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Sources ou Documentations en langue française

Les astronomes à l'aide des télescopes spatiaux Spitzer et Hubble et d'autres observatoires terrestres ont découvert une étoile ratée, moins d'un centième de la masse du Soleil, probablement en train de former un système solaire. L'objet, appelé Cha 110913-773444, est l'une des plus petites naines brunes connues pour héberger ce qui semble être un disque proto-planétaire de débris rocheux et gazeux, lequel pourrait un jour former des planètes.

Cette conception artistique montre la taille relative d'un système solaire hypothétique avec une naine brune de masse planétaire pour "soleil" comparé au système solaire autour de 55 Cancri, laquelle est une étoile comme notre soleil. Cha 110913-773444 contient seulement environ huit fois la masse de Jupiter et se trouve à 500 années-lumière dans la constellation de Chamaeleon. Les astronomes spéculent que le disque entourant Cha 110913-773444 pourrait avoir assez de masse pour faire une petite planète gazeuse et quelques planètes rocheuses de la taille de la Terre.

http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/31/

 Le Meilleur de Hubble : Le Télescope Spatial Hubble

Une équipe de chercheurs Franco-Suisse vient de détecter une nouvelle planète extrasolaire. D'une masse équivalente à celle de Neptune, elle gravite en 5,4 jours autour de la naine rouge GI581. Il s'agit d'une des 6 exoplanètes les moins massives recensées, et surtout de l'une des rares connues orbitant autour d'une naine rouge. Les naines rouges sont les étoiles les plus nombreuses de notre galaxie. Cette observation confirme que ces étoiles sont ainsi des cibles privilégiées dans la recherche d'exoplanètes.

GI 581 est une étoile de très faible masse appelée naine rouge. Située à 20,5 années-lumière de nous, elle est parmi les 100 étoiles les plus proches de notre système solaire et a une masse de moins du tiers de celle du Soleil. Une équipe Franco-Suisse conduite par des chercheurs du Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (LAOG : UMR, CNRS, Université Joseph Fourier, Observatoire des Sciences de l'Univers de Grenoble) et de l'Observatoire de Genève vient de découvrir une planète extrasolaire orbitant autour de cette étoile. Pour faire cette découverte ils ont utilisé le spectrographe de nouvelle génération, HARPS (High Accuracy Radial velocitiy for Planetary Searcher), installé au foyer du télescope de 3,6 m de diamètre de l'ESO à La Silla au Chili.

Cette nouvelle planète extrasolaire a une masse relativement faible, à peine la masse de Neptune, soit 16,6 fois la masse de la Terre. Elle fait partie des 6 planètes extrasolaires les moins massives détectées jusqu'à présent. Elle tourne autour de son étoile en 5,4 jours, sur une orbite circulaire ayant un rayon d'un peu plus de 6 millions de kilomètres et la température à sa surface serait d'environ 1500C.

Les naines rouges sont les étoiles les plus nombreuses de notre Galaxie : sur les 100 étoiles les plus proches du Soleil, 80 sont des naines rouges. Découvrir des planètes orbitant autour de ces étoiles de très faible masse est fondamental pour connaître les systèmes planétaires les plus proches de notre système solaire. La première planète connue autour d'une naine rouge a été découverte par la même équipe il y a 7 ans : il s'agissait d'un objet de deux fois la masse de Jupiter autour de l'étoile de très faible masse Gl 876. Mais depuis, très peu de progrès avaient été fait. Pendant ce laps de temps, une seule autre planète avait été découverte, ce qui poussait les astronomes à considérer les systèmes planétaires gravitant autour de naines rouges comme des raretés.

L'amélioration récente des moyens d'observation révèle que la réalité peut-être tout autre. En une année, les astronomes ont pu détecter 3 nouvelles planètes (dont la plus récente autour de Gl 581) gravitant autour de naines rouges. Mais ces 3 objets sont toutes de petite masse, de l'ordre de celle de Neptune ou d'Uranus (15-17 fois la masse de la Terre). Elles sont donc plus difficiles à détecter que l'essentiel des planètes découvertes autour d'étoiles de type solaire qui ont des masses de l'ordre de celle de Jupiter (300 fois la masse de la Terre).

Ainsi, tout en étant moins massives, les planètes pourraient être tout aussi abondantes autour des naines rouges qu'autour des étoiles de type solaire.
De nouvelles observations permettront de confirmer cette hypothèse et cette nouvelle découverte montre que les naines rouges peuvent être d'excellentes cibles pour la recherche de planètes. 

Source : Observatoire de Grenoble : http://www.obs.ujf-grenoble.fr/osug/content/view/84/42/

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-30-05.html

D'après les scientifiques, le Soleil et les étoiles, ainsi que les planètes qui les entourent, se forment à partir de l'effondrement d'un nuage de gaz et de poussières cosmiques, effondrement au cours duquel naît temporairement un disque nommé "disque d'accrétion". Les observations indiquent que ces disques d'accrétion émettent souvent des jets de matière, suivant un mécanisme physique qui pourrait avoir un impact important, encore mal connu, dans la formation de l'étoile et des planètes. Les modèles théoriques suggèrent que le champ magnétique joue un rôle primordial dans ce processus ; pourtant, aucune contrainte observationnelle n'était encore disponible sur ce champ. Une équipe de chercheurs français du CNRS a observé les régions centrales du disque d'accrétion de la protoétoile FU Orionis avec le spectropolarimètre ESPaDOnS, récemment installé au Télescope Canada-France-Hawaii. Ils ont pu mettre en évidence, pour la première fois, la présence au coeur du disque d'un fort champ magnétique, dont la topologie est compatible avec les prédictions des modèles. Le champ semble même réussir à freiner le disque plus que ne le prévoient les modèles, ce qui pourrait expliquer pourquoi certains disques ne parviennent pas à former un jet. Ces observations font l'objet d'une publication dans la revue Nature du 24 Novembre 2005.

