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Nouvelles du Ciel de Septembre 2007 |
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Nouvelles du Ciel de Septembre 2007 |
Coup de chance
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Cette image de NGC 5315 montre les contours en encadré pour deux des détecteurs sur Chandra, plus le point de cible du télescope, où les images de Chandra sont les plus nettes (la résolution spatiale des images de Chandra, comme celles pour d'autres télescopes de rayons X, décroit avec la distance du point de cible). Pour l'imagerie optimale de Hen 2-99, Chandra était pointé de sorte que cette nébuleuse planétaire tombe près du point de cible. Bien que Hen 2-99 était trop faible pour être détectée, la nébuleuse planétaire NGC 5315 a été détectée par hasard à une grande distance du point de cible, où l'image n'est pas aussi nette.
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Dans la chrysalide
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Dans les dernières phases de leur vie, les étoiles telles que notre Soleil évoluent d'une géante rouge qui engloutirait l'orbite de Mars à une naine blanche, un objet qui est à peine plus grand que la Terre. La transition est accomplie par la perte d'une enveloppe énorme de gaz et de poussières qui scintille en de nombreuses couleurs, produisant un objet plus spectaculaire : une nébuleuse planétaire. La chrysalide céleste devient un papillon cosmique.
Cette métamorphose, rapide en termes de vie d'étoile, est plutôt complexe et mal comprise. En particulier, les astronomes veulent comprendre comment une étoile sphérique peut produire une grande variété de nébuleuses planétaires, certaines avec des formes très asymétriques.
Une équipe de scientifiques s'est donc embarquée sur l'étude d'une étoile qui est actuellement en voie de devenir un papillon cosmique. L'étoile, V390 Velorum, est 5000 fois plus lumineuse que notre Soleil et est située à 2.600 années-lumière. Elle est aussi connue pour avoir un compagnon qui accomplit son ballet en 500 jours.
Les astronomes postulent que les étoiles âgées avec compagnons possèdent un réservoir de poussières qui est supposé jouer un rôle majeur dans les derniers chapitres de leurs vies. La forme et la structure de ces réservoirs demeurent, cependant, en grande partie inconnues.
Pour examiner minutieusement l'objet avec grande précision, les astronomes ont relié les observations prises avec les instruments interférométriques puissants de l'ESO, AMBER et MIDI, au VLTI. En particulier, ils ont combiné, en utilisant AMBER, la lumière proche-infrarouge de trois des télescopes unitaires de 8.2-m du VLT "Seule cette triple combinaison de puissants télescopes nous permet d'indiquer exactement la position et la forme du réservoir poussiéreux à l'échelle du millième de seconde d'arc," explique Pieter Deroo, auteur principal du papier qui présente ces résultats dans le journal de recherches Astronomy and Astrophysics.
Ces observations démontrent clairement que la poussière présente autour de l'étoile ne peut pas être distribuée dans une coquille sphérique "Ceci montre que tout le mécanisme formant les nébuleuses planétaires asymétriques est déjà présent avant que la métamorphose ait lieu," commente Hans Van Winckel, membre de l'équipe.
Les astronomes ont trouvé en effet la preuve d'un disque s'étendant de 9 Unités Astronomiques à plusieurs centaines d'UA "Ce disque est trouvé autour d'une étoile qui est dans une phase très brève de sa vie - juste un clin d'oeil sur les milliards d'années de durée de vie de l'étoile - mais cette phase est très importante," note Deroo. "C'est dans cette période qu'un changement morphologique énorme se produit, conduisant à la création d'une nébuleuse planétaire,".
Les mesures en très haute résolution spatiale ont permis aux astronomes de séparer la contribution non résolue de l'étoile centrale de l'émission résolue du disque. Même la structure très intérieure du disque tout comme son orientation et son inclinaison ont pu être déterminées. Les observations sondent la nature physique du disque et révèlent que la poussière dans le bord intérieur est extrêmement chaude et gonflée. Le disque est circumbinaire car il entoure les deux étoiles.
La transformation de la poussière (coagulation, cristallisation) s'avère très efficace dans ce disque circumbinaire, en dépit des périodes d'évolution plutôt courtes concernées. Le disque autour de cet objet évolué est très semblable à ceux autour des jeunes objets stellaires, dans lesquels des planètes se sont formées.
"La combinaison de MIDI et AMBER sur le VLTI de l'ESO est un très puissant et peut-être unique outil pour étudier la géométrie de la matière autour des étoiles," conclut Van Winckel.
Il semble que c'est la saison de la "chasse"
au disque : la détection d'un disque poussiéreux dans
la remarquable Ant Nebula vient tout juste d'être annoncée
(voir ESO 42/07 ou Nouvelles du Ciel : Une
fourmi cosmique économe [27/09/2007]).
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Une fourmi cosmique économe
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Ant Nebula est l'une des nébuleuses planétaires les plus remarquables connues. Les nébuleuses planétaires - dont le nom provient du fait que la plupart sont sphériques et ressemblaient aux planètes lorsqu'elles ont été découvertes la première fois par des télescopes plus anciens et moins puissants - sont des structures rougeoyantes de gaz abandonnées par des étoiles comme le Soleil aux termes de leurs vies. La morphologie de Ant Nebula - un noyau lumineux, trois paires imbriquées de lobes bipolaires et un écoulement en forme d'anneau - est si unique quelle a été surnommée la 'Chambre des horreurs' des nébuleuses planétaires vers la fin des années 1950.
Mais comment une étoile sphérique produit de telles structures complexes ? La réponse, beaucoup d'astronomes le pensent, exigent la compréhension des disques entourant l'étoile centrale. Par leur nature, ces disques témoignent des phénomènes qui mènent aux structures asymétriques des nébuleuses planétaires.
"Le défi est de détecter réellement ces disques," explique le chef d'équipe Olivier Chesneau, de l'Observatoire de la Côte d'Azur, France. "La plupart des instruments astronomiques n'ont pas une vue assez perçante pour les trouver, encore moins pour les étudier. Le VLTI, cependant, avec sa résolution spatiale particulièrement élevée, est un puissant chasseur de disque."
Le disque de Ant Nebula, qui ne peut pas être détecté avec un seul télescope unitaire de 8.2-m du VLT, a été découvert en mode interférométrique où deux télescopes unitaires de 8.2-m ont été utilisés pour combiner la lumière, à travers l'instrument interférométrique MIDI (MID-infrared Interferometric). Les observations indiquent un disque aplati presque de profil dont l'axe principal est perpendiculaire à l'axe des lobes bipolaires. Le disque s'étend d'environ 9 fois la distance moyenne entre la Terre et le Soleil (9 Unités Astronomiques ou 9 UA) à plus de 500 UA. A la distance de Ant Nebula, ceci correspond à avoir détecté des structures que sous-tend un angle de seulement 6 millisecondes d'arc. C'est similaire à distinguer un bâtiment de deux étage sur la Lune.
La masse de poussières stockée dans le disque semble être seulement de cent millième de la masse du Soleil et est cent fois plus petite que la masse trouvée dans les lobes bipolaires.
"Nous devons par conséquent conclure que le disque est trop léger pour avoir un impact significatif sur la matière sortant et ne peut pas expliquer la forme de Ant Nebula", dit Chesneau. "A la place, on dirait plus que ce disque est du reste de matières expulsées par l'étoile."
Les observations fournissent également la preuve incontestable que le disque se compose principalement de silicate amorphe "Ceci," dit Chesneau, "indique très probablement que le disque est jeune, peut-être aussi jeune que la nébuleuse planétaire elle-même."
Les astronomes privilégient la possibilité que la grande quantité de matériel dans les lobes a été propulsée par plusieurs événements à grande échelle, déclenchés avec l'aide d'un compagnon stellaire froid. La solution du mystère réside par conséquent dans le noyau du système, et exige une meilleure caractérisation de la chaude étoile centrale et son supposé compagnon, actuellement masqué par le disque poussiéreux.
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En route vers la Ceinture d'astéroïdes
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Le lancement de la fusée Delta 2-Heavy emportant la sonde Dawn, pour un voyage au coeur de la Ceinture Principale d'astéroïdes à la découverte de Vesta et de Cérès, a eu lieu ce Jeudi à 11h34 UTC depuis le pas de tir 17B à Cape Canaveral.
La sonde rencontrera Mars en 2009 pour bénéficier de l'assistance gravitationnelle de la planète rouge afin d'atteindre Vesta en 2011 et la planète naine Cérès en 2015. Dawn sera le premier vaisseau spatial à satelliser deux cibles.
Le choix des spécialistes s'est porté sur ces deux cibles pas seulement en raison de leur taille mais aussi parce que ces deux astéroïdes sont différents l'un de l'autre.
Vesta, un astéroïde d'environ 530 km de diamètre et pas tout à fait spérique, est sec et rocheux et semble avoir une surface recouverte de lave gelée. De nombreuses météorites trouvées sur Terre proviennent de Vesta.
Cérès, le premier astéroïde découvert et élevé au statut de planète naine l'année dernière, est pratiquement sphérique, glacé, et pourrait avoir des pôles recouverts de givre. Les deux corps, qui figurent parmi les plus gros astéroïdes de la Ceinture principale située entre Mars et Jupiter, se sont formés pourtant à la époque, il y a environ 4,5 milliards d'années.
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La meilleure carte à ce jour de notre galaxie
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Dix ans se sont écoulés depuis la publication des catalogues Hipparcos et Tycho, les premiers catalogues astrométriques produits à partir d'observations dans l'espace. Le catalogue Hipparcos a été depuis retravaillé et affiné, fournissant la meilleure carte de notre galaxie jusqu'à présent.
Hipparcos (High Precision Parallax Collecting Satellite), lancée en 1989, était la première, et jusqu'ici la seule, mission astrométrique basée dans l'espace. Conçue pour déterminer la position et la distance de plus de 100.000 étoiles, sa précision a dépassé les observations terrestres par un facteur de 10 à 100. La mission a aussi collecté des données sur le mouvement propre et la variabilité des étoiles et identifié des systèmes multiples d'étoiles.
Hipparcos a été gérée et dirigée exclusivement par l'ESA et un consortium de scientifiques européens. Il en résulta les catalogues Hipparcos et Tycho qui ont été publiés la première fois en 1997. Les catalogues fournissent de l'information fondamentale sur tous sujets en astronomie et restent incomparables à ce jour.
Le catalogue Hipparcos contient environ
"Quand Hipparcos a été lancé, l'astrométrie était un secteur obscur et personne ne pouvaient prévoir les surprises à venir," commente Michael Perryman, scientifique du projet de l'ESA's pour Hipparcos. "La mission a apportée du nouveau sur une gamme étendue de sujets et a ouvert de vastes horizons inexplorés."
La qualité et la quantité d'informations contenues dans les deux catalogues ne seront pas supplantées avant Gaia, la prochaine mission de l'ESA d'astrométrie basée dans l'espace, qui sera lancée en 2011 et publiera son catalogue en 2020.
Grâce à l'affinage patient des données d'Hipparcos par Floor van Leeuwen (University of Cambridge, Royaume-Uni), membre de l'équipe scientifique d'Hipparcos, une nouvelle version du catalogue Hipparcos est maintenant disponible. Avec l'amélioration de la technique, les modèles informatiques utilisés pour traiter les données ont été peaufinés et réexécutés, révélant beaucoup plus.
Les efforts de Van Leewen ont eu pour résultat
une amélioration par un facteur de deux sur le catalogue
original d'Hipparcos, avec de plus grandes améliorations
pour un certain nombre de cas spécifiques.
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Une expérience spatiale réalisée à bord de la capsule Photon confirme la théorie des fluides
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Quand on effectue des recherches scientifiques, il est toujours très gratifiant de constater que l'expérimentation vient confirmer les travaux théoriques. Il en a été ainsi ces derniers jours lorsqu'une expérience en science des fluides réalisée à bord du vaisseau Photon-M3 en orbite autour de la Terre a fourni à une équipe de scientifiques italiens et américains la confirmation préliminaire d'une théorie avancée depuis dix ans.
Bien que Photon ait été lancée il y a seulement une semaine, les chercheurs sont d'ores et déjà très satisfaits des données fournies par l'expérience GRADFLEX (GRAdient-Driven FLuctuation EXperiment / Expérience sur les fluctuations induites par différents gradients). D'un point de vue qualitatif, les premiers résultats sont conformes aux prédictions théoriques détaillées faites au cours de la dernière décennie.
Tous les liquides subissent d'infimes fluctuations de température ou de concentration qui sont provoquées par les différentes vitesses de leurs propres molécules. En règle générale, ces fluctuations sont si faibles qu'il est extrêmement difficile de les observer.
