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Nouvelles du Ciel d'Octobre 2006 |
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Nouvelles du Ciel d'Octobre 2006 |
La NASA donne le feu vert pour l'entretien d'Hubble
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La NASA a annoncé qu'une mission de navette spatiale sera envoyée pour entretenir le télescope spatial Hubble.
La mission (SM4), qui utilisera la navette Discovery, devrait être lancée en été ou automne 2008. L'administrateur de la NASA, Michael Griffin, a annoncé le nom des astronautes sélectionnés pour la mission. L'astronaute vétéran Scott D. Altman commandera la mission vers Hubble, et le Capitaine de réserve de la Navy Gregory C. Johnson servira de pilote. Le reste de l'équipage sera composé des spécialistes de mission, dont les vétérans ayant déjà effectués des sorties dans l'espace, John M. Grunsfeld et Michael J. Massimino, et pour leur premier vol, Andrew J. Feustel, Michael T. Good et K. Megan McArthur.
Sans entretien, la durée de vie de l'observatoire spatial n'aurait pas excédé deux à trois ans.
Ses batteries et gyroscopes, lesquels sont utilisés pour pointer le télescope, sont dégradés et seront remplacés. L'équipage chargé de la mission d'entretien installera également deux nouveaux instruments : WFC3 (Wide Field Camera 3) et COS (Cosmic Origins Spectrograph). Les nouveaux instruments amélioreront sensiblement les possibilités d'Hubble pour voir les objets faibles et lointains dans le jeune Univers.
La mission d'entretien permettra de prolonger la durée de vie orbitale d'Hubble jusqu'à au moins 2013. D'ici là la NASA aura lancé un successeur : le télescope spatial James Webb.
Communiqué de Presse de l'ESA N°40-2006
Après plus de 10 années d'extraordinaires découvertes, le télescope spatial Hubble va pouvoir prendre un nouveau départ bien mérité. L'Administrateur de la NASA, Michael Griffin, a donné aujourd'hui le feu vert à une mission de la Navette destinée à réparer et à mettre à hauteur l'observatoire spatial.
L'histoire du télescope spatial Hubble (HST), réalisé en commun par la NASA et l'ESA, est marquée par des images d'une admirable netteté qui nous sont devenues familières et par des découvertes scientifiques sans précédent qui ont bouleversé notre vision du monde et notre compréhension de l'Univers. Mais si Hubble a pu ainsi ouvrer au bénéfice de la science et de l'humanité, c'est grâce à des remises à niveau et à des améliorations régulières de ses instruments.
L'utilisation de la Navette pour cette cinquième mission de maintenance montre le rôle essentiel que les astronautes ont joué et continuent de jouer pour accroître la durée de vie et les capacités scientifiques du télescope spatial. Depuis la perte de Columbia en 2003, la Navette a accompli avec succès trois missions, qui sont venues confirmer que les améliorations apportées offrent le niveau de sécurité requis pour le véhicule et son équipage.
La mission de maintenance aura non seulement pour but de s'assurer que Hubble va pouvoir fonctionner pendant peut-être encore une dizaine d'années mais aussi de renforcer significativement ses capacités dans plusieurs domaines clés. Plusieurs sorties dans l'espace sont prévues lors de cette mission spectaculaire qui devrait avoir lieu en 2008.
La mise à niveau consistera à installer deux nouveaux instruments scientifiques : le spectrographe des origines cosmiques (COS) et la troisième caméra à grand champ (WFC-3). Chacun de ces instruments possède des capteurs de haute technologie qui amélioreront considérablement les chances de Hubble de réaliser de nouvelles découvertes et lui permettront de déceler la faible luminosité émise par les plus jeunes étoiles et galaxies qui nous entourent. Avec cette amélioration exceptionnelle de ses capacités scientifiques, le télescope spatial poursuivra son exploration des recoins de notre Univers et l'on s'attend à la découverte de nouveaux phénomènes stupéfiants.
« Hubble nous apporte aujourd'hui plus que jamais une moisson de résultats scientifiques. Le temps d'observation demandé par les astronomes est cinq fois supérieur au temps disponible » déclare Bob Fosbury, qui dirige le Centre européen de coordination du HST. Il ajoute : « Les nouveaux instruments ouvriront des perspectives totalement inédites sur l'Univers. Des observations extraordinaires vont pouvoir être réalisées au cours des prochaines années et l'on pourra étudier des phénomènes physiques parmi les plus fascinants qui soient : observer des planètes autour d'autres étoiles, remonter encore plus loin dans les origines de la Voie lactée, et surtout en savoir beaucoup plus sur l'évolution de l'Univers. »
Au moment où la Navette s'envolera pour cette mission de maintenance, l'ESA mettra en orbite Herschel, un télescope embarquant le plus grand miroir jamais déployé dans l'espace. Herschel réalisera des observations complémentaires de celle de Hubble, dans le domaine infrarouge du spectre. Il s'agit d'une mission de l'ESA à laquelle la NASA participe.
Echappant au vieillissement inéluctable de ses instruments, le télescope spatial Hubble s'apprête à prendre un nouveau départ bien mérité. En espérant que les prochaines découvertes de Hubble contribueront à lever un peu plus le voile sur les mystères de l'Univers, des astronautes rendront une cinquième visite à l'observatoire spatial le plus puissant jamais réalisé afin d'accroître sa durée de vie et ses capacités scientifiques.
Le successeur direct de Hubble sera le télescope spatial James Webb, un projet mené dans le cadre d'une coopération internationale associant la NASA, l'ESA et l'Agence spatiale canadienne, dont le lancement est prévu en 2013. La mission de maintenance qui vient de recevoir le feu vert permettra de réduire l'intervalle entre la fin de vie de Hubble et l'entrée en fonction du télescope spatial James Webb.
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Transit de Mercure le 08 Novembre
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Le 08 Novembre 2006, la petite planète Mercure effectue un passage devant le disque solaire. Les Transits de Mercure sont des événements plutôt exceptionnels puisqu'on en compte en moyenne seulement 13 par siècle. Les deux derniers passages ont eu lieu les 15 Novembre 1999 et le 07 Mai 2003, et le prochain ne sera visible que le 09 Mai 2016.
Le Transit de Mercure du 08 Novembre 2006, d'une durée totale de presque cinq heures, est visible de tous les points de la Terre où le Soleil est présent dans le ciel au moment du transit. Ce passage sera donc observé depuis une grande partie du globe terrestre, à savoir depuis l'Australie, la Nouvelle-Zélande, une partie de l'Antarctique, en Amérique de Nord excepté au nord du Canada, en Amérique Centrale, à l'ouest de l'Amérique du Sud, sur une grande partie de l'Océan Pacifique et à l'est de l'Asie.
Le passage de la petite tache ronde sur le disque solaire de ce 08 Novembre 2006 ne sera pas observable en Europe ou en Afrique, à moins de suivre l'événement devant l'écran d'un ordinateur.
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Comètes C/2006 U6 (Spacewatch) et C/2006 U7 (Gibbs)
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C/2006 U6 (Spacewatch) Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert à la magnitude 19.6 le 19 Octobre 2006 par J. V. Scotti et R. S. McMillan (Steward Observatory, Kitt Peak) dans le cadre du programme de recherche Spacewatch, a révélé sa nature cométaire lors d'observations faites par E. Christensen et A. Gibbs (Mt. Lemmon) et J. Young (Table Mountain).
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 U6 (Spacewatch) indiquent un passage au périhélie au 05 Juin 2008 à une distance de 2,5 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 05 Juin 2008 à une distance de 2,5 UA du Soleil.
C/2006 U7 (Gibbs) Une faible comète de magnitude 20.8 a été découverte le 28 Octobre 2006 par A. R. Gibbs (Mt Lemmon Survey), et confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 U7 (Gibbs) indiquent un passage au périhélie le 23 Février 2008 à une distance de 3,5 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 27 Mars 2007 à une distance de 4,4 UA du Soleil. la comète a une période de 41,4 ans.
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Une nouvelle catégorie de régions H II dans les Nuages de Magellan
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Une étude menée par les chercheurs de l'Observatoire de Paris met en évidence la présence d'une nouvelle classe de régions H II compactes, Low-excitation Blobs (LEBs), dans les Nuages de Magellan. Ces objets représentent la version à faible excitation des HEBs auparavant découverts dans nos galaxies voisines. Leur étude est importante, non seulement parce qu'elles constituent une véritable composante jusqu'alors inconnue du milieu interstellaire, mais aussi parce qu'elles doivent nous renseigner sur la fonction initiale de masse des étoiles massives, surtout en ce qui concerne sa partie inférieure.
Le contenu en gaz ionisé des Nuages de Magellan ne se limite pas aux régions H II géantes et à un petit nombre de restes de supernovae. La détection en 1983 des "blobs" à haute excitation, les HEBs, dans ces galaxies voisines, a montré la présence d'une composante inconnue de gaz ionisé. Contrairement aux régions H II ordinaires des Nuages de Magellan, qui sont des structures s'étendant sur plusieurs minutes d'arc sur le ciel (> 50 pc) et qui sont animées par des dizaines d'étoiles chaudes, les HEBs sont des objets plus denses, avec un diamètre de seulement environ 4" à 10" (1 à 3 pc). De même, ils sont considérablement affectés par la poussière locale.
L'étude porte sur un échantillon de 29 régions H II compactes qui ont à peu près la même taille physique. Les observations spectroscopiques obtenues à l'ESO permettent d'obtenir, entre autres, la luminosité en Hß, L(Hß), et l'excitation, représentée par le rapport [O III/Hß], de ces objets. Lorsque l'on place les points sur un diagramme luminosité-excitation on voit une corrélation linéaire entre les données (Figure 1).
Figure 1. Excitation (représentée par le rapport de raies [O III] 4959+5007/Hß) en fonction de la luminosité pour les objets dans le Petit Nuage de Magellan (PNM) et dans le Grand Nuage (GNM). La luminosité est en unités logarithmiques de Watts (échelle du bas) ainsi qu'en luminosités solaires (échelle du haut). Traits pleins: corrélation linéaire pour les objets PNM et GNM. Traits en pointillés: corrélation linéaire pour les objets GNM (non inclus HEBs).
Ces ajustements linéaires ne sont pas surprenants. En fait les modèles de photoionisation des régions H II sphériques indiquent que le rapport [O III]/Hß dépend de la température effective de l'étoile ou des étoiles excitatrices, du paramètre d'ionisation, et de la métallicité. Selon les modèles de Stasinska (1990) il existe une corrélation linéaire entre [O III]/Hß et la luminosité Hß des régions H II ayant la même dimension, la même densité de gaz, et le même nombre d'étoiles excitatrices, alors que la température effective des étoiles augmente. Ce comportement s'explique par le fait que lorsque la température augmente, produisant des rapports [O III]/Hß plus élévés, la valeur du paramètre d'ionisation augmente elle aussi, ce qui crée une luminosité plus grande. Les modèles montrent également que les environnements déficients en métaux favorisent des rapports [O III]/Hß plus grands, mais la dépendance en métallicité peut être masquée par le paramètre d'ionisation.
Deux groupes d'objets se manifestent dans les Nuages de Magellan. Ceux qui occupent la partie en haut à droite sont déjà connus sous le nom de HEB. Ce sont GNM N160A1, N11A, N159-5, N83B et PNM N88A, N81. Dans le cas du GNM, un HEB est un objet qui se trouve au-dessus de la corrélation linéaire, avec une luminosité de Log L(Hß) ~ 30.0 W ou Log L(Hß) ~ 3.4 L(sun). Cela signifie que le HEB doit en même temps avoir un rapport [O III]/Hß supérieur à ~ 4.0. Si l'on utilise l'ajustement le moins pointu, N105A-IR rejoindra elle aussi le groupe des LEBs. En ce qui concerne les HEBs "classiques" du PNM, N88A and N81, remplissent les critères définis ci-haut. Ils sont du même coup plus excités que les HEBs du GNM. Les autres objets qui ne remplissent pas ces critères de luminosité et d'excitation, sont appelés LEBs. Bien entendu, il existe un groupe intermédiaire entre ces deux cas extrèmes.
L'empilement des HEBs dans le diagramme du GNM n'est pas clairement expliqué. Pourquoi les HEBs du PNM ne se comportent-ils pas de la sorte? Soulignons qu'il n'y a que deux HEBs dans le diagramme du PNM et que, même si un tel comportement existait, les données actuelles ne seraient pas en mesure de le montrer. Cependant l'empilement peut s'expliquer en tenant compte de la variation du paramètre d'ionisation d'un objet à l'autre. Plus explicitement, l'excitation peut augmenter avec la température des étoiles excitatrices alors que la luminosité ne suit pas, en raison d'une limitation de la quantité de matière qui constitue la région H II. Lorsque les régions ont plus ou moins la même quantité de gaz, l'augmentation du nombre de photons du continuum Lymann n'arrive pas à engendrer des régions plus lumineuses. Si cette explication est valable, il faudrait alors connaître les conditions physiques qui créent des étoiles de plus en plus chaudes, tandis que la quantité de gaz disponible autour d'elles reste inchangée.
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Comète C/2006 U5 (Christensen)
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Une nouvelle comète a été découverte par E. J. Christensen (Catalina Sky Survey) le 27 Octobre 2006, et confirmée par de nombreux observateurs.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 U5 (Christensen) indiquent un passage au périhélie au 31 Août 2006 à une distance de 2,5 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 18 Janvier 2007 à une distance de 2,3 UA du Soleil, et une période de 6,6 ans.
