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Nouvelles du Ciel de Septembre 2006 |
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Nouvelles du Ciel de Septembre 2006 |
Premières images de Mars de la caméra haute résolution HiRISE
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Les premières images prises par la caméra haute résolution HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) de Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) depuis son altitude de travail de cartographie montrent des roches et des détails avec une résolution inférieure au mètre.
Crédit : NASA/JPL/University of Arizona
La caméra a porté son regard sur une petite portion du sol de Ius Chasma, une branche du système de canyons géant Valles Marineris.
Le vaisseau spatial s'est mis en orbite autour de la planète rouge le 10 Mars 2006. Les premiers tests d'images réalisés juste après l'entrée en orbite autour de Mars montraient le sol martien depuis une altitude huit fois plus élevée que l'altitude de travail actuelle. Depuis le mois de Mars, le vaisseau spatial a raccourci son orbite en plongeant plus de 400 fois dans le haut de l'atmosphère martienne pour réduire sa vitesse. MRO survole maintenant la planète dans une orbite presque circulaire l'amenant entre 250 et 316 km du sol. Le vaisseau spatial conservera cette orbite pendant la phase scientifique de la mission, laquelle débutera en Novembre et se terminera dans deux ans.
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Comète C/2006 OF2 (Broughton)
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Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 17 Juillet 2006 par l'astronome amateur John Broughton (Reedy Creek, Australia) et ayant reçu la désignation de 2006 OF2 en tant qu'astéroïde, a montré une activité cométaire lors d'observations faites par C. W. Hergenrother (Catalina Station, Tucson).
Les éléments orbitaux de la comète C/2006 OF2 (Broughton) indiquent une trajectoire hyperbolique avec un passage au périhélie au 15 Septembre 2008 à une distance de 2,4 UA du Soleil. Sa magnitude pourrait alors atteindre la magnitude 11.
Il s'agit de la première comète découverte par un amateur en 2006.
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Comètes C/2006 S5 (Hill) et P/2006 S6 (Hill)
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Deux nouvelles comètes ont été découvertes par Rik E. Hill dans le cadre du Catalina Sky Survey.
La comète C/2006 S5 (Hill), découverte le 28 Septembre 2006, a également été retrouvée sur des images prise par le téléscope de surveillance NEAT datant du 14 Septembre.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 S5 (Hill) indiquent un passage au périhélie au 24 Décembre 2007 à une distance de 2,5 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 09 Décembre 2007 à une distance de 2,6 UA du Soleil.
La comète P/2006 S6 (Hill), découverte le 28 Septembre 2006, a également été retrouvée sur des images du Catalina Sky Survey prises le 18 Septembre ainsi que sur des clichés du 29 Août 2006 pris par LINEAR.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2006 S6 (Hill) indiquent un passage au périhélie au 18 Octobre 2006 à une distance de 2,3 UA du Soleil, et une période de 8,5 ans.
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Ansari et l'expédition 13 reviennent sur Terre
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La capsule Soyuz TMA-8, transportant les deux membres de l'expédition 13, le russe Pavel Vinogradov et l'américain Jeffrey Williams, et la première femme touriste de l'espace, l'américaine d'origine iranienne Anousheh Ansari, a atterri à l'endroit prévu au nord de Arkalyk, dans les steppes du Kazakhstan à 01h14 UTC.
Après l'atterrissage, les trois membres d'équipage du Soyuz ont échangé leur combinaison spatiale pour des vêtements plus chauds et ont subi un bref examen médical avant d'être transportés en hélicoptère vers Kustanai.
Plus tard, les trois cosmonautes s'envoleront pour la base de Chakala en dehors de la Cité des Etoiles, où ils seront accueillis par leurs familles et les officiels russes et américains.
Ce retour sur Terre marque la fin d'une mission de six mois pour Vinogradov et Williams qui a débuté en Avril. Au cours de leur mission, Vinagradow et Williams ont accueilli deux missions de navette spatiale, participé à des sorties dans l'espace pour aider à la construction d'ISS. Pour Ansari, c'est la conclusion d'un voyage dans l'espace de 11 jours, dont neuf passés à bord de la Station Spatiale Internationale.
L'américaine d'origine iranienne Anousheh Ansari, 40 ans, laquelle a vécu en Iran jusqu'à l'âge de 16 ans, a déboursé la somme de 20 millions de dollars pour avoir le droit de passer huit jours à bord de l'ISS, devenant ainsi le quatrième touriste de l'espace et la première femme à s'offrir ce voyage.
Le 20 Septembre, Ansari s'était envolée en tant que touriste de l'espace depuis le cosmodrome de Baikonur au Kazakhstan avec le commandant Michael Lopez-Alegria et l'ingénieur de vol Mikhail Tyurin, composant l'expédition 14.
Restés à bord d'ISS pour une mission de six mois, Lopez-Alegria et Tyurin effectueront un mission de six mois, jusqu'au printemps 2007, en compagnie de l'astronaute allemand Thomas Reiter, de l'Agence Spatiale Européenne.
Thomas Reiter sera remplacé à son tour en Décembre par l'astronaute Sunita Williams qui rejoindra ISS à bord de la navette spatiale Discovery lors de la mission STS-116.
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Anatomie d'un disque protoplanétaire
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Des astrophysiciens du Service d'Astrophysique du CEA-DAPNIA, du CNRS, de l'Université de Paris 7, de Grenoble et Groningen aux Pays-Bas ont réussi à photographier un disque de gaz et de poussières autour d'une étoile très jeune, vieille seulement de 3 millions d'années, soit moins d'un millième de l'âge du Soleil. L'étoile dénommée HD97048, deux fois et demi plus massive que le Soleil et quarante fois plus lumineuse, est située dans la constellation du Caméléon dans l'hémisphère Sud, à une distance de 600 années lumière. Les images obtenues en lumière infrarouge grâce à l'instrument VISIR récemment mis en service à l'observatoire VLT du mont Paranal (Chili), ont révélé l'existence d'un disque s'étendant sur plus de 55 milliards de kilomètres autour de l'étoile. La quantité de matière présente dans ce disque est comparable à celle qui existait dans la nébuleuse primordiale autour du Soleil, indiquant qu'au sein du disque autour de HD97048 des planètes sont probablement déjà en train de se former. Ce résultat, un des premiers obtenus pour une étoile aussi jeune, est publié dans la revue Science (Express) du 28 septembre 2006.
Le disque où naissent les planètes
Depuis une dizaine d'années la recherche d'exo-planètes,
planètes tournant autour d'autres étoiles que le Soleil,
a été très fructueuse. Plus de 200 exo-planètes
ont maintenant été détectées. Ces planètes
se sont formées dans les disques de gaz et de poussière
qui entourent les étoiles lorsqu'elles sont jeunes mais les
circonstances exactes de leur formation sont encore inconnues. Paradoxalement,
on connaît relativement mal les disques autour des étoiles,
en particulier autour des étoiles plus massives que le Soleil
où des exo-planètes commencent à être
découvertes. Ces étoiles étant beaucoup moins
nombreuses et plus éloignées, la lumière émise
par leurs disques est donc particulièrement difficile à
mesurer.
Un disque gonflé par le rayonnement
Les images « VISIR » ont révélé autour de HD97048 un disque étendu (d'un rayon d'au moins 370 U.A., soit près de dix fois la dimension du Système Solaire jusqu'à Pluton), à un stade initial d'évolution. Il possède en effet une géométrie très particulière : il n'est pas plat, mais s'évase régulièrement lorsqu'on s'éloigne de l'étoile, pour atteindre une épaisseur de 360 unités astronomiques. C'est la première fois qu'une telle structure, prédite par certains modèles, est directement mise en évidence autour d'une étoile aussi massive. Une telle géométrie ne peut s'expliquer que si le disque contient encore une grande quantité de gaz, dont la masse a été estimée à au moins 10 fois la masse de Jupiter. La géométrie détermine fortement l'énergie reçue par le disque. En effet, tout point de la surface du disque reçoit directement la lumière de l'étoile ; cette lumière est absorbée par les poussières à la surface du disque ; ces poussières chauffent et transmettent à leur tour leur chaleur au gaz par collisions, si bien que le disque est maintenu relativement « chaud » et donc épais loin de l'étoile. Un autre indicateur du caractère primaire du disque est la grande quantité de poussière qu'il contient : plus de 50 de fois la masse de la Terre.
Le disque autour de HD97048 est donc un bel exemple de disque protoplanétaire au début de sa vie. Par la suite, les poussières ayant tendance à migrer vers l'intérieur du disque, le chauffage par l'étoile deviendra moins efficace et il est probable qu'il se refroidisse et devienne plus fin. Il est très vraisemblable que la formation de planètes a déjà commencé dans ce disque. Nul doute que ce système solaire en gestation va faire désormais l'objet de multiples campagnes d'observations, notamment pour zoomer sur les zones les plus internes du disque (< 10 AU), là où des embryons de planètes existent peut-être déjà.
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Nuage sombre dans l'atmosphère d'Uranus
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Alors que nous nous approchons de la fin de la saison des ouragans dans l'Océan Pacifique, les vents tourbillonnnent et les nuages s'élèvent dans l'atmosphère d'Uranus, formant un sombre vortex assez grand pour envelopper les deux-tiers des Etats-Unis.
Les astronomes de l'Université de Wisconsin-Madison ont utilisé le télescope spatial Hubble pour prendre les premières images de référence d'une tache sombre sur Uranus. Le dispositif ovale mesure 1.700 kilomètres par 3.000 kilomètres.
Cette image composée à partir de trois images prises à des longueurs d'onde différentes a été prise avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble le 23 Août 2006. L'équipe a de nouveau trouvé la tache sombre le 24 Août. L'image en encart montre une vue agrandie et plus contrastée de la tache. Le pôle nord d'Uranus est proche de la position 3 heures dans cette image, en référence à un cadran de montre. La bande lumineuse dans l'hémisphère austral est à 45 degrés sud.
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Plan rapproché sur les montagnes près du cratère Pentland
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Cette image haute résolution, prise par l'instrument AMIE (Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1, montre un secteur près du cratère Pentland sur la Lune.
AMIE a obtenu cette séquence le 18 Mars 2006 depuis une distance de 573 kilomètres de la surface, avec une résolution au sol de 52 mètres par pixel. Le secteur montré est centré à une latitude de 67.7° Sud et à une longitude de 18.3° Est.
Pendant sa mission, Smart-1 a satellisé la Lune dans une orbite fortement elliptique, changeant sa distance à la surface lunaire grossièrement entre 500 kilomètres et plus de 2000 kilomètres. Cette image particulière a été prise de vraiment près.
L'échelle de l'image fait qu'il possible de voir clairement des cratères aussi petits que 200 mètres. Cette image a été prise près d'un dispositif de surface appelé 'Manzinus D' à proximité de Pentland - un cratère d'impact de 56 kilomètres de diamètre, trop grand pour être visible dans le champ visuel d'AMIE. Lorqu'ils sont vus depuis la Terre, ces cratères sont très déformés, en raison de leurs latitudes australes.
Carlo Manzini (1599-1677), d'après lequel Manzinus D a été nommé, était un philosophe et un astronome italien. Joseph Barclay Pentland (1797-1873) était un politicien irlandais, un explorateur et un géographe du 19ème siècle.
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Opportunity arrive au bord du cratère Victoria
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Mars Rover Opportunity est arrivé au bord du cratère "Victoria", un grand cratère d'impact d'environ 60 mètres de profondeur et à peu près cinq fois plus large que celui qu'Opportunity a étudié auparavant pendant six mois.
Les scientifiques projettent au départ d'utiliser le rover pour étudier certaines roches d'affleurement le long du bord du cratère avant de décider de la manière de poursuivre l'exploration du cratère.
Crédit : NASA/JPL-Caltech
Les images initiales du premier coup d'oeil du vagabond après un voyage de 21 mois vers le cratère Victoria montrent des murs accidentés avec des couches de roches d'affleurement et un plancher couvert de dunes. Le mur opposé est environ à 800 mètres du vagabond.
Opportunity est sur Mars depuis Janvier 2004, et a voyagé sur près de 10 kilomètres pour rejoindre Victoria. Des arrêts fréquent pour étudier les roches insolites ont interrompu le voyage, et un ensablement a maintenu Opportunity emprisonné pendant plus de cinq semaines. Le rover, dont la mission initiale devait durer seulement trois mois, continue de bien fonctionner.
Spirit, le rover jumeau d'Opportunity, est de l'autre côté de la planète, et fonctionne également toujours, mais reste sur place jusqu'après la fin de l'hiver martien.
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Echo de lumière infrarouge autour de V838 Monocerotis
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Pendant un bref moment en 2002, une obscure étoile appelée V838 Monocerotis (surnommée V838 Mon par les astronomes) est soudainement devenue 600.000 fois plus lumineuse que notre Soleil et était temporairement l'étoile la plus brillante dans notre Voie lactée. En quelques mois, elle s'est de nouveau estompée dans l'obscurité.
Bien que l'étoile a fasciné les astronomes du monde entier depuis, la source du soudain sursaut de l'étoile demeure un mystère. Les scientifiques déterminés restent pleins d'espoir d'en apprendre plus au sujet de la nature cette éruption stellaire en dirigeant une variété de télescopes vers V838 Mon et son environnement.
Dans une observation, le télescope spatial Spitzer a découvert un écho de lumière infrarouge autour de V838 Mon. C'est seulement le second écho de lumière infrarouge à être résolu, et sa détection a aidé les astronomes à mieux connaître la "personnalité" de l'étoile.