Dans les années 1990, des chercheurs ont découvert que ces infimes fluctuations affectant les fluides et les gaz pouvaient augmenter de taille, voire devenir visibles à l'œil nu, en cas d'introduction d'un gradient puissant. Un moyen d'y parvenir consiste à augmenter la température au fond d'une fine couche de liquide, mais pas suffisamment pour provoquer de convection. En réchauffant la couche supérieure du fluide, il est également possible de supprimer la convection, ce qui permet d'obtenir des mesures plus précises.
Bien que les premières recherches aient été effectuées à partir de mesures réalisées au sol, on a pensé que ces fluctuations pourraient apparaître plus nettement en apesanteur. La mission Photon en cours permet de tester cette hypothèse. À cet égard, les premiers résultats vont tout à fait dans le sens des prévisions initiales.
« Les premières images de l'expérience ont été envoyées après seulement quelques orbites au Centre des opérations de la charge utile à Kiruna (Suède) », explique le professeur Marzio Giglio, chef de l'équipe du Département de physique de l'Université de Milan (Italie) et du CNR-INFM (Istituto Nazionale per la Fisica della Materia).
À la vive satisfaction de l'équipe scientifique, au niveau visuel les images appuient les prédictions théoriques en révélant une très forte augmentation de la taille des fluctuations. L'analyse des données montre également que l'amplitude des fluctuations de température et de concentration s'est fortement accrue.
« Il est rare qu'une mission spatiale puisse confirmer une prédiction théorique dans un délai aussi rapide », explique Olivier Minster, chef de l'unité Sciences physiques de l'ESA. « Ces résultats sont importants car ils constituent la toute première vérification d'une théorie émise il y a dix ans ».
« Le fait de disposer de ces images en provenance de Photon nous permet d'ajuster les recherches que nous sommes en train de mener, de sorte qu'il est possible d'optimiser le retour scientifique de la mission », déclare le professeur David Cannell de l'Université de Californie à Santa Barbara (UCSB). « Lorsque l'expérience sera de retour sur Terre, nous disposerons également de plusieurs milliers d'images à analyser dans nos laboratoires. Cela nous occupera pendant pas mal de temps »
« Il est possible que nos résultats aient une influence sur d'autres types de recherche en microgravité, comme la croissance des cristaux. Nos recherches pourraient même déboucher sur de nouvelles retombées technologiques », précise le professeur Giglio.
GRADFLEX est l'une des 43 expériences scientifiques et technologiques de l'ESA qui ont été embarquées sur la mission Photon-M3 d'une durée de 12 jours. Cette mission doit s'achever le 26 septembre, date à laquelle la capsule reviendra sur Terre et se posera dans le Kazakhstan. Les expériences embarquées seront remises à leurs institutions d'origine, où les données seront analysées au cours des prochains mois.
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Trois lunes de Saturne reçoivent un nom
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Le Working Group on Planetary Science Nomenclature (WGPSN) de l'IAU a approuvé par la circulaire IAUC 8873 les noms suivants pour trois satellites de Saturne :
Saturn L = S/2006 S 6 Jarnsaxa Saturn LI = S/2006 S 4 Greip Saturn LII = S/2007 S 1 Tarqeq
Le thème pour les satellites progrades avec une inclinaison d'environ 48 degrés a été élargi pour inclure les esprits inuits.
Ainsi par convention, les satellites de Saturne reçoivent les noms des Titans de la mythologie Gréco-romaine, des descendants des Titans, des dieux romains du commencement, et des géants des mythologies Gréco-romaines et autres.
Les noms Gaulois, Inuits et Scandinaves identifient trois groupes différents d'inclinaisons d'orbite, où les inclinaisons sont mesurées par rapport à l'écliptique, et non par rapport à l'équateur ou à l'orbite de Saturne. Les satellites rétrogrades (ceux qui possèdent une inclinaison de 90 à 180 degrés) reçoivent des noms de géants Scandinaves (excepté Phoebée, qui a été découvert il y a bien longtemps, et est le plus grand). Les satellites progrades avec une inclinaison orbitale d'environ 36 degrés reçoivent des noms de géants Gaulois, et les satellites progrades avec une inclinaison d'environ 48 degrés reçoivent des noms de géants et d'esprits Inuits.
Jarnsaxa, dans la mythologie scandinave, est une géante et amoureuse de Thor. Greip, dans la mythologie scandinave, est une géante.. Tarqeq est l'esprit de la Lune, chez les inuits.
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Le champ magnétique tisse son lien entre la bébé-étoile et son disque d'accrétion
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Comment les étoiles comme le Soleil se forment-elles? Comment les systèmes planétaires naissent-ils? Pour répondre à ces questions, les astrophysiciens doivent découvrir les processus qui transforment de vastes nuages de gaz en disques d'accrétion, puis en étoiles et en planètes. Il semblerait que, parmi les ingrédients majeurs, le champ magnétique figure en bonne place. Une équipe internationale d'astrophysiciens, conduite par JF Donati du CNRS (Observatoire Midi-Pyrénées à Toulouse - INSU), vient juste de réussir à cartographier les arches et les tubes que le champ magnétique tisse entre les bébés-étoiles et leur disque d'accrétion. Ces observations, réalisées avec le spectropolarimètre ESPaDOnS installé au foyer du télescope Canada-France-Hawaii, devraient permettre de préciser comment les étoiles interagissent avec leur disque d'accrétion pour former leur propre système planétaire. Ces résultats sont publiés dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
L'équipe internationale d'astrophysiciens vient d'observer une des pouponnières stellaires les plus proches du Soleil pour tenter de mieux comprendre comment les étoiles comme le Soleil se forment. Située dans la constellation d'Ophiuchus, la bébé-étoile qu'ils ont examinée s'appelle V2129 Ophiuchi. Bien que presque aussi chaude que le Soleil et environ 2,5 fois plus grosse que lui (n'ayant pas encore achevé sa contraction), elle est pourtant environ un million de fois trop peu lumineuse pour être visible à l'oeil nu, du fait de sa distance à la Terre de 420 années-lumière. Elle n'est agée que de 2 millions d'années ; à l'échelle de la vie humaine, c'est une bébé-étoile d'à peine quelques jours, qui doit encore passer une année entière à se contracter pour devenir une étoile adulte comme le Soleil, accompagnée de son cortège de planètes.
Les étoiles comme V2129 Oph prennent vie lorsqu'une
portion du nuage moléculaire parent s'effondre sous son propre
poids. Dans ce processus, le globule en effondrement se met à
tourner sur lui-même de plus en plus vite, formant ainsi progressivement
un disque applati, que l'on nomme disque d'accrétion, avec
au centre un coeur qui donne naissance à la nouvelle étoile
tandis que le disque qui l'entoure engendre les planètes.
Cette théorie, prédite par Laplace, n'est que très
approximative; elle prédit en particulier que les étoiles
très jeunes doivent tourner très vite sur elles-mêmes,
une propriété qui n'est pas confirmée par les
observations. Il est donc clair qu'il nous manque certains des ingrédients
élémentaires pour expliquer le processus.
L'ingrédient manquant est probablement le champ magnétique. Présent au niveau du Soleil, les champs magnétiques sont probablement beaucoup plus puissants dans les régions de formation d'étoiles. On pense qu'ils permettent de contrôler la dynamique des disques d'accrétion en évacuant la matière des régions centrales des disques d'accrétion et servent à guider la matière du bord interne du disque jusqu'à la surface de la jeune étoile dans des « tubes magnétiques ». Comprendre les détails physiques de ces processus est essentiel pour comprendre la formation d'étoile comme le Soleil et de son cortège de planètes.
C'est en mesurant la polarisation que les champs magnétiques engendrent dans la lumière de V2129 Oph que les chercheurs ont pu cartographier pour la première fois les gigantesques arches magnétiques qui relient la jeune étoile à son disque d'accrétion. Grâce à leur travail, les théoriciens devraient pouvoir développer de nouveaux modèles plus précis de la formation des étoiles et des planètes. Pour ce faire, ils ont utilisé le spectropolarimètre ESPaDOnS, installé sur le Télescope Canada-France-Hawaii de 3.6m au sommet du Mauna-Kea.
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Comète P/2007 S1 (Zhao)
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Haibin Zhao (Purple Mountain Observatory, XuYi Station) a découvert le 17 Septembre 2007 une nouvelle comète de magnitude 18 sur des images CCD obtenues avec le télescope Schmidt de 1,04 mètres f/1.8. L'objet a été confirmé par de nombreux observateurs après publication sur la Page de Confirmation. Des observations supplémentaires ont été trouvées dans les observations de LONEOS datant des 08 et 15 septembre 2007 par Tim Spahr.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2007 S1 (Zhao) indiquent un passage au périhélie le 10 Décembre 2007 à une distance de 2,5 UA, et une période de 7,46 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 06 Décembre 2007 à une distance de 2,5 UA du Soleil, et une période de 7,4 ans.
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Des étoiles orphelines découvertes dans la longue queue de la galaxie
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La queue en forme de comète a été observée dans la lumière des rayons X avec l'Observatoire Chandra et en optique avec le télescope SOAR (Southern Astrophysical Research) au Chili. Le dispositif se prolonge sur plus de 200.000 années-lumière et a été créé lorsque le gaz a été arraché d'une galaxie appelée ESO 137-001 qui plonge vers le centre d'Abell 3627, un amas géant de galaxies.
« C'est l'une des plus longues queues de ce genre que nous ayons vu, » commente Ming Sun (Michigan State University), qui a mené l'étude. « Et, il s'avère que c'est un sillage géant de création, pas de destruction. »
Les observations indiquent que le gaz dans la queue a formé des millions d'étoiles. Parce que les grandes quantités de gaz et de poussières nécessaires pour former des étoiles sont habituellement trouvées seulement dans les galaxies, les astronomes ont supposé précédemment qu'il est peu probable qu'un grand nombre d'étoiles se formeraient en dehors d'une galaxie.
« Ce n'est pas la première fois que l'on voit des étoiles se former entre les galaxies, » ajoute le membre d'équipe Megan Donahue, aussi du MSU. « Mais le nombre d'étoiles en formation ici est sans précédent. »
La preuve de la formation d'étoiles dans cette queue inclut 29 régions d'hydrogène ionisé rougeoyant dans la lumière optique, pensée pour être des étoiles récemment formées. Ces régions sont toutes en aval de la galaxie, localisée dedans ou près de la queue. Deux sources de rayons X de Chandra sont près de ces régions, une autre indication d'activité de formation d'étoiles. Les chercheurs croient que les étoiles orphelines se sont formées dans les 10 derniers millions d'années environ.
Les étoiles dans la queue de cette galaxie rapide, qui est à environ 220 millions d'années-lumière, seraient beaucoup plus isolées que la grande majorité des étoiles dans les galaxies.
« D'après nos standards galactiques, ce sont des étoiles extrêmement isolées, » ajoute Mark Voit, un autre membre d'équipe du MSU. « Si la vie était apparue ici sur une planète il y a quelques milliard d'années, elles auraient des cieux très sombres. »
Le gaz qui a formé les étoiles orphelines a été arraché à sa galaxie parent par la pression induite par le mouvement de la galaxie à travers le gaz de plusieurs millions de degrés qui imprègne l'espace intergalactique de l'amas de galaxies. Par la suite la majeure partie du gaz sera nettoyé de la galaxie, réduisant lamatière première pour de nouvelles étoiles, et arrêtant efficacement la formation d'étoiles dans la galaxie.
Ce processus peut représenter une étape importante mais de courte durée dans la transformation d'une galaxie. Bien qu'apparemment rare dans l'Univers actuel, les queues galactiques de gaz et les étoiles orphelines peuvent avoir été plus courants il y a des milliards d'années quand les galaxies étaient plus jeunes et plus riches en gaz de formation d'étoiles.
Ces résultats apparaîtront dans l'édition du 10 Décembre de The Astrophysical Journal.
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Comète P/1999 R1 = 2003 R5 = 2007 R5 (SOHO)
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La comète décélée par Bo Zhou le 10 Septembre 2007 sur les images transmises en temps réel par le coronographe C2 du satellite SOHO, conformément aux prévisions de Sebastian Hönig (2006, Astron. Astrophys. 445, 759) annonçant le retour au périhélie de la comète C/2003 R5 (SOHO) et confirmant aussi son identité avec la comète C/1999 R1 (SOHO), a reçu la dénomination de P/2007 R5 (SOHO).
Les éléments orbitaux de la comète P/2007 R5 (SOHO) indiquent un passage au périhélie le 11 Septembre 2007 à une distance de 0.0537196 UA du Soleil, et une période de 3,99 ans.
Il s'agit de la première comète périodique SOHO et la comète périodique ayant la plus petite distance au périhélie.