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Découverte de rayons gamma issus du bord d'un trou noir super-massif
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Les chercheurs du CNRS (laboratoires IN2P3 et INSU) et du CEA-Dapnia, dans le cadre de la collaboration internationale HESS, viennent d'annoncer dans la dernière édition du journal « Science » la découverte de variations rapides du signal en rayons gamma de très haute énergie (THE) en provenance de la galaxie elliptique géante M 87. La détection de ces photons gamma dont l'énergie dépasse d'un million de million de fois celle de la lumière visible en provenance d'un des objets les plus connus du ciel est remarquable, mais elle n'est pas une surprise étant donné l'existence de plusieurs sites potentiels d'accélération de particules (et donc de productions de gamma) au sein de M 87. Ce qui est surprenant c'est la découverte des variations importantes de l'intensité du rayonnement mesuré à l'échelle de quelques jours. Ce résultat exclut, pour la première fois, toutes les options pour les sites de production des rayons gamma, à l'exception de la plus extraordinaire : le voisinage immédiat du trou noir super-massif qui se trouve au centre de M 87.
L'équipe internationale de la collaboration HESS vient d'annoncer la découverte de la variabilité à courte échelle de temps du signal en rayons gamma de très haute énergie (THE) en provenance de la radio-galaxie M 87. La collaboration HESS a construit et exploite en Namibie un système de télescopes de type Tchérenkov qui permettent la détection des rayons gamma depuis le sol (voir encadré). En braquant ces télescopes en direction de la galaxie proche M 87, les chercheurs ont mesuré son rayonnement gamma depuis 4 ans. La véritable surprise provient cependant de ce que l'intensité de celui-ci peut varier de manière drastique sur une durée de quelques jours seulement.
La radio-galaxie géante M 87 :
Cette galaxie se trouve à environ à 50 millions d'année-lumière dans la constellation de Virgo et abrite un trou noir super-massif de trois milliards de masses solaires d'où émane des champs magnétiques et un jet de particules. Cependant à l'opposé des sources gamma extragalactiques connues jusqu'ici toutes de la classe dite des Blazars (voir encadré) le jet de M 87 ne pointe pas vers la Terre, mais est vu à un angle d'environ 30 degrés. Or pour les Blazars, les rayons gamma sont émis par le jet le long d'un faisceau étroit : à la fois leur énergie et leur intensité sont amplifiées par le mouvement relativiste des particules. M 87 constitue donc un nouveau type de source gamma THE extragalactique. Ce résultat de HESS vient confirmer avec force l'émission gamma de M 87 dont une première indication avait été apportée par la collaboration HEGRA (une des expériences précurseurs à HESS) en 1998. Le flux de M 87 est très faible et elle est pour le moment la seule radio-galaxie vue en rayons gamma THE; ceci est probablement dû à ce qu'elle est parmi les plus proches.
Ce que la variabilité à courte échelle de temps nous apprend :
L'échelle de variabilité d 'un signal nous renseigne sur la taille maximale de la région d'émission. En effet comme les photons gamma émis à l'arrière de la zone d'émission voyagent plus longtemps avant de nous parvenir, les variations du signal ne peuvent être plus rapides que le temps requis pour la traversée de la source. Le plus souvent ce n'est pas la mesure de la taille des objets (déduite de leur extension angulaire sur le ciel et de leur distance) mais bien celle de leur variabilité qui permet de contraindre la taille de la zone d'émission au sein d'objets distants. La variabilité de quelques jours de M 87 révélée par HESS est à une échelle très courte en temps, plus courte qu'à toute autre longueur d'onde. Ceci implique que la taille de la zone d'émission des rayons gamma est tout juste de l'ordre de celle du système solaire (1013 m, c'est-à-dire seulement 0.000001 % de la taille de la galaxie M 87). « Cette taille dépasse à peine celle de l'horizon du trou noir central de M 87 » précise M. Beilicke, un chercheur de l'équipe HESS à l'Université de Hamburg.
Les autres structures au sein des jets de M 87 ayant une taille supérieure, le voisinage immédiat du trou noir est le site de production des rayons gamma le plus probable. Des mécanismes tout à fait nouveaux, dont la physique reste encore à déterminer, devront être évoqués. Il existe bien des jets de plasma relativiste dont l'origine est l'accrétion de matière par le trou noir; les gamma produits dans cette zone aux interactions violentes peuvent s'en échapper car le taux d'accrétion de M 87 est très faible comparé à ceux des autres galaxies, mais il est difficile d'évoquer des effets relativistes semblables à ceux ayant lieu au sein des blazars car le jet de M 87 n'est pas dirigé vers nous.
HESS ouvre la voie :
Avec M 87 et les découvertes précédentes de sources extragalactiques, HESS vient de franchir une étape importante dans l'étude des processus intervenant lors de la production de ces photons d'énergie exceptionnellement élevée. L'émission détectée par HESS fait de la radio-galaxie M 87 un excellent laboratoire pour l'étude du noyau compact des galaxies dites actives, dont le trou noir super-massif constitue un formidable engin capable d'accélérer les particules aux énergies extrêmes. Cette source va pouvoir être étudiée plus en détail puis comparée aux blazars plus nombreux, mais plus distants, où le jet « éblouit » les télescopes et empêche d'observer le noyau central. La voie est ainsi ouverte pour une meilleure compréhension des sources extragalactiques.
La collaboration HESS :
Les télescopes HESS (High Energy Stereoscopic System, système stéréoscopique de haute énergie) sont le résultat de plusieurs années d'efforts par une collaboration internationale de plus de 100 scientifiques et ingénieurs en provenance d'Allemagne, France, Grande-Bretagne, Irlande, République tchèque, Arménie, Afrique du Sud et du pays hôte, la Namibie.
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Comète P/2006 U4 (Shoemaker-Levy)
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La comète P/1991 V1 (Shoemaker-Levy 6) a été retrouvée à la magnitude 18 le 26 Octobre 2006 par Rob McNaught et D. Burton avec le télescope Uppsala Schmidt de 0,5 mètre à l'Observatoire de Siding Spring.
En 1982, une approche au plus près de Jupiter a réduit la distance au périhélie de cette comète de 3,9 à 1,1 UA et a placé celle-ci dans une orbite accomplie en 7,5 ans autour du Soleil. Ceci a conduit à sa découverte au moyen de la photographie avec le Palomar Schmidt par l'équipe composée de Carolyn et Eugene Shoemaker et David Levy le 07 Novembre 1991, peu après son passage au périhélie en Octobre 1991. La comète P/1991 V1 (Shoemaker-Levy 6) figurait également sur des clichés datés du 03 Novembre. Son retour suivant au périhélie, en Mai 1999, n'a pas été observé.
Les éléments orbitaux de la comète P/2006 U4 (Shoemaker-Levy) indiquent un passage au périhélie au 25 Novembre 2006 à une distance de 1,12 UA, et une période de 7,54 ans.
La comète P/2006 U4 (Shoemaker-Levy) a reçu la désignation définitive de 181P/Shoemaker-Levy.
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Les couches de la supernova Cassiopeia A
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Une nouvelle photographie du télescope spatial Spitzer montre comment les restes de la supernova Cassiopeia A ont évolué avec le temps. L'étoile originale, d'environ 15 à 20 fois la masse de notre Soleil, est morte dans une explosion cataclysmique de "supernova" relativement récemment dans notre galaxie de la Voie lactée. Comme toutes les étoiles massives matures, Cassiopeia A était composée d'enveloppes concentriques de divers éléments. Les éléments les plus légers, comme l'hydrogène, étaient dans l'enveloppe extérieure, les couches moyennes étaient garnies d'élements plus lourds comme le néon, alors que les éléments les plus lourds étaient enfouis au centre, tels que le fer.
Jusqu'ici, les scientifiques n'étaient pas exactement sûrs de ce qui est arrivé à l'étoile Cassiopeia A lorsqu'elle s'est déchiquetée. Une possibilité est que l'étoile a éclaté plus ou moins de manière uniforme, projetant ses couches dans l'ordre successif. Si c'était le cas, alors ces couches devraient être préservées dans les débris répandus. Les observations précédentes ont révélé des parties de certaines de ces couches, mais il y avait de mystérieuses lacunes.
"Spitzer a en fait trouvé les principales parties absentes du puzzle de Cassiopeia A," note Jessica Ennis (University of Minnesota, Minneapolis), auteur principal de l'article à paraître dans l'édition du 20 Novembre d'Astrophysical Journal.
Spitzer a résolu l'énigme. Il s'avère que des parties de l'étoile Cassiopeia A n'ont pas été éjectées aussi rapidement que d'autres lorsque l'étoile a éclaté. Il semble que la plupart des couches originales de l'étoile se sont envolées dans l'ordre successif, mais à vitesses moyennes différentes selon l'endroit d'où elles sont parties.
Comment Spitzer a-t-il trouvé les parties absentes du puzzle ? Comme les couches de l'étoile filent vers l'extérieur, elles s'enfoncent, une à une, dans une onde de choc de l'explosion et se réchauffent. La matière qui a frappé l'onde de choc auparavant a eu plus de temps pour chauffer jusqu'aux températures qui rayonnent en rayons X et en lumière visible. La matière qui en ce moment frappe l'onde de choc est plus froide et rougeoyant avec la lumière infrarouge. En conséquence, les observations précédentes en rayons X et en lumière visible ont identifié la matière chaude des couches plus profondes qui avait été projetées rapidement, mais pas les parties manquantes plus froides qui traînaient derrière. Les détecteurs infrarouges de Spitzer ont trouvé les parties absentes -- le gaz et la poussière comprenant des éléments des couches moyennes comme le néon, l'oxygène et l'aluminium.
Cassiopeia A est la cible idéale pour étudier l'anatomie d'une explosion de supernova. Parce qu'elle est jeune et relativement près de notre Système solaire, elle subit sa agonie finale juste devant les yeux attentifs des divers télescopes. Dans à peu près une centaine d'années, les restes dispersés de Cassiopeia A se seront complètement mélangés, effaçant pour toujours des indices importants sur la façon dont l'étoile a vécu et est morte.
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Dernières vues de l'écho de lumière de l'étoile V838 Monocerotis
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L'étoile variable peu commune V838 Monocerotis (V838 Mon) continue de déconcerter les astronomes. Cette étoile auparavant discrète a subit un sursaut d'éclat au début 2002, durant lequel elle a temporairement augmenté en brillance jusqu'à devenir 600.000 fois plus lumineuse que notre Soleil. La lumière de cette soudaine éruption a illuminé les poussières interstellaires entourant l'étoile, produisant le plus spectaculaire "écho de lumière" de l'histoire de l'astronomie.
Crédit : NASA, ESA, and H. Bond (STScI)
Lorsque la lumière de l'éruption se propage à l'extérieur dans la poussière, elle est dispersée par la poussière et voyage vers la Terre. La lumière dispersée a voyagé une distance supplémentaire en comparaison de la lumière du sursaut stellaire qui atteint directement la Terre. Un tel écho de lumière est l'analogue optique de l'écho sonore produit quand un son est renvoyé par les montagnes environnantes.
Le télescope spatial Hubble a observé l'écho de lumière de V838 Mon depuis 2002. Chaque nouvelle observation de l'écho de lumière indique une nouvelle et unique "mince-section" à travers la poussière interstellaire autour de l'étoile. Les nouvelles images de l'écho de lumière ont été prises par l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) en Novembre 2005 (à gauche) et à nouveau en Septembre 2006 (à droite). De nombreuses spirales et remous dans la poussière interstellaire sont particulièrement apparents. Ils ont probablement été produits par les effets des champs magnétiques dans l'espace entre les étoiles.
Les observations de Hubble ont été utilisées pour déterminer la distance à V838 Mon, en utilisant une technique basée sur la polarisation de la lumière réfléchie. Hubble possède des filtres polarisant qui laissent seulement passer la lumière qui vibre sous certains angles. Cette méthode rapporte une distance de 20.000 années-lumière pour V838 Mon, suggérant que, pendant son sursaut d'éclat, V838 Mon a été une des étoiles les plus lumineuses de toute la Voie lactée. Bien que la raison de l'éruption soit encore peu claire, quelques astronomes ont suggéré qu'elle pourrait être la conséquence de la collision de deux étoiles.
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Comètes SOHO : C/2006 R3, R4, S7, S8, S9, S10, S11
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Sept nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2006-U63.
C/2006 R3 (SOHO) (H. Su) C/2006 R4 (SOHO) (T. Hoffman) C/2006 S7 (SOHO) (R. Matson) C/2006 S8 (SOHO) (R. Matson) C/2006 S9 (SOHO) (R. Matson) C/2006 S10 (SOHO) (R. Matson) C/2006 S11 (SOHO) (R. Matson)
Ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf C/2006 R3 qui appartient au groupe de Meyer.. |
1000ème jour martien pour Spirit
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Cette vue sur 360 degrés, appelée panorama "McMurdo", provient de l'appareil-photo panoramique (Pancam) de Spirit. D'Avril à Octobre 2006, Spirit est resté sur une petite colline connue sous le nom de "Low Ridge". Là, les panneaux solaires du vagabond sont inclinés vers le Soleil pour maintenir assez d'énergie solaire pour que Spirit continue à faire des observations scientifiques tout au long de l'hiver sur l'hémisphère sud de Mars.