Les disques d'accrétion constituent une des pierres angulaires de l'astrophysique moderne : par exemple, les chercheurs pensent aujourd'hui que les étoiles sont formées à partir d'un nuage de gaz en rotation qui s'effondre sur lui-même en un disque, avant de finalement former une étoile entourée d'un système planétaire, confirmant l'hypothèse formulée il y a 200 ans par le mathématicien français Pierre Simon Laplace. Comprendre en détail la physique des disques d'accrétion, c'est dévoiler le secret de la naissance du Soleil et de son cortège de planètes.
Les disques d'accrétion interviennent également au coeur de certaines galaxies (dites actives) qui abriteraient en leur centre un trou noir d'une masse de plusieurs milliards de fois celle du Soleil ; ces disques d'accrétion, beaucoup plus grands que ceux rencontrés autour des étoiles en formation mais physiquement assez similaires, résulteraient de l'effondrement progressif de la galaxie tout entière vers le trou noir central, et seraient à ce titre la signature d'un phénomène de cannibalisme cosmique.

Ce qui, en revanche, n'a pas été prévu par Laplace, ce sont les faisceaux de matière très fins (jets collimatés) qui semblent s'échapper du centre des disques, mais dans une direction perpendiculaire à leur plan. Ces jets sont observés aussi bien au voisinage des étoiles en formation que des galaxies actives, et s'étendent sur des distances considérables, atteignant parfois plusieurs années-lumière dans le cas des étoiles en formation. On pense aujourd'hui que c'est grace à ces jets que le disque parvient à évacuer une grande partie de sa masse et de son moment cinétique, avant de commencer à former les planétésimaux qui donneront naissance aux planètes. Pour produire de tels jets collimatés, les modèles théoriques invoquent la présence d'un champ magnétique, qui jouerait même le rôle principal ; pourtant, aucune contrainte observationnelle sur le champ magnétique dans les régions centrales des disques, d'où les jets sont émis, n'était disponible jusqu'à présent.

Pour certains modèles (dits magnétocentrifuges, initialement proposés en 1976), la rotation du disque d'accrétion parvient à torsader le champ magnétique initial (supposé primordial et orienté perpendiculairement au disque). Celui-ci freine le plasma du disque et provoque sa chute vers les régions centrales. Le flux d'énergie magnétique qui en résulte pointe vers l'extérieur du disque et parvient à pousser le plasma hors du disque, en formant un vent et parfois même un jet collimaté. D'autres modèles (dits dynamos) suggèrent que le champ est produit à l'intérieur même du disque, par des processus proches de ceux qui génèrent le champ magnétique du Soleil.

En détectant les signatures du champ magnétique (par effet Zeeman) sur des milliers de raies d'absorption formées dans les régions internes du disque (à moins de 0.2 unité astronomique du centre), des astrophysiciens du Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes (LATT : UMR CNRS, Université Paul Sabatier, Observatoire Midi-Pyrénées) et du Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (LAOG : UMR CNRS, Université Joseph Fourier, Observatoire des Sciences de l'Univers de Grenoble) ont pu démontrer la présence d'un champ magnétique d'environ 0.1 Tesla, comparable à celui qui émerge des taches du Soleil. De plus, ils ont pu établir que ce champ possède à la fois une composante verticale (perpendiculaire au disque) et azimutale (dans le plan du disque et perpendiculaire au rayon), en accord avec les modèles magnétocentrifuges (et en contradiction avec les modèles dynamos). Enfin, il semble que ce champ réussisse à freiner le plasma du disque plus que ne le prévoient les modèles, ce qui pourrait expliquer pourquoi certains disques ne parviennent pas à former de jet collimaté.

Cette découverte a été possible grâce au nouveau spectropolarimètre ESPaDOnS construit à l'Observatoire Midi-Pyrénées (par le Groupe d'Instrumentation Grands Télescopes du LATT) et récemment installé au Télescope Canada-France-Hawaii (TCFH). La technique de spectropolarimétrie consiste à mesurer la polarisation de la lumière émise par un objet astrophysique, et notamment sa variation à travers les raies spectrales de l'objet observé.

Cette technique, utilisée couramment en physique solaire (notamment pour la mise en évidence du champ magnétique du Soleil au début du XXième siècle), est relativement nouvelle, et donc très prometteuse, dans les autres domaines de l'astrophysique. ESPaDOnS est aujourdhui l'instrument le plus performant au monde pour ce genre d'étude, et le seul capable de détecter les signaux polarimétriques très faibles émis par les disques d'accrétion.

Les scientifiques français, et notamment ceux de l'équipe de Toulouse, se sont forgés une solide place de leader mondial dans le domaine de la spectropolarimétrie stellaire, tant au niveau scientifique que technique. Une copie d'ESPaDOnS (baptisée NARVAL) sera installée très bientôt au Télescope Bernard Lyot du Pic du Midi et utilisée en conjonction avec ESPaDOnS. Un partenariat industriel pour la fabrication de copies supplémentaires (pour la Chine et l'Inde) est également en cours de négociation.