La comète P/2007 R5 (SOHO) sera très probablement numérotée définitivement dans un proche avenir.
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Echappement de méthane, mouvements verticaux : l'atmosphère de Neptune très active
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Une équipe internationale impliquant une astrophysicienne du CNRS appartenant au laboratoire d'Etudes Spatiales de d'Instrumentation en Astrophysique (LESIA : UMR, CNRS, Observatoire de Paris) a obtenu des images de l'atmosphère de Neptune avec l'instrument VISIR équipant le Very Large Telescope de l'ESO dans le domaine de l'infrarouge moyen. Les températures de la troposphère de Neptune sont très inhomogènes avec un maximum très marqué au pôle sud. Ceci s'explique par le fait que le pôle sud est constamment ensoleillé depuis 40 ans. Ces températures élevées permettent au méthane, qui condense aux autres latitudes, de s'échapper sous forme de gaz dans la stratosphère. Ce phénomène explique l'origine de l'abondance en méthane gazeux dans cette couche atmosphérique de Neptune qui était détectée de longue date mais n'avait pas été expliquée. Il pourrait y avoir ensuite transfert de ce méthane vers le pôle nord en fonction de la variation saisonnière dans les 80 années qui viennent. Malgré son faible ensoleillement, l'atmosphère de Neptune pourrait être plus active que celle de Jupiter ou Saturne.
C'est la première fois que des chercheurs obtiennent des images à haute résolution de la planète Neptune dans le domaine de l'infrarouge moyen. De telles informations leur permettent de décrire la température de la troposphère de Neptune, mais surtout de sa tropopause qui est la limite entre la troposphère et la stratosphère. Ces observations ont été réalisées, il y a un an, avec l'un des quatre télescopes du Very Large Telescope de l'European Southern Observatory, équipé de la caméra-spectromètre moyen infrarouge VISIR.
Les données font apparaître une élévation de température au niveau du pôle sud de Neptune. Ceci peut parfaitement s'expliquer par le fait que l'année (temps d'une révolution autour du Soleil) neptunienne dure 165 années. Le pôle sud de Neptune est en ce moment à la fin de son été et a été exposé au Soleil depuis près de 40 ans subissant un réchauffement conséquent. Cet échauffement permet ainsi au méthane, piégé sous forme de glaces dans la troposphère, de se réchauffer et de s'échapper dans la stratosphère. Ce phénomène permet ainsi d'expliquer l'origine de l'abondance en méthane qui avait été détectée dans la stratosphère de Neptune, abondance qui n'avait jusqu'à présent pu être expliquée. Il y a en ce moment 8 fois plus de méthane au pôle sud que dans le reste de la tropopause neptunienne. La variation de l'abondance du méthane en fonction de la latitude est très importante et nous pouvons nous attendre à ce que dans quatre vingt années, lorsque le pôle nord sera en situation d'été, il y ait une inversion de la situation avec transfert de l'excédent de méthane du pôle sud vers le pôle nord.
Ces observations ont également mis en évidence la présence d'un point chaud à 65-70° de latitude sud, la température dans cette zone étant supérieure de 3° K à la température des zones contiguës. Cette zone pourrait être due à des mouvements verticaux de l'atmosphère à petites échelles.
Ainsi, malgré son éloignement du Soleil (30 unités astronomiques, soit 4,5 milliards de kilomètres) et donc le faible apport énergétique, l'atmosphère de Neptune est le siège d'une grande activité. Des échauffements de la tropopause avec échappement de méthane, des gradients d'abondance en méthane importants, une circulation atmosphérique qui rééquilibre ces abondances, la présence de points chauds dus à des mouvements atmosphériques, tous ces phénomènes indiquent que l'atmosphère de Neptune pourrait être plus active que celle de Jupiter ou de Saturne.
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Les Nuages de Magellan font leur première visite
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Le Grand Nuage de Magellan (LMC) et le Petit Nuage de Magellan (SMC) sont deux des galaxies voisines les plus proches de la Voie lactée. Spectacle sensationnel dans l'hémisphère sud, elles ont été baptisés du nom de Ferdinand Magellan, qui a exploré ces eaux au 16ème siècle. Depuis des centaines d'années, ces galaxies sont considérées comme des satellites de la Voie lactée, liées gravitationellement à notre galaxie. La nouvelle recherche par Gurtina Besla (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) et ses collègues montre que les nuages de Magellan sont des arrivées récentes et font leur première visite au voisinage de la Voie lactée.
"Nous connaissons les Nuages depuis la période de Magellan, et une mesure simple a rejeté tout ce que nous pensions avoir compris au sujet de leur histoire et de leur évolution," commente Besla.
Bien qu'ils ressemblent aux nuages rougeoyants à l'oeil nu, LMC et SMC sont deux galaxies irrégulières. Le Grand Nuage de Magellan est localisé à approximativement 160.000 années-lumière de la Terre. Il est environ un-vingtième aussi grand que notre galaxie en diamètre et contient environ un dixième autant d'étoiles. Le Petit Nuage de Magellan est situé à peu près à 200.000 années-lumière de la Terre. Il est environ dix fois plus petit que son compagnon et cent fois plus petit que la Voie lactée.
Au début de cette année, les astronomes du CfA ont rapporté les mesures de vitesse en trois dimensions des Nuages de Magellan à travers l'espace avec une plus grande exactitude qu'auparavant. Les vitesses étaient anormalement élevées. Deux explications ont été proposées : 1) la Voie lactée est plus massive qu'on le supposait précédemment, ou 2) les Nuages de Magellan ne sont pas gravitationellement liés à la Voie lactée. Des analyses supplémentaires par Besla et ses collègues ont vérifié la deuxième explication. L'orbite parabolique qu'ils ont calculée pour les Nuages, basée sur les vitesses observées, montre que tous les deux font leur premier passage près de la Voie lactée.
Ce résultat comporte plusieurs implications. Par exemple, comme une galaxie en spirale, la Voie lactée a un grand disque gazeux entremêlé de milliards d'étoiles. Ce disque gazeux est connu pour être sensiblement déformé, s'étendant environ 10.000 années-lumière au-dessus et au-dessous du plan de la galaxie. Les astronomes ont théorisé que les marées gravitationnelles dues aux passages précédents des nuages de Magellan ont provoqué cette déformation. Cependant, puisque les Nuages sont arrivés il y a seulement 1-3 milliards d'années, ils ne sont probablement pas la source de la déformation.
Un autre mystère se rapporte aux Nuages de Magellan eux-mêmes. Une longue traînée de gaz d'hydrogène appelée le jet de Magellan se prolonge derrière les Nuages, couvrant 100 degrés du ciel du point de vue de la Terre. Quelques astronomes ont suggéré que ce jet de Magellan s'est formé en raison des interactions de marées entre les Nuages et la Voie lactée. D'autres ont cru que d'hydrogène a été extirpé des Nuages par la pression du gaz pendant qu'ils plongeaient à travers le gaz extrêmement ténu entourant notre galaxie. Un scénario de premier passage élimine les deux scénarios.
"Nous sommes restés avec un vrai mystère," dit Besla. "Une réponse a conduit à beaucoup plus de questions."
Finalement, l'histoire de la formation d'étoiles des Nuages eux-mêmes doit être revue. Plutôt que des étoiles se formant sans interruption comme la Voie lactée, les Nuages de Magellan ont subi plusieurs sursauts de formation d'étoiles suivies de longues périodes de calme. Les astronomes ont supposé que les starbursts avaient coïncidé avec les passages proches précédents près de la Voie lactée. Cette explication n'est plus vrai. Au lieu de cela, les interactions entre le SMC et le LMC peuvent être la force principale menant à la formation d'étoiles dans les deux galaxies.
A l'avenir, Besla et ses collègues prévoient de se concentrer sur l'origine du jet de Magellan, en menant des simulations de N-corps pour déviner les mécanismes possibles de formation. D'autres astronomes feront des observations directes et examineront le jet. La puissance combinée de l'observation et de la recherche théorique peut répondre aux questions générées par le travail actuel.
L'article décrivant ces travaux a été accepté pour publication dans Astrophysical Journal et est accessible en ligne à http://arxiv.org/abs/astro-ph/0703196.
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Comète P/2007 R4 (Garradd)
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G. J. Garradd a annoncé sa découverte d'une nouvelle comète le 14 Septembre 2007, dans le cadre du Siding Spring Survey. La nature cométaire de l'objet, de magnitude 18, a été confirmée par A. C. Gilmore, P. M. Kilmartin (Mount John Observatory, Lake Tekapo) et par C. Jacques, E. Pimentel (CEAMIG-REA Observatory, Belo Horizonte). La comète figurait également sur des images du Siding Spring Survey datant du 12 Août 2007.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2007 R4 (Garradd) indiquent un passage au périhélie le 26 Septembre 2007 à une distance de 1,9 UA du Soleil, et une période de 14,3 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 27 Septembre 2007 à une distance de 1,9 UA du Soleil, et une période de 14,1 ans.
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Coronet Cluster, une région voisine de formation d'étoiles
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Cette image composée montre Coronet dans les rayons X de Chandra (en pourpre) et l'émission infrarouge de Spitzer (en orange, vert, et cyan). L'image de Spitzer montre de jeunes étoiles plus l'émission diffuse de poussières. Dans les données de Chandra seulement, plusieurs de ces jeunes étoiles apparaissent comme des objets bleus, indiquant leur production de rayons X de grande énergie et la quantité de poussières obscursissantes et de gaz dans la région. La raison de l'aspect bleu est que des rayons X de plus faible énergie, qui sont décrits en rouge et vert, sont absorbés par ce voile de matière et par conséquent ne sont pas vus. Les données de Chandra confirment également l'idée que les rayons X de très jeunes étoiles sont produits en grande partie par l'activité magnétique dans les atmosphères externes. En raison de la foule de jeunes étoiles à différentes étapes de la vie dans Coronet, les astronomes peuvent utiliser ces données pour indiquer des détails sur la façon dont les jeunes étoiles évoluent.
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Comète P/2007 R3 (Gibbs)
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A. R. Gibbs (Mt. Lemmon Survey) a découvert le 14 Septembre 2007 une nouvelle et faible comète, laquelle a été confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2007 R3 (Gibbs) indiquent un passage au périhélie le 06 Juin 2007 à une distance de 2,2 UA du Soleil, et une période de 10,4 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 06 Juillet 2007 à une distance de 2,5 UA du Soleil, et une période de 8,88 ans.
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La chasse aux galaxies est ouverte
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Les astronomes à l'aide du VLT (Very Large Telescope) ont découvert en un seul passage environ une douzaine de galaxies invisibles autrement à mi-chemin à travers l'Univers. La découverte, basée sur une technique qui exploite un instrument de première classe, représente une percée importante dans le domaine de la 'chasse' aux galaxies.
L'équipe d'astronomes conduite par Nicolas Bouché a utilisé les quasars pour trouver ces galaxies. Les quasars sont des objets très éloignés d'extrême brillance, qui sont employés comme des balises cosmiques qui révèlent les galaxies se trouvant entre le quasar et nous. La présence de la galaxie est indiquée par une 'baisse' dans le spectre du quasar - provoquée par l'absorption de lumière à une longueur d'onde spécifique.
L'équipe a utilisé les énormes catalogues de quasars, les catalogues SDSS et 2QZ, pour choisir des quasars présentant des baisses. L'étape suivante était alors d'observer les parties du ciel autour de ces quasars à la recherche des galaxies de premier plan du temps où l'Univers avait environ 6 milliards d'années, presque la moitié de son âge actuel.
"La difficulté du repérage réel et de la vision de ces galaxies provient du fait que la lueur du quasar est trop forte comparée à la faible lumière de la galaxie," commente Bouché.
C'est là où les observations faites avec SINFONI sur le VLT de l'ESO ont fait la différence. SINFONI est un spectromètre de champ intégral infrarouge qui fournit simultanément des images très nettes et l'information de couleur fortement résolue (spectres) d'un objet sur le ciel.
Crédit : ESO (SINFONI/VLT)
Avec cette technique spéciale, qui dégage la lumière de la galaxie de la lumière du quasar, l'équipe a détecté 14 galaxies sur les 20 parties du ciel de quasars préselectionnés, un taux de succès considérable de 70%.
"Ce seul taux élevé de détection est un résultat très excitant," note Bouché. "Mais, ce ne sont pas simplement des galaxies ordinaires : elles sont les plus remarquables, formant activement beaucoup de nouvelles étoiles et qualifiées de 'galaxies starburst'."
"Nous avons découvert que les galaxies situées près des lignes visuelles des quasars forment des étoiles à un rythme prodigieux, équivalent à 20 soleils par an," ajoute Celine Péroux, membre de l'équipe.