Crédit : NASA/JPL/Cornell
Spirit a vécu la partie la plus difficile de son second hiver martien. Ses niveaux d'énergie augmentent à nouveau. L'été dans l'hémisphère sud de Mars commencera début 2007. Avant cela, l'équipe technique espère commencer à conduire Spirit à nouveau vers des endroits scientifiquement intéressants dans le bassin intérieur ("Inner Basin") et "Columbia Hills" à l'intérieur du cratère Gusev. Le panorama "McMurdo" fournit aux membres de l'équipe des éléments essentiels d'informations scientifiques et topographiques pour choisir l'endroit où Spirit va continuer son aventure d'exploration.
Spirit a débarqué sur Mars à l'intérieur du cratère Gusev le 04 Janvier 2004 pour une mission initiale prévue pour seulement trois mois. Le 26 Octobre 2006, marque le 1.000ème Sol (un Sol est un jour martien, lequel dure 24 heures, 39 minutes, 35 secondes). Cela signifie qu'en jours terrestres, Spirit est sur Mars depuis 1.026 jours.
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Les éruptions solaires observées par STEREO
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Le projet STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory) est une mission de la NASA dont les instruments ont été conçus et réalisés par des scientifiques américains et européens. Il consiste au lancement par la même fusée de deux satellites qui suivront une orbite proche de celle de la Terre, l'un prenant progressivement de l'avance par rapport à l'autre. Ces deux satellites permettront ainsi l'observation stéréoscopique de certaines éruptions solaires.
Ce projet fait partie du programme scientifique international de l'étude des relations Soleil-Terre, qui a pour mission l'analyse des éjections de matière constituant le vent solaire et l'effet de ce vent solaire sur l'environnement terrestre. L'objectif principal du projet STEREO est l'étude des éjections de masse coronale (CME). Ces éjections de matière ont lieu dans la couronne solaire, la partie la plus haute de l'"atmosphère" de notre étoile, où les températures peuvent atteindre le million de degrés. Plusieurs milliards de tonnes de matière peuvent être éjectées par une CME avec des vitesses de plus de 300 000 Km/h. Cette matière éjectée à grande vitesse peut atteindre notre planète et entrer en interaction avec la magnétosphère puis avec l'atmosphère terrestre pour y induire une multitude de phénomènes : aurores boréales, irradiation des spationautes, perturbations des communications radios ou de la distribution de l'électricité... Les processus physiques déclencheurs de ces éjections sont très mal connus, le rôle du champ magnétique et la reconnexion de ses lignes de champ étant certainement un élément clé.
Les satellites du projet STEREO analyseront les régions où se produisent les CME, et caractériseront la matière éjectée par des mesures in situ du vent solaire lorsqu'il atteindra l'orbite de la Terre. Pour ce faire, chacun des satellites de STEREO est équipé de quatre instruments. Les équipes françaises associées au CNRS, avec le soutien du CNES, ont participé à l'élaboration de trois d'entre eux :
- STEREO/WAVES (S/WAVES) est un instrument qui suivra
les sursauts radio interplanétaires et étudiera la
genèse et l'évolution des perturbations radio provenant
du Soleil. Le laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation
en astrophysique (LESIA, CNRS, Observatoire de Paris, Universités
Paris 6 et Paris 7) en est l'investigateur principal.
- SECCHI (Sun-Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation) est un ensemble d'instruments de télédétection constitué d'un imageur dans l'ultraviolet extrême, de deux coronographes [1] en lumière blanche et d'un imageur héliosphérique [2]. Ces instruments vont étudier l'évolution en trois dimensions des CME. L'Institut d'astrophysique spatiale (IAS, CNRS, Université Paris XI) et l'Institut d'optique théorique et appliquée (IOTA, CNRS, Université Paris XI) sont impliqués au niveau du télescope imageur. Le LESIA est co-investigateur.
- IMPACT (In situ Measurements of PArticles and CME Transients) comprend sept instruments : un analyseur d'électrons du vent solaire développé par le Centre d'étude spatiale des rayonnements (CNRS, Université Paul Sabatier de Toulouse), un magnétomètre et une matrice de détecteurs de particules mesurant les ions et électrons accélérés lors des CME.
- PLASTIC (PLAsma and SupraThermal Ion and Composition) est destiné à l'étude du vent solaire et des processus héliosphériques.
Lancée par une fusée Delta II depuis
Cap Canaveral en Floride, les satellites STEREO ont une mission
de deux ans, avec l'espoir d'une prolongation de deux autres années.
Si c'est le cas, elle permettra une observation en continu car les
satellites seront diamétralement opposés par rapport
au Soleil.
STEREO devrait permettre de mieux comprendre les facteurs déclenchant les éruptions solaires pour mieux les prévoir, et d'analyser le vent solaire issu de ces éruptions pour déterminer son influence sur notre environnement terrestre.
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Sursaut d'activité de la comète C/2006 M4 (SWAN)
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D'après les observations, il semble que la comète soit en réalité bien plus brillante que le laisse supposer les prévisions basées sur les paramètres diffusés par le Minor Planet Center.
De nombreux observateurs ont noté en effet un premier sursaut d'activité vers le 05 Octobre, suivi d'un second sursaut plus important qui a débuté le 21 Octobre et s'est amplifié le 24. De ce fait, la comète C/2006 M4 (SWAN) a été observée en soirée le 24 Octobre à la magnitude 4,8 et se révèle spectaculaire au télescope. Elle est également bien visible aux jumelles et même à l'oeil nu sous un ciel bien noir.
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Nébuleuse du Crabe
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En l'an 1054, les astronomes chinois ont enregistré l'illumination temporaire d'une étoile dans la constellation du Taureau (Taurus). Près de 1000 ans après, nous pouvons admirer dans la même région du ciel les restes éclatés de l'étoile morte : la Nébuleuse du Crabe.
Crédit : X-ray: NASA/CXC/ASU/J.Hester et al.; Optical: NASA/ESA/ASU/J.Hester & A.Loll; Infrared: NASA/JPL-Caltech/Univ. Minn./R.Gehrz
Cette image composée emploie des données de trois des grands observatoires de la NASA. L'image de Chandra X-ray est montrée en bleu-clair, les images optiques du télescope spatial Hubble sont en vert et bleu-foncé, et l'image infrarouge du télescope spatial Spitzer est en rouge. L'étoile à neutrons est le lumineux point blanc au centre de l'image.
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Survol de Vénus
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Le vaisseau spatial MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging), en route pour Mercure, a effectué comme prévu le 24 Octobre 2006 un passage à moins de 2.990 kilomètres de la surface de Vénus lors de sa seconde rencontre avec la planète.
Le vaisseau spatial a utilisé l'attraction gravitationnelle de la planète pour changer sensiblement sa trajectoire, diminuant le rayon de son orbite autour du Soleil et l'amenant plus près de Mercure. Un nouveau survol de Vénus aura lieu en Juin 2007.
Vingt jours avant l'approche au plus près de Vénus du 24 Octobre, l'instrument Dual Imaging Systeme de MESSENGER a capturé des images de la planète depuis une distance d'environ 16,5 millions de kilomètres. En dépit de la faible résolution de l'image sur la gauche, on peut voir que Vénus est entourée par une épaisse couverture de nuages qui masque sa surface. L'image de droite est la même image amplifiée quatre fois, montrant clairement la dense couverture nuageuse vénusienne.
Crédit : NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
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Comète P/2006 U3 (NEAT)
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La comète P/2001 K1 (NEAT), découverte le 20 Mai 2001 dans le cadre du programme de surveillance NEAT, a été retrouvée par J. L. Ortiz, A. Mora, et R. Stoss les 23 et 24 Octobre 2006 avec le télescope Isaac Newton de 2,5 mètres à La Palma.
Les éléments orbitaux de la comète P/2006 U3 (NEAT) indiquent un passage au périhélie au 26 Mai 2008 à une distance de 2,4 UA du Soleil, et une période de 7,53 ans. La redécouverte confirme l'identification proposée de cette comète avec une comète trouvée par R. Stoss sur des images du Palomar Sky Survey datées du 14 Mai 1955.
La comète P/2006 U3 (NEAT) a reçu la désignation définitive de 180P/NEAT.
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Etoiles triées dans un amas globulaire
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Le télescope spatial Hubble a fourni aux astronomes la meilleure preuve d'observation jusqu'ici que les amas globulaires trient les étoiles selon leur masse, régie par un jeu de boule de billard gravitationnel entre les étoiles. Les étoiles plus lourdes ralentissent et s'approche du noyau de l'amas, alors que les étoiles plus légères prennent de la vitesse et se déplacent à travers l'amas vers sa périphérie. Ce processus, appelé "ségrégation de masse", a longtemps été suspecté pour les amas globulaires, mais n'avait jamais été directement vu auparavant en action.
Un amas globulaire typique, tel que 47 Tucanae, contient plusieurs centaines de milliers d'étoiles. Bien que la densité des étoiles soit très petite à la périphérie de tels systèmes stellaires, la densité stellaire près du centre peut être plus de 10.000 fois plus élevée qu'à la proximité locale de notre Soleil. Si nous vivions dans une telle région de l'espace, le ciel de nuit serait illuminé par 10.000 étoiles qui seraient plus près de nous que l'étoile la plus proche du Soleil, Alpha Centauri, laquelle est à 4,3 d'années-lumière (ou approximativement 215.000 fois la distance entre la Terre et le Soleil).
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Comète P/2006 U2 (Jedicke)
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J. V. Scotti (University of Arizona) a annoncé la redécouverte de la comète P/1995 A1 (Jedicke) avec le télescope Spacewatch le 22 Octobre 2006. L'objet est à une magnitude proche de 21.
La comète P/1995 A1 (Jedicke) avait été découverte le 8 Janvier 1995, avec le télescope Spacewatch de Kitt Peak, par Robert Jedicke (Lunar and Planetary Laboratory).
Les éléments orbitaux de la comète P/2006 U2 (Jedicke) indiquent un passage au périhélie le 02 Décembre 2007 à une distance de 4 UA du Soleil, et une période de 14,3 ans.
La comète P/2006 U2 (Jedicke) a reçu la désignation définitive de 179P/Jedicke.
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Lancement de la mission STEREO
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STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory) est une mission d'une durée initiale de 2 ans employant deux satellites pratiquement similaires pour fournir les premières images "stéréo" du Soleil afin d'étudier la nature des éjections de masse coronale.
Le projet STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory) repose sur la collaboration internationale de plusieurs laboratoires (dont le LESIA, de l'Observatoire de Paris). Son objectif principal est d'effectuer des observations et mesures stéréoscopiques du Soleil et de ses éjections de masse coronales (CMEs) et de ses particules énergétiques dès leur départ du soleil. Pour cela les deux sondes embarquent chacune un même ensemble d'instruments différents et complémentaires.
Le LESIA participe à ce projet dans deux expériences:
- L'expérience STEREO/WAVES: la responsabilité scientifique de cette expérience est assurée par le LESIA (PI : Jean-Louis Bougeret ) ainsi que la fabrication de l'ensemble des récepteurs radio qui traquera des CMEs et des particules énergétiques solaires, depuis le Soleil et dans l'espace interplanétaire, grâce aux émissions radio produites par ces perturbations.
- L'expérience SECCHI fournit, à travers différents instruments, l'imagerie de la couronne et du milieu interplanétaire. Le LESIA (M. Pick co-I sur SECCHI) fournira la page web (monitoring radio espace et sol ) qui présente les images et spectrogrammes radio journaliers (collaboration avec les Universités d'Athènes et de Ioannina). http://secchirh.obspm.fr
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Comète P/2006 U1 (LINEAR)
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Le télescope de surveillance LINEAR a découvert le 19 Octobre 2006 une nouvelle comète, laquelle a été confirmée par de nombreuses observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète périodique P/2006 U1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie au 28 Août 2006 à une distance de 0,5 UA du Soleil, et une période de 4,3 ans.
Les observations supplémentaires indiquent que la période est de 4,6 ans.
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Cratère Shackleton
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Cette image, prise par l'instrument AMIE (advanced Moon Imaging Experiment) à bord du vaisseau spatial SMART-1, montre le cratère Shackleton sur la Lune.
AMIE a obtenu cette image le 13 Janvier 2006 - presque la période de l'été austral lunaire - depuis une distance de 646 kilomètres au-dessus de la surface et avec une résolution au sol de 60 mètres par pixel.
Le cratère Shackleton se trouve au pôle sud lunaire, à la latitude 89.54° sud et à la longitude 0° est, et a un diamètre de 19 kilomètres.
SMART-1 a surveillé ce secteur presque à chaque orbite. Ceci permettra de produire des cartes en très haute résolution du secteur ainsi que des cartes d'illumination. Les longues ombres qui entourent le cratère le rendent très dur à observer. L'analyse des données obtenues a permis une carte très détaillée de son bord, des ejectas environnants et des cratères.
SMART-1 a également fait de longues expositions répétées pour voir l'intérieur des secteurs ombragés. Le but était la détection de la très faible lumière réfléchie des bords du cratère, et par conséquent l'étude des propriétés de réflexion (albedo) de la surface et ses variations spectrales (composition minéralogique). Ces propriétés pourraient révéler des couches de glace éparses à l'intérieur du cratère.
Sur le bord intérieur de 2 kilomètres de large de la crête du cratère, parfois à peine visible de la Terre, les astronomes à l'aide des radiotélescopes terrestres ont récemment rapporté qu'ils ne pouvaient pas détecter une signature distinctive des épais dépôts de glace dans le secteur. Des mesures précédentes par Lunar Prospector ont rapporté de l'excédent d'hydrogène sur de grands secteurs ombragés.