Un écho de lumière infrarouge se produit quand les ondes lumineuses soufflées loin de l'étoile en éruption réchauffe les blocs de poussières environnantes, et les fait rougeoyer dans l'infrarouge. Visuellement, l'écho de lumière ressemble à l'ondulation croissante dans un étang. Comme la lumière se propage vers l'extérieur avec le temps, l'environnement entourant l'étoile est plus illuminé.
En observant l'écho de lumière infrarouge autour de V838 Mon, les astronomes ont pu obtenir une vue tridimensionnelle de son nuage de poussières environnant. En utilisant cette perspective unique, ils ont fixé une limite inférieure sur la quantité de poussières entourant l'étoile.
"Au début nous ne nous sommes pas rendus compte que nous pouvions résoudre un écho de lumière infrarouge autour de cette source. Le fait que nous l'avons fait est un témoignage de la superbe sensibilité de Spitzer," commente le Dr. Kate Su, de l'Université de l'Arizona, Tuscon (Arizona). Su est l'un des auteurs d'un article décrivant les observations de V838 Mon de Spitzer. L'article a été accepté pour publication dans Astrophysical Journal Letters.
Avant les observations de Spitzer, quelques scientifiques ont catalogués V838 Mon comme une étoile instable qui a fréquemment éclaté au cours de sa vie, crachant de la poussière et d'autres matières dans son environnement à chaque sursaut violent. Ils ont soutenu le fait que l'éruption de 2002 était très probablement l'un de ces sursauts dans l'évolution, ou le développement, qui font partie des "difficultés de développement" de l'étoile.
Cependant, en comparant la masse de la matière illuminée dans l'écho infrarouge à la masse de l'étoile, Su et ses collègues ont constaté que toute la poussière entourant V838 Mon ne pouvait pas provenir de l'étoile. Par conséquent, le sursaut de 2002 était plus probablement une anomalie, et l'étoile est probablement beaucoup plus docile que l'on croyait.
"Il y a juste trop de matière," ajoute le Dr. Karl Misselt, également de l'Université de l'Arizona et autre auteur de l'article. "Des études précédentes nous savons que les étoiles perdent de la matière pendant qu'elles évoluent, ou se développent. Cependant, seule une très massive étoile -- plus de 100 fois la taille de notre Soleil -- peut perdre ce supplément de matière lors de son évolution, et cette étoile n'est pas aussi massive."
Les membres de l'équipe continuent à utiliser les données de Spitzer pour étudier la formation de la poussière autour de V838 Mon. L'étoile est située à approximativement 20.000 années-lumière dans la constellation de la Licorne (Monoceros).
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NGC 3576
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NGC 3576 est une géante région HII de gaz rougeoyant située à environ 9.000 années-lumière de la Terre. Dans l'image de Chandra de cette région de formation d'étoiles, les rayons X de basse énergie (0.5-2.0 kev) sont montrés en rouge et les rayons X de haute énergie (kev 2-8) sont en bleu. Chandra révèle un amas de sources de rayon X, dont certaines sont de jeunes étoiles massives qui déchirent le nuage de gaz dont elles sont issues. Les sources bleues sont des étoiles qui sont profondément enfouies dans le gaz. Les régions d'émission diffuse de rayons X sont probablement provoquées par des vents chauds s'écoulant loin des étoiles les plus massives. Une partie du gaz diffus près du centre de l'image est également profondément enchâssé.
Les régions HII se trouvent où les étoiles naissent de nuages condensés de gaz d'hydrogène (elles sont nommées ainsi pour les grandes quantités d'hydrogène actif ionisé qu'elles contiennent). Ces régions sont caractérisées par de chaudes et jeunes étoiles massives qui émettent de grandes quantités de lumière ultraviolette et ionisent la nébuleuse. Parce que NGC 3576 est très dense, de nombreuses jeunes étoiles massives visibles dans l'image de Chandra étaient auparavant masquées. Un amas d'étoiles est visible dans les observations infrarouges, mais pas d'assez jeunes étoiles massives ont été identifiées pour expliquer l'éclat de la nébuleuse. Les astronomes ont trouvé un grand flot de gaz ionisé dans les observations par radio et d'énormes bulles dans les images optiques qui s'étendent hors du bord de la région HII. Pris avec les données de rayons X, cette information laisse entendre que les vents puissants émergent de cet amas caché.
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Jupiter, sur le chemin vers Pluton
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La première image de la planète géante de l'instrument LORRI (Long Range Reconnaissance Imager) du vaisseau spatial, prise le 04 Septembre 2006, est prometteuse de ce qui arrivera lorsque News Horizon survolera le système de Jupiter au début de l'année prochaine.
News Horizon était encore à 291 millions de kilomètres de Jupiter lorsque LORRI a pris cette image.
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Une planète-océan gelée
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Une planète extrasolaire aurait abrité de l'eau liquide.
Dans un article à paraître en novembre dans la revue américaine The Astrophysical Journal, une équipe française d'astrophysiciens de l'Institut d'astrophysique de Paris (IAP, CNRS & Université Pierre et Marie Curie) et de géophysiciens du Laboratoire de planétologie et de géodynamique de Nantes (LPGN, CNRS & Université de Nantes) a découvert qu'une planète extrasolaire détectée récemment a pu autrefois posséder un océan. D'après leur modèle, bien que la planète soit à présent entièrement gelée, une couche d'eau liquide a pu subsister pendant plusieurs milliards d'années. La présence d'eau liquide est l'un des éléments supposés essentiels au développement de la vie.
Depuis une dizaine d'années, la recherche de planètes autour d'autres étoiles (planètes extrasolaires ou exoplanètes) avait surtout accouché de planètes géantes gazeuses, à l'instar des fameux « Jupiter-chauds ». Les planètes les plus massives, qui sont aussi les plus grosses, sont tout simplement plus faciles à détecter que les petites planètes comme la Terre. Cependant, le raffinement des techniques d'observation et la précision croissante des instruments de mesure permettent à présent de découvrir des planètes plus petites. On commence à trouver des « Neptune », c'est-à-dire des planètes ne pesant qu'une dizaine de fois la masse de la Terre.
Lorsqu'on détecte une planète dont la masse est supérieure à une valeur « critique » on considère, en vertu de nos connaissances sur la formation des planètes, que celle-ci doit être nécessairement constituée de gaz (principalement de l'hydrogène et de l'hélium) comme les planètes géantes de notre Système solaire (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). En revanche, si la masse de la planète est inférieure à cette valeur critique, on peut légitimement envisager qu'elle soit principalement composée de roches et possède une surface solide, comme la Terre. Le problème, c'est que cette valeur critique n'est pas bien connue : on la situe aux alentours de 13 masses terrestres.
En janvier 2006, une équipe internationale d'astrophysiciens dirigée par Jean-Philippe Beaulieu de l'Institut d'astrophysique de Paris (CNRS, Université Pierre & Marie Curie) annonçait dans Nature la découverte de la planète extrasolaire la plus légère jamais détectée : OGLE-2005-BLG-390Lb, avec ses 5,5 masses terrestres, boxe clairement dans la catégorie des petites planètes « solides », par opposition aux géantes gazeuses. Les chercheurs se sont pris au jeu de déterminer quelques caractéristiques physiques de la planète à partir des bribes d'information obtenues lors de sa détection : la masse de la planète, la distance qui la sépare de son étoile, la masse de l'étoile, des relations mathématiques reliant ces trois observables et… c'est tout !
Le but du jeu : déterminer si la présence d'eau liquide, supposée essentielle au développement de la vie, est possible sur cette exoplanète, peut-être plus semblable à la Terre qu'aucune autre, au vu de ses mensurations. Or, il ne peut y avoir d'eau liquide en surface où la température, déjà estimée par l'équipe de Jean-Philippe Beaulieu, est bien trop froide. En effet, l'étoile est peu massive (environ 1/10ème de fois la masse du Soleil) et de ce fait, peu brillante. Elle peine à réchauffer la planète, d'autant plus que celle-ci en est 2 à 4 fois plus éloignée que la Terre du Soleil… Résultat : une température de surface estimée entre -230°C et -240°C ! Un peu frais pour aller s'y baigner ! Plusieurs objets, dans notre Système solaire, arborent des températures similaires : c'est le cas de satellites de planètes géantes, comme Triton, satellite de Neptune, ou des « planètes naines » Pluton et Charon, voire Éris. Par analogie, on s'attend à ce que la surface d'OGLE-390Lb soit gelée. Mais qu'en est-il sous la surface ?
On pense en fait que plusieurs corps glacés du Système solaire abritent, sous leur surface gelée, des couches d'eau liquides—des océans sub-glaciaires en quelque sorte. De tels océans peuvent exister sous les banquises d'Europe, Ganymède et Callisto, satellites de Jupiter, ainsi que sur les plus grosses lunes de Saturne et de Neptune, Titan et Triton. C'est peut-être aussi le cas de Pluton et de Charon et des objets de la ceinture de Kuiper dont la taille est comparable à celle de Pluton. Si les océans sub-glaciaires sont banals dans le Système solaire, pourquoi n'en serait-il pas de même dans les systèmes d'exoplanètes ?
Il convient tout d'abord de comprendre d'où peut venir l'énergie nécessaire pour faire fondre la glace. Les chercheurs de l'IAP et du LPGN proposent qu'elle soit d'origine radioactive (on parle d'énergie radiogénique). Toutes les planètes, en effet, sont composées d'éléments chimiques radioactifs—principalement l'uranium, le thorium et certains atomes de potassium. Ce sont ces éléments qui, en se décomposant, fournissent la plus grande partie de l'énergie interne de la Terre. S'ils n'existaient pas, il n'y aurait sur notre planète ni tectonique des plaques, ni volcanisme, ni tremblement de terre ! Néanmoins, ils sont présents en infime quantité dans le manteau et la croûte terrestres et, qui plus est, leur nombre diminue avec le temps puisqu'ils se décomposent en d'autres éléments. Comment peuvent-ils donc exercer autant d'influence sur la destinée d'une planète ?
Cela tient à l'énorme masse d'une planète comme la Terre : 6000 milliards de milliards de tonnes, cela fait une quantité prodigieuse d'atomes, et même une fraction infime de celle-ci représente un nombre conséquent d'atomes radioactifs, et donc une énergie importante. En d'autres termes, l'énergie produite par radioactivité est proportionnelle à la masse de la planète. OGLE-390Lb est 5 fois plus massive que la Terre. L'énergie interne émise par radioactivité pourrait donc suffire pour fondre partiellement la couche de glace. C'est ce qu'on calculés les chercheurs, qui ont du envisager plusieurs cas de figure.
En effet, si on connaît la masse d'OGLE-390Lb, on ne connaît en revanche ni sa taille, ni sa composition. La Terre, par exemple, est composée presque entièrement de roches et de métaux, c'est donc une planète très dense. Toute l'eau contenue en surface, dans la croûte terrestre et dans le manteau silicaté ne contribue en effet que pour 0,01% à la masse de notre planète. Si elle était entièrement en surface sous forme de glace, cela ne représenterait qu'une couche de quelques kilomètres d'épaisseur. La situation est différente dans les satellites glacés, comme Europe et Ganymède, où la couche de glace (on parle de manteau glacé) à une épaisseur de plusieurs centaines de kilomètres. Ces corps sont bien moins denses que notre planète.
Les éléments radioactifs ne sont contenus que dans les roches, pas dans la glace. Donc, pour une planète d'une masse donnée, plus il y a de glace, moins la production d'énergie est importante. D'un autre côté, plus il y a de glace, moins l'énergie s'échappe facilement car un manteau de glace agit, comme son nom l'indique, comme une couche isolante, ralentissant la perte de l'énergie radiogénique produite dans la roche. Il le fait… en fondant ! En effet, faire fondre la glace requiert l'apport d'un surcroît d'énergie, qui est utilisé pour casser les liaisons entre les molécules d'eau au lieu de s'échapper de la planète par sa surface.
Il a donc fallu imaginer plusieurs modèles pour représenter le manteau de glace d'OGLE-390Lb. Dans l'un de ces modèles, les chercheurs ont incorporé à la planète la même fraction d'eau que sur Terre (0,01% de la masse de la planète). Dans ce cas, la planète produit beaucoup d'énergie radiogénique, mais la couche de glace est trop fine (environ 10 kilomètres) pour la retenir efficacement. Dans un autre modèle, la planète est composée pour moitié de glace et de roche. Il s'agit donc plus d'une version géante de Ganymède que d'une planète tellurique comme la Terre. S'agit-il d'une « planète-océan » pour autant ? Non, répondent les chercheurs, car dans ce cas l'énergie radioactive est produite en trop faible quantité pour faire fondre la glace.
Les chercheurs ont finalement réalisé qu'il devait exister un juste milieu, c'est-à-dire une composition de la planète comportant suffisamment de roche pour produire assez d'énergie, et suffisamment de glace pour retenir cette énergie en fondant. Ils ont calculé que la quantité de glace « idéale » devait se situer aux alentours de 25% de la masse de la planète. Dans ce cas, la planète aurait pu conserver un océan pendant plusieurs milliards d'années… mais pas jusqu'à aujourd'hui !
OGLE-390Lb serait trop vieille : environ 10 milliards d'années ! Cette planète serait donc 2 fois plus vieille que la Terre. Or, si cette dernière possède encore suffisamment d'éléments radioactifs en son sein pour rester bien au chaud, il n'en sera plus de même dans 5 milliards d'années car la quantité d'éléments radioactifs diminue de manière exponentielle avec le temps. Pour OGLE-390Lb, c'est sans doute déjà trop tard : bien qu'étant mieux dotée au départ que notre planète, elle est sans doute aujourd'hui à bout de souffle.
