cratère Olbers et était précédemment désigné "Olbers A" avant le changement de nom en l'honneur de Valentin Petrovitch Glushko, un scientifique des fusées russes, par l'Union Astronomique Internationale. Il est très près du limbe occidental vu depuis la Terre.
Ce cratère possède un albédo relativement haut et est le centre d'un système de rayons qui s'étend dans toutes les directions à travers la surface voisine. Des caractéristiques d'impacts très claires indiquent qu'il est très jeune, inhabituel pour cette taille de cratère (comparé à l'âge de 800 millions d'années du cratère Copernic). Il est possible de voir un mur d'impact et un bord net, non-affecté par l'érosion (par des impacts postérieurs). Dans la partie intérieure du bord, des terrasses et des rides correspondent à la matière effondrée.
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Sources ou Documentations non francophones