« Nous ne savons toujours pas si cet hydrogène est dû au piégeage accru du vent solaire, ou à de la glace d'eau apportée sur la Lune par le bombardement des comètes et des astéroïdes, » commente Bernard Foing, scientifique du projet SMART-1 de l'ESA. « Ces corps pourraient avoir déposé sur la Lune des couches inégales de glace remplissant environ 1.5 pour cent des secteurs dans l'ombre permanente, jusqu'à un mètre au-dessous de la surface. »
« Nous devons analyser systématiquement tous les jeux de données de télédétection. Les futures missions d'atterrisseurs et de robots vers la Lune aideront dans la recherche et la caractérisation de la glace polaire lunaire, à la surface et au-dessous de la sous-surface, » ajoute Foing. « De toute façon, un jour nous devrions même pouvoir combiner simplement l'hydrogène implanté et l'oxygène extrait à partir des roches lunaires pour produire de l'eau propre, comme nous faisons dans des expériences de laboratoire sur Terre. »
Le cratère est nommé d'après Ernest Shackleton (1874-1922), un explorateur célèbre pour ses expéditions en Antarctique.
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Concentration de masse cachée près du centre de la galaxie M83
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Utilisant le spectrographe de champ intégral en proche infrarouge CIRPASS sur le télescope Gemini South, Ruben Diaz et une équipe internationale d'astronomes, ont découvert une concentration de masse cachée inconnue auparavant qui ressemble à un deuxième noyau dans la galaxie M83. La concentration de masse est située à la plus jeune extrémité d'un arc géant de formation d'étoiles près du centre de la galaxie. Cette concentration représente probablement les décombres du noyau de la galaxie plus petite qui est « avalée » par M83.
Crédit : CIRPASS/Gemini Observatory/AURA/HST
Ce double arrangement de noyau est également associé à la cinématique complexe près du centre de galaxie. Les masses des objets ont été dérivées de la cinématique du gaz ionisé. Le noyau du corps intrus a une masse estimée d'environ 16 millions de fois la masse du Soleil, comparée aux 2 millions de masses solaires pour le noyau optique « principal ». Les deux noyaux sont séparés d'environ 100 parsecs et hébergent probablement des trous noirs. Les modélisations numériques conduites par l'équipe suggèrent que les deux noyaux fusionneront pour former un noyau massif simple dans environ 60 millions d'années.
Crédit : CIRPASS/Gemini Observatory/AURA
Située à environ 12 millions d'années-lumière (3.7 mégaparsecs), Messier 83 est un magnifique modèle de galaxie voisine montrant une intense activité de formation d'étoiles. Cette activité est probable le résultat d'une fusion récente d'une galaxie satellite engloutie.
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L'étoile, la naine et la planète
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«Un tel système est un exemple intéressant qui pourrait montrer que les planètes et les naines brunes peuvent se former autour de la même étoile », note Markus Mugrauer, auteur principal de l'article présentant la découverte.
HD 3651 est une étoile légèrement moins massive que le Soleil, située à 36 années-lumière dans constellation des Poissons (Pisces). Depuis plusieurs années, on savait qu'elle hébergeait une planète moins massive que Saturne, siégeant plus près de son étoile parente que Mercure l'est du Soleil : la planète accomplit une pleine orbite en 62 jours.
Mugrauer et ses collègues ont repèré pour la première fois le faible compagnon en 2003 sur des images du télescope de 3.8 mètres UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope) à Hawaii. Les observations en 2004 et 2006 avec le télescope de 3.6 mètres NTT (New Technology Telescope) de l'ESO à La Silla ont fourni la confirmation cruciale que le point de lumière n'est pas une fallacieuse étoile de fond, mais en effet un réel compagnon. Le compagnon nouvellement trouvé, HD 3651B, est 16 fois plus loin de HD 3651 que Neptune l'est du Soleil.
HD 3651B est le plus faible compagnon directement imagé d'une étoile hébergeant une exoplanète. De plus, comme il n'est pas détecté sur les plaques photographiques du Palomar All Sky Survey, le compagnon doit être encore plus faible dans la gamme spectrale visible que dans l'infrarouge, signifiant qu'il s'agit d'un objet stellaire secondaire de faible masse très froid. Comparant ses caractéristiques aux modèles théoriques, les astronomes déduisent que l'objet a une masse comprise entre 20 et 60 fois celle de Jupiter, et une température entre 500 et 600 degrés Celsius. Il est ainsi dix fois plus froid et 300.000 moins lumineux que le Soleil. Ces propriétés le placent dans la catégorie des froides naines brunes de type T.
Plus de 170 étoiles sont actuellement connues pour héberger des exoplanètes. Dans certains cas, ces étoiles se sont également avérées avoir un ou plusieurs compagnons stellaires, montrant que la formation de planètes peut également avoir lieu dans un environnement dynamiquement plus complexe que notre propre Système solaire où la formation de planètes s'est produite autour d'une simple étoile isolée.
En 2001, Mugrauer et ses collègues ont commencé un programme d'observation pour découvrir si les étoiles abritant des exoplanètes sont célibataires ou mariées. Dans ce programme, les étoiles connues abritant des exoplanètes sont systématiquement imagées à deux époques différentes, à au moins plusieurs mois de distance. Les vrais compagnons peuvent être distingués des objets de fond fortuits car eux seuls se déplacent avec les étoiles au fil du temps. Avec cette stratégie efficace de recherche plusieurs nouveaux compagnons d'étoiles abritant des exoplanètes ont été détectés. La plupart des compagnons détectés sont des étoiles de faible masse dans le même état d'évolution que le Soleil. Dans deux cas, cependant, les astronomes ont trouvé que les compagnons étaient des naines blanches, c'est-à-dire des étoiles en fin de vie. Ces systèmes curieux apportent la preuve que les planètes peuvent même survivre aux derniers moments agités de la vie d'une étoile voisine.
L'étoile HD 3651 est ainsi entourée par deux objets stellaires secondaires. La planète, HD 3651b, est très proche, alors que le compagnon naine brune nouvellement trouvé tourne autour de l'étoile 1500 plus loin que la planète. Ce système est le premier exemple imagé que les planètes et les naines brunes peuvent se former autour de la même étoile.
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Lancement du premier satellite météorologique européen sur orbite polaire
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Après cinq reports, le lancement du premier satellite météorologique européen sur orbite polaire, MetOp-A, à bord d'un lanceur russe Soyouz ST/Frégate opéré par Starsem, a eu lieu ce 19 Octobre 2006 à 16h28 UTC depuis le cosmodrome de Baïkonour (Kazakhstan).
Premier de la nouvelle série européenne de trois satellites météorologiques opérationnels conçus pour surveiller l'atmosphère en orbite polaire autour de la Terre, il complètera les satellites européens Météosat exploités avec succès en orbite géostationnaire et constituera la contribution de l'Europe au système intégré élaboré avec les Etats-Unis afin d'améliorer les prévisions météorologiques et les données climatiques.
La série de satellites MetOp est un programme mené en commun par l'Agence spatiale européenne (ESA) et par l'Organisation européenne de satellites météorologiques (Eumetsat), qui sera chargée de l'exploitation en orbite. Ces nouveaux satellites constitueront le segment spatial du Système polaire d'Eumetsat (EPS), destiné à étudier l'atmosphère avec une grande précision. Ils survoleront le globe d'un pôle à l'autre à une altitude d'environ 817 km en recueillant des données à haute résolution afin de compléter le suivi de l'atmosphère conduit à l'échelle hémisphérique par le système Météosat depuis l'orbite géostationnaire.
Ces nouveaux satellites européens seront exploités en parallèle avec le système de satellites météorologiques sur orbite polaire de l'Administration nationale américaine des océans et de l'atmosphère (NOAA), les données ainsi obtenues permettant de suivre le climat de notre planète et d'améliorer les prévisions météorologiques. Tandis que les satellites de la NOAA fonctionnent sur "l'orbite de l'après-midi" (le franchissement de l'équateur ayant lieu l'après- midi, en heure locale), les satellites européens MetOp assureront le service de "l'orbite du matin".
Les satellites MetOp ont été conçus et réalisés par une équipe industrielle placée sous la conduite d'EADS Astrium, Toulouse. Trois modèles de vol ont été commandés et sont, pour l'essentiel, achevés ; ils seront lancés de manière échelonnée afin d'assurer la continuité des données à l'horizon 2020. Mesurant 6,5 m de hauteur et pesant environ 4 tonnes, le premier satellite de cette nouvelle série, MetOp-A, emporte 11 instruments fonctionnant en synergie qui se complètent l'un l'autre et fournissent des données complémentaires à celles recueillies par d'autres systèmes de satellites météorologiques.
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Curieux KBOs
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Avec la polémique sur la classification d'Eris, de Pluton, et des "planètes naines", un objet moins connu de la Ceinture de Kuiper (KBO) rivalise pour être l'objet le plus intéressant du Système solaire au-delà de Neptune. Peu après l'avoir trouvé, les astronomes ont appris que (136108) 2003 EL61 est extrêmement étrange. Sa période de rotation, de 3.9 heures, fait de lui le corps connu de plus 100 kilomètres de diamètre tournant le plus rapidement dans notre Système solaire. Sa forme est encore plus étrange il ressemble à un ballon de football américain, et dans sa plus grande largeur le corps fortement ovale excède probablement le diamètre d'Eris. Les astronomes lui ont également trouvé deux lunes : une petite avec une orbite non-circulaire de 35 jours, et une plus lumineuse dans une orbite circulaire de 49 jours. De plus, la densité et la rotation rapide de l'objet impliquent que c'est une roche solide, avec seulement une fine couche de glace recouvrant sa surface.
Etant donné ces caractéristiques, il semble clair que quelque chose a percuté 2003 EL61, accéléré sa rotation, et laissé des débris sous forme de lunes. Cependant, dans la recherche présentée la semaine dernière à la réunion de Division des Sciences Planétaires de la Société Astronomique Américaine à Pasadena (Californie), Kristina Barkume (Caltech) suggère qu'il y ait beaucoup plus de fragments issus de la collision que seulement les deux satellites.
Barkume a examiné au spectroscope des KBOs entre 500 et 1.000 kilomètres de diamètre pour se renseigner sur leurs compositions et caractéristiques physiques. Elle a trouvé quelque chose de particulier : au moins 5 KBOs avec des orbites semblables et une signature spectrale commune et dominante en glace d'eau. Ce qui est le plus curieux est que la plus grande lune de 2003 EL61 s'adapte bien dans ce groupe. "Ils ont des absorptions beaucoup plus fortes de glace d'eau que tous les KBOs pour lesquel nous avons des données," indique Barkume. "En particulier, une majorité de KBOs n'ont aucune glace d'eau détectable."
La conclusion est que lorsque le parent, 2003 EL61, a reçu le choc, ses fragments se sont répandus une famille de KBOs. Le corps parent est un noyau rocheux restant, et les enfants se ressemblent. "C'est comme si Mercure avait eu une famille," commente Alessandro Morbidelli (Observatoire de la Cote d'Azur, France).
Un autre aspect fascinant de cette famille est son âge. La collection présente la tentante, quoique circonstancielle, preuve que la collision s'est produite très récemment, géologiquement parlant. Barkume est prompt à noter, "Nous ne pouvons pas dire son âge à l'heure actuelle." Mais le fait que la signature de glace est si forte pourrait signifier qu'elle est fraîche.
De plus, la proche similitude des orbites des objets pourrait indiquer quelque chose sur la collision qui les a formés. Selon le chef d'équipe, Michael E. Brown (Caltech), la pensée conventionnelle est que lorsqu'un impact se produit dans la Ceinture de Kuiper, l'événement disperse des objets à de vastes distances ou crée des satellites, pas les deux à la fois. Voir des lunes et un groupe d'objets libres si étroitement liés est surprenant. Peut-être que l'impact s'est produit avec juste assez d'énergie pour envoyer les objets au-delà de l'influence gravitationnelle de EL 200361, mais pas beaucoup plus.
A l'heure actuelle, l'arbre familial de 2003 EL61 inclut : (86047) 1999 OY3, (24835) 1995 SM55, (19308) 1996 TO66, (55636) 2002 TX300, (120178) 2003 OP32, et les lunes de 2003 EL61. Mais Barkume espère examiner beaucoup plus de candidats de cette famille dans les mois à venir.
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La galaxie d'Andromède, victime d'une collision frontale
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La structure du disque d'Andromède (ou Messier 31) la plus grosse galaxie spirale du Groupe Local, a toujours été un mystère: la carte du gaz interstellaire est dominée par un grand anneau, qui a l'air de se superposer à des morceaux de spirale. La découverte par le satellite infrarouge Spitzer d'un deuxième anneau au centre de la galaxie, a permis à une équipe internationale de chercheurs (dont deux de l'Observatoire de Paris, LERMA, UMR8112 du CNRS) de proposer une solution au problème, grâce à la simulation numérique: les deux anneaux seraient des ondes de densité se propageant à partir du centre, juste après l'impact d'une petite galaxie compagnon, qui aurait traversé le disque d'Andromède. Ce travail est publié cette semaine dans le Journal Nature.
Andromède, la galaxie spirale la plus proche de notre Voie Lactée, recèle encore un grand nombre d'énigmes. La question de la distribution des gaz et des poussières constitue notamment un problème sur lequel les scientifiques butent depuis une vingtaine d'années. En effet, comment expliquer la présence d'un anneau externe éventré autour d'Andromède, visible dans les spectres optique et radio dont le centre est décalé de 1 kpc par rapport au noyau central de la galaxie ? Grâce à des images réalisées dans les proche et moyen infrarouge fournies par le Spitzer Space Telescope, une équipe internationale de chercheurs lève le voile sur cette énigme.