Source : Jean-François Donati, Laboratoire Astrophysique de Toulouse - Tarbes (UMR5572) http://www.ast.obs-mip.fr/article.php3?id_article=289

Un second satellite en orbite autour de 2003 EL61 a été découvert.

2003 EL61 est un objet de la Ceinture de Kuiper, la région de l'espace au-delà de Neptune qui inclut Pluton et les grands planétoïdes comme Quaoar et 0rcus, 2005 FY0 et 2003 UB313 parmi d'autres. 2003 EL61 est actuellement le troisième objet le plus brillant dans cette région après Pluton et 2005 FY9.

La première lune de 2003 EL61 a été découverte grâce aux observations faites sur 5 nuits entre le 26 Janvier et le 30 Juin 2005 avec le système LGSAO (Laser Guide Star Adaptive Optics) de l'Observatoire Keck. Le satellite orbite en 49.13±0.03 jours à une distance de 49 500±400 km, avec une excentricité de 0.050 ±0.003. L'équipe a découvert la lune le 28 janvier 2005.

Environ 10 % des objets de la Ceinture de Kuiper ont des satellites, mais jusqu'à récemment on ne connaissait aucun autre objet dans la ceinture Kuiper ayant plus d'un satellite... jusqu'à la découverte de deux petits satellites en orbite autour de Pluton. Cela apparaît maintenant probable que d'autres objets de la Ceinture de Kuiper, au moins les grands, pourraient aussi avoir plusieurs satellites.

Ce nouveau satellite, plus faible que le premier, circule autour de 2003 EL61 en 34.7±0.1 jours, bien que des observations supplémentaires soient encore nécessaires pour confirmer cette orbite.

http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/2003EL61/

Nouvelles du Ciel : 2003 EL61 possède un satellite [29/07/2005]

Nouvelles du Ciel : 2003 EL61 pourrait être plus grand que Pluton [29/07/2005]

Page Spéciale : 2003 EL61, un gros SBKO accompagné d'une lune

L'Observatoire Pierre Auger vient d'être inauguré dans la Pampa argentine

Le plus grand observatoire de rayons cosmiques du monde, l'Observatoire Pierre Auger, dont le CNRS (IN2P3 et INSU) est l'un des fondateurs, vient d'être inauguré en Argentine treize ans après sa naissance sur le papier. Grand comme trente fois Paris, il est composé d'un réseau de télescopes à fluorescence et de détecteurs à eau implantés au pied des Andes, à 1500 mètres d'altitude, et vient de produire des résultats prometteurs. Sa mission consiste à tenter de résoudre ce qui reste l'une des grandes questions de l'astrophysique depuis un demi-siècle : d'où vient le rayonnement cosmique d'énergies extrêmes ? Avec à la clé, peut-être, la remise en question des lois fondamentales de l'Univers.

Bien qu'observés pour la première fois par le physicien Hess en 1910, les rayons cosmiques n'ont cessé depuis de rester une énigme : formés de particules stables de tous types à basses énergies, et de composition inconnue aux hautes énergies, on n'en sait rien ou presque. Ils ont été mesurés à l'aide de compteurs Geiger, notamment par le français Pierre Auger dans les années 1930, avant d'être étudiés à partir de 1960 aux énergies élevées. Mais aucune preuve de leur provenance. Sont-ils le produit de phénomènes astrophysiques violents, comme l'explosion de supernovae ? Viennent-ils du noyau des galaxies ? S'agit-il d'un reliquat du big-bang ?  

Seule certitude, ils peuvent être extrêmement énergétiques : jusqu'à - et même au-delà de -10²⁰ eV (100 milliards de milliards d'électron-volts), soit plusieurs dizaines de joules. Une grandeur exceptionnelle, cent millions de fois supérieure à celles atteintes par les accélérateurs de particules les plus performants. Mais aussi un mystère, car aucun mécanisme astrophysique connu ne semble capable d'accélérer des particules à de tels niveaux.

Les rayons cosmiques sont également très rares dans le domaine des plus hautes énergies : un par km² et par siècle. Au cours des dernières décennies, seule une vingtaine a pu être observée par une demi-douzaine de détecteurs. Toujours est-il qu'ils n'atteignent la Terre qu'après un périple de plusieurs dizaines de millions d'années-lumière. Leur meilleure connaissance pourrait donc permettre de comprendre des phénomènes violents et lointains, et même de remonter aux origines de l'Univers. 

24 télescopes et 1600 détecteurs au sol

De cet enjeu et des difficultés d'observation est née l'idée de créer l'observatoire Auger. Lorsqu'un rayon cosmique pénètre dans l'atmosphère terrestre, il déclenche une réaction en chaîne appelée "gerbe atmosphérique" donnant naissance à des milliards de particules dites "secondaires" qui ionisent l'atmosphère et produisent des photons de fluorescence. L'analyse de ces particules peut se faire lors de leur traversée de l'atmosphère à l'aide de télescopes à fluorescence, ou au sol lorsque qu'elles atteignent la surface de la terre. On en déduit les propriétés du rayon cosmique primaire : sa nature, son énergie et sa direction de provenance. 

