|
|
Nouvelles du Ciel de Novembre 2004 |
|
|
Nouvelles du Ciel de Novembre 2004 |
Sources
ou Documentations
Sources ou
Documentations en langue française
East Candor cPROTO
|
|
Cette image de l'instrument MOC (Mars Orbiter Camera) de Mars Global Surveyor a été prise au moyen de la technique cPROTO, avec une résolution meilleure que 1 mètre par pixel.
La partie gauche montre l'image entière de cPROTO, la partie droite montre une vue agrandie des caractéristiques vues dans la partie gauche. L'image cPROTO, obtenue en Août 2004, montre des roches sédimentaires en couches exposées dans la région Est de Candor Chasma, une partie du vaste système de cuvettes Valles Marineris.
Sur la pente raide dans la partie inférieure de l'image, les roches ont été cassées en fins grains qui descendent la pente en glissant pour créer des accumulations de talus en forme d'éventail. Dans quelques cas, le mouvement de ces secs débris a découpé des pistes étroites dans la pente. L'image agrandie de cPROTO révèle qu'il n'y a aucun rocher dans le talus, attestant la nature extrêmement fine et friable des grains de ces roches sédimentaires. La région imagée est localisée près de 7,3° Sud et 69,0° Ouest.
|
Les petits cratères d'impacts effacés par des secousses séismiques sur l'astéroïde Eros
|
|
Des scientifiques de l'Université d'Arizona ont découvert pourquoi Eros, le plus grand astéroïde circumterrestre, possède si peu de petits cratères.
Lorsque la mission Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR) était en orbite autour d'Eros de Février 2000 à Février 2001, le vaisseau a révélé un astéroïde couvert de régolithe, une couche mêlée de roches, de graviers et de poussières, et incorporé avec de nombreux grands rochers. Le vaisseau spatial a aussi trouvé des endroits où la régolithe s'était apparemment effondrée, ou s'était écoulée au bas de pentes, exposant la surface fraîche au-dessous.
Mais ce que NEAR n'a pas trouvé sont les nombreux petits cratères que les scientifiques s'attendaient à voir.
James E. Richardson Jr., du Département des Sciences Planétaires de l'Université d'Arizona, a conclu d'après les études de modélisation que des secousses sismiques ont effacé environ 90 pour cent des petits cratères d'impacts de l'astéroïde, ceux de moins de 100 mètres de diamètre. Les vibrations sismiques résultent de la collision d'Eros avec des débris spatiaux.
Les résultats des recherches de Richardson correspondent aux preuves du vaisseau spatial NEAR. Au lieu des 400 cratères prévus d'environ 20 mètres par kilomètre carré à la surface d'Éros, il y a seulement en moyenne environ 40 de tels cratères.
La modélisation valide également ce que les scientifiques suspectaient de la structure interne d'Eros.
La mission NEAT a montré que Eros était très probablement un monolithe fracturé par de grands impacts et lié principalement par la gravité. La preuve est visible dans une série de rainures et d'arêtes qui parcourent la surface de l'astéroïde tant globalement que régionalement.
|
Nova PUPPIS 2004
|
|
La Nova, annoncée par la circulaire IAUC 8443, a été découverte indépendamment le 20 Novembre 2004 dans la constellation de la Poupe (Puppis) par Akihiko Tago (Tsuyama, Okayama-ken, Japan) et Yukio Sakurai (Mito, Ibaragi-ken, Japan).
La magnitude de l'objet a été estimé à 7,6 (photographie) par Tago et à 7,4 (CCD) par Sakurai.
En se basant sur les images de Sakurai, la position de l'objet Nova Pup 2004 a été relevée par S. Nakano (Sumoto, Japan) : R.A. (2000) : 07h 41m 53.76s Decl. (2000) : -27° 06' 36.9”
Pour les observateurs français, la nova est visible à environ 17° au sud-est de Sirius. Elle atteint une hauteur maximale d'environ 12° vers 3h30 UT lors du passage au méridien (au sud).
|
De jeunes étoiles sur le point de former des planètes rocheuses
|
|
Un des sujets les plus brûlants actuellement en Astrophysique, la recherche de planètes semblables à la Terre autour d'autres étoiles, vient de recevoir une impulsion importante avec les nouvelles observations spectrales effectuées avec l'instrument MIDI du VLT interferometer (VLTI) de l'ESO.
Une équipe internationale d'astronomes a obtenu d'uniques spectres infrarouges de la poussière dans les régions les plus intimes de disques proto-planétaires autour de trois jeunes étoiles (HD 144432, HD 163296 et HD 142527), actuellement dans un état probablement très similaire à celui de notre Système solaire en formation, il y a environ 4,5 milliards d'années.
Les spectres montrent que dans les trois disques, les bons ingrédients sont présents au bon endroit pour que commence la formation de planètes rocheuses autour de ces étoiles.
|
Crater Hale
|
|
Ces nouvelles images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montrent le cratère Hal, un secteur près du bord nord du bassin Argyre dans l'hémisphère sud de Mars.
Les images ont été prises au cours de l'orbite 533 en Juin 2004 avec une résolution d'approximativement 40 mètres par pixel. La région montrée couvre un secteur centré sur la latitude de 36° Sud et de 324° Est de longitude.
ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
|
C/2004 RG113 (LINEAR)
|
|
La nouvelle comète découverte le 20 Novembre 2004 par le télescope de surveillance LINEAR, a été identifiée avec un astéroïde découvert par LINEAR le 06 Septembre 2004 et observé régulièrement depuis cette date.
Les éléments orbitaux de la comète C/2004 RG113 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie au 03 Mars 2005 à une distance de 1,94 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 11 Mars 2005 à une distance de ,94 UA du Soleil.
|
Les trous noirs supermassifs précoces défient la théorie
|
|
L'observatoire de rayons X Chandra a obtenu la preuve qu'un quasar éloigné formé moins d'un milliard d'années après le Big Bang contient un trou noir supermassif. L'existence de tels trous noirs massifs à cette première époque de l'Univers défie les théories de formation de galaxies et de trous noirs supermassifs.
Les Astronomes Daniel Schwartz et Shanil Virani du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics ont observé le quasar dénommé SDSSp J1306, situé à 12,7 milliards d'années-lumière. Ils ont constaté que la distribution de rayons X avec énergie, ou le spectre de rayons X, est indiscernable de celui de quasars voisins, plus vieux. De même, la brillance relative aux longueurs d'ondes optiques et rayons X de SDSSp J1306 était semblable à celui du groupe voisin de quasars. Des observations optiques suggèrent que la masse du trou noir est d'environ un milliard de masses solaires.
La preuve d'un autre trou noir supermassif aux premières époques de l'Univers a été publiée précédemment par une équipe de scientifiques du California Institute of Technology et du Royaume-Uni au moyen du satellite XMM-Newton X-ray. Ils ont observé le quasar SDSSp J1030 à une distance de 12,8 milliards d'années-lumière et ont trouvé essentiellement le même résultat pour le spectre de rayons X pour SDSSp J1306 que les scientifiques du CfA.
Ces deux résultats semblent indiquer que la manière dont les trous noirs supermassifs produisent des rayons X est restée essentiellement la même depuis les premiers moments de l'Univers et que le moteur du trou noir central dans une galaxie massive s'est formé très tôt après le Big Bang.
|
Cannibalisme galactique
|
|
Des chercheurs japonais, utilisant le Télescope Subaru, ont surpris une grande galaxie (COSMOS J100003+020146) en train de dévorer une galaxie plus petite (COSMOS J095959+020206), lors de l'observation du ciel dans la constellation du Sextant (Sextans) pour étudier les propriétés de galaxies sur une grande échelle dans le temps et l'espace.