Spitzer a en effet dévoilé un indice jusque là invisible aux yeux des chercheurs : la présence d'un second anneau de gaz et de poussières au sein de M 31 beaucoup plus petit que le premier. Celui-ci est interne et son centre est décalé de 0,5 kpc par rapport au noyau galactique. En fait, cet anneau constituerait la première vague d'une onde provoquée par un choc colossal, se propageant du centre de la galaxie vers les régions extérieures : un peu comme lorsque l'on jette une pierre dans l'eau. A cette échelle galactique, seule la collision de M 31 avec une autre galaxie peut expliquer la présence de ces deux anneaux de poussières et de gaz, tous deux excentrés par rapport au noyau galactique. Mais alors quel est le coupable ?
A l'aide de simulations numériques, l'équipe internationale de chercheurs montre qu'il s'agirait de la galaxie M 32, aujourd'hui une proche voisine d'Andromède. Les indices concernant la taille, la masse et la distance de M 32 par rapport à M 31, confirment l'hypothèse d'un choc entre les deux galaxies. M 32 ne peut plus se cacher, elle a été identifiée comme étant la coupable !
Par ailleurs, Andromède étant proche de notre Galaxie, cette découverte constitue une remarquable opportunité d'étudier plus précisément les conséquences des collisions entre galaxies.
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Pas de trace de glace au pôle sud de la Lune
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Cette image radar de la région polaire sud de la Lune a été faite en Avril 2005.
Les chercheurs, sous la conduite de Donald Campbell, professeur d'astronomie à l'Université de Cornell, ont analysé les données radar transmises vers la Lune par l'Observatoire d'Arecibo (Porto Rico) et reçues 2,5 secondes plus tard par le radiotélescope Robert C. Byrd Green Bank Telescope (West Virginia). Les planétologues n'ont pas trouvé de glace dans les cratères au pôle sud de la Lune.
Les échos radar ont permis aux scientifiques de créer des images, offrant la meilleure vue à ce jour du terrain plongé dans les ténèbres au pôle sud de notre satellite naturel.
Depuis les années 1960, des théories avaient suggéré que de la glace pouvait exister en profondeur à l'intérieur des cratère d'impact qui sont en permanence dans l'ombre, où les températures à la surface de la Lune n'excèdent pas -173 degrés Celsius, aux pôles. La théorie était renforcée en 1992 quand les radiotélescopes terrestres ont localisé des "dépôts de glace" à l'intérieur des cratères d'impact aux pôles de la planète Mercure.
L'orbiteur Lunar Prospector a découvert des concentrations d'hydrogène aux pôles de la Lune. Si cet hydrogène étaient sous forme de molécules d'eau - un sujet toujours en discussion - alors il correspondrait à une moyenne de 1 à 2 pour cent de glace d'eau dans le sol lunaire plongé dans l'ombre.
Cependant, les mesures des radiotélescopes terrestres depuis les années 1990 ont invariablement échoué dans la détection de gisements de glace semblables à ceux sur Mercure. Parce que la glace d'eau serait une ressource importante pour n'importe quelle future base lunaire, plusieurs instruments des missions Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO), en 2008, et Lunar CRater Observation and Sensing Satellite (LCROSS) chercheront à savoir si la glace d'eau est présente dans les cratères ombragés en permanence.
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Les Antennes
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Cette nouvelle image des galaxies NGC 4038-39, surnommées "les Antennes", est la plus détaillée à ce jour de cette paire de galaxies en interaction. Au cours de la collision, des milliards d'étoiles seront formées. Les plus brillantes et les plus compactes de ces régions de naissance d'étoiles sont appelées des supers amas d'étoiles. La nouvelle image permet aux astronomes une meilleure distinction entre les étoiles et les supers amas d'étoiles créés dans la collision des deux galaxies spirales.
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Tremblement de terre à Hawaii
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L'archipel d'Hawaii a été frappé dimanche 15 Octobre à 17h07 UTC par un séisme d'une magnitude de 6.7 selon l'USGS (U.S. Geological Survey). L'épicentre était situé à 253 km de Honolulu. Une douzaine de répliques ont été enregistrées, la plus forte ayant atteint une magnitude de 5.8. Les deux principaux tremblements se sont produits à sept minutes d'intervalle et avaient des épicentres différents sous le plancher sous-marin ouest de Waikoloa. Le plus fort s'est produit à une profondeur de 38.9 kilomètres, tandis que le second était beaucoup moins profond, à 18.8 kilomètres, selon l'USGS.
Le tremblement de terre a fait une vingtaine de blessés. Les secousses sismiques ont endommagé de nombreux immeubles et provoqué de nombreux éboulements de terrain qui affectent le réseau routier de l'île d'Hawaii. Le réseau électrique a également été touché, privant d'électricité une bonne partie des habitants. Près de 2000 touristes et habitants doivent être relogés.
Les grands télescopes situés au sommet du Maunea Kea à Hawaii n'ont pas été épargnés par les secousses et seuls quelques dégâts mineurs ont été occasionnés dans les installations. Les miroirs et parties mécaniques des télescopes ne semblent pas avoir subi de dommages.
Selon l'USGS, c'est le plus fort tremblement de terre enregistré à Hawaï depuis le 06 Novembre 1983, lorsqu'un séisme de magnitude 6.7 centré sur le secteur de Kaoiki entre Kilauea et Mauna Loa avait frappé l'archipel.
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Diversité dans Mawrth Vallis
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Cette vue montre les divers matériaux et morphologies dans la région sud de Mawrth Vallis sur Mars.
Le vaisseau spatial Mars Express avait découvert auparavant d'anciens dépôts d'argile qui ont pu se former uniquement si l'eau était présente pendant longtemps dans Mawrth Vallis. Le spectromètre de la navette spatiale Mars Reconnaissance Orbiter a résolu les dispositifs qui composent la vallée sur une échelle plus petite et a détecté les différentes teneurs en argile. Dans cette image composée à partir d'images prises dans différentes couleurs, la matière brillante pourrait être riche en argile et remonte au temps où Mars avait un environnement plus humide. Les secteurs riches en argile présentent une des meilleures preuves des conditions probablement favorables au développement de la vie sur Mars à une époque ancienne.
L'image, faisant partie d'une image plus grande, a été prise par l'instrument HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) de Mars Reconnaissance Orbiter le 01 Octobre 2006. La résolution de l'image d'origine est de 25 centimètres par pixel.
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Un nouveau regard sur les planètes géantes
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Tristan Guillot, 36 ans, astrophysicien de l'observatoire de Nice-Côte d'Azur, s'est vu décerner en Juin 2006 le prix Urey de planétologie de la Société Astronomique Américaine, prestigieuse récompense qui n'a jusqu'ici échappé que 3 fois aux chercheurs américains. Ce prix, remis cette semaine à l'occasion de la 38ème réunion de la Division des Sciences Planétaires, vient récompenser les travaux du jeune chercheur sur les planètes géantes.
Dans notre Système solaire, quatre planètes se distinguent par leur masse et taille pure. Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune sont qualifées en effet de « planètes géantes » parce qu'elless sont plus grandes que n'importe quelle planète terrestre et beaucoup plus massives que tous autres objets dans le Système solaire, excepté le soleil, mis ensemble.
Selon Tristan Guillot, « les planètes géantes, en raison de leur force gravitationnelle, ont joué un rôle majeur dans la formation du Système solaire, rejetant beaucoup d'objets dans le Système, empêchant la formation d'une planète dans ce qui est maintenant la ceinture d'astéroïdes, et menant directement à la formation de la ceinture de Kuiper et du nuage d'Oort. Elles maintiennent également une partie du gaz (en particulier hydrogène et hélium) qui était présent quand le Soleil et ses planètes se sont formés et sont par conséquent des témoins clés dans la recherche de nos origines.
Au cours des dernières années écoulées, de nombreuses planètes géantes ont également été découvertes autour d'autres étoiles. Celles dont le passage, par hasard, entre nous et leur étoile peuvent être directement caractérisés : nous pouvons mesurer leur masse et taille, qui nous permet de déduire, avec l'aide des modèles, leurs compositions. En incluant nos propres planètes géantes et les découvertes récentes par les études des télescopes terrestres et du télescope spatial Hubble, nous connaissons maintenant les masses et les tailles de vingt planètes géantes !
En étudiant soigneusement la structure intérieure de ces planètes, T. Guillot et ses collègues essayent de découvrir de quoi elles sont faites et comment elles ont évolué. C'est une tâche délicate, comportant la comparaison précise entre les mesures détaillées de nos planètes géantes et les données moins précises obtenues pour les planètes extrasolaires. Mais les nouvelles données affluent. Les mesures par le vaisseau spatial Cassini conduisent à une mesure extrêmement précise de la pesanteur de Saturne et de meilleures contraintes sur sa composition intérieure. La future mission Juno, qui sera lancée en 2011, rapportera une mesure du champ gravitationnel de Jupiter avec une précision qui sera seulement battue par celle de la Terre. Le vaisseau spatial Juno, effleurant le dessus des nuages de Jupiter mesurera également l'abondance d'un ingrédient majeur pour la formation de planète : l'eau dans l'atmosphère profonde de Jupiter. Enfin et surtout, scrutant hors de notre Système solaire, on s'attend à une abondance de planètes extrasolaires avec les missions COROT, qui sera lancée en décembre de cette année, et Kepler, deux ans après.
Que pouvons-nous dire jusqu'ici ? Toutes les planètes géantes semblent être faites d'une enveloppe gazeuse d'hydrogène et d'hélium - les mêmes éléments dont notre Soleil est fait - entourant un dense noyau central fait probablement d'eau comprimée et de roches. Ce noyau est au coeur de la formation de ces planètes. Les théories standard de formation de planète prévoyaient qu'il serait de l'ordre de dix masses de la Terre. Ceci fonctionne pour Uranus et Neptune, mais pas aussi bien pour Jupiter et Saturne : Jupiter semble avoir un noyau plutôt petit de plusieurs fois la masse de la Terre, alors que Saturne semble avoir un plus grand noyau, autour de 10 à 25 fois la masse de la Terre [Guillot 2005].
Et les planètes extrasolaires ? Bien que plus difficiles à modéliser, les astronomes ont confirmé qu'elles sont en effet faites essentiellement d'hydrogène et d'hélium. Mais selon les travaux récents de T. Guillot et ses collègues, certaines d'entre elles possèdent des noyaux étonnamment grands, jusqu'à cent fois la masse de la Terre. En plus, il semblent y a une corrélation entre la richesse des étoiles en éléments tels que le fer, les silicates et l'oxygène et la masse des noyaux planétaires. Ceci indique qu'effectivement les noyaux planétaires se sont développés par le collage de particules de grain, mais que le processus était plus efficace qu'on le pensait auparavant.
Évidemment, la route vers une claire compréhension de la façon dont les planètes se forment et de la façon dont notre Système solaire a vu le jour est encore long. Mais en comparant les observations détaillées des planètes géantes dans notre Système solaire aux observations moins précises des planètes extrasolaires éloignées, les astronomes espèrent tester directement des modèles de formation de planètes et en apprendre plus au sujet des planètes. Mais des milliards de nouveaux mondes nous attendent dans notre galaxie. Et pour sûr, autant de surprises !
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Comète C/2005 YW (LINEAR)
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Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert par le télescope de surveillance LINEAR le 21 Décembre 2005, et repertorié comme tel sous la désignation de 2005 YW, a montré une activité cométaire lors d'observations effectuées le 11 Octobre 2006 par L. Buzzi (Schiaparelli Observatory). La nature cométaire de l'objet a été confirmé par les observateurs italiens E. Guido et G. Sostero (RAS Observatory, Mayhill), R. Ligustri (CAST Observatory, Talmassons), et G. Masi and S. Foglia (Ceccano).
Les éléments orbitaux de la comète C/2005 YW (LINEAR) indiquent un passage au périhéliie au 07 Décembre 2006 à une distance d'environ 2 UA du Soleil.
C'est le premier succès du "Projet T3" http://asteroidi.uai.it/t3.htm , un programme d'observation international visant à découvrir de possibles caractérisques cométaires parmi la population d'astéroïdes ayant un paramètre Tisserand par rapport à Jupiter (Tj) de moins de 3, T=3 étant approximativement la limite entre les orbites astéroïdales et cométaires.
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Le jour et la nuit sur une planète extrasolaire
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Le télescope spatial Spitzer a fait la première mesure des températures de jour et de nuit d'une planète en dehors de notre Système solaire. L'observatoire infrarouge a révélé que la planète géante de gaz similaire à Jupiter orbitant très près de son soleil est toujours très chaude sur un côté, et potentiellement froide comme la glace de l'autre.
"Cette planète a un point chaud géant dans l'hémisphère qui fait face à l'étoile," comment le Dr. Joe Harrington (University of Central Florida, Orlando) auteur de l'article publié en ligne dans Science. "La différence de température entre les côtés jour et nuit renseigne sur la façon dont l'énergie entre dans l'atmosphère de la planète. En fait, nous étudions le temps sur une planète exotique."
La conclusion représente la première fois qu'une telle sorte de variation a été observée à travers la surface d'une planète extrasolaire, une planète au-delà de notre Système solaire. Les mesures précédentes des planètes extrasolaires décrivaient seulement des traits globaux comme la taille et la masse.
"C'est un résultat spectaculaire," ajoute le Dr. Michael Werner (Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Californie), scientifique de projet pour Spitzer. "Quand nous avons conçu Spitzer il y a des années, nous n'avions pas prévu qu'il révolutionnerait la science des planètes extrasolaires."