Ces résultats représentent un grand bond en avant dans le domaine, préparant l'étape pour une ère très prometteuse de 'chasse' aux galaxies.
Les astronomes projettent maintenant d'employer SINFONI pour étudier plus en détail chacune de ces galaxies, en mesurant leurs mouvements internes.
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Décollage de Photon avec de nouvelles expériences en microgravité
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Une capsule automatique Photon, emportant plus de 40 expériences de l'ESA, vient d'être lancée avec succès par une fusée Soyouz-U, qui a décollé à 13 h 00 heure de Paris (11 h 00 TU) du cosmodrome de Baïkonour (Kazakhstan).
Environ 9 minutes plus tard, la capsule russe Photon-M3 s'est séparée de l'étage supérieur du lanceur et a été placée sur une orbite à 300 km d'altitude qui lui fera faire le tour de la Terre en 90 minutes.
Photon passera 12 jours en orbite, pendant lesquels les expériences embarquées seront exposées à la microgravité et, pour certaines d'entre elles, aux conditions extrêmes qui règnent à l'extérieur de la capsule, avant d'effectuer sa rentrée atmosphérique et d'atterrir dans les steppes, à la frontière de la Russie et du Kazakhstan.
La charge utile européenne de 400 kg se compose d'expériences qui feront progresser la recherche dans de nombreux domaines. Les expériences scientifiques couvrent un large éventail de disciplines, notamment la physique des fluides, la biologie, la cristallogenèse des protéines, l'étude des météorites, la dosimétrie des rayonnements et l'exobiologie (étude de la vie dans l'Univers). Les expériences liées à la technologie pourraient déboucher sur des méthodes d'extraction pétrolière plus efficaces, des alliages semi-conducteurs plus performants et des systèmes de régulation thermique d'un meilleur rendement.
Selon Josef Winter, Chef de la Division Charges utiles et Plates-formes de recherche en microgravité à l'ESA, "la mission Photon s'inscrit dans le cadre du programme que conduit l'Agence dans le domaine des sciences de la vie et de la physique dans l'espace".
"Cette mission est très importante pour les chercheurs européens, qui vont pouvoir mener toute une série d'expériences en microgravité avant que le module Columbus de l'ESA soit disponible à bord de l'ISS. La mission Photon-M3 emporte au total 43 expériences scientifiques et technologiques fournies par l'ESA, l'Allemagne, la Belgique, la France, l'Italie, le Canada ainsi que la Russie."
L'expérience Aquahab conçue par l'ESA et le DLR est l'une des plus insolites. Il s'agit d'un module aquatique destiné à observer les effets de l'apesanteur sur un organisme unicellulaire, Euglena gracilis, ainsi que sur un petit poisson de la famille des cichlidés.
La charge utile Biobox se compose de deux incubateurs programmables contenant cinq expériences de biologie cellulaire. Trois d'entre elles serviront à étudier les effets de l'apesanteur sur les cellules responsables de l'ostéoformation et de la dégradation osseuse. Une quatrième expérience étudiera les effets néfastes des rayonnements spatiaux sur les tissus cutanés, tandis qu'une autre visera à mieux connaître l'incidence de la microgravité sur les cellules des tissus conjonctifs.
L'expérience Eristo/Osteo, réalisée en commun par l'ESA et l'Agence spatiale canadienne, comprend également deux incubateurs. Il s'agit de deux modules identiques comportant quatre plateaux d'expérience à régulation thermique, qui serviront à tester et évaluer les effets des médicaments et des facteurs de croissance sur l'activité des cellules osseuses.
Quant à l'expérience franco-belge TEPLO, elle a pour objectif de mesurer les performances et les caractéristiques de nouveaux concepts de caloducs en apesanteur. Ce type de technologie devrait permettre de réduire sensiblement la masse et la complexité des sous-systèmes de régulation thermique utilisés dans l'espace.
L'installation à utilisateurs multiples dénommée Biopan, montée à l'extérieur de la capsule, est conçue pour exposer automatiquement ses dix expériences à l'environnement hostile du vide spatial pendant toute la durée de la mission. Fixées sur le bouclier thermique de Photon, les expériences Stone-6 et Lithopanspermia consisteront à soumettre des morceaux de roche contenant des organismes vivants aux conditions extrêmes de température et de pression qui règnent lors de la rentrée dans l'atmosphère.
Toujours à l'extérieur de Photon, une expérience ambitieuse dénommée YES2 (deuxième satellite conçu par de jeunes ingénieurs) est fixée sur le module de batteries. Encadrés par le Bureau Education de l'ESA, environ 450 étudiants des Etats membres de l'Agence et d'autres pays ont coopéré avec le maître d'œuvre Delta-Utec pour concevoir et réaliser cette charge utile de 36 kg.
Le 25 septembre, alors que la mission Photon approchera de son terme, YES2 déploiera un câble de 30 km, le plus long qui ait jamais été embarqué dans l'espace. Une petite capsule de rentrée, fixée à l'extrémité du câble, sera larguée afin de démontrer la possibilité de ramener de petites charges utiles sur Terre pour un coût n'excédant pas une fraction de celui des méthodes actuelles.
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Un étrange objet de masse planétaire orbitant une étoile à neutrons
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Des astronomes ont découvert une étoile morte en rotation se nourissant de son compagnon stellaire, le réduisant à un objet plus petit que certaines planètes.
"Cet objet est simplement le squelette d'une étoile," commente Craig Markwardt (Goddard Space Flight Center, Maryland), membre de l'équipe d'étude. "Le pulsar a dévoré l'enveloppe extérieure de l'étoile, et tout ce qui reste est son coeur riche en hélium."
Le système, SWIFT J1756.9-2508, a été découvert début Juin lorsque les satellites Swift et Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) ont relevé un sursaut de rayons X et de rayons gamma dans la direction du centre galactique de la Voie lactée dans la constellation du Sagittaire (Sagittarius).
Pas une planète Le plus petit compagnon orbite autour de son compagnon parasite à une distance de seulement 370.000 kilomètres, légèrement moins que la distance entre la Terre et la Lune. Sa masse a été estimée à seulement 7 fois celle de Jupiter, mais elle pourrait être beaucoup plus grande. Contrairement à trois objets de la taille de la Terre trouvés autour d'un pulsar en 1992, les scientifiques ne considèrent pas le nouvel objet comme une planète en raison de sa formation.
"C'est avant tout une naine blanche qui a été réduite à une masse planétaire", commente le membre d'équipe de l'étude Christopher Deloye (Northwestern University).
Les scientifiques pensent qu'il y a plusieurs milliards d'années, le système se composait d'une étoile très massive et d'une plus petite étoile d'environ 1 à 3 fois la masse de notre Soleil. Le plus grosse étoile a évolué rapidement et a explosé en supernova, laissant un cadavre stellaire en rotation connu sous le nom d'étoile à neutrons. Pendant ce temps, la plus petite étoile commenca à évoluer aussi, se gonflant finalement en une géante rouge dont l'enveloppe encapsula l'étoile à neutrons.
Ceci amena les deux étoiles à se rapprocher plus près, en expulsant simultanément l'enveloppe de la géante rouge dans l'espace.
Survivant incertain Après des milliards d'années, il reste peu de l'étoile compagnon, et il n'est pas certain qu'elle survivra. "Elle a reçu une raclée, mais cela fait partie de la nature', notre Hans Krimm (NASA Goddard), autre membre de l'équipe d'étude.
Aujourd'hui, les deux objets sont si proches l'une de l'autre que la puissante gravité de l'étoile à neutrons siphonne le gaz de son compagnon pour former un disque en rotation autour d'elle. Le disque déverse occasionnellement de grandes quantités de gas sur l'étoile à neutrons, créant un sursaut comme celui détecté en Juin.
Le système sera détaillé dans deux études rédigées par l'équipe de Krimm et une équipe menée par Deepto Chakrabarty du MIT, laquelle arrive à la même conclusion, pour être publiées dans une prochaine édition d'Astrophysical Journal Letters.
Le système est seulement le huitième pulsar avec une période d'environ une milliseconde qui est connu pour s'accroître en masse de son compagnon. Seul un autre tel système a un compagnon pulsar avec une si faible masse. Le compagnon dans ce système, XTE J1807-294, a également une masse minimum d'environ 7 Jupiters.
"Etant donné que nous ne connaissons pas la masse exacte de l'autre compagnon, le nôtre pourrait être le plus petit," ajoute Krimm.
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Comètes P/2007 R2 (Gibbs), 16P et 113P
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P/2007 R2 (Gibbs) Une nouvelle comète a été découverte le 10 Septembre 2007 par A. R. Gibbs dans le cadre du Catalina Sky Survey. La nature cométaire de l'objet de magnitude 18 a été confirmée par de nombreux observateurs.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2007 R2 (Gibbs) indiquent un passage au périhélie le 26 Août 2007 à une distance de 1,4 UA, et une période d'environ 6,3 ans.
Les observations supplémentaires indiquent que la période est de 6,4 ans.
16P/Brooks 2 La comète 16P/Brooks 2 a été retrouvée à la magnitude 20 les 31 Août et 05 Septembre 2007 par K. Sarneczky et L. Kiss (Siding Spring) au moyen de la CCD avec le télescope de 1,02 mètre, quelques mois avant son retour au périhélie, en Avril 2008. La comète 16P/Brooks avait été observée pour la dernière fois en Février 2002.
113P/Spitaler Pour son nouveau retour au périhélie en Mars 2008, la comète 113P/Spitaler a été retrouvée à la magnitude 19 le 05 Septembre 2007 par K. Sarneczky et L. Kiss (Siding Spring) au moyen de la CCD avec le télescope de 1,02 mètre. La comète a été également observée le 08 Septembre par L. Buzzi et F. Luppi (Schiaparelli Observatory) et par B. W. Koehn et J. J. Sanborn (Lowell Observatory-LONEOS). La comète 113P/Spitaler avait été vue pour la dernière fois en Mars 2002.
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Une nouvelle théorie pour expliquer la glace sur Mars
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Selon l'astronome Norbert Schörghofer (University of Hawaii), les oscillations sur Mars provoque des périodes glaciaires qui sont beaucoup plus spectaculaire que celles sur Terre.
Grâce à notre grande Lune stabilisante, l'axe de rotation de la Terre est toujours incliné d'environ 23 degrés. L'inclinaison de Mars, cependant, peut osciller jusqu'à près de 10 degrés sur ses 25 degrés actuels. Les oscillations provoquent de grands changements dans la quantité de lumière du Soleil atteignant les différentes parties de Mars, aussi les vastes quantités de glace se décalent entre les pôles et le reste de la planète tous les 120.000 ans.
La nouvelle théorie de Schörghofer apparaît dans l'édition du 13 Septembre du journal Nature.
"Nous comptons voir deux types de glace au sol quand le vaisseau spatial Phoenix Lander arrivera sur Mars en 2008," commente Schörghofer, "la glace qui a formé sur la surface et a été enterrée ensuite, et glace cachée dans le sol poreux."
Crédit : University of Hawaii-Institute for Astronomy
Au cours du 19ème siècle, les scientifiques ont découvert que la Terre a subi des périodes glaciaires. Dans les dernières années, les vaisseaux spatiaux ont découvert que des périodes glaciaires se sont également produites sur Mars, mais les scientifiques ont été embarassés parce que plus de glace que prévue a survécu loin des calottes polaires. Ce qui est resté est maintenant pensé être une combinaison de vieille glace de la dernière glaciation majeure et d'une plus jeune glace qui s'est formée plus tard et d'une manière entièrement différente de celle de la formation de la glace sur Terre.
La nouvelle théorie fait la lumière sur l'histoire de vastes secteurs riches en glace, qui a par le passé recouvert la majeure partie de Mars. Il y a environ 4 à 5 millions d'années, la glace s'est accumulée des chutes de neige considérables en dehors des calottes polaires de Mars. La nouvelle théorie décrit ce qui est arrivé à cette glace pendant que l'axe de rotation de Mars continuait à vaciller sur les derniers millions d'années.
La température de surface et l'humidité atmosphérique ont changé en raison de la variation de la lumière du Soleil. Quand le climat était sec, la glace a reculé à une plus grande profondeur ou a disparu entièrement excepté aux latitudes les plus élevées. La poussière contenue dans la glace se retirant a recouvert par la suite la glace, ne la rendant plus visible à la surface.