Dans le passé, même la surface d'OGLE-390Lb était plus chaude et de l'eau liquide a pu y exister au cours du premier milliard d'années. Ensuite, la surface a fini par geler. Cependant, un océan a pu survivre pendant plusieurs milliards d'années, et la vie, pourquoi pas, aurait pu s'y développer, bien au chaud, sous la glace.
http://www.iap.fr/Actualites/Archives/2006/Planete_ocean_0906/LaUneArticle.html |
Deux exoplanètes découvertes avec SuperWASP et SOPHIE
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SOPHIE, le dernier né des spectrographes de l'Observatoire de Haute Provence et les téléobjectifs britanniques SuperWASP découvrent et caractérisent deux nouvelles exoplanètes.
Une équipe d'astronomes britanniques, français et suisses vient de découvrir deux planètes extra-solaires à transit. Cette double découverte a été réalisée en utilisant les techniques combinées de transit photométrique, grâce au programme SuperWASP, et de vitesses radiales, grâce au tout nouveau spectrographe SOPHIE conçu et réalisé par l'Observatoire de Haute-Provence. Ces deux nouvelles planètes, de type Jupiters chauds, s'ajoutent à la précieuse liste des 12 planètes extrasolaires dites à transit. Avec cette découverte, SOPHIE, spectrographe de nouvelle génération, fruit du savoirfaire français, vient de faire la preuve de sa très grande efficacité… alors qu'il n'est qu'en phase de test.
On connaît aujourd'hui plus de 200 planètes autour d'étoiles autres que le Soleil. Parmi ces planètes extrasolaires, la recherche et la caractérisation des planètes dites à transit font partie des études de pointe en exoplanétologie. Elles associent deux techniques de détection. La première repose sur la baisse de luminosité d'une étoile lorsque une planète passe devant son disque ; on parle alors de ‘'transit photométrique''. La seconde est fondée sur la détection du mouvement de l'étoile du à la présence d'une planète en orbite autour de celle-ci ; c'est la méthode des vitesses radiales. Alors que la première technique donne une information sur la taille du compagnon, la seconde permet de caractériser la masse et donc de valider la nature même de planète. Ces deux paramètres, rayon et masse, permettent de déterminer la densité de ces exoplanètes et ainsi d'apporter des contraintes sur leur propriétés internes ce qui permet la comparaison aux planètes de notre système solaire. Parmi les 200 exoplanètes recensées à ce jour, seulement 12 planètes à transit ont été détectées et caractérisées. La détection des transits représente donc un enjeu considérable et c'est notamment pour cette raison que le CNES lancera le satellite photométrique Corot à la fin de l'année 2006.
Le programme de photométrie SuperWASP, dirigé par une équipe du Royaume Uni, a réalisé au moyen de huit téléobjectifs grands angles robotisés un programme d'observations photométriques de haute précision sur plus de 200 000 étoiles afin de déceler les infimes baisses de luminosité périodiques pouvant être attribuées à un compagnon planétaire.
Plusieurs douzaines de candidats ont pu ainsi être identifiées. Pour établir la nature planétaire de ces candidats, l'équipe anglo-saxonne s'est jointe à une équipe franco-suisse pour réaliser le suivi spectroscopique grâce a la méthode des vitesses radiales.
Ce suivi a été effectué avec SOPHIE, le nouveau spectrographe de l'Observatoire de Haute-Provence dès le début septembre, alors qu'il venait à peine d'être installé au foyer du télescope de 193cm. Quelques nuits d'observations seulement ont permis d'identifier parmi l'ensemble des candidats « SuperWASP » deux objets de type planétaire et de caractériser leur masse.
Les deux étoiles autour desquelles ces planètes ont été détectées sont relativement comparables à notre Soleil. L'étoile WASP-1 est légèrement plus chaude et plus volumineuse ; elle est située à environ 1000 années lumière, dans la constellation d'Andromède. L'étoile WASP-2 est au contraire légèrement plus froide et moins volumineuse ; elle est située à environ 500 années lumière dans la constellation du Dauphin. Bien qu'invisibles à l'oeil nu, ces deux étoiles sont facilement détectables avec un télescope amateur.
Les deux nouvelles planètes, qui portent désormais à 14 le nombre de planètes à transit connues, portent les noms de WASP-1b et WASP-2b. Elles sont toutes deux des planètes géantes, de type Jupiter, mais tournant à proximité de leur étoile en seulement 2,5 et 2,2 jours de période respectivement, contre 12 ans pour Jupiter. Leur proximité à leur étoile implique que ces planètes sont beaucoup plus chaudes que Mercure, elles appartiennent de ce fait à la classe des Jupiters chauds. L'analyse des propriétés de ce type d'exoplanètes, et notamment leur densité, permet d'extraire des informations sur la structure interne de ces planètes gazeuses et de les comparer aux planètes géantes de notre système solaire. Ces informations sont utiles pour mieux comprendre les processus de formation et d'évolution des planètes.
Cette découverte révèle la remarquable précision et l'étonnante efficacité pour détecter et caractériser de nouvelles planètes extrasolaires de l'instrument SOPHIE… alors qu'il ne fait que ses « premiers pas ». Réalisé grâce au financement de l'Institut National des Sciences de l'Univers et du Conseil Régional Provence-Alpes-Côte d'Azur, SOPHIE est le fruit de l'expertise française dans ce domaine de la construction instrumentale pour l'astronomie. Il est actuellement en cours de tests techniques et scientifiques sur le télescope de 193-cm de l'Observatoire de Haute Provence et sera officiellement inauguré le 30 novembre prochain. Il remplace le célèbre spectrographe ELODIE qui avait permis en 1995 la découverte de la première planète extrasolaire par M. Mayor et D. Queloz de l'Observatoire de Genève. Le spectrographe SOPHIE, qui s'avère 10 fois plus sensible qu'ELODIE va démarrer un large programme de recherche et de caractérisation de planètes extrasolaires. Ses excellentes performances illustrent d'ores et déjà ses capacités à pouvoir mener le suivi et la caractérisation des dizaines, voire des centaines, de candidats exoplanètes que le satellite Corot va déceler dès ces prochains mois.
Cette découverte vient d'être annonce à Heidelberg lors d'une conférence internationale sur les planètes extrasolaires. Une publication relatant cette découverte a été soumise à la revue « Monthly Noticies of the Royal Astronomy Society ».
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Comète C/2006 S4 (Christensen)
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Une nouvelle comète de magnitude 17 a été découverte le 22 Septembre 2006 par Eric J. Christensen dans le cadre du Catalina Sky Survey. Les observations supplémentaires ont confirmé qu'il s'agissait bien d'une comète.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 S4 (Christensen) indiquent un passage au périhélie au 26 Avril 2007 à une distance de 2,8 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique avec un passage au périhélie au 01 Juin 2006 à une distance de 3 UA du Soleil. La comète P/2006 S4 (Christensen) a une période de 15,6 ans.
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Eclipse annulaire de Soleil de 22 Septembre 2006
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Dans les Iles Canaries, l'éclipse était partielle (grandeur = 0.077 à Las Palmas).
Des Webcams diffusaient les images prises par Francisco A. Rodriguez (AstroEduca.com) sur le site du SAROS Group Scientific Expeditions (live.saros.org).
Image de gauche : en lumière visible, à 09h50 UTC - Crédit : Francisco A. Rodriguez (AstroEduca.com) Image de droite : en H Alpha, à 09h55 UTC - Crédit : Francisco A. Rodriguez (AstroEduca.com)
Spaceweather.com (Solar Eclipse Gallery) : http://www.spaceweather.com/eclipses/gallery_22sep06.htm |
Comète C/2006 S3 (LONEOS)
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Une nouvelle comète a été découverte par B. A. Skiff (Lowell Observatory) dans le cadre du programme de surveillance LONEOS le 19 Septembre 2006. L'objet a été confirmé par de nombreux observateurs, et a également été retrouvé sur des images du Catalina Sky Survey prises le 17 Septembre.
Les éléments orbitaux très incertains de la comète C/2006 S3 (LONEOS) indiquent un passage au périhélie à la magnitude 11,7 le 28 Décembre 2011 à une distance de 4,1 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 15 Avril 2012 à une distance de 5,1 UA du Soleil.
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Des centaines de jeunes galaxies dans le jeune Univers
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Les astronomes, en analysant deux des vues les plus profondes du cosmos faites avec le télescope spatial Hubble, ont découvert une mine d'or de galaxies, plus de 500 qui ont existé moins d'un milliard d'années après le Big Bang. Ces galaxiesse sont développées lorsque le cosmos avait moins de 7 pour cent de son âge actuel de 13,7 milliards d'années. Cet échantillon représente la compilation la plus complète de galaxies dans le jeune Univers, selon les chercheurs.
La découverte est scientifiquement de valeur inestimable pour comprendre l'origine des galaxies, si l'on considère qu'il y a encore dix ans la formation des galaxies premières était un territoire en grande partie inexploré. Les astronomes n'avaient pas vu même une galaxie qui existait lorsque l'Univers avait un milliard d'années, aussi en découvrir 500 dans une étude d'Hubble est un bond en avant significatif pour les cosmologistes.
Cette image du télescope spatial Hubble montre 28 des plus de 500 jeunes galaxies que les chercheurs ont découvert dans leur analyse des deux études d'Hubble.
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ISS et Atlantis passent devant le Soleil
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Cette image spectaculaire montre le transit de la Station Spatiale Internationale (ISS) et de la navette spatiale Atlantis devant le Soleil le 17 Septembre 2006. L'image a été prise par le photographe amateur Thierry Legault, depuis Mamers, en Normandie (France).
Crédit : Thierry Legault
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Cydonia - le visage sur Mars
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La sonde Mars Express de l'ESA a recueilli des images de la région martienne de Cydonia, rendue célèbre par le fameux « visage de Mars ». Parmi les photos prises par la Caméra Stéréo à Haute Résolution (HRSC) figurent quelques-unes des vues les plus spectaculaires jamais renvoyées de Mars.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum), Malin Space Science Systems
D'avril 2004 à juillet 2006, plusieurs tentatives de photographier la région de Cydonia n'avaient pas donné de résultats satisfaisants en raison de l'altitude de survol et de la présence de poussières ou de brumes dans l'atmosphère. Il a donc fallu attendre le 22 juillet dernier pour que la caméra HRSC à bord de Mars Express puisse enfin réaliser une série de prises de vues qui montrent le fameux « visage de Mars » avec un niveau de détail sans précédent.
Les données ont été recueillies au-dessus de la région de Cydonia au cours de l'orbite n°3253, avec une résolution au sol d'environ 13,7 mètres par pixel. La région de Cydonia se situe approximativement par 40,75° Nord et 350,54° Est.
« Ces images de la région martienne de Cydonia sont vraiment spectaculaires », estime le Dr. Agustin Chicarro, chef de projet scientifique de la mission Mars Express à l'ESA. « Non seulement elles nous apportent une vision complètement nouvelle et détaillée d'un site célèbre auprès des amateurs de mythes spatiaux du monde entier, mais elles nous donnent aussi un impressionnant aperçu en gros plan d'une zone d'un grand intérêt pour les géologues planétaires. De plus, elles démontrent à nouveau les capacités exceptionnelles de la caméra de Mars Express. »
Cydonia se situe dans la région martienne
d'Arabia Terra et appartient à la zone de transition entre
les hautes terres méridionales et les vastes plaines du nord
de la planète. Cette transition se caractérise par
de larges vallées parsemées de débris ainsi
que des monticules résiduels isolés de tailles et
de formes variées.
« Le visage » fait son apparition en 1976
Quelques jours plus tard, le 31 juillet 1976, un communiqué de presse de la NASA faisait mention d'une formation « ressemblant à une tête humaine ». Toutefois, les scientifiques de la NASA avaient déjà correctement interprété l'image comme résultant d'une illusion d'optique causée par l'angle d'illumination du Soleil, la morphologie de la surface de la formation et les ombres portées, qui donnaint l'impression que le massif comportait des yeux, un nez et une bouche.
En dépit de cela, le « visage de Mars » a été au coeur d'une vague de spéculation sur les origines et les significations de possibles structures artificielles sur la Planète Rouge, le « visage » lui-même devenant le sujet le plus largement débattu.
Pour quelques passionnés, l'ensemble des structures proches a même été considéré comme un paysage artificiel, avec de possibles pyramides, voire une cité désagrégée. L'idée que la planète ait pu, à une époque, abriter des êtres intelligents a depuis lors inspiré l'imagination de nombreux passionnés de Mars, et a été à l'origine d'une littérature pléthorique, plus ou moins sérieuse, allant d'articles dans la presse à des oeuvres de science-fiction et d'innombrables sites sur Internet.
Néanmoins, l'interprétation scientifique formelle n'a pas changé : le prétendu « visage » n'a jamais été qu'une interprétation par l'imagination humaine d'une surface fortement érodée.
Il a fallu attendre avril 1998 et la confirmation par de nouvelles données collectées par la Mars Orbiter Camera, à bord de l'orbiteur Mars Global Surveyor de la NASA, pour que le mouvement de spéculation populaire sur la vraie nature du « visage » ne s'essouffle. D'autres données, recueillies en 2001 par le même orbiteur n'ont fait que confirmer cette conclusion.
Grand intérêt pour les géologues planétaires
Même si ces formations ne sont pas le fruit d'une intelligence extraterrestre, elles n'en sont pas moins d'un intérêt significatif pour les géologues planétaires.