Les chercheurs ont utilisé Spitzer pour déterminer la variation de température de l'atmosphère d'une planète voisine appelée Upsilon Andromedae b. Cette planète '"Jupiter chaude" est une géante gazeuse semblable à Jupiter, mais elle orbite très près de son étouffante étoile, circulant autour de l'étoile en 4.6 jours.
Les scientifiques pensent que la planète tourne assez lentement et présente toujours la même face vers son étoile, comme notre Lune présente toujours la même face vers la Terre. Cependant, puisque cette planète est faite de gaz, son atmosphère externe pourrait circuler beaucoup plus rapidement que son intérieur.
Selon les astronomes, la différence observée de température entre les deux côtés d'Upsilon Andromedae b est extrême -- environ 1.400 degrés de Celsius. Une si grande différence de température indique que l'atmosphère de la planète absorbe et réémet la lumière du soleil tellement rapidement que le gaz circulant autour d'elle refroidit rapidement. C'est différent de Jupiter, qui a une température égale tout autour.
"Si vous vous déplaciez à travers la planète du côté nuit vers le côté jour, le bond de température serait équivalent à un saut dans un volcan," commente le Dr. Brad Hansen (University of California, Los Angeles), principal chercheur du projet.
Spitzer a employé ses yeux infrarouges thermoguidés pour regarder périodiquement le sytème planétaire d'Upsilon Andromedae pendant approximativement cinq jours. Il a trouvé que la lumière infrarouge du système, ou la chaleur, baissait et augmentait au fil du temps avec l'orbite d'Upsilon Andromedae b. Ce changement dans la chaleur est le résultat de la planète montrant ses différents faces lors de son voyage autour de l'étoile. Quand le côté ensoleillé de la planète était tourné vers la Terre, Spitzer détectait plus de chaleur du système ; quand le côté sombre nous faisait face, il captait moins de chaleur. La planète ne passe pas derrière ou devant son étoile, mais est toujours dans la ligne de vue de la Terre.
Upsilon Andromedae b a été découverte en 1996 autour de l'étoile Upsilon Andromedae, qui est à 40 années-lumière et visible à l'oeil nu la nuit dans la constellation d'Andromède. Upsilon Andromedae est entourée par deux autres planètes connues localisées plus loin qu'Upsilon Andromedae b.
Harrington et Hansen ont présenté leurs résultats aujourd'hui lors de la trente-huitième réunion de la Division des Sciences Planétaires de la Société Astronomique Américaine à Pasadena, Californie.
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Galaxie en formation
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Maintenant, les observations par Hubble de la galaxie par radio MRC 1138-262, surnommée "Spiderweb Galaxy" (galaxie toile d'araignée) montre des douzaines de galaxies satellites comme d'induviduels dispositifs massifs en cours de fusionnement. Puisque la galaxie est éloignée d'environ 10.6 milliards d'années-lumière, les astronomes la voient telle qu'elle était dans les premières années de formation de l'Univers, seulement 3 milliards d'ans après le Big Bang.
La galaxie Spiderweb est située dans la constellation australe de l'Hydre, et est l'une des galaxies les plus massives connues.
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Abondances primitives de C, N , et... les problèmes de mélange à l'intérieur des étoiles
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Observer les étoiles les plus vieilles de notre Galaxie est un moyen essentiel d'explorer l'histoire de sa formation. Comme le gaz interstellaire dont sont faites les étoiles est de plus en plus enrichi en éléments lourds ("métaux") synthétisés à l'intérieur des étoiles par les réactions nucléaires, le moyen de repérer les étoiles les plus vieilles et d'observer celles qui sont le moins enrichies en métaux. C'est le programme ambitieux auquel s'est attaqué une équipe internationale de chercheurs, dont des astronomes de l'Observatoire de Paris.
Dans les étoiles géantes de faible masse, la théorie de la convection ne prévoit pas de mélange entre l'atmosphère de l'étoile et les couches profondes où le carbone se transforme en azote . Cependant il semble qu'un tel mélange a parfois lieu dans les géantes très déficientes en métaux, et évoluées...
Les théories standards simples du mélange de la matière à l'intérieur des étoiles ont montré que, généralement, la composition chimique à la surface d'une étoile de faible masse ne change pas au cours de la vie de cette étoile, elle est donc représentative de la matière à l'époque où l'étoile s'est formée. Dans les couches profondes, des réactions nucléaires vont se succéder et fournir à l'étoile son énergie, mais les produits de ces réactions, vont rester confinés en son coeur et la composition chimique de son atmosphère va rester inchangée.
Une équipe internationale comprenant un nombre important de chercheurs de l'Observatoire de Paris dont le PI, a choisi sur cette base d'étudier au VLT (Large Programme "First Stars" ID 165N-0276) un ensemble de très vieilles étoiles de notre Galaxie (elles sont extrêmement pauvres en métaux et sont nées il y a environ 13 milliards d'années), afin d'étudier la matière galactique à cette époque et de caractériser les toutes premières phases de l'évolution galactique.
Mais alors que les rapports d'abondance des éléments se révèlent très semblables d'une étoile à l'autre dans l'atmosphère de ces très vieilles étoiles, deux éléments très abondants dans la nature, le carbone et l'azote, se singularisent par une très grande dispersion dans l'atmosphère des étoiles géantes: le rapport N/Fe peut varier d'un facteur 100.
La question est de savoir si cette dispersion existait vraiment d'un endroit à l'autre de la Galaxie à l'époque lointaine où les étoiles étudiées se sont formées (scénario "primordial"), ou si elle ne reflétait pas plutôt, dans certaines étoiles (scénario "in situ"), l'existence d'un mélange imprévu entre l'atmosphère de l'étoile et les couches profondes où le carbone se transforme en azote à une température d'environ 2 107K.
Comment discriminer entre les deux scénarios ?
- l'abondance totale carbone + azote soit la même que dans les étoiles où ce mélange n'aurait pas eu lieu - le lithium qui est un élément très fragile (il brûle à une température de seulement 2 106 K) ait été complètement brûlé.
Vu la très grande qualité des spectres obtenus avec le spectrographe à grande résolution UVES au VLT il a été possible de mesurer non seulement l'abondance de 12C mais aussi les faibles raies de 13C dans les spectre des étoiles (Fig. 1).
Notons par ailleurs que, comme attendu, les étoiles, "mélangées" ont la même abondance totale de C+N que les étoiles non mélangées et qu'elles ont extrêmement peu de lithium dans leur atmosphère.
Cet "extra-mixing" semble démarrer lorsque, à l'intérieur de l'étoile, la couche qui brûle l'hydrogène rencontre en s'étendant une couche de l'étoile particulièrement riche en hydrogène. (Cette phase de l'évolution correspond au "bump" dans le diagramme HR.)
Et en Conclusion...
Ainsi, bien que les modèles standards de mélange (qui ne prennent en compte que la convection) ne prévoient pas dans les étoiles de la branche des géantes rouges, de mélange entre l'atmosphère et les couches profondes des étoiles où le carbone est transformé en azote, on observe dans les étoiles très vieilles et très pauvres en métaux qu'un tel mélange existe parfois dans des géantes évoluées.
Ces phénomènes de mélange affectent dramatiquement l'abondance du carbone et de l'azote dans l'atmosphère des étoiles (et même parfois l'abondance du sodium) et en conséquence l'abondance de ces éléments dans la matière primitive de la Galaxie ne peut être déduite qu'en écartant les étoiles les plus évoluées ayant subi cet extra-mixing. Par ailleurs l'abondance d'azote et de carbone dans les étoiles mélangées extrêmement déficientes en métaux, ajoutent des contraintes fortes aux modèles non standards. La question reste ourverte: quelle est la cause de ce mélange imprévu (cet "extra-mixing"), la rotation des étoiles ? le champ magnétique ? les ondes de gravité ?
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Cartographie de l'astéroïde Cérès
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La roche de l'espace de 950 kilomètres de diamètre se situe dans la ceinture principale d'astéroïdes entre Mars et Jupiter et est assez massive pour que sa pesanteur la rende sphérique, une qualité qui lui a presque fait gagner le statut de planète en Août.
Le télescope spatial Hubble a pris des images en lumière visible de Cérès en 2003 et 2004 et a également cartographié l'astéroïde en lumière ultraviolette en 2001. Ces images montrent des taches brillantes et sombres sur l'astéroïde, mais les astronomes ne savent pas toujours exactement ce que les taches représentent.
Des astronomes conduit par Benoit Carry de l'Observatoire de Paris-Meudon en France ont fait un pas pour résoudre le mystère en obtenant les premières images en haute résolution de Cérès en lumière infrarouge.
Ils ont utilisé le télescope Keck II situé au sommet du Mauna Kea à Hawaii (USA) pour obtenir les images, lesquelles montrent des dispositifs aussi petits que 30 kilomètres de large. Les images infrarouges montrent les taches brillantes et sombres qui correspondent de près à ce que Hubble a vu en lumière visible.
Deux dispositifs ronds et sombres sont probablement des cratères, mais la nature d'autres taches qui diffèrent de leurs environnements est toujours un mystère.
Une variété de choses pourrait provoquer des variations d'éclat sur Cérès, y compris l'altération chimique inégale à la surface de l'astéroïde après des impacts avec d'autres roches de l'espace, note le membre d'équipe Christophe Dumas de l'ESO (European Southern Observatory) à Santiago, Chili.
Des différences dans la composition pourraient également être responsables, ajoute t'il. "Ce peut être une fente dans la surface où la glace de l'eau est parvenue sur la surface". D'autres scientifiques ont proposé que Cérès soit fait de 25% de glace d'eau, en se basant sur sa faible densité.
Afin d'évaluer les diverses hypothèses, l'équipe a l'intention de cartographier les variations dans le spectre de lumière infrarouge à travers la surface de Cérès, ce qui devrait révéler tous les changements dans sa composition.
L'équipe prévoit de faire ceci en Novembre 2007, lorsque Cérès aura son approche au plus près de la Terre et permettra donc de cartographier de plus fins détails. Ils utiliseront le VLT (Very Large Telescope) de Paranal, Chili.
La NASA a l'intention de scruter en détail Cérès et le second plus grand astéroïde du Système solaire, Vesta, avec son vaisseau spatial Dawn, dont le lancement est prévu en Juin. Dawn parviendra auprès de Vesta en 2011 et auprès de Cérès en 2015.
L'équipe a présenté les images lundi lors d'une réunion de la Division des Sciences Planétaire de la Société Astronomique Américaine à Pasadena, Californie (USA).
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Hubble cerne l'exoplanète la plus proche connue
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Le télescope spatial Hubble, en collaboration avec des observatoires terrestres, a fourni des preuves définitives de l'existence de la planète extrasolaire la plus proche de notre Système solaire. Le monde de la taille de Jupiter orbite autour de l'étoile Epsilon Eridani, laquelle est seulement à 10,5 années-lumière. Les astronomes ont déterminé la masse et l'inclinaison de l'orbite de la planète en 2006 en utilisant Hubble pour mesurer l'attraction gravitationnelle de l'invisible planète sur l'étoile lors de son lent mouvement à travers le ciel. La preuve d'une planète est apparue pour la première fois en 2000 quand les astronomes ont mesuré une oscillation révélatrice dans l'étoile. Les résultats ont été présentés aujourd'hui à la 38ème réunion annuelle de la Division des Sciences Planétaires à Pasadena, Californie, et apparaîtront dans l'édition de Novembre d'Astronomical Journal.
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Des astronomes voient l'intérieur d'un quasar pour la première fois
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Le chercheur Xinyu Dai et le professeur d'astronomie Christopher Kochanek, tous deux de l'Ohio State University, et leurs collègues ont étudié la lumière émanant de deux quasars amplifiés par effet de lentille gravitationnelle appelés RXJ1131-1231 et Q2237+0305.
Ils ont pu mesurer la taille du prétendu disque d'accrétion autour du trou noir à l'intérieur de chaque quasar.
Dans chacun, le disque est entouré d'un plus petit secteur qui émettait des rayons X, comme si la matière du disque était réchauffée pendant qu'elle tombait dans le trou noir central.
La clef du projet a été l'observatoire de rayons X Chandra, qui leur a permis de mesurer avec précision l'éclat de la région émettant des rayons X de chaque quasar. Ils ont couplé ces mesures à celles des télescopes optiques qui appartiennent au Consortium SMARTS (Small and Moderate Aperture Research Telescope System Consortium).
Les astronomes ont étudié la variabilité des rayons X et de la lumière visible venant des quasars et ont comparé ces mesures pour calculer la taille du disque d'accrétion dans chacun, à l'aide d'un programme informatique spécialement créé par Kochanek.
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Blazars
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Des scientifiques italiens et de la NASA, au moyen du satellite Swift, ont observé une variété de quasars, des blazars, pour déterminer la nature des jets émis par les trous noirs supermassifs. Selon l'équipe de Swift, ces jets semblent être faits de protons et d'électrons, résolvant un mystère aussi vieux que la découverte des jets eux-mêmes dans les années 1970.
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Surveillance de proches trous noirs
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Les scientifiques de la NASA, utilisant le satellite Swift, ont effectué le premier recensement complet de galaxies possédant des trous noirs actifs et situées à moins de 400 millions d'années-lumière. Pour mener à bien ce projet, le satellite a analysé le ciel entier pendant une période de plus de neuf mois. Plus de 200 noyaux galactifs actifs (Active Galactic Nuclei) ont été détectés.