La paire de galaxies est située à environ un milliard d'années-lumière et la distance entre les deux galaxies est d'environ 330.000 années-lumière. Une fine traînée d'étoiles, s'étendant de la galaxie naine vers la galaxie géante sur 500.000 années-lumière de distance, révèle que la gravité de la galaxie elliptique déchire la galaxie naine.
|
Formation d'étoiles très active dans NGC 5253
|
|
NGC 5253 est une des plus proches Galaxies Naines Bleues connues. Elle est située à une distance d'environ 11 millions d'années-lumière dans la direction de la constellation australe du Centaure (Centaurus). Il y a quelque temps un groupe d'astronomes européens a décidé de jeter un regard à cet objet et d'étudier les processus de formation d'étoiles dans l'environnement comme primaire de cette galaxie.
La nouvelle image publiée fournit une vue impressionnante de NGC 5253. Cette image composée est basée sur une exposition en infrarouge obtenue avec l'instrument multi-mode ISAAC monté sur le télescope ANTU de 8 m du VLT à l'Observatoire de l'ESO de Paranal (Chili), ainsi que de deux images dans la bande de fréquences optique obtenue des données d'archives du télescope spatial Hubble. L'image du VLT (dans la bande K à la longueur d'ondes de 2.16 µm) est codée en rouge, les images du HST sont en bleu (bande V à 0.55 µm) et en vert (bande I à 0.79 µm) respectivement.
En mesurant la taille et la brillance infrarouge de chacun de ces objets "cachés", les astronomes ont été capables de distinguer des étoiles d'amas stellaires. Ils ont compté pas moins de 115 amas. Il a été aussi possible d'évaluer leurs âges, environ 50 d'entre eux sont très jeunes en termes astronomiques, avec moins de 20 millions d'années. La distribution des masses des amas d'étoiles ressemble à celle observée dans les amas dans d'autres galaxies, mais le grand nombre de jeunes amas et d'étoiles est extraordinaire dans une galaxie aussi petite que NGC 5253.
Ces résultats montrent qu'une galaxie aussi minuscule que NGC 5253, presque 100 fois plus petite que notre propre galaxie de la Voie lactée, peut produire des centaines d'amas stellaires compacts. Les plus jeunes de ces amas sont toujours profondément incorporés dans leurs nuages natals, mais lorsqu'ils sont observés avec des instruments sensibles en infrarouge comme ISAAC, ils se détachent comme des objets très brillants.
Le plus massif de ces amas contient environ un million de masses solaires et brille comme 5.000 étoiles massives très brillantes. Il pourrait bien être très semblable aux ancêtres, dans l'Univers premier, de vieux amas globulaires que nous observons maintenant dans de grandes galaxies comme la Voie lactée. En ce sens, NGC 5253 nous fournit une vue directe vers nos propres commencements.
|
Coprates Catena
|
|
Ces images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, montrent la structure détaillée de Coprates Catena, une partie au sud du système de canyon Valles Marineris sur Mars.
Les images ont été prises au cours de l'orbite 438 avec une résolution d'approximativement 43 mètres par pixel. La région montrée couvre un secteur centré sur la latitude de 14° Sud et de 301° Est de longitude.
Coprates Catena est une chaîne de structures effondrées, qui courent parallèlement à la vallée principale Coprates Chasma.
Ces structures effondrées varient entre 2.500 et 3.000 mètres de profondeur, ce qui est beaucoup moins que la profondeur de la vallée principale de 8.000 mètres. On peut voir quelques glissements de terrain sur les parois de la vallée.
Crédit : NASA/JPL/MOLA
|
Deux nouveaux satellites et un nouvel anneau pour Saturne
|
|
Deux nouveaux satellites de Saturne ont été découverts sur les images transmises par le vaisseau spatial Cassini et annoncés (IAUC 8432). Avec la découverte de S/2004 S 5 et S/2004 S 6, le nombre des satellites de Saturne est porté à 37.
Un nouvel anneau proche, dénommé R/2004 S 2, a également été découvert.
|
Les Léonides 2004
|
|
Selon l'IMO, la Terre, dans sa course autour du Soleil, devrait croiser à la longitude héliocentrique de 235,27°, un nombre plus important de poussières issues de la comète 55P/Tempel-Tuttle le 17 Novembre (ZHR de 50+) vers 08h25 UTC, ce qui favorise en priorité les observateurs des continents américains. Cependant, même en Europe, l'essaim ne devrait pas décevoir dans les quelques heures qui précèdent le maximum prévu. La nuit du 16 au 17 Novembre devrait être riche en étoiles filantes, généralement courtes et rapides, avec de beaux spécimens avoisinant la magnitude zéro.
Si la rencontre annoncée par les prévisionnistes pour le 8 Novembre ne semble pas avoir eu lieu, il n'en reste pas moins que l'essaim est l'un des plus beaux de l'année et produit généralement de beaux spécimens. Selon l'International Meteor Organization (IMO), l'activité des Léonides pour 2004 devrait revenir à un taux plus "normal" avec un ZHR supérieur à 50 situé vers 08h25m UT à la traditionnelle date du 17 Novembre.
De leur côté, les prévisionnistes sont arrivés à une prévision commune, et annoncent que la Terre passera près de deux courants : celui de 1333, responsable supposé de la tempête de 1998, et celui de 1733, que nous avons déjà croisé en 2002. Toutefois, la Terre ne passera pas au centre des courants, et en conséquence le niveau d'activité ne devrait pas être trop élevé. La rencontre de la Terre avec le courant de 1333 devrait se produire le 19 Novembre 2004 à 06h42 UTC (ZHR = 10), suivie quelques heures plus tard par une seconde rencontre, celle des poussières issues du courant de 1733, le 19 Novembre 2004 à 21h49 UTC (ZHR ~ 65), favorisant de préférence les observateurs situés en Asie.
De son côté, le japonais Mikiya Sato, confirme la rencontre du 19 Novembre avec les courants de 1333 et 1733, mais prévoit deux rencontres possibles supplémentaires le 21 Novembre avec les poussières éjectées en 1135 et 1167, et n'enregistre pas de crête pour le 17 Novembre (courant de 1965).
|
THÉMIS cartographie le champ magnétique
|
|
La campagne internationale JOP178 des 5-19 octobre 2004 était dédiée à l'étude des filaments solaires (traceurs de l'activité car traceurs des "lignes neutres" du champ magnétique). Un filament était défini comme cible commune à 11 instruments sol et spatiaux (DOT-La Palma, DST-Sac Peak, THÉMIS, Meudon-Tour solaire, Pic-du-Midi-Spectro Tourelle, TRACE, SOHO-CDS, SOHO-MDI, SOHO-EIT, SOLIS, ISOON), dont le télescope franco-italien CNRS(INSU)-CNR THÉMIS* dans un mode spectropolarimétrique. Les différentes longueurs d'onde permettent de sonder différentes altitudes de l'atmosphère. En ce qui concerne les champs magnétiques, les résultats préliminaires sont : 1) l'existence de polarités parasites aux pieds du filament, prédites par la théorie; 2) la stabilité du champ magnétique par rapport aux mouvements apparents de la matière qu'il supporte.
* (Télescope Héliographique pour l'Etude du Magnétisme et des Instabilités Solaires)
|
L'Europe décroche la Lune
|
|
Communiqué de Presse de l'ESA N° 60-2004 :
La sonde SMART-1 de l'Agence spatiale européenne (ESA) décrit avec succès sa première orbite autour de la Lune - une étape importante est franchie pour cette première mission du programme SMART (petites missions de recherche sur des technologies de pointe).
Pendant le voyage Terre-Lune, les nouvelles technologies embarquées à bord de la sonde ont donné lieu à toute une série d'essais tandis que les scientifiques s'employaient à préparer les observations à venir. Ces technologies doivent ouvrir la voie à de futures missions planétaires.