Dans les régions voisines de Cydonia, sur les surfaces en pente douce entourant les collines et les reliefs, on trouve fréquemment ce que l'on appelle des « tabliers de débris ». Ils se forment au pied des monticules résiduels et sont probablement constitués d'un mélange de débris rocheux et de glace. Dans la région de Cydonia elle-même, de tels « tabliers » sont souvent absents des massifs les plus petits. On estime que la formation de ces « tabliers de débris » pourrait résulter de la formation des talus, de la présence d'une masse de débris rocheux en pente à la base d'une falaise, et de glissements de terrain.
Sur le massif du « visage », on peut distinguer de tels glissements de terrains caractéristiques ainsi qu'une ébauche de « tablier ».
D'anciens « tabliers de débris » de plus grande taille pourraient avoir été recouverts plus tard par des coulées de lave dans les régions voisines. La façade ouest du « visage » a glissé au bas de la pente sans perdre sa cohésion. La zone de décrochement est matérialisée par un long escarpement qui s'étend du nord au sud. Les résultats d'une grande sape – un glissement des rochers vers bas de la pente – sont également visibles au pied des structures en forme de pyramides.
D'avril 2004 à juillet 2006, la caméra HRSC a recueilli des données sur la région de Cydonia à de nombreuses occasions.
Malheureusement, les survols à haute altitude n'ont permis des prises de vues qu'à faible résolution (orbites n°0262, 2533 et 2872) tandis que la présence de poussières et de brumes dans l'atmosphère martienne ont sérieusement réduit la qualité des données recueillies (orbites n°1216 et 2872), si bien qu'il avait été impossible jusque-là d'acquérir une imagerie de bonne qualité au-dessus de Cydonia.
La structure en "forme de crâne"' apparaît dans quelques images
Le 22 juillet, la chance a enfin été au rendez-vous au cours de l'orbite n°3253 et une large partie de la région de Cydonia a pu être photographiée par la caméra HRSC à la meilleure résolution possible et en 3D.
En fait, en plus du célèbre « visage » et des « pyramides », une structure naturelle dont la forme évoque un crâne apparaît également sur quelques unes des images réalisées par Mars Express.
Ainsi que le disait le célèbre scientifique, vulgarisateur et écrivain Carl Sagan : « L'imagination nous emmènera souvent vers des mondes qui n'existent pas, mais sans elle nous n'irions nulle part. »
ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum), Malin Space Science Systems
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Atlantis se pose
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Après un report d'une journée en raison de la découverte d'un objet suspect près de la navette spatiale, et suite à une inspection minutieuse du bouclier thermique et de l'extérieur de la navette à l'aide d'un bras robotisé, la NASA a donné son feu vert pour un atterrissage d'Atlantis.
La navette spatiale Atlantis (mission STS-115), avec à son bord le commandant Brent Jett, le pilote Chris Ferguson et les spécialistes de mission Mission Dan Burbank, Joe Tanner, Heide Stefanyshyn-Piper et Steve MacLean, s'est posée à 10h21 UTC avec succès au Kennedy Space Center en Floride après 12 jours de mission.
Depuis Mercredi, le Soyouz TMA 9 (Expedition 14), emportant le commandant Michael Lopez-Alegria, de l'ingénieur de vol Mikhail Tyurin, et de la première femme touriste de l'espace, l'américaine d'origine iranienne Anousheh Ansari, a rejoint la Station Spatial Internationale (ISS) où les attendaient le commandant Pavel Vinogradov et les ingénieurs de vol Jeff Williams et Thomas Reiter (Expedition 13).
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Une étrange supernova de Type Ia
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La supernova de Type Ia dénommée SNLS-03D3bb, découverte le 24 Avril 2003, ne correspond pas à la théorie et jette un doute sur les mesures de l'expansion de l'Univers.
Les supernovae de Type Ia sont habituellement employées comme des indicateurs standard de distance dans l'Univers.
Normalement, une étoile qui a épuisé son carburant nucléaire, une naine blanche, commence à accumuler la matière d'une étoile compagnon jusqu'à ce qu'elle atteigne sa masse maximum. Quand la masse de la naine blanche atteint 1.4 fois la masse du Soleil, une limite connue sous le nom de limite de masse de Chandrasekhar, du nom de l'astronomie Subrahmanyan Chandrasekhar (1910/1995) qui a étudié le transfert d'énergie dans les étoiles et l'évolution stellaire, elle devient instable et vole en éclats dans une explosion titanique, devenant une supernova de Type Ia.
Il est généralement admis que toutes les supernovas de Type Ia émettent des quantités égales de lumière au moment du maximum et faiblissent au même rythme par la suite. Pour cette raison elles sont utilisées en tant que "bougies standard" pour déterminer les distances cosmiques. En 1998, en utilisant ces supernovae de Type Ia, les astronomes ont constaté que l'expansion de l'Univers s'accélère.
Mais la supernova SN 2003fg ou SNLS-03D3bb, située dans une galaxie distante de 4 milliards d'années-lumière, est plus de deux fois plus brillante que la plupart des supernovae de Type Ia, mais possède beaucoup moins d'énergie cinétique, et semble être de moitié aussi massive qu'une typique supernova de Type Ia.
Une équipe d'astronomes menée par Andrew Howell de l'Université de Toronto (Canada) a fait une analyse spectrale de l'explosion et a confirmé que c'était bien un événement de type Ia. Mais, selon les chercheurs, la quantité de nickel-56 dans l'étoile montre qu'elle devait avoir environ 2,1 fois la masse de notre Soleil lorsqu'elle a explosé. Ce résultat la rendrait 2,2 fois plus brillante qu'une typique Type Ia.
Le fait que l'équipe n'a trouvé qu'une seule supernova présentant cette particularité rassure plutôt les chercheurs, qui estiment cependant qu'il pourrait y avoir une ou deux bougies non standard dans leurs bases de données de centaines d'explosions de cette sorte. Les chercheurs dans ce domaine affirment que les conclusions tirées jusqu'ici, y compris le taux d'expansion de L'Univers, sont toujours valides mais pourraient être remis en question si d'autres supernovae présentant cette particularité étaient découvertes dans le futur.
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Comète C/2006 S2 (LINEAR)
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Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert à la magnitude 18.5 le 17 Septembre 2006 par le télescope de surveillance LINEAR, a révélé sa nature cométaire lors d'observations de confirmation.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 S2 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie au 11 Mai 2007 à une distance de 3,1 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 07 Mai 2007 à une distance de 3,1 UA du Soleil.
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Nouvel anneau de Saturne
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Saturne arbore un nouvel anneau dans une image prise le dimanche 17 Septembre 2006 par le vaisseau spatial Cassini.
D'autres vues spectaculaires capturées par les appareils-photo de Cassini incluent les fines volutes de matières glacées s'étalant à des dizaines de milliers de kilomètres de la lune active Encelade, et une apparition en couleur de la planète Terre.
Les images ont été obtenues pendant la plus longue occultation solaire de la mission de quatre années de Cassini. Pendant une occultation solaire, le Soleil passe directement derrière Saturne, et Cassini se situe dans l'ombre de Saturne tandis que les anneaux sont brillamment contre éclairés. Habituellement, une occultation dure seulement environ une heure, mais cette fois-là c'était un marathon de 12 heures.
L'occultation de dimanche a permis à Cassini de noter la présence de particules microscopiques qui ne sont pas normalement visibles à travers le système d'anneaux. En conséquence, Cassini a vu le système intérieur entier de Saturne dans une nouvelle lumière.
Le nouvel anneau est un dispositif ténu, visible en dehors des anneaux principaux plus lumineux de Saturne et à l'intérieur des anneaux de G et E, et coïncide avec les orbites des lunes Janus et Epiméthée de Saturne. Les scientifiques s'attendaient à ce que les impacts de météorites sur Janus et Epiméthée pouvaient enveler des particules des surfaces des lunes et les injecter dans l'orbite de Saturne, mais ils ont été surpris qu'une structure bien définie d'anneaux existe à cet endroit.
Le diffus et étendu anneau E de Saturne, l'anneau extérieur, avait précédemment montré une petite section à un moment. Le marathon de 12 heures a permis aux scientifiques de voir la structure entière dans une vue. La lune Encelade est vue emportant à travers l'anneau E de fines projections en volute qui s'étendent dans l'anneau. Celles-ci se composent très probablement de particules minuscules de glace éjectées des geysers du pôle sud d'Encelade, et entrant dans l'anneau E.
"Le nouvel anneau et les structures inattendues dans l'anneau E devraient nous permettre de mieux connaître la façon dont les lunes peuvent relacher de petites particules et sculptent leurs environnements locaux," commente Matt Hedman, un chercheur associé travaillant avec le membre d'équipe Joseph Burns, un expert dans les anneaux diffus, à l'Université de Cornell à Ithaca, N.Y.
Dans les dernières observations, les scientifiques ont vu de nouveau les brillants rayons fantômes, traversant le milieu des anneaux principaux de Saturne.
Chapeautant la nouvelle série d'observations, Cassini a tourné ses yeux puissants dans notre direction et a capturé la Terre, un corps rond bleu-clair, et une faible suggestion de notre lune. Depuis que le vaisseau spatial Voyager 1 avait vu la Terre comme un point bleu-clair depuis son emplacement au-delà de l'orbite de Neptune, la Terre n'avait pas été imagée en couleurs depuis le Système solaire externe.
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Les restes stellaires reliés à la supernova la plus ancienne enregistrée
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De récentes observations de l'Observatoire XMM-Newton de l'ESA (European Space Agency) et de l'Observatoire de rayons X de Chandra de la NASA ont découvert des preuves qui aident à confirmer l'identification des restes d'une des explosions stellaires les plus anciennes enregistrées par des humains.
La nouvelle étude montre que les restes de la supernova 'RCW 86', observée par XMM-Newton et Chandra, est beaucoup plus jeune que l'on pensait. Comme telle, la formation des restes semble coïncider avec une supernova observée par les astronomes Chinois en l'an 185.
"Il y a eu des précédentes suggestions que RCW 86 serait les restes de la supernova de l'an 185," commente Jacco Vink de l'Université d'Utrecht, Pays-Bas, et auteur principal de l'étude. "Ces nouvelles données en rayons X renforcent considérablement le cas."
Dans leur expertise stellaire, Vink et ses collègues ont étudié les débris dans RCW 86 pour estimer quand son étoile d'origine a éclaté. Ils ont calculé à quelle rapidité la coquille choquée, ou stimulée, se déplace dans RCW 86, en étudiant une partie du reste. Ils ont combiné cette vitesse d'expansion avec la taille du reste et une interprétation basique sur la façon dont les supernovas s'étendent pour estimer l'âge de RCW 86.
"Nos nouveaux calculs nous indiquent que le reste a environ 2000 ans," commente le co-auteur Aya Bamba (Institute of Physical and Chemical Research, Japan). "Auparavant, les astronomes avaient estimé un âge de 10 000 ans."
L'âge plus jeune pour RCW 86 peut expliquer un événement astronomique observé il y a presque 2000 ans. En l'an 185, les astronomes Chinois (et probablement les Romains) ont enregistré l'apparition d'une nouvelle étoile brillante.
Les Chinois ont noté qu'elle scintillait comme une étoile et ne semblait pas se déplacer dans le ciel, discutant d'elle comme une comète. Aussi, les observateurs ont noté que l'étoile a mis environ huit mois à faiblir, conformément aux observations modernes des supernovas.
RCW 86 avait été auparavant suggéré comme les restes de l'événement de l'an 185, en se basant sur les enregistrements historiques de la position de l'objet. Cependant, les incertitudes concernant l'âge faisait douter de l'association.
"Avant ce travail je doutais moi-même au sujet du lien, mais notre étude indique que l'âge de RCW 86 correspond à celle de l'explosion de supernova connue la plus ancienne dans l'histoire enregistrée," commente Vink.
L'évaluation la plus petite d'âge pour le reste fait suite directement à une vitesse plus élevée d'expansion. En examinant la distribution d'énergie des rayons X, une technique connue sous le nom de spectroscopie, l'équipe a trouvé que la majeure partie de l'émission de rayons X a été provoquée par des électrons de grande énergie se déplaçant à travers un champ magnétique. C'est un processus bien connu qui provoque normalement l'émission radio à énergie réduite. Cependant, seules des vitesses de choc très élevées peuvent accélérer des électrons à de telles énergies élevées que le rayonnement de rayons X est émis.
"Les énergies atteintes dans ce reste de supernova sont extrêmement élevées," ajoute Andrei Bykov, un autre membre d'équipe de l'Institut d'Ioffe, St.Peterburg, Russie. "En fait, les énergies des particules sont plus grandes que ce qui peut être réalisé par les accélérateurs de particules les plus modernes."
La différence d'âge d'évaluations pour RCW 86 est due aux différences dans les vitesses d'expansion mesurées pour le reste de supernova. Les auteurs spéculent que ces variations surgissent parce que RCW 86 augmente dans une bulle irrégulière soufflée par un vent de l'étoile ancêtre avant qu'elle éclate. Dans quelques directions, l'onde choc a rencontré une région dense en dehors de la bulle et a ralenti, tandis que dans d'autres régions le choc demeure à l'intérieur de la bulle et se déplace toujours rapidement. Ces régions donnent l'évaluation la plus précise de l'âge.
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Images de naines brunes
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A l'aide du télescope spatial Spitzer, des scientifiques ont découvert et directement imagé une petite étoile naine brune, de 50 fois la masse de Jupiter, orbitant avec une planète autour d'une étoile comme le Soleil. Un tel arrangement n'avait jamais été vu auparavant mais pourrait être courant, selon les scientifiques, conduisant à des systèmes solaires avec des orbites planétaires déformées.