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Le trou noir central de M87
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De nouvelles images de Chandra X-Ray Observatory montrent l'environnement autour du trou noir supermassif au coeur de M87, une galaxie géante voisine située dans la constellation de la Vierge à environ 50 millions d'années-lumière.
Chandra a détecté des boucles et des anneaux dans le gaz chaud qui entourent la galaxie. Ces boucles sont la preuve d'éruptions périodiques près du trou noir supermassif, lequel envoie des ondes de choc à travers le gaz environnant. Ces éruptions se produisent à des millions d'années d'intervalle, et empêchent le gaz dans l'amas de se refroidir pour créer des étoiles.
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Opportunity près du cratère Victoria
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Cette image de l'instrument HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) à bord du vaisseau spatial MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) montre le vagabond Opportunity de la mission Mars Exploration Rover près du bord du cratère "Victoria". Victoria est un cratère d'impact d'environ 800 mètres de diamètre dans la région de Meridiani Planum près de l'équateur de Mars. Opportunity fonctionne sur Mars depuis Janvier 2004. Cinq jours avant que cette image soit prise, Opportunity était arrivé près du bord de Victoria, après un voyage de plus de 9 kilomètres.
Crédit : NASA/JPL/University of Arizona
L'image montre "Duck Bay", le segment érodé du bord du cratère où Opportunity est arrivé la première fois; "Cabo Frio", un promontoire au sud de Duck Bay; et "Cape Verde", un autre promontoire vers le nord. Avec une haute résolution, cette image montre le vagabond, les traces de roues dans le sable derrière lui, et l'ombre du vagabond, y compris l'ombre du mât de l'appareil-photo. Après la prise de cette image, Opportunity s'est déplacé vers le sommet de Cape Verde pour prendre davantage d'images de l'intérieur du cratère.
Cette vue est une partie d'une image prise depuuis une distance de 297 kilomètres par l'instrument Hirise à bord de Mars Reconnaissance Orbiter le 03 Octobre 2006. A cette distance, l'échelle de l'image est de 29,7 centimètres par pixel, ainsi des objets d'environ 89 centimètres de large sont résolus.
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De Mars à Vénus, avec Spicam et Spicav
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Alors que l'instrument Spicam de Mars Express poursuit son étude de l'atmosphère martienne, son jumeau Spicav est lui aussi en service autour de Vénus.
Comme l'essentiel des instruments de Mars Express, Spicam (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Mars) fait partie des équipements scientifiques développés en Europe pour la mission russe Mars 96. Malheureusement, celle-ci a été perdue lors de son lancement le 16 novembre 1996. Il a donc fallu à cet instrument de conception franco-russe attendre plus de six ans de plus pour finalement parvenir en orbite martienne. Cette attente a été payante, car la moisson de données qu'il a renvoyé vers la Terre a déjà permis la publication de nombreuses communications scientifiques.
« Il s'agit d'un instrument relativement léger, puisqu'il ne pèse que 4,8 kg, mais il comporte néanmoins deux spectromètres, fonctionnant l'un dans l'ultraviolet et l'autre dans le proche infrarouge, qui est dédié à la recherche de l'eau dans l'atmosphère martienne, » explique son responsable, Jean-Loup Bertaux du Service d'Aéronomie du CNRS, à Verrières-le-Buisson, au sud de Paris.
En orbite autour de Mars depuis Noël 2003, Spicam n'a pas chômé. On lui doit notamment le premier profil complet de la température et de la densité en dioxyde de carbone de l'atmosphère martienne, ainsi que la cartographie de la distribution en vapeur d'eau et en ozone autour de la planète.
Les aurores de Mars
Parmi les découvertes à mettre au crédit de Spicam, on trouve des émissions lumineuses nocturnes, similaires à des aurores, qui sont générées par les interactions entre les particules chargées du vent solaire et des molécules de dioxyde de carbone de l'atmosphère. Ces émissions sont très localisées et correspondent à des régions où subsiste un champ magnétique dans la croûte planétaire, ultime marque laissée par le champ magnétique autrefois issu du noyau planétaire et aujourd'hui disparu. L'intensité résiduelle de ces champs magnétiques locaux est très faible, mais néanmoins suffisante pour être à l'origine de ces aurores.
D'autres émissions ont également été constatées du côté nocturne, dans la très haute atmosphère, mais elles trouvent leur origine dans un phénomène bien différent. En fait, de l'oxygène est libéré par la décomposition du dioxyde de carbone par le Soleil du côté diurne. Transporté du côté nocturne, il se recombine avec de l'azote pour former de l'oxyde nitrique. Cette réaction s'accompagne d'une émission lumineuse.
« Ce phénomène constitue un excellent traceur de la circulation atmosphérique à haute altitude et il aide à déterminer la densité vers 100 km d'altitude, » note Jean-Loup Bertaux. Ces informations seront d'une importance cruciale pour la préparation des activités de freinage dans l'atmosphère de futures missions spatiales (« aérofreinage ») et pour l'amélioration des modèles prévisionnels atmosphériques martiens en général.
En outre, Spicam a fourni une étude complète de la distribution des poussières dans l'atmosphère martienne. Il a ainsi été possible d'observer comment les couches de poussières peuvent être limitées par des nuages de glaces d'eau en raison du phénomène de « lessivage » des nuages, lorsque l'eau se condense sur les particules, qui s'alourdissent et tombent. Cette observation des nébulosités martiennes n'a pas été exempte de surprise, puisque Spicam a également découvert des nuages de glace carbonique vers 90 km d'altitude.
Haro sur l'ozone
En mesurant le rayonnement réfléchi par la surface, le spectromètre ultraviolet de Spicam a permis de mesurer la concentration en ozone. Ce gaz est présent sur Mars, mais dans des quantités bien moindres que sur Terre. Dans une colonne d'atmosphère martienne, il y a environ 200 fois moins d'ozone que dans son équivalent terrien. Si on ramenait ce gaz à une couche uniforme, on obtiendrait sur Terre une épaisseur de 3 mm, alors que sur Mars, elle varierait entre 1 et 25 µm selon la région.
« Ce qui est sûr, estime Jean-Loup Bertaux, c'est que s'il y avait sur Mars une vie comparable à celle de la Terre, il n'y aurait pas assez d'ozone dans l'atmosphère pour la protéger des rayons ultraviolets solaires ».
Cette cartographie complète des concentrations en ozone autour de la planète sur une année martienne a également confirmé le rôle de la vapeur d'eau dans la destruction de l'ozone.
« C'est un phénomène que l'on connaissait sur Terre mais on le voit à l'oeuvre à grande échelle sur Mars. Où il y a de la vapeur d'eau, il y a nettement moins d'ozone ».
L'ozone réagit en effet avec la vapeur d'eau pour former des oxydants très puissants, comme le radical hydroxyl (OH), le peroxyde d'hydrogène (l'eau oxygénée) et l'oxygène atomique, qui attaquent toute matière organique.
Outre que ces observations permettent de prédire des concentrations d'oxydants non-mesurables in-situ pour améliorer les modèles de l'atmosphère martienne, elles sont aussi un avertissement de ce qui pourrait se produire sur Terre. Aujourd'hui, dans l'atmosphère de notre planète, la vapeur d'eau est très peu présente au-dessus de la tropopause entre 8 et 18 km selon la latitude car les températures sont trop froides et elle se condense. Toutefois, les mesures effectuées par ballons-sondes semblent indiquer que la quantité de vapeur d'eau dans la très haute atmosphère augmente régulièrement depuis une vingtaine d'années. D'ores et déjà la vapeur d'eau est le 3e plus gros destructeur d'ozone de notre planète.
Compte tenu de la qualité des résultats obtenus par Spicam, pour Jean-Loup Bertaux, « il serait judicieux que toute prochaine mission vers Mars emporte un instrument de ce type. »
De Spicam à Spicav
Lorsque la mission Venus Express a été décidée, en 2003, un modèle de rechange de Spicam a été récupéré et légèrement modifié pour devenir Spicav (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Venus). La principale nouveauté est l'ajout du spectromètre à très haute résolution SOIR (Solar Occultation in the Infra Red), réalisé par l'Institut d'Aéronomie Spatiale de Belgique et qui étudie l'atmosphère en observant l'occultation du Soleil à travers le limbe de Vénus dans un spectre plus large de l'infrarouge (2,4 à 4,3 µm).
Comme autour de Mars, il s'agit de fournir des profils de température et de pression pour nourrir les modèles théoriques. Spicav étudie aussi la composition de l'atmosphère et les concentrations en divers éléments réactifs, en nuages et en aérosols.
« Sur Vénus, on ne s'attend pas vraiment à trouver de l'ozone en quantité notable, car s'il y en avait, on l'aurait déjà détecté », estime Jean-Loup Bertaux.
En revanche, l'atmosphère de notre plus proche voisine contient d'autres éléments forts réactifs comme l'anhydride sulfureux, dont l'association avec la vapeur d'eau est à l'origine des nuages d'acide sulfurique qui recouvrent la planète. La moyenne atmosphère contient également de petites quantités d'oxygène et de vapeur d'eau. L'étude du cycle chimique de ces éléments est importante pour pouvoir comprendre la formation des nuages de la couche inférieure.
Ce milieu peu accueillant en fait pourtant rêver certains, selon Håkan Svedhem, responsable scientifique de la mission Venus Express à l'ESA, et Jean-Loup Bertaux, également principal investigateur de Spicav : « quelques scientifiques pensent que si une vie a jamais pu se développer sur Vénus, ce qui pourrait en subsister aujourd'hui aurait pu se réfugier dans des gouttelettes d'acide sulfurique, sur le modèle de certaines bactéries extrêmophiles terrestres ».
La recherche d'une vie plus qu'hypothétique n'est cependant pas l'objectif de Spicav. Il s'attache plutôt à traquer des émissions lumineuses dans la haute atmosphère, comme les aurores nocturnes liées à l'interaction directe avec le vent solaire qui ionise le dioxyde de carbone et génère du plasma, ou les émissions liées à la recombinaison de l'oxyde nitrique, comme sur Mars, et qui constituent ici aussi un parfait traceur de la dynamique atmosphérique. Spicav se livre également à une étude détaillée des émissions ultraviolettes d'origine inconnue sur la face diurne et assistera le spectro-imageur Virtis et le spectromètre PFS dans leur observation des émissions thermiques de la face nocturne.
L'eau lourde et les océans de Vénus
Grâce à la très haute résolution spectrale fournie par le spectromètre SOIR de l'ordre de 0,15 nm - les scientifiques se sont également lancés à la recherche de molécules d'eau lourde dans l'atmosphère de Vénus. Cette chasse au deutérium (un isotope de l'hydrogène dont le noyau compte un neutron) passionne Jean-Loup Bertaux : « sur Terre, on trouve environ une molécule d'eau demi-lourde (hydrogène-deutérium-oxygène) sur 3 000 molécules d'eau. Sur Vénus, il y en aurait 100 à 150 fois plus, soit environ 1 molécule sur 25».
Cette forte concentration - révélée par la mission américaine Pioneer Venus de la NASA en 1978 et vérifiée depuis la Terre par des astronomes de l'observatoire de Meudon s'explique par la décomposition des molécules d'eau dans la haute atmosphère. Alors que l'hydrogène libéré s'échappe facilement vers l'espace, le deutérium, deux fois plus lourd, aura moins de facilité à quitter la planète, tant et si bien qu'au cours des milliards d'années, sa concentration augmente par rapport à celle de l' hydrogène.
« Si l'on part de l'hypothèse que le deutérium ne parvient jamais à s'échapper, cela signifie alors que la quantité d'eau à l'origine était 150 fois supérieure à ce qu'elle est aujourd'hui. Mais comme on estime qu'il n'y a dans l'atmosphère de Vénus que suffisamment d'eau pour faire une couche de 3 cm à la surface de la planète, cela représenterait à peine 4,5 m d'eau dans les océans vénusiens d'autrefois, contre quelque 2,8 km de moyenne à la surface de la Terre ».
« Toutefois, poursuit Jean-Loup Bertaux, si on parvient à déterminer qu'une partie du deutérium réussit à s'échapper, ces 4,5 m ne représenteront que la valeur inférieure de nos estimations ».
Au-delà de Vénus
Pour Håkan Svedhem, cette recherche d'un éventuel ancien océan vénusien recouvre un mystère encore plus grand : « pourquoi la Terre, Vénus et Mars, qui semblent toutes trois avoir eu de l'eau liquide à leur surface à une époque, ont-elles évoluées si différemment ? »
La promesse d'une meilleure compréhension des mécanismes qui régissent l'évolution des planètes telluriques pourrait même nous amener bien plus loin que nos plus proches voisines. Car si l'on considère que l'eau liquide est nécessaire à la vie telle que nous la connaissons, elle nous permettra d'affiner le cadre de nos recherches hors du système solaire, avec les futurs observatoires conçus pour débusquer les exoplanètes, comme l'interféromètre Darwin, de l'ESA.
Avant même ses premiers résultats autour de Vénus, les performances du spectromètre SOIR ne sont pas passées inaperçues et certains imaginent déjà de pouvoir l'utiliser autour d'autres planètes, relève Jean-Loup Bertaux :
« La NASA a lancé un appel d'offres pour une future mission Mars Scout en 2011 et deux des équipes candidates ont déjà demandé à faire figurer SOIR dans leur charge utile ».
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Hubble trouve des planètes extrasolaires lointaines à travers la galaxie
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Le télescope spatial Hubble a découvert 16 candidates planètes extrasolaires satellisant une variété d'étoiles distantes dans la région centrale de notre galaxie de la Voie lactée.