Lancé en 1992 par une petite équipe qui s'est transformée au long des années en une vaste collaboration internationale (plus de 370 scientifiques et ingénieurs de 60 laboratoires de 16 pays : Argentine, Australie, Bolivie, Brésil, République tchèque, France, Allemagne, Italie, Mexique, Pays-Bas, Pologne, Slovénie, Espagne, Royaume-Uni, États-Unis, Vietnam.), l'Observatoire Auger, outre sa taille exceptionnelle, est la seule expérience exploitant simultanément les deux méthodes de détection. En cours d'achèvement mais déjà le plus grand du monde, il combine en effet des télescopes et des détecteurs à eau, rassemblant ainsi des techniques de mesure jusqu'ici utilisées séparément entre autres par des équipes japonaises et américaines. Le dispositif comprendra en tout 1600 détecteurs contenant chacun 12 tonnes d'eau (le réseau de surface), répartis sur une superficie de 3000 kilomètres carrés dans la province argentine de Mendoza, au pied des Andes, soit l'équivalent de 30 fois la superficie de Paris intra-muros. Sa périphérie est plantée de télescopes à fluorescence (il y en aura 24 au final). Le tout est relié par un gigantesque réseau informatique « maison », sorte de Wi-Fi à grande échelle.

Ce dispositif hybride apporte des informations complémentaires et plus précises aux chercheurs. En outre, sa grande étendue (les événements à détecter étant rares et leur nombre croissant proportionnellement à la surface de détection) permet d'en observer plusieurs dizaines par an alors que l'ensemble des détecteurs précédents n'ont pu en accumuler que quelques dizaines en plus de 40 ans. 

Les premiers résultats;

D'ores et déjà les premiers résultats scientifiques tombent. D'une part, contrairement à ce que pouvaient affirmer les études japonaises (de l'observatoire Agasa), les rayons cosmiques extrêmes ne viendraient pas de manière privilégiée du centre de notre galaxie… Ils ne seraient probablement pas non plus un « reste » du big-bang ! L'observation faite de plus de quelques pour cent de photons dans ce domaine d'énergie serait en effet la signature d'un certain nombre de théories prédisant une origine exotique (non vérifiée) pour ce rayonnement cosmique. D'autre part, alors que scientifiques japonais et américains se contredisent à propos du spectre énergétique, aucun des résultats obtenus à Mendoza n'interdit en l'état actuel des choses d'imaginer l'existence de rayons au-delà de la limite des 10²⁰ eV.

Si le rayonnement cosmique ne trouve pas sa source au sein d'objets tels qu'étoiles et galaxies, si des « événements » peuvent se produire très au-delà de cette limite des 10²⁰ eV, ce n'est pas dans l'astrophysique qu'il faut en chercher l'origine, mais dans la cosmologie ou dans de nouvelles formes d'interactions fondamentales.

La « collaboration Auger » se propose d'édifier un observatoire similaire dans l'hémisphère nord, au Colorado (États-Unis), peut-être dès 2007. Ainsi, avec un observatoire dans chaque hémisphère, elle pourra disposer d'une couverture totale du ciel et donc d'une vision complète de l'Univers.

Source CNRS : http://www2.cnrs.fr/presse/communique/788.htm

Sites web : http://www.auger.org/ et http://auger.cnrs.fr

Images : http://www.auger.org/observatory/2004.html

http://vmsstreamer1.fnal.gov/VMS_Site_03/VMS/Auger/index.htm

La seconde phase de l'expérience de "bedrest" féminin menée par l'ESA et le CNES touche à sa fin. Les douze volontaires du programme ont commencé à se lever, après deux mois d'alitement continu. 

Pour la seconde fois, à la clinique spatiale du MEDES (Institut de Médecine et de Physiologie Spatiale), à Toulouse, douze volontaires féminines européennes ont passé 60 jours en position allongée – sur des lits inclinés à 6°, les pieds légèrement surélevés par rapport à la tête – afin d'induire dans leur organisme des phénomènes similaires à ceux causés par de longues périodes d'impesanteur.

Cette expérience de "bedrest" était effectuée dans le cadre de l'étude WISE (Women International Simulation Experiment), conduite en coopération par l'ESA, le CNES, l'Agence Spatiale Canadienne et la NASA. Un premier groupe de 12 femmes a déjà réalisé une session de "bedrest" de 60 jours entre mars et mai dernier.

L'objectif était de faire subir aux volontaires des conditions s'apparentant à celles subies par les astronautes lors des séjours de longue durée dans l'espace. A terme, l'impesanteur entraîne une perte de masse musculaire, hydrique et osseuse. Il ne s'agit toutefois pas d'étudier spécifiquement ces phénomènes mais plutôt de mettre au point les meilleurs moyens de les combattre. Les volontaires ont donc été divisées en trois groupes afin de tester différents types de contre-mesures : un groupe de référence, un groupe pratiquant des exercices physiques sur des appareillages adaptés à la station couchée et un groupe avec un régime enrichi en suppléments protéiniques.

Pour pouvoir obtenir des résultats statistiques fiables, l'étude devait porter sur 24 femmes, c'est pourquoi un second groupe de 12 volontaires européennes – une Ecossaise, trois Finlandaises, sept Françaises et une Suissesse allemande – a rejoint la clinique spatiale du MEDES en septembre pour la seconde phase du projet.

Deux sessions à l'identique 

"Un des grands défis de cette expérience a été de reproduire exactement les mêmes procédures et les mêmes expérimentations sur les deux groupes de volontaires afin d'assurer la cohérence des résultats", estime Peter Jost, coordonnateur du projet à l'ESA.