Kevin Luhman (Penn State University) est l'auteur principal d'un rapport décrivant cette découverte, qui sera publiée dans The Astrophysical Journal. La découverte concerne une classe de naines brunes les plus froides, appelée naines T.
« Au cours des dix dernières années, les astronomes ont été extrêmement brillants en trouvant des planètes près de leur étoile hôte en utilisant des méthodes de détection indirectes, » note Luhman. « En raison de ses capacités infrarouges, Spitzer est bien adapté pour détecter directement des froides naines T, et peut-être même de grandes planètes, dans les parties externes de systèmes planétaires. »
L'équipe de Luhman a également découvert une deuxième naine brune qui est encore plus petite , d'environ 20 fois la masse de Jupiter, satellisant une autre étoile. Ce plus petit objet pourrait être la plus jeune naine T connue, offrant aux scientifiques un instantané du développement précoce de naine brune. Les deux naines T sont les premières à être imagées par Spitzer. Peu de temps après que ces compagnons soient trouvés, Spitzer a également découvert une naine T qui flotte à travers l'espace par elle-même plutôt qu'orbitant une étoile. L'équipe qui a découvert cette naine T est menée par Daniel Stern (NASA's Jet Propulsion Laboratory).
Les naines brunes sont de petites étoiles qui ne sont pas assez massives pour brûler l'hydrogène, comme notre Soleil le fait. Leurs noyaux ne sont pas assez chauds pour déclencher une telle fusion nucléaire. En conséquence, leur température de surface est seulement de quelques milliers de degrés dans leur jeunesse, se refroidissant considérablement à environ la température d'une planète en veillissant. En conséquence, elles sont faibles et dures à identifier et, il en résulte que la première identification non ambiguë est survenue il y a seulement environ dix ans.
HD 3651 (à gauche) and HN Peg (à droite) Crédit : NASA / JPL-Caltech / K. Luhman (Penn State University)
Le plus massive des deux naines T nouvellement découvertes s'appelle HD 3651 B, située dans la constellation des Poissons (Pisces). Cet objet est dans un système solaire contenant une étoile légèrement moins massive que notre Soleil qui est satellisée par une planète légèrement plus petite que Saturne.
L'orbite de la planète autour de l'étoile est fortement elliptique, ce qui avait suggéré que la pesanteur d'un certain objet invisible distant de l'étoile attirait la planète vers l'extérieur. Effectivement, c'était une naine T. Beaucoup de planètes extrasolaires ont été découvertes avec des orbites fortement elliptiques. La découverte de Spitzer est la première preuve pour soutenir la théorie que des petits compagnons tels que des naines T peuvent se cacher dans de tels systèmes solaires et peuvent rendre les orbites des planètes extrêmes.
« L'orbite de la planète dans ce système est semblable à celle de Mercure, mais la naine T a une orbite plus de dix fois plus grande que celle de Pluton, » ajoute Brian Patten (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), co-auteur du rapport. « Bien que HD 3651 B serait juste au-delà de la visibilité à l'oeil nu pour un astronome intrépide vivant sur la planète de ce système, la naine T fait connaître sa présence par la pesanteur. »
L'autre naine T s'appelle HN Peg B dans la constellation de Pégase (Pegasus). Considérant que la plupart des nains brunes ont des milliards d'années, HN Peg B est relativement jeune, d'environ seulement 300 millions d'années. Les scientifiques ont déterminé son âge en étudiant soigneusement l'étoile compagnon, qui a été formée en même temps du même nuage de gaz. Le système contient également un disque précédemment découvert de poussières et de roches.
« Les disques de débris discernables et les compagnons naines T sont assez rares, aussi la présence des deux autour de la même étoile fait de ceci un système stellaire particulièrement passionnant, » ajoute Giovanni Fazio (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), co-auteur du rapport.
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Comète P/2006 S1 (Christensen)
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E. J. Christensen (Catalina Sky Survey) a annoncé sa découverte le 16 Septembre 2006 d'une nouvelle comète de magnitude 17 dans le ciel austral. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreux observateurs.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2006 S1 (Christensen) indiquent un passage au périhélie au 27 Août 2006 à une distance de 1,3 UA du Soleil, et une période de 6,72 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 30 Août 2006 à une distance de 1,3 UA du Soleil, et une période de 6,5 ans.
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Comète P/2006 R2 (Christensen)
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Une nouvelle comète périodique a été découverte à la magnitude 17.3 dans le ciel austral le 14 Septembre 2006 par E. J. Christensen (Catalina Sky Survey), et a été confirmée par de nombreux observateurs. L'objet figurait également sur des images prises le 30 Août 2006 par le télescope de surveillance LONEOS.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2006 R2 (Christensen) indiquent un passage au périhélie au 30 Juin 2006 à une distance de 2,9 UA du Soleil, et une période de 8,4 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 15 Juin 2006 à une distance de 3 UA du Soleil, et une période de 8,51 ans.
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Une nouvelle planète étrange qui déroute les astronomes
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En utilisant un réseau de petits télescopes automatisés connu sous le nom de HAT, les astronomes ont découvert une planète différente de tout autre monde connu. Cette nouvelle planète, désignée HAT-P-1, orbite l'un des membres d'une paire d'étoiles située à 450 années-lumière dans la constellation du Lézard (Lacerta).
Avec un rayon d'environ 1.38 fois celui de Jupiter, HAT-P-1 est la plus grande planète connue. Malgré son taille énorme, sa masse est seulement de la moitié de celle de Jupiter.
HAT-P-1 tourne autour de son étoile hôte en 4.5 jours dans une orbite d'un vingtième de la distance de la Terre au Soleil. A chaque orbite, elle passe devant son étoile parente, entraînant que l'étoile semble plus faible d'environ 1,5 pour cent pendant plus de deux heures avant de reprendre son éclat initial.
L'étoile parente de HAT-P-1 appartient au système binaire appelé ADS 16402 et est visilbe avec des petits instruments d'observation. Les deux étoiles sont séparées d'environ 1500 fois fois la distance Terre-Soleil. Les étoiles sont similaires au Soleil mais légèrement plus jeunes, âgées d'environ 3,6 milliards d'années comparativement à notre Soleil qui est âgé de 4,5 milliards d'années.
HAT-P-1 est la seconde planète extrasolaire découverte ayant une densité si faible. HAT-P-1 est 24 pour cent plus grande que prévu. La première planète découverte par la méthode du transit, HD 209458b, est également plus grande d'environ 20 pour cent que le prévoit la théorie.
Les théoriciens avaient déjà considéré un certain nombre de possibilités pour expliquer la grande taille de HD 209458b, mais jusqu'ici sans succès. La découverte, et l'observation plus appronfondie, de HAT-P-1 permettra probablement aux scientifiques d'élucider le mystère.
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Une équipe japonaise découvre la galaxie la plus ancienne
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Avec le télescope Subaru de 8,2 mètres installé sur l'archipel d'Hawaii, des astronomes japonais ont regardé 60 millions d'années plus loin dans le temps que tous les autres astronomes, pour trouver la galaxie la plus lointaine dans l'Univers. En réalisant ceci, ils confirment le record de Subaru pour trouver les galaxies les plus éloignées et les plus jeunes que l'on connaisse. Leur découverte la plus récente est une galaxie appelée I0K-1 qui se trouve si loin qu'elle apparaît aux astronomes comme elle était il y a 12,88 milliards d'années (redshift de 6.964).
Cette découverte, basée sur les observations faites par Masanori Iye (National Astronomical Observatory of Japan), de Kazuaki Ota (University of Tokyo), de Nobunari Kashikawa (NAOJ), et d'autres, indique que les galaxies existaient seulement 780 millions d'années après la naissance de l'Univers survenue il y a environ 13,66 milliards d'années.
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Eris et Dysnomia
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La planète naine auparavant connue sous le nom de 2003 UB 313 a reçu la désignation officielle (136199) Eris, ou Eris en abrégé, de l'Union Astronomique Internationale le 13 Septembre 2006. Le nom a été accepté presque unanimement par le WGPSN (Working Group for Planetary System Nomenclature) et le CSBN (Committee for Small Body Nomenclature).
Eris est la seconde planète naine dans une sous-catégorie d'objets dont Pluton est le prototype.
Le nom Eris a été proposé par l'un des découvreurs, Michael Brown (Caltech, USA). (136199) Eris a été découverte le 05 Janvier 2005 par M. E. Brown, C. A. Trujillo, et D. Rabinowitz à l'Observatoire de Palomar.
Eris est la déesse grecque de la discorde et des conflits. Elle provoque la jalousie et l'envie pour causer le combat et la colère parmi les hommes. Au mariage de Pélé et de Thétis, les parents du héros grec Achille, tous les dieux excepté Eris ont été invités, et, exaspéré par son exclusion, elle a causé méchamment une querelle parmi les déesses ce qui a conduit à la guerre de Troie.
La lune d'Eris, connue auparavant sous le nom de S/2005 (2003 UB 313) 1 et maintenant connue techniquement en tant que (136199) Eris I, a été appelée Dysnomia.
Dysnomia est le fléau de l'anarchie. Elle est la fille d'Eris, déesse du chaos et des conflits, et la contrepartie à Eunomia qui met un terme à la colère des graves conflits.
Le nom Dysnomia a été accepté unanimement par les membres du WGPSN.
le nom était proposé par Mike Brown, un membre de l'équipe qui a fait la découverte.
Les nouvelles désignations ont été approuvées par le Comité d'Organisation de la Division III de l'IAU et par les dirigeants de l'IAU et annoncées dans la circulaire 8747 de l'IAU le 13 Septembre 2006.
(136199) Eris = 2003 UB313 (136199) Eris I (Dysnomia)
Note : Eris est la déesse de la discorde dans la
mythologie gréco-latine. |
Rare météorite lunaire trouvée en Antarctique
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Bien que le climat rigoureux de l'année dernière a eu pour conséquence moins de découverte de météorites en Antarctique que d'habitude, les scientifiques ont récemment découvert qu'un des spécimens est une espèce rare -- un type de météorite lunaire vu seulement une fois auparavant.
Le nouveau spécimen a été trouvé lors d'une campagne de recherche du programme ANSMET (U.S. Antarctic Search for Meteorites) siégeant à la Case Western Reserve University. La météorite a été découverte le 11 Décembre 2005 sur un champ de glace dans la chaîne Miller des montagnes Transantarctiques, à approximativement 750 kilomètres du pôle Sud. Cette roche noire de 142.2 grammes, légèrement plus grande qu'une balle de golf et officiellement désignée MIL 05035, était l'une de 238 météorites rassemblées par l'ANSMET au cours de l'été austral 2005-2006. Les neige lourdes ont limité les efforts de recherche pendant une grande partie restante des six semaines de campagne de la saison, faisant de cette météorite, découverte à juste 600 mètres du camp, une trouvaille particulièrement bienvenue.
Les scientifiques impliqués dans la classification des trouvailles en Antarctique au Johnson Space Center de la NASA et au Smithsonian Institution's National Museum of Natural History ont dit que la minéralogie et la texture de la météorite sont peu communes. Le nouveau spécimen est un gabbro à grain très grossier, semblable en composition en gros aux laves basaltiques qui remplissent les mers lunaires, mais ses cristaux très grands suggèrent un refroidissement lent profondément dans la croûte de la Lune. En plus, le feldspath plagioclase (felspath contenant du calcium et du sodium, mais pas de potassium) a été complètement converti en verre, ou maskelynite, par choc extrême (vraisemblablement un événement d'impact). Le nouveau spécimen ressemble de très près à une autre météorite de l'Antarctique, Asuka 881757, un des plus anciens échantillons lunaires de basalte connus.
Comme les autres météorites lunaires, MIL 05035 est un morceau de la Lune qui peut être étudié en détail en laboratoire, fournissant de nouveaux spécimens d'une partie de la surface lunaire non prélevée par le programme américain Apollo. Beaucoup de chercheurs croient qu'Apollo a visité certaines des régions les plus inhabituelles et géochimiquement anormales de la Lune, et les météorites lunaires, éjectées de la surface de la Lune par des impacts aléatoires, nous donnent des échantillons qui sont plus représentatifs de la Lune dans l'ensemble. La nature hautement choquée de MIL 05035 suggère un vieil âge et peut fournir de nouvelles contraintes sur le bombardement intense à un très jeune âge du système Terre-Lune, améliorant notre compréhension de l'histoire du voisin le plus proche de la Terre et facilitant les efforts de la NASA pour un retour sur la Lune.
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L'évolution des premières galaxies dans l'Univers
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Une recherche systématique des premières galaxies lumineuses à se former dans le jeune Univers a montré un saut spectaculaire dans le nombre de telles galaxies il y a environ 13 milliards d'années. Ces observations des premières étapes dans l'évolution des galaxies fournissent de nouvelles preuves pour la théorie hiérarchique de formation de galaxies -- l'idée que les grandes galaxies se sont accumulées au fil du temps pendant que de plus petites galaxies se heurtaient et fusionnaient.
Les astronomes Rychard Bouwens et Garth Illingworth à l'Université de Californie, Santa Cruz, ont utilisé le télescope spatial Hubble pour explorer la formation des galaxies durant les 900 premiers millions d'années après le Big bang. Ils ont rapporté leurs derniers résultats dans l'édition du 14 Septembre du journal Nature.