Crédit : University of Hawaii-Institute for Astronomy
Tellement de cette glace à fleur de terre a été détecté que sa seule origine plausible a été supposée être les chutes de neige massives. Cependant, la théorie de Schörghofer suggère que beaucoup de cette glace de chutes de neige s'est évaporée depuis. Elle a été remplacée par une nouvelle couche de glace, formée non des chutes de neige, puisque le climat était devenu moins humide, mais par diffusion de la vapeur d'eau dans le sol. La vapeur atmosphérique peut geler à l'intérieur du sol et former de la "glace poreuse," qui est principalement du sol avec de la glace dans des pores.
Pendant que l'inclinaison de la planète en direction du Soleil faisait des allées et venues, le climat a continué de changer entre sec et humide, entraînant beaucoup de cycles de retrait et de formation de glace. Aujourd'hui nous sommes restés avec deux genres de glace au sol : la vieille couche de glace compacte et la glace poreuse très récente.
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Japet, le Yin et le Yang du Système solaire
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Les scientifiques de la mission Cassini vers Saturne étudient à fond les centaines d'images retournées par le vaisseau spatial lors du survol le 10 Septembre de Japet, la lune à deux faces. Les images retournées mardi soir et mercredi matin montrent le yin et le yang de la lune, un hémisphère blanc comme la neige, et l'autre aussi noir que le goudron.
Les images montrent une surface fortement cratérisée, avec une chaîne montagneuse qui court le long de l'équateur de la lune. Plusieurs des observations en plan rapproché se sont concentrées sur l'étude de l'étrange chaîne montagneuse de 20 kilomètres de haut qui donne à la lune un aspect rappelant celui d'une noix.
Ce survol amenait Cassini à une distance d'environ 1.640 kilomètres de la surface, soit presque100 fois plus près de Japet que le survol de 2004. La forme de noix irrégulière de la lune, la chaîne montagneuse située presque sur l'équateur et l'éclat de Japet sont parmi les principaux mystères que les scientifiques essayent de résoudre.
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Une exoplanète autour d'une ex-géante rouge
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Une planète géante
gazeuse orbitant autour d'une vieille étoile proche du stade
final de son évolution a été découverte
par une équipe internationale conduite par un chercheur italien,
à laquelle sont associés des chercheurs du Laboratoire
d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes (UMR, CNRS, Université
Paul Sabatier, Observatoire Midi-Pyrénées). V391 Pegasi
b, telle est le nom de cette exoplanète, est une géante
gazeuse de plus de trois fois la masse de Jupiter tournant autour
de l'étoile centrale à environ 1,7 unités astronomiques.
Cette étoile est passée par le stade de géante
rouge caractérisée par une phase d'expansion très
importante à laquelle cette exoplanète a manifestement
survécu. C'est le destin du Soleil dans environ 5 milliards
d'années, époque à laquelle il aura absorbé
Mercure, puis Vénus, la Terre se trouvant à la limite
de son expansion. Or cette exoplanète, V391 Pegasi b, devait
se situer approximativement à une unité astronomique
de l'étoile avant que celle-ci ne devienne géante
rouge. Elle témoigne donc de ce qu'il pourrait advenir de
la Terre à cette époque lointaine. V391 Pegasi b est
agée de 10 milliards d'années et sa température
de "surface" est estimée à 200°C.
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Les plus petites galaxies jamais vues résolvent un grand problème
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Les scientifiques de Mauna Kea pourraient avoir résolu une anomalie entre le nombre de galaxies extrêmement petites et faibles supposées exister près de la Voie lactée et le nombre réellement observé. Afin d'essayer de résoudre le problème des "galaxies naines manquantes", deux astronomes ont utilisé le télescope du W. M. Keck Observatory pour étudier une population des plus sombres et peu lumineuses galaxies connues, chacune contenant 99% de matière noire. Les résultats suggèrent que le problème des "galaxies naines manquantes" ne soit pas aussi grave qu'on le supposait auparavant, et pourrait avoir été complètement résolu.
Le mystère des galaxies naines absentes vient d'une prévision du modèle de "matière noire froide", qui explique la croissance et l'évolution de l'Univers. Il prévoit que de grandes galaxies comme la Voie lactée devrait être entourée par un essaim de jusqu'à plusieurs centaines de plus petites galaxies connues sous le nom de "galaxies naines." Cependant, jusqu'à récemment, seulement 11 tels compagnons étaient connus pour être en orbite autour de la Voie lactée. Pour expliquer cette grande anomalie, les théoriciens ont proposé que bien que des centaines de galaxies naines près de la Voie lactée peuvent en effet exister, la majorité pourrait avoir peu ou pas d'étoiles. Si c'est le cas, les galaxies seraient composées presque entièrement de matière noire, un type mystérieux de matière qui a des effets gravitationnels sur les atomes ordinaires, mais qui ne produit aucune lumière. Mais la preuve de l'existence d'un grand nombre de galaxies presque invisibles a semblé problématique, jusqu'ici.
Crédit : W. M. Keck Observatory
Le Dr. Josh Simon (California Institute of Technology) et le Dr. Geha (Herzberg Institute of Astrophysics, Canada) ont utilisé le télescope de 10 mètres Keck II avec le spectrographe DEIMOS pour faire des études complémentaires de huit nouvelles galaxies naines découvertes en premier avec l'étude SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Les résultats ont permis au duo de calculer avec précision la masse totale de chaque galaxie. A leur surprise, chaque système était parmi les plus petits jamais mesurés, plus de 10.000 fois plus petit que la Voie lactée.
"La formation de telles petites galaxies n'est pas très bien comprise d'un point de vue théorique," commente le Dr. Simon. "Expliquer comment les étoiles se forment à l'intérieur de ces galaxies remarquablement minuscules est difficile, et aussi il est dur pour prévoir exactement combien de naines nous devrions trouver près de la Voie lactée. Notre travail rétrécit l'espace entre la théorie de la matière noire froide et les observations en augmentant de manière significative le nombre de galaxies naines de la Voie lactée et en nous en disant davantage sur les propriétés de ces galaxies. Nous savons également maintenant que les galaxies naines peuvent être encore plus petites que nous pensions possible."
Les mesures nombreuses et répétées de 814 étoiles dans les huit galaxies naines ont été obtenues au W. M. Keck Observatory. Les étoiles se sont avérées être en déplacement beaucoup plus lent que les étoiles dans d'autres galaxies connues (environ 4 à 7 km/sec.) En comparaison, le Soleil satellise le centre de la Voie lactée à une vitesse d'environ 220 km/sec. En tout, les astronomes ont mesuré des vitesses précises pour 18 à 214 étoiles dans chaque galaxie, environ trois fois plus d'étoiles par galaxie que n'importe quelle étude précédente.
Quelques paramètres de la théorie de la matière noire froide peuvent maintenant être mis à jour pour correspondre aux conditions observées dans l'Univers local. En se basant sur les masses mesurées des nouvelles galaxies naines, Simon et Geha ont conclu que le sévère rayonnement ultraviolet dégagé par les premières étoiles, qui se sont formées juste quelques cent millions d'années après le Big Bang, a pu avoir soufflé tout le gaz d'hydrogène hors des galaxies naines se formant à ce moment-là. La perte de gaz a empêché les galaxies de créer de nouvelles étoiles, les laissant très faibles, ou dans beaucoup de cas complètement sombres. Quand cet effet est inclus dans les modèles théoriques, le nombres de galaxies naines prévues et observées est en accord.
"Une des implications de nos résultats est que jusqu'à quelques cent galaxies complètement foncées devraient réellement exister dans le voisinage cosmique de la Voie lactée," ajoute le Dr. Geha. "Si le modèle de matière noire froide est correct elles doivent être dehors, et le prochain défi pour les astronomes sera de trouver un moyen de détecter leur présence."
Puisque le SDSS a couvert seulement environ 25 pour cent du ciel, on s'attend à ce que de futures études du reste du ciel découvrent au moins 50 galaxies naines dominées par la matière noire satellisant la Voie lactée. Les télescopes pour une telle étude, le projet Pan-STARRS, sont maintenant en construction.
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Les mystérieuses rides à l'embouchure de Tiu Valles
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Les nouvelles images prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) à bord de Mars Express montrent l'embouchure du système de canaux de Tiu Valles sur la planète rouge. Les photos ont été prises au cours de l'orbite 3103 le 10 Juin 2006 avec une résolution au sol d'approximativement 16 mètres par pixel.
L'embouchure de Tiu Valles se présente comme un relief d'estuaire. Tiu Valles est situé à approximativement 27° Nord et 330° Est.
Tiu Valles provient des terrains chaotiques équatoriaux à l'embouchure, à la fin Est de Valles Marineris. La morphologie de ce terrain chaotique est dominée par des restes de grands massifs, qui sont des grandes masses de relief qui ont été déplacées et ont survécu en tant que blocs. Ceux-ci sont orientés aléatoirement et fortement érodés.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
De là, la région se prolonge au nord sur une distance de 1500 kilomètres avant de s'arrêter dans Chryse Planitia. Avec Kasei Valles et Ares Valles, Tiu Valles est l'un des canaux principaux d'écoulement entrant dans la plaine de Chryse Planitia.
Ses sinuosités, les rides de méandre,
bordées par des dépressions, sont attirantes. Les
processus exacts qui ont formé ces structures bizarres sont
inconnus. Une possibilité est que pendant les inondations,
de l'eau ou des couches extérieures riches en eau sont entrées
en contact avec la lave des abords, qui alors pourraient avoir conduit
à la formation de ces rides mystérieuses.
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Tunnels de météoroïdes dans l'atmosphère
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Quand les météores produisent un flash à travers l'atmosphère de la Terre, elles creusent des tunnels dans l'air, laissant derrière les traces étroites des météores qui sont réchauffés par la collision de l'objet entrant rapidement avec les atomes des gaz atmosphériques fortement dilués. La plupart des météoroïdes sont des morceaux de débris de l'espace de la taille d'un grain de sable. La largeur des traces qu'ils font est connue depuis longtemps pour être plus étroite qu'un mètre, mais jusqu'à récemment, faire des mesures plus précises était impossible.
Des chercheurs de la NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), de l'Université de Tokyo, de la JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency), de l'Université d'Électro-Communication, de l'Institut de recherche RIKEN, et du College National de Technologie de Nagano ont évalué les diamètres des tunnels réchauffés laissés derrière lorsque les météoroïdes sporadiques typiques ont pénétré l'atmosphère supérieure, dispersant les atomes atmosphériques et libérant des photons de lumière. L'équipe a comparé le nombre de photons spéciaux produits lorsqu'un météoroïde entre en collision aves les atomes atmosphériques et a trouvé une colonne étroite typique de quelques millimètres de large. C'est la première fois que la largeur d'une colonne de trace de météore est mesurée avec précision en utilisant une analyse physique de la lumière émise pendant l'événement.
L'étude est le résultat d'une observation obtenue à Subaru les nuits des 12-15 Août 2004. Au cours de cette période, les observateurs imageant la galaxie d'Andromède à l'aide de l'instrument Suprime-Cam de Subaru ont noté un certain nombre de traces de météores traverser le champ visuel de l'appareil-photo. Comme M31 est assez près du radian de l'essaim météoritique des Perséides (qui a son maximum juste avant le début de l'observation), les observateurs ont jeté un coup d'œil aux traces.
Figure 1 - Crédit : Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ)
Puisque le télescope Subaru se focalise à l'infini, les météores brillants à 120 kilomètres au-dessus de la surface de la Terre sont énormément flous. Les satellites artificiels orbitant aux altitudes de 480 à 20.000 kilomètres sont également défocalisés, mais pas autant. La Figure 1 montre les traces typiques d'un météore et d'un satellite. La distribution de taille angulaire de toutes les traces mesurées pendant l'observation indique qu'une séparation distincte des météores des satellites est faisable à partir de leurs largeurs de trace. Les traces des satellites montrent souvent une variation périodique de luminosité puisque la rotation de leur panneau solaire produit un changement de leur lumière réfléchie. Certains météores montrent des sursauts soudains en pénétrant l'atmosphère comme le montre la Figure 3.
Au cours des 19 heures de longues expositions CCD, 55 traces ont été enregistrées. Parmi elles se trouvaient 13 traces de météore. Seulement une était du radian de l'essaim météoritique des Perséides. Une autre était associée à l'essaim des Aquarides. La plupart des traces restantes de météores étaient des météoroïdes sporadiques. La taille réelle des météoroïdes étudiés dans l'observation présente a été estimée entre 0.1 et 1 millimètre (d'après leur luminosité).