"Nous nous sommes attachés à refaire la même chose, avec les mêmes personnes affectées aux mêmes tâches", note Arnaud Beck, médecin coordinateur de l'étude au MEDES.

Si le programme suivi par les 12 volontaires de cette seconde session est scrupuleusement identique à celui de la première session, en revanche un effort a été apporté par les cuisines du CHU de Rangueil sur la qualité des repas afin de les rendre plus appétissants sans en altérer la valeur nutritive, mesurée au plus près.

"Pour entretenir leur santé osseuse, les volontaires consomment une grande quantité de fruits et légumes", explique Peter Jost, "mais nous devons tenir compte de leur capacité gastrique qui est réduite du fait de la remontée de l'estomac dans la cage thoracique en position allongée". Dans ces conditions où le repas en lui-même est difficile il était donc vital de parvenir à le rendre le plus agréable possible.

L'information des volontaires a également été aménagée et un interprète à temps plein a été associé à l'équipe médicale, ce qui a facilité la gestion de quelques subtilités culturelles. Résultat : une équipe de volontaires très motivée, bien consciente de l'importance scientifique de l'étude et de la nécessité de certaines expérimentations ou de certaines restrictions.

Au cours de ces deux mois, les douze volontaires n'ont pas chômé. Entre les examens médicaux, le suivi psychologique et les exercices physiques pour le groupe de quatre qui expérimentait ce type de contre-mesures, elles ont aussi pu suivre des cours de langue ou même de dessin et ont reçu quelques visites, dont celle de l'explorateur Stéphane Lévin, spécialiste des conditions extrêmes. Elles ont également rencontré les douze volontaires de la première session, de retour à Toulouse pour une série d'examens, six mois après leur retour à la vie normale.

Les astronautes en visite

La semaine dernière, deux astronautes de l'ESA sont passés leur faire partager leur expérience spatiale. Le premier a été l'italien Roberto Vittori, qui a volé deux fois à bord de Soyouz vers la Station Spatiale Internationale et venait à Toulouse pour une conférence sur les futures missions à destination de Mars. Trois jours plus tard c'était le tour du français Michel Tognini, directeur de l'EAC (Centre des Astronautes Européens), à Cologne, et vétéran de deux vols, un sur Soyouz vers la station Mir et l'autre sur la navette Columbia.

"C'est amusant de voir comment elles ont organisé leur petit espace personnel autour de leur lit, avec leur ordinateur portable et tous les objets usuels à portée de la main" a relevé Roberto Vittori. "Cela ressemble beaucoup à nos conditions de vie dans l'ISS. Là-haut aussi nous vivons en isolation. L'ordinateur portable est un élément essentiel de notre vie quotidienne et pas seulement pour le travail".

"En impesanteur, nous flottons et nous perdons de la masse musculaire et osseuse" a rappelé Roberto Vittori "c'est un peu comme si nous étions à mi-chemin de l'oiseau et du poisson". L'analogie est intéressante, selon Peter Jost, pour qui c'est une forme d'évolution inversée : "En sortant de l'eau, nos ancêtres amphibiens ont dû se doter d'une structure osseuse plus solide et de muscles plus puissants pour se déplacer sur la terre ferme. En impesanteur, notre corps se réadapte et nous nous débarrassons de ce dont nous n'avons plus besoin".

Combattre cette tendance physiologique sera une nécessité de premier ordre lorsque les êtres humains quitteront l'espace proche de la Terre pour des vols interplanétaires de plusieurs mois, à l'issue desquels ils devront travailler en scaphandre sur une surface planétaire où ils seront soumis à une gravité. D'autant qu'il leur faudra alors se réadapter à celle-ci loin de toute infrastructure médicale. Pour qu'hommes et femmes puissent être du voyage, les contre-mesures qui seront mises en œuvre devront être validées pour les deux sexes.

Pour Roberto Vittori, qui a déjà fait par deux fois l'expérience de la réadaptation à la pesanteur, l'expérience WISE est "exactement le genre de recherche que nous devons accomplir si nous voulons un jour aller sur Mars".

"Retour sur Terre"

Avec le lever des volontaires commence une période critique d'examens médicaux pour collecter un grand nombre de données lors de leur "retour à la vie terrestre".

A la fin de leur alitement, les candidates de la première session avaient perdu de la masse osseuse mais pas suffisamment pour que l'on puisse parler d'ostéoporose. "Elles se situaient plutôt dans le bas des valeurs normales" explique Arnaud Beck. "En six mois, la plupart avaient récupéré leur valeur nominale".

Dans le même temps, elles avaient perdu de 3 à 4 kg de muscles, principalement dans le bas du corps et surtout dans les muscles extenseurs (qui servent à se tenir debout) et moins dans les fléchisseurs (qui servent à plier les membres). La vitesse de récupération dépend des organes considérés. Elle se compte en jours pour certains, en mois pour d'autres. Après trois semaines de rééducation, la plupart des volontaires se sentaient en pleine forme et prêtes à reprendre une vie quotidienne parfaitement normale. Toutes ont pu marcher dans les 24 heures (parfois avec quelque déséquilibre) et elles ont été autorisées à courir au bout de trois jours pour des examens. "La marche est plus facile que la station debout, car les muscles aident à la circulation du sang" rapporte Peter Jost. "Evidemment, la sollicitation de muscles qui avaient été mis au repos pendant deux mois a été un peu difficile au début ".