Des observations en profondeur dans trois parties sombres du ciel -- les champs HUDF (Hubble Ultra Deep Field) et GOODS (Great Observatories Origins Deep Survey) -- ont recueilli la faible lumière émise il y a 13 milliards d'années par les étoiles dans les galaxies primitives. Seules les galaxies les plus lumineuses ont pu être détectées à de si grandes distances.
"Ce sont les données infrarouges et optiques les plus profondes jamais prises. Nous regardons une première étape dans la construction des galaxies," commente Illingworth, professeur d'astronomie et d'astrophysique à l'UCSC.
Les chercheurs ont observé des centaines de galaxies lumineuses vers 900 millions d'années après le Big Bang. Mais quand ils ont regardé plus profondément, environ 200 millions d'années plus tôt, ils en ont seulement trouvé une. Relachant un peu leurs critères de recherche leur a permis de dénicher un peu plus de candidates, mais beaucoup de changements ont clairement eu lieu pendant ces 200 millions d'années, note Illingworth.
"Les galaxies plus grandes et plus lumineuses n'étaient pas en place 700 millions d'années après le Big Bang. Pourtant 200 millions d'années après il y en avait beaucoup, aussi il y a eu beaucoup de fusionnements de plus petites galaxies durant cette période".
Les astronomes peuvent déterminer quand la lumière a été émise depuis une source éloignée par son décalage vers le rouge (le redshift), une mesure de la façon dont l'expansion de l'Univers a étiré les longueurs d'onde de la lumière pendant qu'elle voyageait à travers l'espace sur de vastes distances. Bouwens (UCSC), auteur principal de l'article dans Nature, a développé un logiciel pour filtrer systématiquement les données d'Hubble à la recherche des galaxies à redshift élevé.
Les données proviennent de deux instruments puissants sur Hubble, les instruments ACS (Advanced Camera for Surveys) et NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrograph). Les chercheurs ont comparé le nombres de galaxies détectées à un redshift de 7 à 8 (700 millions d'années après que le Big Bang) avec ce qu'ils se seraient attendus à trouver si la population de galaxies à ce moment étaient comme la population qu'ils avaient observé à un redshift de 6 (200 millions d'années après). Dépendant de la sévérité de leurs critères de sélection, ils ont trouvé une galaxie où ils en attendaient 10, ou quatre où ils en attendaient 17.
"Notre approche fournit une manière très quantitative de mesurer l'accroissement de structures dans l'Univers, ainsi nous pouvons voir comment il a changé rapidement au fil du temps quand de plus petites galaxies ont fusionnées pour former de plus grandes," ajoute Bouwens.
Les galaxies observées dans cette étude sont beaucoup plus petites que notre propre Voie lactée et d'autres galaxies géantes vues aujourd'hui dans l'Univers voisin. Ces premières galaxies étaient également illuminées par des étoiles en formation, émettant de la lumière bleuâtre qui était décalée vers la lumière rouge pendant son voyage de 13 milliards d'années jusqu'aux détecteurs sensibles d'Hubble.
"Il est tout à fait étonnant que nous puissions regarder en arrière sur un temps de 13 milliards d'années. Nous regardons les galaxies qui ont déjà évolué à partir de plus petits ancêtres, mais c'est seulement quelque cent millions d'années après la formation des premières étoiles," note Illingworth.
Si la Voie lactée est un vieillard galactique, alors ces galaxies sont des enfants en bas âge ou des élèves du cours préparatoire. A l'heure actuelle, les chercheurs ne peuvent pas détecter les galaxies toutes jeunes encore plus petites qui doivent avoir fusionné pour former ces premières galaxies lumineuses.
Mais les germes de ces premières galaxies peuvent être vues dans le fond cosmique de rayonnement micro-onde (CMB) , mesuré plus récemment et exactement par la sonde WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), qui montre de légères fluctuations de densité dans un Univers remarquablement homogène environ 400.000 ans après le Big Bang.
"Très tôt dans l'évolution de l'Univers, tout était très homogène. Mais au fil du temps l'Univers est devenu de plus en plus touffu puisque la pesanteur attirait plus de matières dans les secteurs plus denses," commente Bouwens. "Nos observations des premières galaxies nous permettent de mesurer comment l'Univers évoluait rapidement de plus petits à de plus grands blocs."
"La détection des toutes premières galaxies à se former sera possible avec le successeur d'Hubble, le télescope spatial James Webb, dont le lancement est actuellement planifié pour 2013", ajoute Illingworth.
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Une "étude génétique" de la Galaxie
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En étudiant en détail la composition d'étoiles avec le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, les astronomes apportent un nouveau regard à l'histoire de notre galaxie hôte, la Voie lactée. Ils révèlent que la partie centrale de notre galaxie s'est formée non seulement très rapidement mais également indépendamment du reste.
"Pour la première fois, nous avons clairement
établi une 'différence génétique' entre
les étoiles dans le disque et le bombement de notre galaxie,"
commente Manuela Zoccali, auteur principal d'un article présentant
les résultats dans le journal Astronomy and Astrophysics.
"Nous déduisons de ceci que le bombement doit s'être
formé plus rapidement que le disque, en moins d'un milliard
d'années et quand l'Univers était encore très
jeune."
La Voie lactée est une galaxie en spirale, ayant des bras de gas, de poussières, et d'étoiles se tenant dans un disque aplati, et se prolongeant directement hors d'un noyau sphérique d'étoiles dans la région centrale. Le noyau sphérique est appelé un bombement, parce qu'il est gonflé hors du disque. Tandis que le disque de notre Galaxie se compose d'étoiles de tous les âges, le bombement contient de vieilles étoiles datant du temps où la galaxie s'est formée, il y a plus de 10 milliards d'années. Ainsi, étudier le bombement permet aux astronomes d'en savoir plus sur la façon dont notre galaxie s'est formée.
Pour faire ceci, une équipe internationale d'astronomes a analysé en détail la composition chimique de 50 étoiles géantes dans quatre secteurs différents du ciel vers le bombement galactique. Ils se sont servis du spectrographe FLAMES/UVES sur le VLT de l'ESO pour obtenir des spectres en haute résolution.
La composition chimique des étoiles porte la signature des processus d'enrichissement subis par la matière interstellaire jusqu'au moment de leur formation. Elle dépend de l'histoire précédente de formation des étoiles et peut être employée ainsi pour déduire s'il y a un 'lien génétique' entre différents groupes stellaires. En particulier, la comparaison entre les abondances d'oxygène et de fer dans les étoiles est très illustrative. L'oxygène est principalement produit dans l'explosion d'étoiles massives de courte durée de vie (des supernovae de type II), alors que le fer provient la plupart du temps de supernovae de type Ia, lesquelles peuvent mettre beaucoup plus longtemps à se développer. Comparer l'oxygène aux abondances de fer donne donc un aperçu sur le taux de natalité d'étoiles dans le passé de la Voie lactée.
Les astronomes ont clairement établi que, pour un contenu donné de fer, les étoiles dans le bombement possèdent plus d'oxygène que leurs contreparties de disque. Ceci souligne une différence systématique et héréditaire entre le bombement et le disque d'étoiles.
"En d'autres termes, le bombement d'étoiles ne provient pas du disque et n'a pas migré ensuite vers l'intérieur pour constituer le bombement mais s'est plutôt formé indépendamment du disque," ajoute Zoccali. "D'ailleurs, l'enrichissement chimique du bombement, et par conséquent sa période de formation, a été plus rapide que celui du disque."
Les comparaisons avec les modèles théoriques indiquent que le bombement galactique doit s'être formé en moins d'un milliard d'années, très probablement par une série de sursauts quand l'Univers était encore très jeune.
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Expérience OPERA : le « voyage interieur » des neutrinos
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730 kilomètres sous terre ! C'est le voyage qu'entreprendront des milliards de neutrinos, partant de Genève pour aller dans les Abruzzes près de Rome. A l'arrivée, une poignée d'entre eux se seront transformés. En braquant leur attention sur ces quelques cas, les scientifiques comptent bien apporter la preuve définitive de cette transformation. Ils élucideront ainsi certaines des questions qu'ils se posent sur ces particules et leurs interactions. L'expérience OPERA (Oscillation Project with Emulsion-tRacking Apparatus), qui détectera les fameux neutrinos est inaugurée le 11 septembre. Le CNRS-IN2P3 y est impliqué au travers de quatre de ses laboratoires.
Dans la deuxième quinzaine d'août, les premiers neutrinos sont partis du CERN. Le faisceau était dirigé vers le laboratoire du Gran Sasso, plus grand site souterrain du monde pour la recherche expérimentale en physique des particules, situé à 730 kilomètres de là aux environs de Rome. Il a atteint les détecteurs de l'expérience OPERA, dont l'objectif est d'observer la transformation (ou oscillation) de quelques-uns des neutrinos (qui sont de type muon) en neutrinos d'un autre type (des neutrinos tau). L'expérience OPERA est souterraine afin que les détecteurs soient protégés des rayons cosmiques par une montagne (1400 mètres de roche). Après les essais du mois d'août et l'inauguration en septembre, OPERA doit démarrer en octobre.
Les neutrinos, produits dans les étoiles, sont les particules de matière les plus abondantes de l'Univers. Chaque centimètre carré de notre planète reçoit 60 milliards de neutrinos (venant du Soleil) par seconde. Pourtant, les neutrinos interagissent tellement peu avec la matière qu'ils sont difficiles à étudier. En particulier ils n'interagiront pas avec le sous-sol lors de leur parcours souterrain jusqu'en Italie. En outre, l'oscillation se produit au bout d'une grande distance parcourue, ce qui explique la longueur de ce « voyage intérieur » de 730 kilomètres.
Les scientifiques s'intéressent à la façon dont les neutrinos sont reliés entre eux, observable seulement si les neutrinos sont dotés d'une masse. Si tel est bien le cas, cela implique que les neutrinos ont joué un rôle dans l'évolution de l'Univers et constituent une partie (très petite) de la mystérieuse matière noire – invisible aux télescopes, qui se manifeste par des effets gravitationnels. Les relations des neutrinos entre eux et leurs masses pourraient aussi aider les scientifiques à développer une théorie des interactions fondamentales de la nature. En outre, ces éléments pourraient concourir à expliquer pourquoi, dans notre Univers, la matière a pris le pas sur l'antimatière. On comprend que l'enjeu est de taille.
Des expériences récentes, aux États-Unis et au Japon, ont déjà mis en évidence la disparition de neutrinos de type muon, ce qui suggère qu'ils se transforment en neutrinos de type tau. Avec OPERA, la première expérience du genre en Europe, les scientifiques veulent montrer, de façon directe, la production de neutrinos tau. Sur plusieurs milliards de neutrinos muon partant du CERN, 30 000 interagiront avec les cibles d'OPERA (où le type des neutrinos sera révélé) et environ 15 seulement de ceux qui auront oscillé seront détectés pendant les cinq ans que durera l'expérience. C'est peu, mais suffisant pour que les physiciens complètent cette partie du « puzzle » des neutrinos.
Quatre laboratoires du CNRS-IN2P3 ont travaillé sur OPERA avec d'autres équipes du monde entier. La coordination de l'expérience est assurée par un chercheur du CNRS, Yves Declais, de l'Institut de physique nucléaire de Lyon. Les laboratoires du CNRS-IN2P3 ont conçu et produit les détecteurs de l'ensemble formé par les 200 000 cibles, ainsi que leur électronique. Ces laboratoires ont aussi mis au point le système d'acquisition des données et le dispositif automatisé de manipulation des 200 000 cibles. Les laboratoires du CNRS-IN2P3 participeront à la collecte et à l'analyse des données.
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Atlantis a décollé
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La navette spatiale Atlantis a décollé avec succès pour une mission de onze jours à destination de la Station Spatiale Internationale (ISS). Atlantis a été lancée à 15h15 UTC depuis le Kennedy Space Center, en Floride, et a atteint son orbite huit minutes plus tard.
Le lancement avait été retardé pendant presque deux semaines à la suite de divers facteurs, dont une dépression tropicale et un dysfonctionnement d'une des quatre jauges d'hydrogène du réservoir externe.
Atlantis est programmée pour arriver lundi matin auprès de la Station Spatiale Internationale. Au cours de la mission STS-115, les six membres d'équipage effectueront trois sorties dans l'espace d'une durée totale de 20 heures pour continuer l'assemblage d'ISS, interrompu depuis l'accident de la navette Columbia en Février 2003, en installant deux modules d'assemblage (P3 et P4) et un second jeu de panneaux solaires destiné à doubler la puissance électrique de la Station Spatiale Internationale.
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Les astéroïdes et les météorites ont un air de famille
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En utilisant des données rassemblées par la sonde spatiale japonaise Hayabusa dans un rendez-vous avec l'astéroïde Itokawa, les chercheurs ont démontré que la désagrégation de l'espace se produit même sur de petits astéroïdes. Les nouvelles données, éditées dans Nature, confirment que la composition minérale de tels astéroïdes est conforme aux météorites tombées sur Terre.
Les astéroïdes et les météorites sont censés être faits de la même substance - au moins c'est ce que les professeurs des Sciences de la Terre disaient à leurs étudiants depuis des décennies. Mais jusqu'à récemment, les données n'étaient pas tout à fait adaptées à l'histoire. Quand les chercheurs ont comparé la réflectivité en proche-infrarouge des astéroïdes (mesurée depuis de la Terre) et des météorites (récoltées sur Terre) ils ont trouvé assez de différences pour douter que les astéroïdes soient vraiment la source des météorites récoltées sur Terre.