Le 15 novembre 2004 à 18h48 (heure de Paris), SMART-1 a atteint son premier périlune - distance la plus proche de la surface lunaire - à une altitude d'environ 5000 kilomètres. Le système de propulsion hélioélectrique, ou « moteur ionique », mis en route quelques heures plus tôt, à 6h24 (heure de Paris), délivre maintenant une poussée en vue de réaliser la délicate manoeuvre qui stabilisera la sonde sur son orbite autour de la Lune.
Pendant cette phase cruciale, le moteur fonctionnera quasiment sans interruption quatre jours durant, puis fera l'objet d'une série de rallumages de courte durée qui permettront à la sonde de gagner son orbite finale en décrivant des boucles de plus en plus resserrées autour du corps sélène. Vers la mi-janvier 2005, SMART-1 évoluera sur orbite lunaire à des altitudes comprises entre 300 kilomètres (au-dessus du pôle sud) et 3000 kilomètres (au-dessus du pôle nord), pour entamer ses observations scientifiques.
Le principal objectif de la première phase de la mission SMART-1, qui s'achève avec l'arrivée de la sonde dans le voisinage de la Lune, était de démontrer de nouvelles techniques destinées aux véhicules spatiaux. Des essais concluants ont notamment été réalisés sur le système de propulsion hélioélectrique alors que la sonde décrivait une longue trajectoire en spirale de plus de 84 millions de kilomètres - distance comparable à celle d'une mission interplanétaire - entre la Terre et la Lune. C'est la première fois qu'un véhicule spatial à propulsion électrique effectue des manoeuvres d'assistance gravitationnelle en exploitant l'attraction exercée par le corps lunaire. La réussite de cet essai revêt une grande importance pour les futures missions interplanétaires appelées à utiliser des moteurs ioniques.
Les activités de démonstration ont également porté sur des techniques nouvelles conçues pour des systèmes de navigation autonomes. L'expérience OBAN a consisté à tester sur des ordinateurs au sol un logiciel de navigation permettant de déterminer la position et la vitesse exactes du satellite en utilisant, à titre de référence, des images d'objets célestes prises par la caméra AMIE embarquée sur SMART-1. Lorsqu'elle sera appliquée à de futures missions, la technique démontrée dans le cadre de l'expérience OBAN permettra aux véhicules spatiaux de calculer par eux-mêmes leur position et leur vitesse de déplacement dans l'espace, limitant ainsi les interventions des équipes de contrôle au sol.
Avec les expériences KaTE et RSIS, l'équipe SMART-1 s'est également livrée à des essais de communication dans l'espace lointain, dont l'objectif était de tester des transmissions radio à des fréquences beaucoup plus élevées que les fréquences radio traditionnelles. Ce type de transmission permettra aux futurs satellites d'envoyer des volumes toujours plus importants de données scientifiques. L'expérience de liaison laser avait, quant à elle, pour objectif d'examiner s'il est possible de pointer un faisceau laser depuis la Terre sur une sonde parcourant des distances analogues à celles d'un voyage dans l'espace lointain, et de répondre ainsi aux besoins de télécommunication des futures missions.
Au cours de la phase de croisière et pour se préparer à l'observation scientifique de la Lune, l'équipe SMART-1 a réalisé des essais préliminaires sur quatre instruments miniaturisés utilisés pour la première fois dans l'espace : la caméra AMIE, qui a déjà pris depuis l'espace des images de la Terre, de la Lune et de deux éclipses lunaires totales, les instruments D-CIXS et XSM fonctionnant dans le rayonnement X, ainsi que le spectromètre SIR travaillant dans l'infrarouge.
Au total, SMART-1 a accompli 332 orbites autour de la Terre. Son moteur a été allumé 289 fois au cours de la phase de croisière et totalise environ 3700 heures de fonctionnement. Ce moteur, qui n'a consommé que 59 kilogrammes de xénon sur les 82 kilogrammes embarqués, s'est très bien comporté, permettant à la sonde d'atteindre la Lune deux mois plus tôt que prévu.
Compte tenu des réserves d'ergols encore disponibles, les responsables de la mission ont décidé de réduire de manière significative l'altitude de l'orbite que la sonde décrira à terme autour de la Lune. En se rapprochant ainsi de la surface lunaire, SMART-1 occupera une position plus propice aux observations scientifiques qui démarreront en janvier 2005. Ce supplément d'ergols sera également mis à profit pour remettre la sonde sur une orbite stable au bout de six mois de navigation circumlunaire, en juin 2005, en cas de prolongation des activités scientifiques.
|
P/2004 TU12 (Siding Spring)
|
|
Le 10 Octobre 2004, le Siding Spring Survey a découvert un objet brillant dans une orbite inhabituelle. L'astéroïde de type Amor, le plus grand astéroïde de ce type découvert depuis Mars 2001 (25916 2001 CP44), a été désigné 2004 TU12 et rapidement relié à des observations antérieures: une traînée sur un cliché de Mars 1990 pris par l'Observatoire du Mont Palomar, et plusieurs détections dans les données de NEAT entre 2000 et 2003.
Des images prises le 12 Novembre 2004 par F. Mallia, G. Masi, et R. Wilcox (Observatoire de Las Campagnas), et le même jour par Juan Lacruz (Las Canada), ont montré que l'objet possédait une fine et courte queue, révélant ainsi sa nature cométaire (IAUC 8436).
Les éléments orbitaux de la comète P/2004 TU12 (Siding Spring) indiquent un passage au périhélie au 10 Novembre 2004 à une distance de 1,22 UA du Soleil, et une période de 5,32 ans.
Vraisemblablement, la comète devrait recevoir prochainement la dénomination permanente de 162P.
|
Phobos en détail
|
|
Ces images, prises par l'instrument HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau spatial Mars Express, sont les images de la plus haute résolution jusqu'ici de l'Europe de la lune martienne Phobos.
Ces images de HRSC montrent de nouveaux détails qui maintiendront les scientifiques planétaires occupés pendant des années, travaillant pour dénouer les mystères de cette lune. Les images montrent la face de la lune tournée vers Mars, prises depuis une distance de moins de 200 kilomètres avec une résolution de 7 mètres par pixel au cours de l'orbite 756.
Des images de Phobos, comme celles montrées ici, avaient été déjà prises à des résolutions inférieures au cours des orbites précédentes (413, 649, 682, 715 et 748). Dans les mois à venir, ces premières images seront suivies d'une série d'images prises au cours des survols ultérieurs.
Le vaisseau spatial Mars Express passe périodiquement près de Phobos environ une heure avant de survoler la surface martienne à une altitude de seulement 270 kilomètres, juste au-dessus de l'atmosphère. Pendant ces minutes, le vaisseau spatial en orbite se détourne de Mars pour pointer sa caméra sur ce petit monde.
Le HRSC a fourni un groupe presque simultané sans précédent de 10 images différentes de la surface, favorisant la forme de la lune, la topographie, la couleur, les propriétés de dispersion de la régolithe, et les états de rotation et orbitaux pour être déterminé. La régolithe est la petite matière granuleuse couvrant la plupart des corps planétaires non-glacés, résultant des impacts multiples à la surface du corps.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Ces images ont surpassé toutes les images précédentes d'autres missions dans la couverture continue de la surface illuminée, non brouillée et à la résolution la plus élevée. La navette spatiale américaine Viking a obtenu quelques petits secteurs échantillonnés à une résolution encore plus élevée de quelques mètres par pixel, mais ce n'étaient pas dû à un si proche et rapide survol.
Le réseau global de "rainures" est vu avec suffisamment de détails pour couvrir la surface de la face tournée vers Mars sans interruption de presque l'équateur jusqu'au pôle du nord avec des espacements réguliers entre les rainures. Il peut maintenant être possible de déterminer si les rainures existaient avant les grands événements de cratérisation, et existe en profondeur dans Phobos, ou si elles sont venues après les événements de cratérisation et ont été superposées à eux.