La meilleure compréhension des mécanismes qui régissent cette adaptation de l'organisme aux conditions d'impesanteur et de pesanteur est indispensable au développement de contre-mesures pour les astronautes, mais ces travaux ont également de nombreuses applications sur Terre. Parmi les sujets des investigations menées lors de l'étude WISE on trouve ainsi la lutte contre l'ostéoporose et contre le "syndrome métabolique" qui fragilise la santé des travailleurs sédentaires ne pratiquant pas d'activité physique ou encore la réhabilitation médicale des patients ayant subi des alitements prolongés. "Nous avons même une équipe des Pays-Bas qui étudie la formation des microcaillots sanguins comme ceux qui peuvent être à l'origine de troubles veineux chez les passagers des vols long-courriers restés immobiles pendant plusieurs heures", relève Arnaud Beck.

Dans l'attente des premiers résultats

Alors que la phase active de l'étude touche à sa fin, la fébrilité gagne les douze équipes scientifiques internationales qui cherchent à partager et à croiser leurs résultats. Plusieurs mois leur seront encore nécessaires pour analyser l'ensemble des données recueillies et publier les premiers résultats.

Cette étude en coopération internationale, particulièrement complexe et pluridisciplinaire, a nécessité deux ans de mise en place et constitue à ce jour un franc succès.

Il reste encore beaucoup à apprendre sur la physiologie humaine et sa capacité d'adaptation à un environnement spatial. Comme le rappelle Roberto Vittori : "Une des bases de la recherche scientifique est que l'on ne sait pas toujours ce que l'on va découvrir. Un bon moyen de progresser est de regarder ce que l'on connaît sous une perspective différente. Or, en médecine, la microgravité nous fournit justement ce point de vue différent sur le corps humain".

Source ESA : http://www.esa.int/esaCP/SEMLUKULWFE_France_0.html

Une nouvelle comète de magnitude 18 a été découverte le 25 Novembre 2005 par Richard Kowalski dans le cadre du Catalina Sky Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreuses observations.

En tenant compte des observations de NEAT du 24 Novembre, les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2005 W3 (Kowalski) indiquent un passage au périhélie au 22 Avril 2005 à une distance de 2,6 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05W72.html (MPEC 2005-W72)

Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique, avec un passage au périhélie au 23 Août 2005 à une distance de 3 UA du Soleil, et une période de 16,2 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05W90.html (MPEC 2005-W90)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2005W3.html  

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Tôt ce matin, les scientifiques et ingénieurs japonais se sont réunis au Centre de contrôle de la mission, attendant la confirmation que le vaisseau spatial Hayabusa avait bien brièvement atterri sur l'astéroïde Itokawa et avait capturé des échantillons de sa surface poussiéreuse.

Peu de temps avant 8h00 heure légale au Japon (23h00 TU), Hayabusa ("faucon" en japonais) a piqué vers la surface de l'astéroïde 25143 Itokawa, a tiré une balle de métal vers le sol et a récolté un peu de poussière soulevée par l'impact. L'opération de prélèvement d'échantillons d'aujourd'hui s'est déroulé sans problème, selon les responsables de l'Agence spatiale japonaise JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency).e

Il s'agit probablement de la dernière tentative d'atterrissage de cette mission technologiquement ambitieuse qui a eu plus que sa part de malheur. Hayabusa a perdu deux roues de contrôle stabilisatrices d'altitude avant d'atteindre son objectif le 12 Septembre, gardant uniquement une roue et ses propulseurs pour manoeuvrer le vaisseau spatial autour d'Itokawa et maintenir son orientation. Le 12 Novembre, au cours d'une répétition générale avant la première tentative de prélèvement d'échantillons, Hayabusa a largué une petite sonde nommée Minerva qui devait se poser sur Itokawa. Mais le minuscule atterrisseur déployé par Hayabusa a apparemment manqué l'astéroïde et s'est perdu dans l'espace.

Lors de la première tentative de prélèvement d'échantillons qui s'est déroulée le 20 Novembre, selon l'analyse des données, la vaisseau spatial Hayabusa est descendu comme prévu à la surface d'itokawa, rebondissant par deux fois avant de se stabiliser. Hayabusa est resté 30 à 40 minutes à la surface de l'astéroïde, sans toutefois envoyer vers le sol le projectile prévu. Apparemment, l'un des détecteurs d'atterrissage a détecté un obstacle dans les minutes précédant le bref atterrissage programmé et a mis hors service le mécanisme d'éjection du projectile par précaution.

Selon le planning de la mission, Hayabusa doit entamer son voyage de retour vers la Terre vers le 12 Décembre, et si tout se déroule comme prévu, la capsule de rentrée contenant les échantillons sera capturée au-dessus de la brousse australienne en Juin 2010. 

http://skyandtelescope.com/news/article_1630_1.asp

Nouvelles du Ciel : Hayabusa s'est bien posé sur Itokawa [24/11/2005]

Nouvelles du Ciel : Incertitude sur l'atterrissage de Hayabusa sur Itokawa [20/11/2005]

Nouvelles du Ciel : Touch-down sur Itokawa [19/11/2005]

Nouvelles du Ciel : Répétition générale réussie pour Hayabusa et perte de Minerva [14/11/2005]

Nouvelles du Ciel : Les sites d'atterrissage sur Itokawa ont été sélectionnés [02/11/2005]

Nouvelles du Ciel : Animation de la rotation d'Itokawa [26/10/2005]