L'analyse physique des traces a été effectuée par le Professeur Masanori Iye, membre de l'équipe, qui a jeté un coup d'oeil de près à la "ligne interdite" de photons des atomes d'oxygène neutres rayonnant à 558 nanomètres (nm). Ces photons spéciaux sont produits quand un météoroïde à grande vitesse (ou les atomes percutent et sont accélérés par le météoroïde) entrent en collision directement avec les atomes d'oxygène neutres. La collision "excite" les atomes d'oxygène (en d'autres termes, l'état de l'électron orbitant autour du noyau d'oxygène est élevé à une orbite d'énergie plus élevée). A 0.7 seconde après la collision, en moyenne, les atomes retournent vers leur état normal. Dans ce processus, ils libèrent la spéciale "ligne interdite" à 558-nm de photons (Figure 4).
Figure 4 - Crédit : Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ)
Les spectres caractéristiques de météoroïdes montrent que ces spéciales "ligne interdite" de photons composent environ 10% de tous les photons mesurés par le filtre de bande V jaune sur la Suprime-Cam. Par conséquent, en mesurant le nombre total de photons enregistrés dans les images CCD des traces de météore, on peut calculer nombre total de photons interdits. Ceci exige le même nombre de collisions des atomes d'oxygène neutres. Puisque la densité de volume des atomes d'oxygène neutres à 120 kilomètres est connue, et que la vitesse des météoroïdes peut être estimée, il est possible de calculer la coupe transversale de la colonne pour produire le même nombre de collisions. Les calculs pour quatre événements de météore observés dans la bande V ont donné un diamètre de la colonne de quelques millimètres.
Intéressant, la période de 0,7 seconde à laquelle l'oxygène neutre récupère son état ordinaire en libérant la "ligne interdite" de photons est un temps extrêmement long pour des processus atomiques, et les atomes d'oxygène excités errent environ 300 mètres au loin de la colonne de collision pendant ce temps. Par conséquent, la largeur de la traînée de "ligne interdite" est beaucoup plus large que la largeur du corps principal des météores comme il en découle dans la présente étude.
En focalisant le télescope Subaru à l'altitude des météores, on peut faire l'observation en image extrêmement délicate des météores faibles et étudier davantage la population des micro-météoroïdes.
Les résultats de cette étude ont été publiés dans l'édition du 25 Août 2007 de Publications of the Astronomical Society of Japan.
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Des neutrinos solaires de basse energie observés sous terre
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L'expérience Borexino installée sous la montagne du Gran Sasso (chaîne des Appenins, Italie), à laquelle participe une équipe du CNRS-IN2P3, a observé des neutrinos en provenance du Soleil. Cette détection directe est la première pour des neutrinos d'aussi basse énergie (de moins d'un million d'électrons-volts). Elle permettra aux physiciens de mieux comprendre les réactions nucléaires qui ont lieu au cœur du Soleil.
Depuis cinq milliards d'années, le Soleil puise son énergie dans les réactions nucléaires de son cœur. Ces réactions produisent des neutrinos de 0 à 20 millions d'électron-volts (MeV), en quantité d'autant plus abondante qu'ils sont de basse énergie (de moins d'un MeV). Ces derniers sont issus du centre du Soleil : ils véhiculent des informations sur les mécanismes des réactions nucléaires qui y ont lieu, car, contrairement aux photons, ils peuvent cheminer jusqu'à la surface de l'astre sans altération. Ce type de neutrinos est donc particulièrement intéressant pour les astrophysiciens qui essaient de comprendre comment fonctionne le Soleil. Mais jusqu'ici, ces neutrinos de basse énergie restaient invisibles, car les détecteurs n'étaient pas assez performants pour enregistrer le passage de ces particules insaisissables.
Deux générations de détecteurs se sont succédées depuis la fin des années 1960. Avec la première (Homestake aux USA et Gallex au Gran Sasso italien), la détection des neutrinos était indirecte et l'information sur leur énergie était perdue. Avec la seconde (Super-Kamiokande au Japon et Sudbury Neutrino Observatory au Canada), les premières détections directes ont eu lieu, mais pour les neutrinos de haute énergie seulement (supérieur à cinq MeV). Ces expériences ont permis de mieux comprendre la nature du neutrino : elles ont mis en évidence un déficit du nombre de neutrinos arrivant sur Terre en provenance du Soleil, par rapport au nombre attendu, dû à l'oscillation du neutrino. Elles ont également amélioré notre connaissance des réactions de fusion qui se produisent dans le Soleil. Cependant, de nombreux points d'interrogation subsistent quand à la physique du Soleil, l'étoile que nous connaissons le mieux et à laquelle on compare toutes les autres. Notamment, que se passe-t-il vraiment en son centre ?
Aujourd'hui, le détecteur Borexino, situé lui aussi au laboratoire du Gran Sasso, prend la relève. Ce détecteur est le fruit d'une collaboration entre la France, l'Italie, les USA, l'Allemagne et la Russie. En France, c'est Le laboratoire Astroparticules et cosmologie (CNRS/CEA/Université Paris Diderot/Observatoire de Paris) qui participe à cette expérience depuis dix ans. Il s'agit d'un détecteur d'un nouveau genre, basé sur la scintillation. Les chercheurs du CNRS ont développé et installé une électronique permettant de mesurer l'énergie et l'instant d'arrivée des neutrinos (détection directe). Dès les premières semaines de prise de données, au mois de mai dernier, et grâce à ses excellentes performances, Borexino a détecté directement et pour la première fois les neutrinos de basse énergie du Soleil, au taux de plusieurs dizaines par jour. Ces neutrinos sont les plus nombreux et les plus difficiles à extraire du bruit de fond (issu de la radioactivité ambiante). La sensibilité du détecteur est donc exceptionnelle. Les premiers résultats, obtenus de mai à août, confirment à basse énergie les résultats des expériences précédentes.
Borexino va continuer d'enregistrer des données
pendant les dix prochaines années. Combinées aux résultats
des autres expériences sur les neutrinos, elles permettront
une description presque complète du spectre en énergie
des neutrinos du Soleil et feront faire un grand pas à l'astrophysique
nucléaire ainsi qu'à la physique du neutrino. L'électronique
installée par les chercheurs français permettra également
de détecter les neutrinos en provenance des explosions de
supernovae dans notre galaxie, ainsi que les neutrinos de la Terre
(géoneutrinos).
Le neutrino et son oscillation
Notre corps et le monde qui nous entoure sont faits de quatre particules qui interagissent entre elles : deux quarks, l'électron et le neutrino. Les quarks se regroupent pour former les protons et neutrons, qui sont eux-mêmes les constituants des noyaux atomiques. Les électrons viennent habiller les noyaux des atomes. Les neutrinos, eux, ne se lient à rien. Ils sont émis dans différentes sortes de radioactivités ou de fusions nucléaires, interagissant très peu avec le reste de la matière : un neutrino émis par le Soleil, n'a qu'une chance sur deux d'être arrêté lorsqu'il parcourt des années lumière de matière. Les quatre particules élémentaires existent sous trois formes, sans que l'on sache pourquoi. On dit qu'il y a trois « familles » de particules. La première forme la matière usuelle, les deux autres ont des masses plus grandes et on ne connaît pas leur rôle. C'est l'un des plus grands mystères de la physique des particules élémentaires. Ainsi, outre l'électron, il existe deux électrons lourds, qui ont les mêmes propriétés : le muon et le tau. Le neutrino existe lui aussi sous trois formes, appelées neutrino électron, neutrino muon, et neutrino tau. Le neutrino peut se transformer tout seul, et passer par exemple d'une forme électron à une forme muon. C'est ce qu'on appelle l'oscillation du neutrino (prix Nobel 2002).
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Retour au périhélie de la première comète SOHO périodique
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La comète appartenant au groupe Kracht II décélée par Bo Zhou le 10 Septembre 2007 sur les images transmises en temps réel par le coronographe C2 du satellite SOHO, confirme la prévision faite par Sebastian F. Hönig annonçant le retour au périhélie de la comète C/2003 R5 (SOHO), confirmant aussi son identité avec la comète C/1999 R1 (SOHO).
La comète 1999 R1, découverte le 05 Septembre sur les images LASCO C3 par l'astronome amateur Terry Lovejoy, a traversé le champ du coronographe entre les 04 et 06 Septembre 1999, atteignant la magnitude de 6.2.
Le 08 Septembre 2003, Kazimieras Cernis (Lithuanie) découvre sur les images du coronographe C3 une comète montrant un mouvement apparent et un éclat similaire à 1999 R1. Rainer Kracht (Allemagne) suggéra que 1999 R1 et 2003 R5, ainsi qu'une autre comète C/2002 R5 (SOHO), formaient un nouveau groupe de comètes. Il n'y avait, toutefois, pas d'autres membres pouvant se rattacher à cet éventuel groupe dans les images archivées ou les données en temps réel.
En 2005, Sebastian Hönig a montré que les observations de 1999 R1 et 2003 R5 pouvaient être représentées par les mêmes éléments orbitaux et un lien entre les deux appartitions a été réalisé avec succès.
Avec les éléments orbitaux des deux passages précédents au périhélie, Sebastian Hönig a prévu le retour au périhélie pour la troisième fois de la comète 1999 R1, fixant ce retour au 11.3 Septembre 2007.
Les calculs préliminaires indiquent que la comète trouvée par Bo Zhou passe au périhélie à quelques heures de cette prévision, le 11.1 Septembre. Si cela était confirmé, cette comète sera la première comète périodique SOHO à réchapper à l'influence du Soleil et la comète périodique avec la plus petite distance au périhélie (0.054 UA).
La comète sera très probablement numérotée dans un proche avenir et plusieurs personnes ont suggéré qu'elle devrait être renommée du nom d'Hönig.
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Hubble capture des étoiles terminant en beauté
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Les formes colorées et complexes dans ces images du télescope spatial Hubble révèlent comment le gaz rougeoyant éjecté par des étoiles mourrantes évolue de façon spectaculaire avec le temps. Ces nuages gazeux, appelés des nébuleuses planétaires, sont créés lorsque les étoiles, dans les dernières étapes de leur vie, abandonnent leurs couches externes de matière dans l'espace.
Les photographies de HE 2-47, NGC 5315, IC 4593, et NGC 5307 ont été prises avec l'instrument WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) de Hubble en Février 2007.
Crédit: NASA, ESA, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
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Survol de Japet
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Cette image brute de Japet a été prise par le vaisseau spatial Cassini le 10 Septembre 2007, à une distance approximative de 62.331 km, lors du survol de ce jour au plus près de la lune de Saturne. L'image a été prise en utilisant les filtres CL1 et CL2.
Crédit: NASA/JPL/Space Science Institute
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Comète P/2007 R1 (Larson)
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Une nouvelle comète de magnitude 17.5, découverte le 04 Septembre 2007 par S. M. Larson (Mt. Lemmon Survey), a été confirmée les 08 et 09 Septembre par de nombreux observateurs.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2007 R1 (Larson) indiquent un passage au périhélie le 22 Février 2009 à une distance de 3,7 UA du Soleil, et une période de 15,8 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 23 Août 2007 à une distance de 4,3 UA du Soleil, et une période de 14,8 ans.
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La comète 139P/Väisälä-Oterma a été retrouvée
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La comète 139P/Väisälä-Oterma a été retrouvée par Werner Hasubick (Buchloe) les 13 et 14 Août 2007, et observée par Vitali Nevski le 06 Septembre 2007.
Les éléments orbitaux indiquent un passage au périhélie le 19 Avril 2008 à une distance de 3,4 UA du Soleil, et une période de 9,6 ans.
Cette comète avait été découverte à l'origine par Yrjö Väisälä en Octobre 1939 et classé comme astéroïde sous la dénomination de 1939 TN. L'objet a été photographié de nouveau les 18 et 20 Octobre. Une quatrième et dernière observation a été effectuée le 11 Novembre 1939. Jusqu'en 1979 aucune position précise de l'objet ne sera publiée, et un calcul d'orbite fait par Liisi Oterma suggère que l'objet était une comète. En 1981, elle communique au CBAT qu'un réexamen des clichés suggèrent que l'objet était quelque peu diffus.
Le 18 Novembre 1998, le programe LINEAR découvre un objet de type astéroïde qui reçoit la désignation de 1998 WG22. Syuichi Nakano note par la suite que son orbite est similaire à celle de 1939 TN. D. Balam (Dominion Astrophysical Observatory), en observant l'objet en Décembre, note une queue étendue sur 18 arcsec. Syuichi Nakano calcule la première orbite reliant les apparitions de 1939 et 1998, détermine un passage au périhélie au 27 Septembre 1998 à une distance de 3.39 UA, et une période orbitale de 9.55 ans.
L'étude de l'orbite de la comète indique que celle-ci est passée à plusieurs reprises à proximité de Jupiter, notamment en Mai 1935 à 0.18 UA, en Août 1981 à 1.07 UA et en Novembre 1995 à une distance de 1.10 UA.
La comète 139P/Väisälä-Oterma avait été observée pour la dernière fois le 16 Mars 1999.