Beaucoup plus de détails sont vus à l'intérieur des cratères de tailles variées, montrant des variations marquées d'albedo. Quelques cratères ont des matériaux foncés près des planchers des cratères, certains ont de la régolithe qui a glissé en bas des parois des cratères, et certains ont de l'ejecta très foncé, probablement certains de la matière la plus sombre dans notre Système solaire.
Cette minuscule lune est pensée pour être dans une "spirale de la mort"', orbitant lentement vers la surface de Mars. Ici, Phobos s'est avérés être d'environ cinq kilomètres en avant de sa position orbitale prévue. Ceci pourrait être une indication d'une vitesse orbitale accrue liée à son accélération séculaire, entraînant la lune en spirale vers Mars.
Eventuellement Phobos pourrait être déchirée par la pesanteur martienne et devenir un anneau de courte durée de vie autour de Mars, ou même s'écraser à la surface. Cette orbite sera étudiée plus en détail pendant la vie de Mars Express.
|
Observation de l'Univers de haute énergie
|
|
Deux observatoires astrophysiques de haute énergie de l'ESA ont produit de nouvelles vues sur certains des événements extrêmes au travail dans l'Univers. Les observations par INTEGRAL du plan galactique révèlent quelques indications sur la distribution de matière et d'antimatière, tandis que le XMM-NEWTON a observé une dernière lueur de rayons X de l'explosion de supernova dans NGC 2403, située à 11 millions d'années-lumière.
Vue INTEGRAL du Centre Galactique : L'instrument SPI à bord d'INTEGRAL a exécuté une recherche d'émission 511 keV (résultant de l'annihilation positron-électron) partout dans le ciel. Le carte complète du ciel en coordonnées galactiques montre que l'émission 511 keV est, jusqu'ici, vue seulement vers le centre de notre Galaxie. Les données SPI sont également compatibles avec le bombement galactique ou les distributions de halo et une partie du disque, ou une combinaison d'un certain nombre de sources. De tels distributions sont attendues si les positrons proviennent de rayons X binaires de masse basse, novae, supernovae de Type I, ou peut-être de lumière de matière sombre.
XMM-Newton espionne la Supernova : La supernova SN2004dj a été découverte le 31 Juillet 2004 par Koichi Itagaki (IAUC 8377) dans l'amas compact d'étoiles Sandage 96 dans la galaxie NGC2403. La supernova a depuis développé une courbe de lumière de Type II-P. Les scientifiques pensent que l'ancêtre est une supergéante bleue de 15 masses solaires.
Image courtesy of Pedro Rodriguez and ESA
Le panneau de gauche de l'image ci-dessus montre une observation d'XMM-Newton en 2004. L'image est en couleur codée, le canal rouge contient l'image DSS et les canaux verts et bleus contiennent respectivement les donnéees des expositions simultanées de l'Optical Monitor, dans les filtres UVW1 et UVW2. Les sources de rayons X trouvées dans la carte pn sont ajoutées comme des régions saturées en bleu. Dans le panneau de droite, après une ToO (Target of Opportunity) demandée le 02 Août 2004, SN2004dj a été observée par XMM-Newton le 12 Septembre 2004. La Supernova apparait dans l'image PIC PN comme une nouvelle source (en bleue).
L'analyse préliminaire des données ToO montre la présence d'une source de rayons X (pn) aussi bien qu'une source UV (OM UVW1, UVM2, UVW2) à l'emplacement de SN2004dj dans l'astrométrie actuelle de XMM-Newton (2-3 arcsec). Le rythme compté moyen durant l'exposition pn était de 0,0012 par seconde, ce qui correspond à peu près à un flux de ~2x10-14erg/cm2/s.
|
Le 11 Novembre 2004 - mis à jour le 16/11/2004
P/2004 V5 (LINEAR-HILL) = P/2003 YM159 (LINEAR-Catalina)
|
|
Les observations du 10 Novembre 2004 par le Catalina Sky Survey ont révélé la présence de deux objets de nature cométaire sur la même trajectoire. Les observations supplémentaires ont permis de faire le lien avec un astéroïde découvert par LINEAR le 17 Décembre 2003 et répertorié sous la dénomination de 2003 YM159.
Les éléments orbitaux de la comète P/2003 YM159 (LINEAR-Catalina) indiquent un passage au périhélie au 28 Février 2005 à une distance de 4,4 UA du Soleil, et une période de 22,4 ans. Le passage au périhélie de la seconde composante (B) aura lieu 0,23 jours plus tard que le passage au plus près du Soleil de la composante A.
Le comité SBN (Small-Body Nomenclature) de l'IAU a décidé de changer le nom et la désignation principale de la comète P/2003 YM159 (LINEAR-Catalina), considérant que R. Hill, du Catalina Sky Survey, était seul à découvrir, mesurer et reporter la double comète. La comète a reçu la nouvelle désignation principale de P/2004 V5 (LINEAR-Hill).
|
Bonne nouvelle pour Pluton : les KBOs sont peut être plus petits que l'on pensait
|
|
Le statut de Pluton en tant que neuvième planète de notre Système solaire pourrait être sûr si un objet récemment déouvert de la ceinture de Kuiper est un KBO (Kuiper Belt Objects) typique et pas simplement un farfelu.
Les astronomes ont de nouvelles preuves que les KBOs
sont plus petit que l'on pensait auparavant.
Les chercheurs estiment que la masse totale de la ceinture de Kuiper est d'environ un dixième de la masse de la Terre. La plupart théorise qu'il y a plus de 10.000 KBOs d'un diamètre supérieur à un kilomètre, comparé aux 200 astéroïdes connus pour être aussi grand dans la ceinture principale d'astéroïdes entre Mars et Jupiter.
"Les gens trouvaient tous ces KBOs énormes - pratiquement la moitié de la taille de Pluton ou plus grand," indique l'astronome John Stansberry de l'Université d'Arizona. "Mais ces tailles supposées étaient basées sur l'hypothèse que les KBOs ont des albedos très bas, semblables aux comètes."
L'albédo est une mesure qui indique la proportion d'énergie lumineuse réfléchie. Plus l'objet reflète de lumière, plus haut est son albédo. Il a été difficile d'obtenir des données réelles sur les albédos d'objet de la ceinture de Kuiper parce que les objets sont éloignés, faibles et froids. Beaucoup d'astronomes ont supposé que les albédos des KBO, comme les albédos des comètes, sont d'environ 4 pour cent et ont employé ce nombre pour calculer le diamètre des KBOs.
Cependant, dans les premiers résultats de leur surveillance de 30 objets de la ceinture de Kuiper avec le télescope spatial Spitzer, Stansberry et ses collègues ont constaté qu'un KBO éloigné dénommé 2002 AW197 réfléchit 18 pour cent de sa lumière incidente et est d'environ 700 kilomètres de diamètre. C'est considérablement plus petit et plus réfléchissant que prévu, note Stansberry.
"On pense que 2002 AW197 est un des plus grand KBO découvert jusqu'ici", indique Stansberry. "Ces résultats indiquent que cet objet est plus grand que tout, sauf un astéroïde de la ceinture principale (Cérès) d'environ la moitié de la taille de la lune de Pluton, Charon, et d'environ 30 pour cent aussi large et d'un dixième aussi massif que Pluton."
Kuiper Belt Object 2002 AW197 (Image: NASA/JPL/John Stansberry, University of Arizona)
Stansberry est ses collègues ont pris les données avec le MPIS (Spitzer's Multiband Imaging Photometer) le 13 Avril 2004. L'équipe de George Rieke (University of Arizona) a développé et construit l'extrêmement sensible à la chaleur MIPS. Il détecte la chaleur des objets très froids en prenant des images à des longueurs d'ondes lointaines.