Nouvelles du Ciel : Hayabusa arrive près d'Itokawa [12/09/2005]

Nouvelles du Ciel : Itokawa révèle de plus en plus de détails [11/09/2005]

Nouvelles du Ciel : Hayabusa capture la forme d'Itokawa pour la première fois dans l'espace [06/09/2005]

Nouvelles du Ciel : Hayabusa voit sa cible, l'astéroïde Itokawa [16/08/2005]

Une équipe d'astrophysiciens du CEA, de l'Université Paris 7 Denis Diderot et du CNRS a découvert que l'un des anneaux de Saturne a une forme de spirale et publie ses résultats aujourd'hui dans Science. Cet arrangement singulier est peut-être le résultat d'une collision avec une petite lune récemment formée. Une aubaine pour les astrophysiciens qui soupçonnent que cet anneau soit le seul endroit de notre système solaire où se forment encore des corps célestes. L'observation de cette « nursery » éclairera sans doute sur les processus de formation des planètes et satellites du système solaire.

Les anneaux de Saturne, découverts en 1610 par Galilée, sont composés de poussières et de glace en rotation autour de la planète. Bien qu'ils semblent continus vus depuis la Terre, ces anneaux sont composés de petites particules innombrables, possédant chacune une orbite indépendante. Leur dimension va du centimètre à plusieurs mètres avec quelques objets de la taille du kilomètre. Ils ont été nommés, dans l'ordre de leurs découvertes : de A à G. L'anneau F est le plus externe des anneaux principaux de Saturne. Il est situé à 140 000 km de la planète et est composé d'un anneau central brillant, appelé le « cœur » et de petits anneaux concentriques, appelés « filaments ». A l'aide d'images de Cassini, les astrophysiciens ont découvert que les filaments sont en réalité une unique structure, en forme de spirale, s'enroulant au moins 3 fois sur elle-même. Si plusieurs autres planètes du système solaire possèdent des anneaux (Uranus, Neptune et Jupiter), cet anneau en spirale de Saturne est une nouvelle catégorie d'anneaux, sans équivalent connu.

Comment la spirale s'est-elle formée ? Par quel mécanisme ? Les astrophysiciens pensent qu'une collision entre le cœur de l'anneau F et une petite lune qui serait en formation dans l'anneau pourrait en être la cause. Cette petite lune, en traversant le cœur de l'anneau disperse dans l'espace les particules qui le composent. Elles s'étaleraient ensuite en cercle autour de Saturne et, conséquence de la dynamique orbitale, s'enrouleraient naturellement en spirale. Ce scénario a été confirmé à l'aide de simulations sur ordinateur. Plusieurs lunes, observées par Cassini au voisinage de l'anneau F pourraient être à l'origine de cette collision sans que l'on ai encore déterminé précisément laquelle. En raison de la proximité avec la planète et de l'influence des forces de gravité, la taille des lunes en formation ne dépasse pas 1 ou 2 km de diamètre. Elles sont ensuite détruites sous l'influence de cette même gravité. L'anneau est ainsi un lieu de perpétuelle formation et de destruction de petites lunes. Ces observations confirment les calculs de modèles théoriques qui prédisent depuis longtemps la formation de petites lunes dans cet anneau si particulier.

Les astrophysiciens pensent que ces petites lunes sont jeunes, quelques années au plus, et se sont formées par accrétion de la matière de l'anneau. A titre de comparaison, les 9 planètes du système solaire et leurs 160 satellites se sont formées il y a 4,5 milliards d'année. Ainsi l'anneau F de Saturne constitue probablement une véritable « nursery » contemporaine de corps célestes qui peut permettre aux astrophysiciens de mieux comprendre les mécanismes de formation des corps célestes de notre système solaire. En 2009 le satellite Prométhée rentrera en collision avec l'anneau F. Il est très probable alors que de nouvelles spirales soient formées, que les astrophysiciens verront évoluer en direct grâce à la sonde Cassini.

Source : CNRS http://www2.cnrs.fr/presse/communique/786.htm

Une équipe internationale, dirigée par des chercheurs du CNRS, vient d'obtenir les premiers résultats avec l'instrument AMBER qui équipe le VLTI de l'ESO. Ces chercheurs ont observé la jeune étoile MCW 297 et ont pu mesurer la taille de son disque protoplanétaire et mettre en évidence un vent composé d'hydrogène en forte expansion. Avec ces résultats et l'aide d'un modèle décrivant les rôles respectifs du disque et du vent stellaire, les chercheurs ont pu décrire précisément l'environnement de cette jeune étoile.

L'étoile MWC 297 est âgée tout au plus de quelques millions d'années, ce qui rapporté à l'échelle humaine où le Soleil serait dans sa belle quarantaine, correspond à quelques dizaines d'heures après sa venue au monde. En observant cet astre, les astronomes ont pu directement étudier les conditions dans lesquelles ils pensent que les étoiles évoluent, et plus précisément la région autour de l'étoile où les planètes se forment. Pour cela, il a fallu l'observer avec deux télescopes en parallèle, grâce au mode interférométrique du Very Large Telescope de l'ESO, ce qui équivaut à un télescope d'une taille de 45 m. En observant ce type d'étoile, les astronomes espèrent comprendre les premiers balbutiements des jeunes étoiles possédant en leur sein les clés de la formation stellaire et planétaire.