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Le plus grand catalogue de sources de rayons X
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Le 2XMM Serendipitous Source Catalogue est le résultat de plusieurs années de développement par le SSC (Survey Science Centre) de XMM-Newton, un consortium d'instituts répandus à travers l'Europe, pour le compte de l'ESA.
Dans l'étude des phénomènes énergiques dans l'Univers, allant des comètes voisines aux galaxies actives les plus éloignées, un tel catalogue fournit une nouvelle ressource inégalée et inestimable d'informations. Le catalogue contient 247.000 détections de source de rayons X qui sont associés à 192.000 sources uniques de rayons X, faisant de lui la plus grande collection d'objets jamais observés dans les rayons X.
La création d'un catalogue si riche était possible en raison des caractéristiques uniques de XMM-Newton : un grand secteur de collection combiné avec la bonne résolution spatiale et un champ visuel large. Le procédé de production du catalogue par le SSC a été conçu pour exploiter entièrement l'imagerie de rayons X et les possibilités spectroscopiques de XMM-Newton.
Couvrant 360 degrés carrés du ciel, le catalogue complète le plus profond Chandra et le petit secteur d'étude de XMM-Newton et couvre les objets astronomiques qui dominent le fond de rayons X répandu à travers l'Univers. Il fournit un ensemble de données uniques pour produire de grands et bien définis échantillons de divers types d'objets astrophysiques de grande énergie. Le choix des rayons X est l'outil le plus efficace pour indiquer exactement de tels objets.
Le grand secteur du ciel couvert par le catalogue fait de 2XMM une riche ressource pour explorer les propriétés globales des populations de source de rayons X. Sa grande taille fait de lui un outil particulièrement puissant pour la découverte des objets rares et inattendus.
Le catalogue lui-même est complété, pour la première fois, par des spectres et de courbes de lumière de rayons X des sources les plus lumineuses. Ces données additionnelles forment une ressource scientifique de valeur à part entière, fournissant des diagnostics détaillés des processus astrophysiques ayant lieu dans ces objets plus lumineux.
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Les plus petites et les plus faibles galaxies jamais observées
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La rangée au bas des images montre plusieurs de ces masses (la distance est exprimée en valeur de décalage vers le rouge). Trois des galaxies semblent être légèrement perturbées. Plutôt que d'avoir une forme de goutte arrondie, elles semblent étirées en forme de tétard. C'est un signe qu'elles peuvent être en interaction et en fusion avec les galaxies voisines pour former de plus grandes structures.
Les galaxies ont été observées dans le champ profond HUDF (Hubble Ultra Deep Field) d'Hubble avec les instruments ACS (Advanced Camera for Surveys) et NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer). Les observations ont été également faites avec les instruments IRAC (Infrared Array Camera) de Spitzer et ISAAC (Infrared Spectrometer and Array Camera) de l'ESO.
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L'astéroïde 2007 RS1 frôle la Terre
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Selon le JPL (Jet Propulsion Laboratory), l'astéroïde 2007 RS1 découvert à 05h46 UTC le 04 Septembre 2007 par S. M. Larson (Mt. Lemmon Survey) et observé pendant un total de 3.62 heures, est passé le 05 Septembre vers 01h08 ±05m TBD (Temps Dynamique Barycentrique) à une distance de 73.600 kilomètres de notre planète (0.000492 UA ou environ 0,2 fois la distance Terre-Lune). C'est l'une des plus petites approches d'un astéroïde avec notre planète. Moins de deux heures plus tard, l'objet n'était plus observable.
Avec un diamètre d'environ 3 mètres, calculé à partir de son éclat, 2007 RS1 se serait très probablement désintégré dans une explosion en haute altitude lors de sa rencontre avec l'atmosphère terrestre.
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Une collision cosmique serait probablement à l'origine de l'impacteur qui a provoqué l'extinction des dinosaures
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De nouvelles recherches révèlent qu'un grand astéroïde fracturé serait probablement à l'origine de l'impacteur qui a provoqué l'événement d'extinction sur Terre il y a 65 millions d'années.
L'impacteur supposé avoir éliminé les dinosaures et autres formes de vie sur Terre il y environ 65 millions d'années fait remonter à un événement de morcellement dans la Ceinture principale d'astéroïdes. Une équipe de recherche, comprenant des membres du SwRi (Southwest Research Institute) et l'Université Charles de Prague, suggère que l'objet parent de l'astéroïde (298) Baptistina s'est rompu quand il a été percuté par un autre grand astéroïde, créant de nombreux grands fragments qui créeront par la suite le cratère Chicxulub sur la péninsule du Yucatan tout comme le principal cratère Tycho sur la Lune.
L'équipe de chercheurs, incluant le Dr. William Bottke (SwRI), le Dr. David Vokrouhlicky (Charles University, Prague) et le Dr. David Nesvorny (SwRI), a combiné les observations avec plusieurs simulations numériques différentes pour étudier l'événement de rupture de Baptistina et ses conséquences. Un point particulier de leur travail était comment les fragments de Baptistina ont affecté la Terre et la Lune.
Ayant approximativement 170 kilomètres de diamètre et ayant des caractéristiques semblables aux météorites chondrites carbonées, le corps parent de Baptistina résidait dans la région la plus interne de la Ceinture d'atéroïdes quand il a été frappé par un autre astéroïde estimé à 60 kilomètres de diamètre. Cet impact catastrophique a produit ce qui est maintenant connu comme la famille d'astéroïdes Baptistina, un groupe de fragments d'astéroïdes avec des orbites similaires. Selon le travail de modélisation de l'équipe, cette famille incluait à l'origine approximativement 300 corps de plus de 10 kilomètres et 140.000 corps de plus de 1 kilomètre.
Une fois créés, les orbites des fragments nouvellement formés ont commencé à évoluer lentement en raison des forces thermiques produites quand elles ont absorbé la lumière du Soleil et réémis l'énergie sous forme de chaleur. Selon Bottke, "En modélisant soigneusement ces effets et la distance parcourue par les fragments de différentes tailles de l'endroit de la collision originale, nous avons déterminé que la cassure de Baptistina a eu lieu il y a 160 millions d'années, à 20 millions d'années près."
La propagation progressive de la famille a fait dériver beaucoup de fragments dans une "autoroute dynamique" voisine où ils ont pu s'échapper de ceinture d'astéroïdes principale et être conduits sur des orbites qui croisent le chemin de la Terre. Les calculs de l'équipe suggèrent qu'environ 20 pour cent des fragments survivants de plusieurs kilomètres de diamètre dans la famille de Baptistina ont été perdus de cette façon, avec environ 2 pour cent de ces objets continuant à frapper la Terre, une augmentation prononcée du nombre de grands astéroïdes heurtant la Terre.
La confirmation de ces conclusions vient de l'histoire d'impact de la Terre et de la Lune, dont toutes les deux montrent des preuves d'une augmentation par deux du taux de formation de grands cratères au cours des 100 à 150 derniers millions années. Comme décrit par Nesvorny, "Le bombardement de Baptistina a produit une brusque hausse prolongée dans le flux d'impacts qui a fait une pointe il y a approximativement 100 millions d'années. Ceci correspond assez bien avec ce qui est connu sur l'enregistrement d'impacts."
Bottke ajoute, "Nous sommes dans l'extrémité de la queue de cet essaim maintenant. Nos simulations suggèrent qu'environ 20 pour cent de l'actuelle population d'astéroïdes proches de la Terre peut remonter à la famille de Baptistina."
L'équipe a alors étudié les origines du cratère de Chicxulub de 180 kilomètres de diamètre, qui a été fortement lié à l'extinction des dinosaures il y a 65 millions d'années. Les études des échantillons de sédiments et d'une météorite provenant de cette période indiquent que l'impacteur de Chicxulub avait une composition de chrondrite carbonée tout comme la météorite primitive bien connue Murchison. Cette composition est suffisante pour éliminer beaucoup d'impacteurs potentiels mais pas ceux de la famille de Baptistina. En utilisant cette information dans leurs simulations, l'équipe a trouvé une probabilité de 90 pour cent pour que l'objet qui a formé le cratère de Chicxulub était issu de la famille de Baptistina.
Ces simulations ont également montré qu'il y avait une probabilité de 70 pour cent pour que le cratère lunaire Tycho, un cratère de 85 kilomètres qui s'est formé il y a 108 millions d'années, a été également produit par un grand fragment de Baptistina. Tycho est remarquable pour sa grande taille, son jeune âge et ses rayons principaux qui se prolongent jusqu'à 1.500 kilomètres à travers la Lune. Vokrouhlicky indique, "La probabilité est plus petite que dans le cas du cratère de Chicxulub parce que rien n'est encore connu sur la nature de l'impacteur de Tycho."
Cette étude démontre que l'évolution dynamique la ceinture principale d'astéroïdes peut avoir des implications significatives pour la compréhension de l'histoire géologique et biologique de la Terre.
Comme le dit Bottke, "Il est probable que plus d'événements de cassure dans la ceinture d'astéroïdes soient reliés d'une certaine manière aux événements sur la Terre, la Lune et les autres planètes. La chasse est ouverte!"
L'article, "An asteroid breakup 160 Myr ago as the probable source of the K/T impactor," a été publié" dans l'édition du 06 Septembre de Nature.
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Les galaxies de près et de loin d'AKARI
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Deux nouveaux ensembles d'observations du télescope spatial infrarouge AKARI, mission de la JAXA avec la participation de l'ESA, montrent comment le télescope envoyé dans l'espace a étudié des galaxies proches et lointaines.
Dans la première série, Toyoaki Suzuki (University of Tokyo) a observé M101, une galaxie en spirale de 170.000 années-lumière de diamètre. Les nouvelles observations d'AKARI révèlent les populations différentes d'étoiles déployées à travers ses bras en spirale.
AKARI a observé la galaxie à quatre longueurs d'onde infrarouge (65, 90, 140, et 160 micromètres) à l'aide de l'instrument FIS (Far-Infrared Surveyor). Beaucoup de jeunes étoiles de haute température peuplent les bras en spirale, révélant les secteurs de formation d'étoiles et de réchauffement de la poussière interstellaire. Ceci fait briller la galaxie à des longueurs d'onde infrarouge plus courtes. En revanche, les longueurs d'onde plus longues montrent où poussière 'froide' est située. Les étoiles normales, habituellement comme notre propre Soleil, réchauffent cette poussière.
Image composée de la galaxie en spirale M101. L'image montre la distribution de poussières froides (en bleu) et chaudes (en rouge) superposée aux images de M101 en visible (en vert, montrant la distribution des étoiles) et en ultraviolet lointain (en cyan, indiquant l'emplacement de jeunes étoiles). Crédit: JAXA
Les données de FIS ont été comparées à une image de la galaxie dans le visible et l'ultraviolet lointain. Elles prouvent que la poussière chaude est distribuée le long des bras en spirale, avec de nombreux points chauds situés le long du bord externe de la galaxie. Ces taches correspondent aux régions géantes de formation d'étoiles. C'est inhabituel parce que la formation d'étoiles est généralement plus active dans les parties centrales des galaxies en spirale.
Images de la galaxie spirale M101 superposées avec les informations de FIS. Le panneau de gauche montre la distribution de pourssière froide dans la galaxie, le panneau de droite montre la distribution de poussière chaude dans la galaxie en spirale. Crédit: JAXA
La preuve semble indiquer que M101 a subi une proche rencontre avec une galaxie compagnon dans le passé, entraînant le gaz du compagnon malchanceux. Le gaz tombe maintenant sur le bord externe de M101 à approximativement 150 km/s, déclenchant l'active formation d'étoiles.
AKARI a également observé des galaxies dans l'Univers éloigné pour aborder une des questions les plus importantes dans l'astronomie moderne : comment les galaxies se sont-elles transformées en leur forme actuelle ?
Pour aider à trouver la réponse, Shuji Matsuura et Mai Shirahata, ISAS/JAXA, ont utilisé AKARI pour effectuer une des observations les plus étendues jamais faites dans le lointain, détectant beaucoup de galaxies faibles dans l'Univers éloigné aux quatre longueurs d'onde de FIR. Cette information de longueur d'onde est essentielle pour étudier les mécanismes responsables de l'émission de la lumière infrarouge et pour estimer les distances aux galaxies.
Les taches blanches dans ces images sont toutes des galaxies faibles de luminosité différente. Elles impliquent que les galaxies ordinaires vues à l'époque actuelle ont brillé beaucoup plus intensément dans l'infrarouge quand elles étaient plus jeunes. Dans de nombreux cas c'est dû aux épisodes explosifs de naissance d'étoiles durant les premiers temps. Quelques galaxies semblent avoir un éclat différent à différentes longueurs d'onde et il est suspecté que ceci pourrait être parce que ces galaxies sont éclairées par l'énergie libérée d'un trou noir en leurs noyaux.