Une nouvelle comparaison détaillée de l'astéroïde Itokawa avec les échantillons existants de météorite confirme que le processus de dégradation dans l'espace peut expliquer la différence dans le modèle de réflectivité (spectre) entre les astéroïdes et les chondrites ordinaires, la classe la plus commune des météorites.
«Les météorites chondritiques sont si abondantes, il doit y avoir beaucoup, beaucoup de sources d'astéroïdes,» commente Takahiro Hiroi, auteur principal de l'article, «mais nous ne pouvions pas en trouver qui soient assortis si clairement, jusqu'à maintenant. Ces observations nous ont vraiment laissés voir le travail de la dégradation dans l'espace.»
Sur des millions d'années, le flot des ions de grande énergie et des particules microscopiques vaporise la surface des astéroïdes, déposant une mince couche qui change les propriétés optiques de l'astéroïde. Les secteurs fortement érodés tendent à apparaître sombre et rouge. (Le spectre proche infrarouge de tels secteurs est décalé vers l'extrémité rouge du spectre.)
Takhiro Hiroi (Brown University) a visité plusieurs musées et a rassemblé des douzaines d'échantillons frais, ou nouvellement tombés, de météorites. Il a rejeté beaucoup d'échantillons parce que l'oxydation provoquée par la pluie et l'air à la surface de la Terre change la composition de la roche et interfère la comparaison aux astéroïdes. En même temps que d'autres chercheurs de la mission Hayabusa, Hiroi a comparé les spectres de réflectivité en proche-infrarouge des échantillons de météorites aux spectres observés à des endroits spécifiques sur l'astéroïde.
Un échantillon (d'une météorite appelée Alta'ameem, d'après le secteur en Irak où elle est tombée) a eu comme conséquence une correspondance presque identique après correction pour les changements qui résultent de la désagrégation dans l'espace. Ces changements incluent une réduction de la longueur du chemin optique moyen et une augmentation des minuscules particules de fer connues sous le nom de nanophase de fer métallique ou npFe0.
Hiroi a pu voir les effets de l'altération de l'espace en prenant des spectres d'un secteur clair et d'un foncé à la surface de l'astéroïde. Assortissant les spectres observés à celui de la météorite d'Alta'ameem, il a estimé que l'emplacement fortement érodé contenait environ 0.069 pour cent de nanophase de fer métallique et l'emplacement le moins altéré en contenait environ 0.031 pour cent. Puisqu'Alta'ameem est une chondrite LL, une classe qui représente seulement 10 pour cent des météorites chondrites, Hiroi suggère qu'il doit y avoir beaucoup d'astéroïdes dans l'orbite proche de la Terre ayant des compositions semblables aux météorites L et H plus communes.
La preuve de la désagrégation de l'espace a été vue auparavant sur des lunes et de plus grands astéroïdes, mais une telle preuve claire est nouvelle pour de plus petits astéroïdes, comme celui d'Itokawa de 550 mètres de large. On avait supposé que de tels corps, avec leurs plus petits champs de gravité, seraient rapidement dépouillés de la matière d'érosion. Cette nouvelle preuve montre que la matière érodée dans l'espace s'accumule sur les petits astéroïdes, lesquels sont probablement la source de la plupart des météorites.
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Les planètes comme la Terre pourraient être plus nombreuses qu'on le pense
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Plus d'un tiers des systèmes de planètes géantes récemment détectés en dehors de notre Système solaire peuvent héberger des planètes comme la Terre, beaucoup couvertes de profonds océans pouvant favoriser l'éclosion de la vie, selon une nouvelle étude menée par des scientifiques de l'Université du Colorado et de l'Université d'Etat de Pennsylvanie.
L'étude s'est concentrée sur un type de système planétaire différent de notre Système solaire qui contient des géantes gazeuses connues sous le nom de "Jupiters chaudes" orbitant extrêmement près de leur étoile parente. De telles géantes de gaz sont censées avoir migré vers l'intérieur en direction de leurs étoiles parentes pendant que les systèmes planétaires se formaient, perturbaient l'espace environnant et déclenchaient la formation de planètes comme la Terre couvertes d'océans dans une zone "habitable" favorisant l'évolution de la vie, selon la nouvelle étude.
L'étude indique que les Jupiters chaudes repoussent et attirent la matière du disque proto-planétaire pendant leurs voyages, jetant les débris rocheux à l'extérieur où ils sont susceptibles de fusionner en planètes comme la Terre. En même temps, les forces turbulentes du dense gaz environnant ralentissent les orbites des petits corps glacées dans les parties externes du disque, les poussant à se développer en spirales intérieures et à délivrer de l'eau aux planètes naissantes. De telles planètes peuvent en fin de compte accueillir de profonds océans, selon l'étude.
D'après les simulations informatiques, l'équipe a conclu qu'environ un tiers des systèmes planétaires connus pourrait contenir des planètes telluriques similaires à la Terre dans des zones "habitables" comme celle qui héberge la Terre.
En plus des planètes similaires à la Terre qui se forment dans les zones habitables à l'extérieur des Jupiters chaudes, les simulations ont montré que quelques planètes rocheuses connues sous le nom de "terres chaudes" se forment souvent à l'intérieur des orbites des Jupiters chaudes.
Les nouvelles simulations ont montré également que les terres chaudes et les planètes comme la Terre dans des zones habitables sont formées avec de grandes quantités d'eau, jusqu'à 100 fois la quantité d'eau présente sur Terre aujourd'hui. Les modèles indiquent que de telles planètes riches en eau contiendraient probablement un pourcentage inférieur de fer que la Terre.
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Des collisions violentes peuvent-elles structurer les disques circumstellaires ?
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Autour des étoiles de séquence principale qui ont formé un système planétaire, comme par exemple le Soleil, il est fréquent de trouver un disque de poussière. Celle-ci est chauffée par l'étoile centrale, et son émission thermique est observée entre l'infra-rouge moyen et le sub-millimétrique. De même qu'autour du Soleil la poussière zodiacale provient des débris de comètes et d'astéroïdes, les disques de débris sont formés par des morceaux qui restent de la formation du système exo-planétaire. L'asymétrie observée dans ces disques de débris était jusqu'à présent considérée comme un traceur de planètes non encore observées. Une équipe internationale, qui comprend un astronome de l'Observatoire de Paris, propose que ces asymétries pourraient aussi provenir de la destruction par collision violente d'un gros planétesimal relâchant une large quantité de poussières dans le disque.
Au cours des deux dernières décennies, quantité de disques circumstellaires ont été détectés puis imagés grâce à l'émission thermique et à la lumière diffusée par la poussière qu'ils contiennent. Ces disques peuvent schématiquement être divisés en deux catégories: les disques « protoplanétaires », massifs et riches en gaz, censés correspondre aux premières étapes de la formation de systèmes planétaires, et les disques de « débris », plus ténus et pauvres en gaz, correspondant a des systèmes plus évolués pour lesquels le gros de l'accrétion planétaire aurait déjà eu lieu. Dans ces disques de débris, la poussière observée serait produite par collisions entre les « restes » laissés par le processus de formation planétaire.
Un des enseignements majeurs de ces observations est que presque aucun disque de débris ne semble être régulier et symétrique. On observe presque toujours des structures, parfois très marquées: bras spiraux, anneaux fins ou larges, « grumeaux », asymétries de brillance, etc. On a le plus souvent tendance à expliquer ces structures par la présence de planètes non-détectées ou de compagnons stellaires, dont les perturbations gravitationnelles affecteraient profondément la distribution de la poussière observée.
Une équipe regroupant des chercheurs de l'Observatoire de Paris et de l'Université de Stockholm a ainsi récemment exploré un scénario alternatif, ne faisant pas directement appel à la présence de planètes invisibles, dans lequel la source de ces asymétries est un événement isolé et violent: la destruction par collision violente d'un gros planétesimal relâchant une large quantité de poussières dans le disque. Le point fondamental est ici que les conséquences d'un tel événement peuvent dépasser de loin l'excès initial de poussières produit par la seule destruction du planetesimal: les plus petits grains initialement relâchés sont en effet éjectés par la pression de radiation de l'étoile vers l'extérieur du système et peuvent percuter des grains « au repos » plus loin dans le disque ; ces nouvelles collisions produisant une nouvelle génération de petits grains qui vont eux-mêmes être éjectés vers l'extérieur et impacter en chemin d'autres grains, etc ...
Pour étudier ce mécanisme complexe de réaction en chaîne, un modèle numérique novateur a été mis au point, permettant de suivre à la fois l'évolution dynamique et l'évolution en taille d'un disque de poussières. Les résultats obtenus ont montré que ces « avalanches » collisionnelles sont un mécanisme très efficace, se déployant sous forme de structures spirales dans le système, dont l'amplitude dépend très fortement (quasi-exponentiellement) de la densité de poussière dans le disque. Pour des disques de débris de densité légèrement supérieure à celle du système type qu'est Beta-Pictoris, les asymétries créées par une avalanche collisionnelle pourraient ainsi devenir détectables, sous forme de bras spiraux pour les disques vus de face ou d'asymétries de brillance pour ceux vus par la tranche.
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Un des plus petits compagnons stellaires
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Avec le télescope spatial Hubble, les astronomes ont photographié un des plus petits objets jamais vus autour d'une étoile normale au-delà de notre Soleil. D'environ 12 fois la masse de Jupiter, l'objet est assez petit pour être une planète. L'énigme est qu'il est également assez grand pour être une étoile naine brune.
Le minuscule compagnon, dénommé CHXE 73 B, est située à approximativement 200 Unités astronomiques de l'étoile naine rouge de faible masse CHXR 73.
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Pluton et 2003 UB313 officiellement numérotées
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Les planètes naines Pluton et 2003 UB313 ont été officiellement numérotées en tant que planètes mineures.
(134340) Pluto (136199) 2003 UB313
A ce jour, sur 341.329 astéroïdes découverts, 136.563 ont ainsi été affectés d'un numéro officiel et 13.350 ont reçu un nom officiel.
A l'Assemblée Générale de l'IAU à Prague le 24 Août une majorité très substantielle des membres présents ont convenu d'accepter que le Système solaire contient juste huit "planètes' (Mercure-Neptune) et que des objets en équilibre hydrostatique satellisant le Soleil mais ne dominant pas leur proximité seraient considérés comme des "planètes naines". (1) Cérès, Pluton et 2003 UB313 ont été identifiés comme membres de cette nouvelle catégorie, avec d'autres objets tels que 2003 EL61 et 2005 FY9 probablement à ajouter à l'avenir. Puisqu'au moins une des "planètes naines' est déjà incluse dans le catalogue des "Petits Corps du Système Solaire" - et puisque les attributions du Minor Planet Center soulignent le besoin pour le MPC de maintenir une base de données d'observations astrométriques de tels objets observés au-delà des confins de l'atmosphère terrestre, Pluton et les trois objets désignés provisoirement mentionnés ci-dessus sont maintenant ajoutés à cette liste d'objets dans des déterminations fiables d'orbite sous les numéros (134340), (136199), (136108) et (136472), respectivement. Il convient de noter que, tout comme certains objets numérotés qui ont montré de l'activité cométaire ont également des désignations dans le catalogue des comètes périodiques numérotés, la numérotation des "planètes naines" n'exclut pas d'avoir des désignations en double dans les catalogues séparés possibles de tels corps.
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Un grand pas vers un recensement des trous noirs
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Les astronomes, en utilisant
l'observatoire de rayons gamma Integral, ont fait un pas important
vers l'estimation du nombre de trous noirs dans l'Univers.
Une équipe internationale, dirigée par Eugene Churazov et Rashid Sunyaev, Space Research Institute, Moscow, et impliquant des scientifiques de tous les groupes du consortium Integral, a utilisé la Terre comme un bouclier géant pour observer et mesurer la diminution du flux de rayons gamma au fur et à mesure que la Terre bloquait la vision d'Intégral.
Les nouvelles observations d'Integral ont été faites au cours de Janvier et Février 2006 et fournissent des données très précises sur le fond de rayons gamma.
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L'Eclipse partielle de Lune du 07 Septembre 2006
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Une petite échancrure sera visible sur le disque de la Pleine Lune à l'occasion de l'éclipse partielle qui se déroulera le 07 Septembre 2006. En effet, cette seconde éclipse lunaire de l'année se présente sous forme d'une éclipse partielle peu profonde, le disque lunaire ne pénétrant que discrètement dans le cône d'ombre de la Terre.
L'éclipse débute à 16h42 UTC lorsque le disque lunaire entame sa progression dans la zone de pénombre. L'observation des changements de teintes est difficile particulièrement pendant les étapes préliminaires et finales. Ce n'est cependant que vers 17h30 UTC que les observateurs noteront un changement dans la luminosité du disque, lorsqu'au moins 50% de celui-ci aura pénétré dans la zone obscurcie.
Bien que l'éclipse soit peu profonde, en raison de la configuration géométrique qui fait que la Lune rase le cône d'ombre, l'éclipse partielle dure un peu plus d'une heure et demie. La phase partielle commence à 18h05 UTC et se termine à 19h37 UTC, le maximum de l'éclipse se produisant à 18h51 UTC. A cet instant, la Lune se tient au zénith du centre de l'Océan Indien.
Les observateurs de l'ouest de l'Australie, de l'Asie, de l'Afrique et de l'Europe de l'est peuvent assister à l'intégralité de l'éclipse. Cette éclipse n'est pas visible en Amérique du Nord et que très partiellement sur l'est de l'Amérique du Sud où les observateurs pourront voir les phases finales au moment du lever de la Lune.