Dans ce cas, le MIPS a détecté la chaleur d'un objet de la ceinture de Kuiper avec une température de surface d'environ -370 degrés Fahrenheit à une distance étonnante de 7 milliards de kilomètres, ou une fois et demie plus loin que la distance de Pluton au Soleil.
Sans le MIPS, les astronomes opérant sous la supposition que 2002 AW197 reflète 4 pour cent de sa lumière incidente calculeraient que l'objet est de 1.500 kilomètres de diamètre, ou deux-tiers aussi large que Pluton, note Stransberry.
"Nous commençons finalement à obtenir des données sur les paramètres physique de base des KBOs", dit Stransberry. "Ceci nous aidera à déterminer leur composition, leur évolution, leur masse, leur réelle distribution et dynamique de taille, et comment Pluton s'adapte dans le tableau entier".
De telles données offriront également une nouvelle vision sur la façon dont les comètes sont traitées lors de leurs voyages successifs autour du Soleil".
"Il n'est pas étonnant que les comètes soient plus sombres que les KBOs. Lorsque quelque chose dans la ceinture de Kuiper s'écaille d'un morceau d'un objet de la ceinture de Kuiper, vraisemblablement cette pièce aura un albédo plus élevé lors de sa première oscillation à travers le Système solaire intérieur. Mais il ne prendra pas longtemps avant qu'il perde son haut albédo de surface et accumulera beaucoupe de matières très sombres, au moins sur sa surface extérieure."
Stansberry a indiqué que l'équipe finira de rassembler leurs données KBO avec le Spitzer bientôt.
|
La meilleure photo d'Uranus prise depuis la Terre
|
|
Les observations d'Uranus à l'Observatoire W. M. Keck d'Hawaii étonnent les astronomes par le niveau de détails qu'ils peuvent voir depuis la Terre.
Deux équipes séparées d'astronomes, l'une de Berkeley/SSI et l'autre du Wisconsin, ont utilisé le système d'optique adaptative du Keck pour faire des découvertes scientifiques majeures concernant l'atmosphère de la planète et le système d'anneaux. Les résultats sont un puissant exemple de la façon dont les télescopes terrestres peuvent aider les astronomes à étudier les planètes du Système solaire externe qui pouvaient seulement être étudiées depuis l'espace.
|
Proxima Centauri, l'étoile la plus proche du Soleil
|
|
Les observations de Chandra et de XMM-NEWTON de l'étoile naine rouge Proxima Centauri ont montré que sa surface est dans un état d'agitation. Des éclats, ou des sursauts explosifs, se produisent presque continuellement. Ce comportement peut provenir de la masse basse de Proxima Centauri, d'un dixième de celle du Soleil. Dans les noyaux d'étoiles de basse masse, les réactions de fusion nucléaires qui convertissent l'hydrogène en hélium procèdent très lentement et créent un mouvement de convection agité partout dans leurs intérieurs. Ce mouvement accumule de l'énergie magnétique qui sort souvent en explosion dans l'atmosphère supérieure de l'étoile où elle produit des éclats de rayons X et d'autres formes de lumière.
Le même processus produit des rayons X sur le Soleil, mais l'énergie magnétique sort de façon moins explosive par de chaudes boucles de gaz, avec des éclats occasionnels. La différence est due à la taille de la zone de convection, laquelle dans une étoile plus massive comme le Soleil, est plus petite et tout près de sa surface.
Les naines rouges sont le type le plus courant d'étoiles. Elles ont des masses entre environ 8 % et 50 % de la masse du Soleil. Bien qu'elles soient beaucoup plus faibles que le Soleil, elles brilleront beaucoup plus longtemps, des trillions d'années dans le cas de Proxima Centauri, comparé aux 10 milliards d'années environ pour le Soleil.
|
Spitzer voit de la glace et des rougeoiements chauds dans des endroits sombres et poussiéreux
|
|
Deux nouveaux résultats du télescope spatial Spitzer publiés aujourd'hui aident les astronomes à mieux comprendre comment les étoiles se forment à partir des épais nuages de gaz et de poussières et comment les molécules dans ces nuages deviennent en fin de compte des planètes.
Deux découvertes, la détection d'un objet curieusement terne à l'intérieur de ce qu'on pensait être un nuage vide et la découverte de composantes planétaires glaciales dans un système que l'on croyait ressembler à notre propre système solaire dans sa petite enfance, ont été présentées aujourd'hui. Depuis que les observations scientifiques du Spitzer ont commencé il y a moins d'un an, les capacités infrarouges de l'observatoire spatial ont dévoilé des centaines d'objets spatiaux trop ternes, froids ou éloignés pour être vus avec d'autres télescopes.
Dans une découverte, les astronomes ont détecté un faible objet comme une étoile dans le plus inattendu des endroits, "un coeur sans étoiles". Nommé pour leur manque apparent d'étoiles, les coeurs sans étoiles sont des noeuds denses de gaz et de poussières qui devraient finalement former d'individuelles étoiles nouveau-nées. En utilisant les yeux infrarouges de Spitzer, une équipe d'astronomes dirigée par le docteur Neal Evans (University of Texas, Austin) a exploré des douzaines de ces coeurs poussiéreux pour observer les conditions nécessaires pour que des étoiles se forment.
Les coeurs sans étoiles sont fascinants à étudier parce qu'ils nous disent quelles conditions existent dans les instants avant qu'une étoile ne se forme. La compréhension de cet environnement est la clef pour améliorer nos théories sur la formation des étoiles.
Mais lorsqu'ils ont examiné un coeur, dénommé L1014, ils ont trouvé une surprise, un chaud rougeoiement venant d'un objet comme une étoile. L'objet défie tous les modèles de formation d'étoiles. Il est plus faible que prévu pour une jeune étoile. Les astronomes théorisent que l'objet mystérieux est l'une de trois possibilités : la plus jeune "étoile ratée," ou naine brune jamais détectée, une étoile nouveau-née capturée dans une toute première étape de développement, ou quelque chose totalement autre.
Cet objet pourrait représenter une façon différente de formation d'étoiles ou de naines brunes. Les objets tels que ceux-ci sont si ternes que les études précédentes les auraient manqués. Cela pourrait ressembler à une version discrète de formation d'étoiles. Le nouvel objet est localisé à 600 années de distance dans la constellation du Cygne (Cygnus).
Dans une autre découverte, les yeux infrarouges du Spitzer ont scruté dans l'endroit où les planètes sont nées, le centre d'un disque poussiéreux entourant une étoile nouvellement née, et espionné les ingrédients glacials des planètes et des comètes. C'est la première détection définitive de glaces dans des disques de formation de planètes.
Ce disque ressemble de près à la vision que nous avons de notre propre système solaire s'il avait seulement quelques cent mille ans. Il a la bonne taille et l'étoile centrale est petite et probablement assez stable pour supporter un système planétaire riche en eau pendant des milliards d'années dans le futur, note le docteur Klaus Pontoppidan (Leiden Observatory, Pays-Bas), qui a conduit l'équipe qui a fait cette découverte.
Précédemment, les astronomes avaient vu des glaces, ou des particules de poussières couvertes de glace, dans les grands cocons de gaz et de poussières qui enveloppent de jeunes étoiles. Mais ils n'étaient pas capables de distinguer ces glaces de celles de la partie intérieure d'un disque d'une étoile où se forment les planètes. En utilisant la vision infrarouge ultra-sensible du Spitzer et un tour habile, Pontoppidan et ses collègues étaient capables de surmonter ce défi.
Leur tour était de voir une jeune étoile et son disque poussiéreux "à l'aube". Les disques peuvent être vus d'une variété d'angles, allant du côté ou du bord, où les disques apparaissent comme des barres sombres, à une vue de face, où les disques deviennent délavés par la lumière de l'étoile centrale. Ils ont constaté que s'ils observaient un disque sous un angle à 20 degrés, à une position où l'étoile jette un coup d'oeil similaire à notre Soleil à l'aube, ils pourraient voir les glaces.