Le filon de planètes a été découvert au cours d'une étude de Hubble, appelée SWEEPS (Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search). Hubble a scruté 180.000 étoiles dans le bombement central encombré large de 26.000 années-lumière de notre galaxie, un quart du diamètre du disque en spirale de la Voie lactée. Les résultats apparaîtront dans l'édition du 05 Octobre du journal Nature.
L'équipe internationale d'astronomes a découvert l'existence de 16 planètes orbitant entre 0,4 et 3,2 jours autour de leur étoile respective. Les objets semblent être des planètes de gaz géantes de faible densité similaires à Jupiter, orbitant des étoiles plus petites que le Soleil.
Les astronomes ont été capables d'estimer la masse de deux des planètes en utilisant les capacités du VLT (Very Large Telescope) au Chili. L'une était moins de 3,8 fois aussi massive que Jupiter (SWEEPS-04), l'autre d'approximativement 10 fois la masse de Jupiter (SWEEPS-11).
Cinq des planètes nouvellement découvertes représentent un nouveau type extrême de planètes. Ces planètes à ultra courte période (USPPs), tourbillonnent autour de leur étoile en moins d'un jour.
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La plus grande carte 3D de galaxies
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Une équipe d'astronomes américains, australiens et britanniques a publié des cartes de la plus grande étude du ciel entier en trois dimensions de galaxies jamais menées.
Leurs cartes détaillées montrent le cosmos 'local' à une distance de 600 millions d'années-lumière, identifiant tous les principaux supers amas de galaxies et les vides. Elles fournissent également des indices importants concernant la distribution de la mystérieuse 'matière sombre' et de l'énergie sombre' qui sont supposés expliquer jusqu'à 96% de la masse apparente de l'Univers.
Dans ce vaste volume, le plus massif super amas de galaxies est à 400 millions d'années-lumière. Il a été baptisé du nom de son identifiant, l'astronome américain Harlow Shapley. Le super amas Shapley est si grand que la lumière met au moins 20 millions d'années pour voyager d'une extrémité à l'autre. Cependant, Shapley n'est pas le seul super amas massif dans notre voisinage.
Le grand super amas Attracteur, qui est trois fois plus proche que Shapley, joue un plus grand rôle dans le mouvement de notre galaxie. Selon l'équipe, notre galaxie de la Voie lactée, sa galaxie soeur Andromède et d'autres galaxies voisines se déplacent vers le grand Attracteur à une vitesse étonnante d'environ un million de miles par heure. Les chercheurs ont également établi que le grand Attracteur est en effet un super amas isolé et n'est pas une partie de Shapley.
Les nouvelles cartes sont basées sur l'observation que, comme l'Univers s'étend, les couleurs des galaxies changent pendant que leurs ondes lumiieuses émises sont étirées ou décalées vers le rouge. En mesurant l'ampleur de ce redshift, les astronomes peuvent calculer les distances approximatives aux galaxies.
La nouvelle étude, connue sous le nom de 2MASS Redshift Survey (2MRS), a combiné les positions et les couleurs bidimensionnelles de l'étude 2MASS (Two Micron All Sky Survey), avec les redshifts de 25.000 galaxies sur plus de ciel. Ces redshifts ont été mesurés spécifiquement pour le 2MRS ou ont été obtenus à partir d'une étude plus profonde encore du ciel austral, le 6dFGS (6dF Galaxy Redshift Survey).
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Le Prix Nobel de Physique récompense la recherche du rayonnement fossile
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L'Académie des Sciences Royale de Suède a décerné le prix Nobel de Physique 2006 aux chercheurs John C. Mather et George F. Smoot pour leur découverte du spectre de corps noir et de l'anisotropie du rayonnement de fond diffus cosmologique (CMB).
John Mather, 60 ans, astrophysicien au Goddard Space Flight Center de la NASA, et George Smoot, 61 ans, professeur de physique à l'Université de Californie à Berkeley, sont ainsi récompensés pour leurs recherches sur l'origine des galaxies et des étoiles.
Leurs recherches, basées sur les données récoltées par le satellite COBE (Cosmic Background Explorer) lancé en 1989, ont renforcé le scénario du Big Bang pour expliquer l'origine de l'Univers.
John Mather était le responsable du projet COBE, auquel participaient plus de 1.000 chercheurs et ingénieurs, tandis que George Smoot était en charge de l'analyse des variations infimes (anisotropie) de température des radiations cosmiques.
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Comète C/2006 T1 (Levy)
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David H. Levy a annoncé sa découverte le 02 Octobre 2006, dans le voisinage de Saturne, d'une nouvelle comète de magnitude proche de 11, laquelle a été confirmée par de nombreux observateurs.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 T1 (Levy) indiquent un passage au périhélie au 09 Octobre 2006 à une distance de 1 UA du Soleil.
Il s'agit de la vingt-deuxième comète découverte par David Levy, de la seconde découverte de comète effectuée par un amateur depuis le début de l'année, et de la première réalisée visuellement depuis le 27 Août 2004, date de la découverte de la comète C/2004 Q2 (Machholz).
Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique avec un passage au périhélie au 07 Octobre 2006 à une distance de 0.98 UA du Soleil, et une période de 5,2 ans.
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Première détection de petits objets de Kuiper par occultations stellaires
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Un grand nombre d'objets de notre système solaire restent encore à découvrir dans le disque de Kuiper, au delà de l'orbite de Neptune. Une équipe internationale, dont plusieurs chercheurs de l'Observatoire de Paris, vient de détecter pour la première fois par la méthode astucieuse des occulations stellaires, des objets de Kuiper invisibles par d'autres méthodes. Leur taille est de quelques centaines de mètres; deux d'entre eux sont situés au-delà de 100 UA (Unités Astronomiques) du Soleil, et sont donc les objects les plus lointains qui soient connus dans le système solaire. Ces détections montrent que la Ceinture de Kuiper est bien plus étendue que ce que l'on croyait.
La formation des planètes dans le disque circumsolaire a laissé des débris au delà des planètes, le disque de Kuiper. Des centaines d'objets de quelques centaines à quelques dizaines de kilomètres ont été découverts au delà de l'orbite de Neptune depuis 1992. Le plus grand connu actuellement, Eris, avec un diamètre de 2400 km dépasse la taille de Pluton (2300 km). Plusieurs de ces objets sont, comme Pluton, en résonance avec Neptune. Ces découvertes ont amené l'UAI à rétrograder Pluton du statut de "planète" au statut de "planète naine".
Cependant, la structure de ce disque est très mal connue parce que la plupart des objets qui le composent sont trop petits ou trop lointains pour être observés. La technique des occultations stellaires, qui s'est révélée efficace pour découvrir les anneaux de Neptune ou l'atmosphère de Pluton, vient de permettre à cette équipe internationale de détecter, pour la première fois, des objets de Kuiper invisibles par d'autres méthodes. Ces observations ont été menées à partir d'avril 2004 au Télescope William Herschel aux Canaries équipé avec la caméra ultrarapide ULTRACAM de l'équipe des professeurs Dhillon et Marsh des Universités de Sheffield et Southampton. Ces observations ont permis la détection de trois objets. Deux de ces détections correspondent à des objets de l'ordre de 300 mètres situés à plus de 100 unités astronomiques de la Terre.
D'autres observations, d'une équipe australienne
et d'une équipe taiwanaise, en cours d'analyse, pourraient
confirmer ces détections.
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Vampires stellaires démasqués
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Les astronomes ont trouvé les preuves possibles de vampirisme stellaire dans l'amas globulaire 47 Tucanae. En utilisant le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, ils ont constaté que certaines étoiles chaudes, lumineuses et apparemment jeunes dans l'amas présentent moins de carbone et d'oxygène que la majorité de leurs soeurs. Ceci indique que ces quelques étoiles se sont probablement formées en prenant leur matière d'autres étoiles.
« C'est la première détection d'une signature chimique pointant clairement vers un scénario spécifique pour former ce qu'on appelle des 'étoiles blueues retardataires' dans un amas globulaire », note Francesco Ferraro, du Département d'Astronomie de l'Université de Bologne (Italie) et auteur principal de l'article présentant les résultats.
Les retardataires bleues sont des étoiles ayant l'air jeune de façon inattendue trouvées dans des agrégats stellaires, tels que les amas globulaires, lesquels sont connus pour se composer de vieilles étoiles. Ces objets énigmatiques sont supposés être créés soit dans des collisions stellaires ou par l'évolution et la fusion d'un système binaire d'étoiles dans lequelle une étoile « suce » la matière de l'autre, rajeunissant elle-même. Comme telles, elles fournissent des contraintes intéressantes sur l'évolution stellaire binaire et la dynamique d'amas d'étoiles. A ce jour, les signatures non ambiguës des accidents de trafic stellaires ou de vampirisme stellaire n'ont pas été observés, et les mécanismes de formation des retardataires bleues sont toujours un mystère.
Les astronomes ont utilisé le VLT pour mesurer l'abondance d'éléments chimiques à la surface de 43 étoiles retardataires bleues dans l'amas globulaire 47 Tucanae.
Ils ont découvert que six de ces étoiles retardataires bleues contiennent moins de carbone et d'oxygène que la majorité de ces objets particuliers. Une telle anomalie indique que la matière à la surface des retardataires bleues provient des intérieurs profonds d'une étoile parente. Une telle matière profonde peut atteindre la surface de la retardaire bleue seulement pendant le transfert de masse survenant entre deux étoiles dans un système binaire. Les simulations numériques montrent en effet que la fusion d'étoiles ne devrait pas avoir pour conséquence des abondances anormales.
Dans le noyau d'un amas globulaire, les étoiles sont serrées extrêmement près l'une de l'autre : on trouve plus de 4000 étoiles dans le coeur de 47 Tucanae. Aussi, des collisions stellaires sont supposées être très fréquentes et la voie de collision pour la formation des retardataires bleues devrait être extrêmement efficace. La signature chimique détectée par ces observations démontre qu'également le scénario de tranfert de masse binaire est pleinement actif même dans un amas à haute densité comme 47 Tuc.
« Notre découverte est donc un pas fondamental vers la solution du mystère de longue date de la formation de retardataire bleue dans les amas globulaires, » ajoute Ferraro.
Les mesures de si faibles étoiles sont seulement possible depuis l'arrivée des télescopes de 8 mètres équipés de spectrographes aux possibilités de multiplexage. Dans ce cas, les astronomes ont utilisé l'instrument FLAMES/Giraffe qui permet l'observation simultanée de jusqu'à 130 cibles à la fois, faisant qu'il convient idéalement pour examiner d'individuelles étoiles dans les champs très peuplés.
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Sources ou Documentations non francophones
Les deux
satellites du projet STEREO de la NASA viennent d'être lancés
avec succès depuis Cap Canaveral. Cette mission spatiale
a pour objectif l'étude des éjections de matière,
ou éjections de masse coronale, qui ont lieu dans l'atmosphère
du Soleil, et leurs impacts sur l'environnement terrestre. Des équipes
françaises associées au CNRS participent, avec le
soutien du Centre national d'études spatiales (CNES) à
trois des quatre instruments embarqués à bord de chacune
des deux sondes.
Les
astronomes ont détecté un nouveau faible compagnon
à l'étoile HD 3651, déjà connue pour
accueillir une planète. Ce compagnon, une naine brune, est
le compagnon connu le plus faible d'une étoile hébergeant
une exoplanète imagé directement et une des naines
T les plus faibles détectées dans le voisinage solaire
jusqu'ici. La détection apporte d'importantes informations
sur les conditions dans lesquelles les planètes se forment.
Au
cours de sa première semaine d'observations depuis son orbite
basse, le plus récent vaisseau spatial en orbite autour de
la planète rouge, Mars Reconnaissance Orbiter, révèle
déjà de nouveaux indices sur les environnements récents
et anciens sur la planète rouge. 
Les
images du télescope spatial Hubble ont fourni un aperçu
spectaculaire d'une grande et massive galaxie en cours d'assemblage
par la fusion de plus petites et plus légères galaxies.
Les astrophysiciens pensent que c'est de cette manière que
les galaxies se sont développées dans le jeune Univers.
Dans
ces couches profondes de l'étoile, où brûle
l'hydrogène, le carbone se transforme en azote et la quantité
de 13C par rapport à 12C augmente.
Si dans l'échantillon d'étoiles se sont glissées
quelques étoiles où un mélange aurait eu lieu
entre l'atmosphère et ces couches profondes on s'attend à
ce que dans l'atmosphère de ces étoiles:
Effectivement
il y a une excellente corrélation entre l'abondance de 13C
et l'abondance de l'azote. Dans la Fig. 2 est porté
log 12C/13C en fonction de log C/N.
C/N est un indice très sensible de la transformation du carbone
en azote. On voit très nettement apparaître deux
groupes d'étoiles, un premier groupe avec un rapport C/N
élevé qui a très peu de 13C (donc
12C/13C est grand) et un second groupe (étoiles
"mélangées") où une grande quantité
de carbone a été transformée en azote (C/N
et 12C/13C petits).
La surface du plus grand astéroïde
du Système solaire, Cérès, a été
cartographiée en détail en lumière infrarouge
pour la première fois. La prouesse préparera le terrain
pour une meilleure détermination de la composition extérieure
de Cérès, dont l'intérieur est supposé
être de 25% de glace d'eau.
Pour la première
fois, des astronomes ont regardé à l'intérieur
des quasars -- les objets les plus lumineux dans l'Univers -- et
ont vu la trace des trous noirs.