En Europe, les premières phases seront déjà bien entamées lorsque le disque lunaire commencera sa progression au-dessus de l'horizon. A Paris, le disque lunaire sera encore à 16 degrés sous l'horizon lorsque le premier contact se produira, et à 3 degrés sous l'horizon lorsque débutera la phase partielle. Seuls les observateurs bénéfiant d'un horizon bien dégagé pourront assister au moment du maximum, puisque celui-ci se produira avec une Lune située à seulement 5 degrés de hauteur. A Paris, c'est à 18h22 UTC que le disque lunaire commencera sa progression au-dessus de l'horizon. La fin de phase partielle et la sortie complète de la pénombre, à 21h00 UTC, s'effectuent avec un disque lunaire ayant atteint les hauteurs respectives de 12 et de 23 degrés pour Paris.
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Le chant du cygne de SMART-1 : des données valables jusqu'aux derniers instants
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La caméra AMIE a été dirigée en direction de la Terre pour capturer, dans la meilleure tradition de nombreuses missions lunaires précédentes, une vue de notre planète.
La séquence d'images est centrée sur le Brésil à approximativement 44.9° Ouest et 19.2 Sud (le Nord est sur la gauche). La région de Kourou en Guyane Française, d'où SMART-1 a été lancé en 2003, est également visible.
Les dernières orbites ont procuré de nouvelles occasions d'obtenir des images spectaculaires.
Au cours des orbites finales de SMART-1 les 01 et 02 Septembre, le vaisseau spatial passait à une altitude extrêmement basse au-dessus de la surface de la Lune, qui était dans l'obscurité, incitant les scientifiques à tirer profit de cette situation d'observation unique en dirigeant l'instrument AMIE latéralement vers le limbe lunaire. L'appareil-photo a recueilli des images de la mince enveloppe de poussières entourant la Lune, qui sera analysée par les scientifiques prochainement.
Mosaïque de la région sud géologiquement importante
D'autres résultats de SMART-1 incluent une mosaïque d'images montrant un secteur de 400 kilomètres de long à l'intérieur du bassin polaire sud Aitken (SPA), du plus grand et le plus ancien bassin de cratère d'impact connu dans le Système solaire et la dépression la plus profonde de la Lune.
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Impact !
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L'impact du vaisseau spatial SMART-1 dans la région du Lac de l'Excellence sur la Lune a été observé par la caméra infrarouge à grand champ WIRCam du télescope Canada-France-Hawaii (CFHT).
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SMART-1 achève sa mission en percutant la Lune
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Communiqué de Presse de l'ESA N° 31-2006
Tôt ce matin, un petit éclair a illuminé la surface de la Lune lorsque la sonde SMART-1 de l'Agence spatiale européenne a heurté le sol lunaire, dans une zone baptisée le « Lac de l'Excellence ». Cet impact a été prévu pour mettre un terme à une brillante mission qui a permis non seulement de tester une technologie spatiale innovante, mais aussi d'explorer la Lune de façon approfondie pendant environ un an et demi.
Les scientifiques, ingénieurs et spécialistes des opérations spatiales ayant participé au projet SMART-1 ont assisté à ses derniers moments dans la nuit du samedi 2 au dimanche 3 septembre, depuis le Centre de contrôle de l'ESA (ESOC), situé à Darmstadt (Allemagne). L'ESOC a reçu confirmation de l'impact à 07h42min22s heure de Paris (05h42min22s TU), lorsque la station sol de New Norcia en Australie a brutalement perdu le contact radio avec le satellite. SMART-1 s'est éteint dans le Lac de l'Excellence, au point situé à 34,4° de latitude Sud et 46,2° de longitude Ouest.
L'impact a eu lieu dans une zone sombre, proche de la limite entre la face cachée et la face visible, à un angle rasant d'environ un degré et à une vitesse de 2 kilomètres par seconde. L'heure et le lieu de l'impact étaient calculés de façon à ce qu'il puisse être observé à l'aide de télescopes depuis la Terre, ce qui avait nécessité une série de manœuvres et de corrections d'orbite au cours de l'été 2006, la dernière ayant eu lieu le 1er septembre.
Les observateurs professionnels et amateurs du monde entier (d'Afrique du Sud, des Iles Canaries, d'Amérique du Sud, des Etats-Unis, d'Hawaï et de bien d'autres pays) ont suivi les derniers instants de SMART-1, avant et pendant l'impact, espérant percevoir le faible éclair qu'il produirait et obtenir des informations sur la dynamique de l'impact et le cratère qui en résulterait. La qualité des données et des images collectées par les observatoires au sol (consacrant la fin de la mission SMART-1 et apportant d'éventuelles contributions supplémentaires à la science lunaire) sera évaluée dans les jours qui viennent.
Au cours des 16 derniers mois et jusqu'à ses dernières orbites, SMART-1 a étudié la Lune et recueilli des données sur la morphologie et la composition minéralogique de sa surface, dans la lumière visible, l'infrarouge et le rayonnement X.
« Les innombrables données léguées par SMART-1 seront analysées dans les mois et les années à venir et offriront une contribution précieuse à la science lunaire, à une période où l'exploration de la Lune suscite de nouveau l'intérêt du monde entier » déclare Bernard Foing, Responsable scientifique du projet SMART-1 de l'ESA. « Les mesures réalisées par Smart-1 s'opposent aux théories sur la violence des mécanismes responsables de l'origine et de l'évolution de la Lune », ajoute-t-il. La Lune se serait formée il y a 4 500 millions d'années suite à l'impact d'un astéroïde de la taille de Mars avec la Terre. « SMART-1 a cartographié les cratères de petits et de grands impacts, étudié les processus volcaniques et tectoniques qui ont façonné la Lune, levé le voile sur ses pôles mystérieux et étudié des sites en vue d'une exploration future », conclut-il.
« La décision prise par l'ESA de prolonger d'un an la mission scientifique de SMART-1, qui ne devait à l'origine durer que six mois autour de la Lune, a permis aux responsables des instruments d'utiliser sur une longue période nombre de modes d'observation innovants » ajoute Gerhard Schwehm, Responsable de la mission SMART-1 de l'ESA. Il s'agissait non seulement d'observations du simple nadir (en regardant vers le bas sur une ligne verticale pour les relevés lunaires), mais aussi d'observations ciblées, de pointage figé et d'observations en mode râteau ou « push-broom » (technique utilisée par SMART-1 pour obtenir des images en couleurs). « Les responsables de la préparation de la mission ont dû travailler dur, mais les archives de données lunaires que nous pouvons désormais constituer sont vraiment impressionnantes ».
« SMART-1 constitue également un succès majeur sur le plan technologique », explique Giuseppe Racca, Chef de projet de SMART-1 à l'ESA. Le principal objectif de la mission était de faire un premier essai d'utilisation spatiale d'un moteur ionique (propulsion hélioélectrique) pour les voyages interplanétaires et la capture par le champ gravitationnel d'un autre objet céleste, en s'aidant de manœuvres d'assistance gravitationnelle.
SMART-1 a également testé de nouveaux systèmes de communication destinés aux futures missions dans l'espace lointain, de nouvelles techniques permettant une navigation totalement autonome ainsi que des instruments scientifiques miniaturisés utilisés pour la première fois autour de la Lune. « Quelle satisfaction de voir que la mission a rempli tous les objectifs technologiques pour lesquels elle avait été conçue et qu'elle a en même temps permis d'importantes avancées en science lunaire », conclut G. Racca.
« La conduite opérationnelle de la mission SMART-1 a été particulièrement complexe, mais très gratifiante », déclare Octavio Camino-Ramos, Responsable de la conduite des opérations du satellite SMART-1 à l'ESA. « La longue orbite en spirale de la sonde autour de la Terre, destinée à tester la propulsion hélioélectrique (à faible poussée), son exposition durable aux radiations, les fortes perturbations des champs de gravité du système Terre-Lune et le positionnement sur une orbite lunaire optimisée pour les observations scientifiques nous ont permis d'acquérir de précieuses connaissances sur les techniques de navigation avec une propulsion à faible poussée ainsi que sur des concepts opérationnels novateurs, tels que le système de diffusion des données de télémesure et d'alerte par internet ou l'automatisation accrue des opérations au sol – autant d'apports majeurs pour l'avenir. »
« SMART-1 constitue une belle réussite et un très bon retour sur investissement pour le Programme scientifique de l'ESA, aussi bien sur les plans technologique que scientifique », affirme le Pr. David Southwood, Directeur du Programme scientifique de l'ESA. « Tout le monde semble aujourd'hui vouloir se rendre sur Lune. Les futures missions scientifiques profiteront largement de l'expérience technologique et opérationnelle acquise grâce à cette petite sonde et l'ensemble des données scientifiques collectées par SMART-1 nous aide déjà à mettre à jour nos connaissances sur la Lune. »
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Comète C/2006 R1 (Siding Spring)
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Une nouvelle comète a été découverte à la magnitude 18 dans le ciel austral le 01 Septembre 2006 sur les images prises par D. M. Burton dans le cadre du programme de surveillance du Siding Spring.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 R1 (Siding Spring) indiquent un passage au périhélie au 03 Septembre 2006 à une distance de 1,7 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 03 Septembre 2006 à une distance de 1,6 UA du Soleil, et une période de 13,2 ans.
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AMIE, alunissage brutal planifié
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Dans la nuit du 2 au 3 Septembre, après trois ans de voyage, la sonde de l'Agence spatiale européenne SMART-1 s'écrasera sur la Lune. Ce crash devrait permettre aux scientifiques de mieux connaître certains paramètres physiques de la Lune, comme la composition chimique du sol ou la topographie du lieu d'impact. Bien que les caméras de plusieurs gros télescopes soient braquées sur notre satellite pour observer l'impact, la mieux placée sera sans aucun doute AMIE, la petite caméra de la sonde.
Mais c'est surtout dans la phase d'approche que les photos d'AMIE sont attendues avec intérêt. En effet, grâce à sa trajectoire rasante la caméra pourra prendre des photos avec un angle permettant une reconstruction tridimensionnelle de lieux qui, jusqu'à présent, n'avaient été photographiés que verticalement.
L'impact lui, sera moins spectaculaire, puisqu'il devrait se produire dans la partie sombre de la lune, à moins que lors de l'avant-dernière orbite, la sonde heurte les flancs d'une montagne dont la hauteur était mal connue.
AMIE a produit une base de données de plus de 20.000 photos de la Lune
Ces images seront les dernières d'une mission particulièrement réussie. "AMIE s'est parfaitement comportée. Initialement la caméra devait prendre quatre clichés par orbite, mais en réduisant l'apolune de 10.000 km à 2.500 km, l'ESA nous a permis de prendre beaucoup plus de clichés que ce qui était prévu", explique Jean-Luc Josset le directeur de l'Institut pour l'Exploration Spatiale (SPACE-X), responsable scientifique de la caméra.
"En moyenne, AMIE a pris 25 clichés par orbite, constituant une base de données de plus de 20.000 photos. Elle a également travaillé dans plusieurs modes d'observation, comme le mode spot pointing par exemple, où en prenant le même lieu sous différents angles, il permet d'étudier la photométrie de surface de ce lieu, ou encore en mode push broom où en scannant la surface avec différents filtres, il est possible d'analyser la minéralogie de cette surface. AMIE a aussi participé à des observations inédites de la face cachée de la lune. Les acquisitions sont maintenant terminées, la science peut commencer", ajoute Jean-Luc Josset.
En effet, toutes les équipes européennes impliquées dans la mission SMART-1 ont leur spécialité, étude des couleurs, analyse de la vision en stéréo, minéralogie, géologie ou encore topographie en trois dimensions. L'institut Neuchâtelois s'attellera spécialement au décryptage des photos des pôles pour en établir une cartographie précise. Cette cartographie est fondamentale dans la perspective de futures missions lunaires permanentes ou de longue durée.
AMIE a effectivement mis en évidence des endroits illuminés sans interruption, idéaux pour la production d'énergie solaire, d'autres d'où la Terre est visible en permanence, parfaits pour la transmission de données. AMIE a également trouvé des lieux qui sont toujours à l'ombre où les chercheurs pourraient installer des télescopes mais aussi étudier la glace susceptible de s'y trouver.
"AMIE s'est parfaitement comportée, elle a résisté aux radiations et aux chocs thermiques, nous avons acquis une grande expérience du point de vue scientifique, technique, informatique et bien sur humain. C'est de bonne augure pour les futures missions de l'ESA Bepi Colombo sur Mercure, et Exo Mars sur la recherche de vie passée ou présente sur Mars", conclut Jean-Luc Josset.
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Comète P/2006 Q2 (LONEOS)
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Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 29 Août 2006 dans le cadre du programme de surveillance LONEOS s'est révélé être une comète lors d'observations de confirmation.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2006 Q2 (LONEOS) indiquent un passage au périhélie au 02 Septembre 2006 à une distance de 1,3 UA du Soleil, et une période de 5,85 ans.
Les observations supplémentaires indiquent une période de 5,98 ans.
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Sources ou Documentations non francophones
Sur
son chemin en direction de Pluton, le vaisseau spatial News Horizons
est passé à portée de Jupiter.
L'un
de ces massifs résiduels est devenu célèbre
en tant que « visage de Mars » sur une image prise le
25 juillet 1976 par l'orbiteur de la sonde américaine Viking
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Cette
image extraite d'une spectaculaire séquence d'images montrant
la Terre a été capturée le 29 Août 2006
à 19h00 UT par l'instrument AMIE à bord du vaisseau
spatial SMART-1, quatre jours avant son impact sur la Lune.