"Nos modèles ont prévu que la recherche de glaces dans les disques est un problème de découverte d'un objet avec juste le bon angle de vue et Spitzer a confirmé ce modèle", commente Pontoppidan.
Dans ce système, les astronomes ont trouvé des ions d'ammonium ainsi que des composants de glace d'eau et de dioxyde de carbone.
|
InFOCus révèle des longueurs d'ondes inexplorées
|
|
Des scientifiques, utilisant un télescope expérimental de rayons X suspendu à un ballon, ont capturé une image unique d'un brillant pulsar dans une forme de lumière jamais vue auparavant, c'est-à-dire en rayons X "durs" de haute énergie. L'observation marque une étape importante en imagerie astronomique.
Pour capturer les insaisissables rayons X durs, des scientifiques des Etats-Unis et du Japon ont construit un instrument avec de nouveaux types de miroirs et de détecteurs. Cet instrument, appelé InFOCuS (International Focusing Optics Collaboration for u-Crab Sensitivity), est un test pour une mission proposée de satellites de la NASA appelée Constellation-X.
InFOCuS, accroché à un ballon de 1,1 millions de mètres cubes, a été lancé de Fort Sumner (Nouveau Mexique) le 16 Septembre et a volé pendant 20 heures, à une altitude de 39 kilomètres. Le pulsar qu'il a observé est une cible bien connue nommée 4U 0115+63, située à 23.000 années-lumière dans la constellation de Cassiopée (Cassiopeia).
|
Un indice sur la formation de galaxies
|
|
Pendant des années, les astronomes ont noté un rapport direct entre la masse du trou noir supermassif central d'une galaxie et la masse totale du bombement d'étoiles en son coeur. Plus le trou noir est massif, plus le bombement est massif. Les scientifiques ont largement spéculé sur ce qui s'est formé en premier, le trou noir ou le bombement stellaire. Récemment, quelques théories ont suggéré que les deux pouvaient se former simultanément.
Cependant, les nouvelles observations du VLA d'un quasar et de sa galaxie hôte, vus comme ils étaient lorsque l'Univers avait moins d'un milliard d'années, indiquent que la jeune galaxie a un trou noir supermassif, mais aucun bombement massif d'étoiles.
"Nous avons trouvé une grande quantité de gaz dans cette jeune galaxie et, quand nous ajoutons la masse de ce gaz à celle du trou noir, le total s'élève à presque la masse totale du système entier. La dynamique de la galaxie implique qu'il n'y a pas beaucoup de masse supplémentaire pour composer la taille du bombement stellaire prévu par les modèles actuels", note Chris Carilli, du NRAO (National Radio Astronomy Observatory, Socorro, Nouveau Mexique).
Les scientifiques ont étudié un quasar dénommé J1148+5251, qui, à plus de 12.8 milliards d'années-lumière, est le quasar le plus éloigné trouvé à ce jour. Le quasar a été découvert au début de l'année 2003 lors d'un grand relevé optique, le Sloan Digital Sky Survey par Xiaohui Fan de l'Université d'Arizona et ses collaborateurs. J1148+5251 est une galaxie jeune, contenant en son centre un trou noir super massif de plusieurs milliards de fois la masse du Soleil, vue comme elle était lorsque l'Univers avait seulement 870 millions d'années. L'Univers a maintenant 13.7 milliards d'années.
Braquant le VLA sur J1148+4241 pendant environ 60 heures, les chercheurs ont été capables de déterminer la quantité de gaz moléculaire dans le système. De plus, ils ont été capables de mesurer les mouvements de ce gaz et évaluer ainsi la masse totale du système galactique. Les études précédentes du système avaient permis d'évaluer que le trou noir était de 1 à 5 milliards de fois la masse de notre Soleil.
Les nouvelles observations du VLA indiquent qu'il y a environ 10 milliards de masses solaires de gaz moléculaire dans le système et que la masse totale du système est de 40-50 milliards de masses solaires. Le gaz et le trou noir combinés représentent ainsi 11-15 milliards de masses solaires de ce total.
"La proportion acceptée indique qu'un trou noir de cette masse devrait être entouré par un bombement stellaire de plusieurs trillions de masses solaires. Nos mesures dynamiques montrent qu'il n'y a pas beaucoup de masse supplémentaire, excluant le trou noir et le gaz, pour former un bombement stellaire. Cela fournit la preuve que le trou noir se forme avant le bombement stellaire," note Fabian Walter, du Max Planck Institute for Radioastronomy (Heidelberg, Allemagne).
L'étude détaillée d'objets similaires dans les prochaines années, avec la sensibilité énormément améliorée des radiotélescopes Expanded VLA (EVLA) et Atacama Large Millimeter Array (ALMA), devrait permettre de résoudre cette question définitivement.
|
Possible activité des Léonides cette nuit
|
|
Si vous avez la chance d'avoir une météo favorable, n'hésitez pas à lever les yeux vers le ciel cette nuit. Une possible rencontre avec de vielles poussières éjectées en 1001 par la comète Tempel-Tuttle pourrait produire une activité assez importante (ZHR = 50, 100?) cette nuit, 08 Novembre 2004 à 23h30 UTC, selon les prévisionnistes. Cet horaire privilégie les observateurs d'Europe et d'Asie qui pourraient alors assister à une belle pluie d'étoiles filantes.
|
Comètes C/2004 V3 (SIDING SPRING) et C/2004 V4 (NEAT)
|
|
La comète C/2004 V3 (Siding Spring) a été découverte à la magnitude 17,8 par G. J. Garradd le 03 Novembre 2004 avec le télescope de 0.5-m Uppsala Schmidt dans le cadre du programme de surveillance SSS (Siding Spring Survey).
Les éléments orbitaux préliminaires indiquent un passage au périhélie au 22 Janvier 2005 à une distance de 4,15 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique avec un passage au périhélie au 19 Novembre 2004 à une distance de 3,9 UA du Soleil La période de P/2004 V3 (SIDING SPRING) est de 20,1 ans.
Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique avec un passage au périhélie au 12 Novembre 2004 à une distance de 3,9 UA du Soleil La période de P/2004 V3 (SIDING SPRING) est de 19 ans.
La comète C/2004 V4 (NEAT) a été découverte à la magnitude 18,4 le 05 Novembre dans le cadre du programme de surveillance NEAT.
Les éléments orbitaux préliminaires indiquent un passage au périhélie, à la magnitude 14.8, au 03 Mars 2005 à une distance de 1,27 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique avec un passage au périhélie au 30 Janvier 2005 à une distance de 1,9 UA du Soleil. La période de P/2004 V4 (NEAT) est de 7,0 ans.
La comète a été retrouvée sur des clichés DSS de l'Observatoire du Mont Palomar datant de 1990, 1991 et sur un cliché du télescope de surveillance NEAT de 1997. P/2004 V4 (NEAT) est toute qualifiée pour devenir la 163ème comète périodique numérotée, et prendra probablement la dénomination de 163P/NEAT.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 31 Janvier 2005 à une distance de 1,919 UA du Soleil, et une période de 7 ans.
La comète a reçu la désignation définitive de 163P/NEAT
|
P/2004 V2 (Hartley-IRAS)
|
|
Robert H. McNaught (Siding Spring Observatory) a redécouvert la comète P/1983 V1 (Hartley-IRAS) (= 1983v = 1984 III), avec le télescope de 1 mètre, le 03 Novembre 2004. L'objet a été confirmé par A. C. Gilmore (Mt. John Observatory) en Nouvelle-Zélande.
Les éléments orbitaux de la comète P/2004 V2 (Hartley-IRAS) indiquent un passage au périhélie au 20 Juin 2005 à une distance de 1,27 UA du Soleil, et une période de 21,5 ans.