Les données d'AKARI montrent que le nombre
de galaxies augmente rapidement lorsqu'elles semblent plus faibles
et indiquent également que les galaxies ont fusionné.
Cependant, elles ne semblent pas évoluer aussi radicalement
comme suggéré par des observations précédentes.
Comme les observations d'AKARI sont les observations les plus sensibles
jamais faites à ces longueurs d'onde, ce résultat
suggère qu'un nouveau modèle d'évolution de
galaxies peut être nécessaire.
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Lucky
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Une équipe d'astronomes des USA et du Royaume-Uni a obtenu certaines des photos les plus claires de l'espace jamais prises.
Elles ont été acquises en utilisant un nouveau système "d'optique adaptative" qui rend plus nette les photos prises de l'Observatoire du Mont Palomar en Californie. Les images sont deux fois plus nettes que celles du télescope spatial Hubble.
Le nouveau système, surnommé "Lucky", est le résultat du travail par une équipe de l'Université de Cambridge et de la Caltech (California Institute of Technology).
Les photos prises par Hubble sont normalement bien meilleures que les images des télescopes terrestres parce que l'atmosphère de la Terre produit un effet de déformation. L'appareil-photo Lucky surmonte ce problème de deux manières. D'abord, il emploie un des systèmes de détection de lumière les plus sensibles développés jusqu'ici. Celui-ci comporte une puce électronique qui a un bruit électrique très bas et peut voir ainsi de plus grands détails. Deuxièmement, le système logiciel peut distinguer quand la déformation atmosphérique commence et quand elle s'arrête.
Deux images ont été publiées jusqu'ici, l'une de l'amas globulaire M13 qui est à une distance de 25.000 années-lumière, et l'autre qui montre de fins détails dans la Nébuleuse de l'Oeil de Chat (NGC6543).
Amas globulaire M13 A gauche : image sans correction obtenue avec le télescope de 200 pouces du Mont Palomar A droite ; Lucky Camera derrière le système d'optique adaptative sur le même télescope. Crédit : Institute of Astronomy, University of Cambridge
The Cat's Eye Nebula (NGC6543) A gauche : image sans correction obtenue avec le télescope de 200 pouces du Mont Palomar A droite ; Lucky Camera derrière le système d'optique adaptative sur le même télescope. Crédit : Institute of Astronomy, University of Cambridge
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Pan-STARRS-1
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La plus grande et la plus avancée caméra digitale du monde, de mille quatre-cents mégapixels, a été installée sur le télescope Pan-STARRS-1 (PS1) de Haleakala, Maui. Construite à l'Universite d'Hawaii à l'Institut pour l'Astronomie de Manoa à Hanolulu, la caméra capturera des images qui seront utilisées pour scanner les cieux à la recherche d'astéroïdes dangereux, et pour créer le catalogue le plus complet d'étoiles et de galaxies jamais produit.
"C'est un instrument vraiment géant," explique l'astronome John Tonry, qui a dirigé l'équipe qui a développé la nouvelle caméra. "Il nous permet de mesurer l'éclat du ciel dans 1.4 milliards d'endroits simultanément. Nous obtenons une image qui est de 38.000 par 38.000 pixels en taille, ou environ 200 fois plus grande que ce vous obtenez avec un appareil-photo numérique du commerce. Il est également extrêmement sensible : dans une observation typique nous devrions être capable de détecter les étoiles qui sont 10 millions de fois plus faibles que ce qui peut être vu à l'oeil nu."
L'appareil-photo est un composant clé du projet Pan-STARRS, qui est conçu pour rechercher dans le ciel les objets qui se déplacent ou varient. Quand il sera totalement opérationnel, chaque partie du ciel visible d'Hawaii sera photographiée automatiquement au moins une fois par semaine. De puissants ordinateurs au Maui High Performance Computer Center contrôleront chaque image pour les minuscules changements qui pourraient signaler un astéroïde non découvert précédemment. D'autres ordinateurs combineront les données de plusieurs images, calculeront l'orbite de l'astéroïde, et enverront les messages d'avertissement si l'astéroïde a un petite chance de heurter la Terre au cours du siècle à venir.
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500 jours auprès de Vénus, et les surprises continuent à arriver
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Venus Express est maintenant en orbite autour de la soeur jumelle de la Terre depuis 500 jours, accomplissant autant d'orbites. Alors que le satellite se maintient en régulière et excellente forme, la planète continue à nous surprendre et à nous étonner.
Malgré l'expérience d'un environnement d'un abord difficile, Venus Express est en excellent état. Il reçoit quatre fois la quantité de rayonnement solaire que son vaisseau spatial jumeau, Mars Express, mais les modifications de conception du vaisseau spatial ont marché comme prévu et le fonctionnement a été très stable.
Parmi de nombreux autres résultats qui ont surpris les scientifiques, l'atmosphère de Vénus semble extrêmement inconsistante. Les observations récentes avec le spectromètre VIRTIS (Visible and Near-Infrared Mapping Spectrometer) montrent que la structure atmosphérique change vraiment rapidement, de jour en jour.
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Supernova dans la belle galaxie spirale NGC 1288
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En Juillet 2006, le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO a pris des images d'un feu d'artifice stellaire dans la galaxie NGC 1288. La supernova - désignée SN 2006dr - était à son éclat maximal, luisant aussi vivement que la galaxie entière elle-même, témoignant de la quantité d'énergie libérée.
NGC 1288 est une galaxie en spirale plutôt spectaculaire, vue presque de face et montrant des bras en spirale multiples faisant des pirouettes autour du centre. Comportant une forte ressemblance à la belle galaxie en spirale NGC 1232, elle est située à 200 millions d'années-lumière de notre propre galaxie, la Voie lactée. Deux bras principaux émergent des régions centrales et puis se divisent progressivement en d'autres bras en se déplaçant plus loin. Une petite barre d'étoiles et de gaz traversent le centre de la galaxie.
Les premières images de NGC 1288, obtenues pendant la période de mise en service de l'instrument FORS sur le VLT de l'ESO en 1998, étaient d'une telle haute qualité qu'elles ont permis aux astronomes d'effectuer une analyse quantitative de la morphologie de la galaxie. Ils ont constaté que NGC 1288 est probablement entourée par un grand halo de matière sombre. L'aspect et le nombre de bras en spirale sont en effet directement liés à la quantité de matière sombre dans le halo de la galaxie.
La supernova a été repérée la première fois par l'astronome amateur Berto Monard. La nuit du 17 juillet 2006, Monard a utilisé son télescope de 30 centimètres dans la banlieue de Pretoria en Afrique du Sud et a découvert la supernova en tant que 'nouvelle étoile' visible près du centre de NGC 1288, laquelle a alors été désignée SN 2006dr. La supernova a atteint la magnitude 16, c'est-à-dire qu'elle était environ 10.000 fois plus faible que ce que l'oeil nu peut voir.
En utilisant des spectres obtenus avec le télescope Keck le 26 Juillet 2006, des astronomes de l'Université de Californie ont trouvé que SN 2006dr était une supernova de type Ia qui a expulsé de la matière à la vitesse de 10.000 km/s.
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L'essaim des Aurigides en 2007 : Premières impressions
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De nombreux observateurs ont pu assister depuis la côte ouest des Etats-Unis à un sursaut d'activité de l'essaim météoritiques des alpha-Aurigides le 01 Septembre, conformément aux prévisions faites en 2003 par Peter Jenniskens (SETI Institute, NASA/AMES) et Esko Lyytinen (Finlande) et qui avaient été confirmées par les récents calculs faits par Jeremie Vaubaillon (IMCCE/CALTECH) et Jenniskens.
Peter Jenniskens donne ses premières impressions :
" L'essaim des Aurigides 2007 était une spectaculaire exhibition pour les 24 chercheurs à bord de la mission Aurigid MAC sponsorisée par la NASA. Les deux avions Gulfstream GV sont partis à l'heure et ont voyagé de l'Utah vers la Californie et au-dessus de l'Océan Pacifique. "
" Les résultats de nos comptes de flux en temps réel indiquent que l'essaim a fait une pointe autour de 11h10-11h15 UTC, ce qui était 20 minutes plus tôt que prévu. Le taux maximal était proche (dans un facteur de deux) de celui annoncé. L'essaim a duré au moins deux heures, d'environ 10h15 UTC à 12h15 UTC, mais pourrait avoir commencé plus tôt et était encore en cours à 13h00 UTC. Comme prévu, beaucoup d'aurigides étaient aussi lumineuses que les plus lumineuses étoiles dans le ciel. Quelques météores étaient de couleur bleuâtre ou verdâtre, comme rapporté pour le retour de 1994. "
" Beaucoup, beaucoup de météores ont été enregistrés au cours de la mission, et un grand nombre de spectres ont été mesurés. C'est la première fois dans l'histoire qu'une pluie d'Aurigides était prévue, et le résultat a été un régal pour les astronomes privés de nourriture par les données. "
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Sources ou Documentations non francophones
NGC
5315 est une nébuleuse planétaire à environ
7.000 années-lumière de la Terre dans la constellation
du Compas (Circinus). Les nébuleuses planétaires sont
des nuages gazeux qui sont créés dans les dernières
étapes de vie d'une étoile comme le Soleil. Le nom
"de nébuleuse planétaire" est une appellation
impropre, puisque ces objets n'ont rien à voir avec des planètes.
Mais le terme est né parce que ces objets ressemblent aux
planètes quant ils sont vus à travers de petits télescopes
optiques. Chandra ne voit pas toujours les nébuleuses planétaires
dans la lumière de rayons X. Plus précisément,
elles peuvent seulement devenir des sources de rayons X, comme NGC
5315, quand les vents puissants d'une étoile jeune en particulier
au centre entre en collision avec la matière éjectée.
Une
équipe d'astronomes européens a utilisé le
VLTI (Very Large Telescope Interferometer) et ses yeux perçants
pour découvrir un réservoir de poussières emprisonnées
dans un disque qui entoure une étoile âgée.
La découverte fournit des indices supplémentaires
sur la formation des nébuleuses planétaires.
En
utilisant le VLTI (Very Large Telescope Interferometer) et sa capacité
unique à voir de petits détails, les astronomes ont
découvert un disque aplati presque de profil de silicates
au coeur de la magnifique Ant Nebula. Le disque semble cependant
trop 'maigre' pour expliquer comment la nébuleuse a obtenu
son intriguante forme de fourmi.
Des
astronomes ont trouvé la preuve que des étoiles se
sont formées dans une longue queue de gaz qui se prolonge
bien en dehors de sa galaxie parent. Cette découverte suggère
que de telles étoiles « orphelines »
puissent être beaucoup plus répandues qu'on le supposait
auparavant.
Bien
que peut-être pas tout à fait aussi bien connue que
sa cousine formatrice d'étoiles Orion, la région de
la Couronne australe (contenant, en son coeur, l'amas Coronet) est
l'une des plus proches et des plus actives régions de formation
continue d'étoiles. A seulement environ 420 années-lumière,
Coronet est plus de trois fois plus proche que la Nébuleuse
d'Orion l'est de la Terre. Coronet contient un amas ample de quelques
douzaine jeunes d'étoiles avec un éventail de masses
et à des étapes variées d'évolution,
donnant aux astronomes une occasion d'observer des "proto-étoiles"
simultanément dans plusieurs longueurs d'onde.
Le plus grand catalogue
de sources de rayons X à ce jour a été maintenant
publié. Le catalogue, '2XMM', a été compilé
des observations effectuées avec l'observatoire spatial XMM-Newton
sur six ans d'opérations.
Les
télescopes spatiaux Hubble et Spitzer ont joint leur puissance
pour découvrir neuf des plus petites et des plus faibles
de toutes les galaxies compactes jamais observées dans l'Univers
lointain. Brûlant avec l'éclat des millions d'étoiles,
chacune des galaxies nouvellement découvertes est cent mille
fois plus petite que notre galaxie de la Voie lactée.
Les
étoiles n'aiment pas être seules. En effet, la plupart
des étoiles sont membres d'un système binaire, dans
lequel deux étoiles circulent l'une autour de l'autre dans
un ballet cosmique apparent interminable. Mais parfois, les choses
peuvent tourner mal. Quand les étoiles dansantes sont trop
près l'une de l'autre, l'une d'entre elles peut commencer
à dévorer sa partenaire. Si l'étoile vampire
est une naine blanche – une étoile usée qui était
autrefois comme notre Soleil – cette avidité peut conduire
à une catastrophe cosmique : la naine blanche éclate
en supernova de type Ia. 