La comète P/2004 V2 (Hartley-IRAS), actuellement de magnitude 18, pourrait atteindre une magnitude voisine de 11 en Juillet 2005, et devrait être observable en Europe à partir de Juin 2005.
C'est le premier retour de la comète depuis sa découverte. P/2004 V2 (Hartley-IRAS) est toute qualifiée pour devenir la 161ème comète périodique numérotée, et prendra probablement la dénomination de 161P/Hartley-IRAS.
P/1983 V1 (Hartley-IRAS) avait été découverte indépendamment le 04 Novembre 1983 par Malcolm Hartley avec le U.K. Schmidt Telescope de Siding Spring et le 10 Novembre 1983 par John Davies et Simon Green avec le télescope spatial infrarouge IRAS (Infrared Astronomy Satellite). La comète a été observée jusqu'au 04 Juin 1984.
|
Mystérieuse M51
|
|
Le télescope spatial Spitzer a capturé ces images infrarouges de M51, la galaxie Whirpool, révélant d'étranges structures comblant les vides entre les bras en spirale riches en poussières, et traçant les poussières, le gaz et les populations stellaires tant dans la galaxie spirale brillante que dans son compagnon.
À la différence des données brutes sorties jusqu'ici par Spitzer, les dernières données font partie d'un programme innovateur appelé "Legacy" conçu pour rendre Spitzer plus accessible aux astronomes. Les données ont été traitées et complétées avec des informations complémentaires d'autres télescopes.
La galaxie M51, découverte en Octobre 1773 par Charles Messier tandis qu'il observait une faible comète, est également connue sous le nom de Galaxie Whirpool (Galaxie Tourbillon) ou Galaxie de Rosse, d'après Lord Rosse, qui a détecté en premier la structure spirale de la galaxie en observant M51. Le compagnon, NGC 5195, a été découvert en 1791 par Pierre Méchain.
Localisée dans la constellation des Chiens de Chasse (Canes Vanatici), M51 est à 37 millions d'années de distance.
|
Un deuxième trou noir au coeur de la Voie lactée
|
|
Une équipe franco-américaine d'astronomes dirigée par Jean-Pierre Maillard de l'Institut d’Astrophysique de Paris a découvert qu'un deuxième trou noir se cache au coeur de notre galaxie de la Voie lactée, complètement séparé du trou noir supermassif que nous connaissons depuis des années. Ce nouvel objet, IRS 13E, contient seulement 1.400 masses stellaires, ce qui est beaucoup moins que les 4 millions de masses stellaires de notre trou noir supermassif.
En utilisant les données scientifiques archivées du système d'Optique Adaptative Hokupa’a/QUIRC sur le Gemini North, une équipe franco-américaine d'astronomes dirigée par Jean-Pierre Maillard de l'Institut d’Astrophysique de Paris a confirmé l'association physique d'un amas d'étoiles massives dans la source infrarouge IRS 13E près du centre de la galaxie de la Voie lactée.
L'équipe a aussi utilisé des données du télescope spatial Hubble, de l'Observatoire de rayons X Chandra, du Canada-France-Hawaï Telescope (CFHT) et du Very Large Array (VLA) pour fournir la large envergure spectrale en complément des données de Gemini.
En tout, sept étoiles massives individuelles semblent être associées avec ce que l'équipe croyait être autrefois un plus grand groupe d'étoiles massives tenues ensemble par un trou noir intermédiaire massif central d'environ 1.300 masses solaires. Ce trou noir est distinct du trou noir au centre galactique qui a une masse d'environ quatre millions de masses solaires. Les sept étoiles individuelles de IRS 13E vu dans un diamètre d'environ 0.5" (0.6 années-lumière de large) se co-déplacent vers l'ouest avec une vitesse semblable d'environ 280 kilomètres par seconde dans le plan du ciel.
|
P/2004 V1 (SKIFF)
|
|
Une nouvelle comète, d'une magnitude de 17.7, a été découverte le 04 Novembre 2004 par Brian A. Skiff dans le cadre du programme de surveillance LONEOS. L'objet a été retrouvé sur des images datant du 07 et du 18 Octobre prises par le télescope de surveillance LINEAR.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2004 V1 (SKIFF) indiquent un passage au périhélie au 08 Décembre 2004 à une distance de 1,41 UA du Soleil, et une période de 9.99 ans.
La période est de 10,0 ans.
Les observations supplémentaires indiquent une période de 9,96 ans.
|
Saturne reçoit un choc
|
|
Une équipe de scientifiques de France et des Etats-Unis a pris les toutes premières images d'une tempête géomagnétique sur Saturne. L'équipe pense que la tempête a été provoquée par une onde de choc interplanétaire qui remonte à une éjection de masse coronale du Soleil. L'équipe a aussi été capable de détecter les effets du choc sur la Terre et Jupiter avant qu'ils n'atteignent Saturne.
Les tempêtes géomagnétiques ou les aurores se produisent sur Terre lorsque le vent solaire agit réciproquement avec le champ géomagnétique. Toutefois, des éjections de masse coronale, de violentes éruptions à la surface du Soleil, peuvent déclencher des ondes de chocs interplanétaires qui compriment la magnétosphère de la Terre et conduisent à des tempêtes d'aurore. Ces tempêtes sont d'habitude contrôlées par les satellites de "météo spatiale", mais celles-ci sont difficiles à observer.
Début Décembre 2000, Renée Prangé de l'Observatoire de Paris et ses collaborateurs ont utilisé l'instrument STIS sur le télescope spatial Hubble pour imager une aurore sur Saturne. Cette aurore contenait des caractéristiques brillantes que l'on n'avait jamais vues auparavant et a conduit l'équipe franco-américaine à croire qu'elle avait observé une tempête aurorale.
En travaillant en remontant le temps, l'équipe a suivi la piste de cette tempête jusqu'à une série d'éjections de masse coronale qui s'est produite entre le 01 et le 10 Novembre. Ces éjections ont déclenché une séquence de cinq chocs, qui ont été détectés près de la Terre par les vaisseaux WIND, ACE et POLAR environ deux jours plus tard.
Utilisant un nouveau calculateur magnétohydrodynamique, Prangé et ses collaborateurs à l'Université de Michigan, au US NAval research Laboratory et au Jet Propulsion Laboratory, ont prédit que ces chocs, qui se sont mélangés plus tard en un long choc simple, devaient avoir dépassé la magnétosphère de Jupiter entre le 18 et le 24 Novembre. La mission Cassini, avançant alors vers Saturne, était près de Jupiter à ce moment là et a été capable de le confirmer. L'équipe a alors calculé que le choc a dû passer par Saturne entre le 02 et le 08 Décembre. Les images STIS d'Hubble ont été prises les 07 et 08 Décembre.
Il y avait quelques ressemblances entre les tempêtes sur Saturne et celles vues sur Terre, comme l'éclaircissement de l'aurore autour de minuit, qui suggère que des processus semblables pourraient être en action sur les deux planètes. Cependant, il y avait aussi des différences, comme le manque d'expansion de l'aurore vers des latitudes inférieures sur Saturne. L'équipe espère maintenant faire de nouvelles observations avec Cassini, qui est actuellement en orbite autour de Saturne.
|
Hubble voit une rare triple éclipse sur Jupiter
|
|
Cinq taches à la surface de Jupiter, une blanche, une bleue et trois noires, sont dispersées dans la moitié supérieure de la planète. L'inspection plus minutieuse par le télescope spatial Hubble révèle que ces taches sont en réalité un alignement rare de trois des plus grandes lunes de Jupiter, Io, Ganymède et Callisto, sur le disque de la planète. Dans cette image, les signatures révélatrices de cet alignement sont les ombres, les trois cercles noirs, projetés par les lunes. L'ombre de Io est située juste au-dessus du centre gauche, Ganymède est sur le bord gauche de la planète, et Callisto est près du bord droit. Seules deux des lunes, cependant, sont visibles dans cette image. Io est le cercle blanc au centre de l'image et Ganymède est le cercle bleu en haut à droite. Callisto est en dehors de l'image sur la droite.
L'image a été prise le 28 Mars, avec l'instrument NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) d'Hubble.
L'observation des trois ombres sur Jupiter se produit seulement deux ou trois fois par décennie. Pourquoi cette triple éclipse est si unique ? Io, Ganymède et Callisto orbitent autour de Jupiter à des vitesses différentes. Leurs ombres traversent de même le disque de Jupiter à des vitesses différentes. Par exemple, la lune la plus éloignée, Callisto, orbite le moins vite des trois satellites. Son ombre se déplace à travers la planète une fois pour 20 déplacements de l'ombre de Io. Ajoutez le taux de déplacement de l'ombre de Ganymède et la possibilité d'une triple éclipse devient un événement encore plus rare. L'observation des triples ombres en 2004 était même plus spéciale, parce que deux des lunes traversaient le disque de Jupiter en même temps que les trois ombres.
Jupiter apparaît en couleur pastel dans cette photo parce que l'observation a été prise en lumière proche de l'infrarouge. Les astronomes ont combiné des images prises dans trois longueurs d'ondes proches de l'infrarouge pour faire cette image couleur. La photo montre la lumière du Soleil reflétée des nuages de Jupiter. En infrarouge, le gaz méthane dans l'atmosphère de Jupiter limite la pénétration de la lumière du Soleil, ce qui a pour conséquence que les nuages apparaissent dans des couleurs différentes selon leur altitude. L'étude des nuages en lumière proche de l'infrarouge est très utile pour les scientifiques qui étudient les couches de nuages qui composent l'atmosphère de Jupiter. Des couleurs jaunes indiquent de hauts nuages, des couleurs rouges des nuages bas, et la couleur bleue des nuages encore plus bas dans l'atmosphère de Jupiter. La couleur verte près des pôles provient de l'absorption de glace sur sa surface aux longueurs d'ondes plus longues. La couleur blanche de Io est de la lumière reflétée de composés de soufre brillants à la surface du satellite.
Dans l'observation de ce rare alignement, les astronomes ont aussi testé une nouvelle technique d'image. Pour augmenter la visibilité des images de la caméra infrarouge, les astronomes ont accéléré le système de dépistage d'Hubble pour que Jupiter traverse le champ de vision plus rapidement que la normale. Cette technique a permis aux scientifiques de prendre de rapides photos instantanées de la planète et de ses lunes. Ils ont alors combiné les images dans une image unique pour montrer plus de détails de la planète et ses lunes.
|
L'origine possible des rayons cosmiques révélée par les rayons gamma
|
|
Une équipe internationale d'astronomes a produit la première image d'un objet astronomique en utilisant les rayons gamma d'énergie élevée, aidant à résoudre un mystère datant de 100 ans : l'origine des rayons cosmiques. Leur recherche, publiée dans le journal Nature du 04 Novembre, a été effectuée en utilisant le High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.), un réseau de quatre télescopes, en Namibie, au sud-ouest de l'Afrique.
Les astronomes ont étudié les restes d'une supernova, RX J1713.7-3946, qui a éclaté il y a 1.000 ans, laissant une coque en extension de débris qui, vus de la terre, fait deux fois le diamètre de la Lune. L'image résultante aidera à résoudre un mystère qui a embarrassé les scientifiques pendant presque 100 ans - l'origine des rayons cosmiques. Les rayons cosmiques sont des particules extrêmement énergiques qui bombardent continuellement la Terre, des milliers d'entre elles passant à travers nos corps chaque jour. La production de rayons gamma dans cette onde de choc de supernova nous indique qu'elle agit comme un accélérateur géant de particules dans l'espace, et par conséquent une source probable de rayons cosmiques dans notre galaxie.
Les rayons gamma sont la forme la plus pénétrante de rayonnement que nous connaissons, environ un milliard de fois plus énergiques que les rayons X produits par une machine de rayons X d'hôpital. Ceci les rend très difficiles à utiliser pour créer une image - ils passent directement à travers n'importe quelle surface que nous pourrions employer pour les refléter, par exemple. Cependant, heureusement pour la vie sur Terre, les rayons gamma des objets de l'espace extérieur sont arrêtés par l'atmosphère. Lorsque ceci se produit, un faible flash de lumière bleue est produit, durant quelques milliardièmes de seconde. Les astronomes ont utilisé les images de ces flashes de lumière, appelés rayonnement de Cherenkov, pour faire pour la première fois une image de rayons gamma.
|
Tithonium Chasma
|
|
Ces nouvelles images, prises par l'instrument
HRSC (High Resolution Stereo Camera) embarqué sur le vaisseau
spatial Mars Express, montrent l'extrémité occidentale
des canyons Tithonium Chasma et Ius Chasma, une partie du système
de canyons de Valles Marineris, qui peuvent atteindre jusqu'à
5.5 kilomètres de profondeur. Le système entier de
canyon lui-même est le résultat d'une variété
de processus géologiques. Des crevasses probablement tectoniques,
l'action de l'eau et du vent, le volcanisme et l'activité
glaciaire ont tous joué des rôles majeurs dans sa formation
et son évolution.
Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)
Les images ont été prises au cours de l'orbite 442 en Juin 2004 avec une résolution d'approximativement 52 mètres par pixel. La région montrée est située à la longitude 269° Est et à une latitude d'environ 7° Sud.
|
Résultat de la campagne d'observation du Transit de Vénus
|
|
Le 08 Juin 2004, Vénus, la planète soeur de la Terre, est passée devant le Soleil. Ce rare événement, le dernier passage s'était produit en 1882, a attiré l'attention de millions de personnes à travers le monde.
Le programme VT-2004 a mis en place un unique et international réseau d'observateurs pour observer l'événement. Un des buts était de ré-éditer la célèbre mesure historique de la distance Terre-Soleil en rassemblant des chronométrages des quatre contacts faits par ces observateurs et de les combiner pour calculer la valeur de l'Unité Astronomique.
La plupart des observations ont été faites en Europe (2427 observations), mais les données sont également arrivées de tous les coins du monde (2763 observations), notamment d'Amérique du Nord et d'Amérique du Sud, d'Afrique, d'Asie et d'Australie. Au total, 4550 chronométrages de contacts ont été reçus de 1510 observateurs enregistrés.
Après analyse des données à l'Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Éphémérides (IMCCE ; Paris), le résultat final est : 1 AU = 149.608.708 km +/- 11 835 km, soit une différence de + 10.838 km avec la véritable valeur de l'Unité Astronomique mesurée par radar (1 AU = 149.597.871 kilomètres).
Une comparaison avec les résultats obtenus par les observations des passages des siècles précédents prouve que la détermination ci-dessus de la distance au Soleil en 2004 est la "meilleure" en termes d'exactitude, en dépit du manque relatif d'expérience de la plupart des observateurs et malgré une distribution aléatoire des lieux d'observations. Ce succès est assurément dû à des chronométrages plus précis et une meilleure connaissance des localisations géographiques, de meilleurs systèmes d'optique dans les télescopes, d'enregistrements d'images numériques et de logiciels avancés de traitements d'images.
|
Comètes SOHO : C/2004 S2, S3, S4, T4, T5, U3
|
|
Des comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2004-V05. Ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2003 U3 qui appartient au groupe de Meyer.
C/2004 S2 (SOHO) (K. Battams) C/2004 S3 (SOHO) (Y. Tsai) C/2004 S4 (SOHO) (H. Su) C/2004 T4 (SOHO) (H. Su) C/2004 T5 (SOHO) (R. Kracht) C/2004 U3 (SOHO) (K. Battams)
|
Vous cherchez un ancien article ? 