L'équipe internationale conduite par Fabien Malbet, chercheur du CNRS au LAOG (UMR - CNRS, Observatoire des Sciences de l'Univers de Grenoble, Université Joseph Fourier) vient d'observer cet objet avec le VLTI de l'ESO installé sur le site du Paranal au Chili. Cet interféromètre disposait du nouvel instrument AMBER construit par un consortium européen mené par Romain Petrov, chercheur du CNRS au LUAN. Il s'agit en outre d'un des premiers résultats obtenu avec cet équipement. Les données ont été confrontées à un modèle théorique développé au sein de la collaboration AMBER, qui combine une modélisation du vent et du disque d'accrétion des étoiles en cours de formation.

Le disque domine l'émission de lumière dans l'infrarouge, domaine spectral d'observation d'AMBER, tandis que le vent est à l'origine d'une raie spectrale de l'hydrogène (Br?) deux fois plus intense que l'émission du disque, mais dans un domaine spectral restreint. AMBER en séparant les domaines spectraux a permis de mesurer l'extension spatiale de ces deux phénomènes. Le disque a un diamètre de l'ordre de 1,75 unités astronomiques (1 UA = 150 millions de km), tandis que la raie spectrale de l'hydrogène ionisé provient d'une région correspondant à une région d'un diamètre d'environ 2,5 UA situé de part et d'autre du disque d'accrétion.

Le modèle développé par les chercheurs ayant construit AMBER, s'appuyant sur le programme SIMECA rend parfaitement compte des observations réalisées avec AMBER et nous donne une vision précise de l'environnement de cet objet. L'étoile MCW 297 est entourée d'un disque équatorial d'accrétion qui est lui même entouré d'une région d'hydrogène ionisé, se situant juste au-dessus du disque. Cette région a une vitesse d'expansion assez faible de l'ordre de 60 km/s, alors que le reste du vent stellaire s'échappe de façon beaucoup plus rapide au pôle qu'à l'équateur, avec des vitesses pouvant atteindre 600 km/s.

Cette avancée scientifique permet d'ouvrir les portes à des explorations minutieuses de l'environnement très proche des étoiles en formation à des échelles spatiales où les astronomes s'attendent à la formation de planètes.

Source : Observatoire de Grenoble http://www.obs.ujf-grenoble.fr/osug/content/view/81/42/ 

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-29-05.html

Selon les officiels de l'agence spatiale japonaise JAXA, et contrairement à ce qui avait été annoncé dans les précédents rapports, le vaisseau spatial Hayabusa s'est bien posé sur l'astéroïde Itokawa mais n'a récolté aucun échantillon. Hayabusa avait prévu de débarquer brièvement à la surface d'Itokawa et de récolter des échantillons de la surface avant de partir. Cependant, les rapports émis après la période d'atterrissage indiquaient que la tentative avait échoué en raison d'un problème technique non spécifié avec la sonde.

Les officiels de JAXA ont déclaré mercredi qu'un examen des données télémétriques retournées par le vaisseau spatial indiquait que Hayabusa est resté en contact avec le sol d'Itokawa pendant environ 30 minutes après avoir doucement rebondi deux fois avant son positionnement. Le scénario initial prévoyait que la sonde devait effectuer un bref atterrissage. Dès le contact avec le sol, un bras devait déplier une sorte de cornet qui au contact du sol devait projeter violemment un projectile. Sous l'impact, des fragments et de la poussière auraient du être éjectés de la surface et recueillis avant d'être transférés dans une capsule par l'intermédiaire du cornet.

L'analyse des données révèle que la vitesse au moment du départ de la descente était de 12 cm/seconde. Après le largage du marqueur cible, le vaisseau spatial a automatiquement réduit sa propre vitesse pour se séparer de l'objet. La vitesse de la sonde est passée à 3cm/seconde. La séparation et la chute libre du marqueur ont été confirmées par images de même que la vitesse de descente du vaisseau spatial au moment de la réduction de vitesse. Les officiels présument que le marqueur a bien atterri au sud-ouest de Mer MUSES.

A l'altitude de 17 mètres, la sonde s'est placée en mode automatique et l'ordinateur de bord a détecté un obstacle, ordonnant à la sonde de s'éloigner de l'astéroïde.

Alors en phase de descente et d'accélération, le temps nécessaire pour inverser la poussée des moteurs n'était plus suffisant pour empêcher la sonde de toucher le sol et de rebondir avant de s'immobiliser dans une position inclinée à la surface de l'astéroïde. Au moment des deux rebonds, la vitesse était de 10cm/sec. Aucun dégât sérieux n'a été décelé bien qu'il semble que l'un des panneaux solaires ait touché le sol.

Malheureusement, le dispositif conçu pour récolter les échantillons n'a pas fonctionné en raison du mauvais positionnement du vaisseau spatial à la surface de l'astéroïde.

Sur Terre, dès le basculement de la sonde en mode automatique, la vérification des instruments à bord n'était pas possible en temps réel. Du fait de l'interruption des données, le Centre de contrôle de la mission, pensant que la sonde se trouvait toujours à l'altitude de 17 mètres, et par mesure de sécurité, a ordonné l'éloignement de Hayabusa de sa cible.

Après le départ de l'astéroïde commandé depuis la Terre, Hayabusa s'est placée en mode sécurité en raison des communications instables et du conflit entre le contrôle de bord et les priorités de calcul. Le retour du mode de sécurité au mode de contrôle normal a eu lieu au cours des deux jours suivants.

La seconde tentative, prévue initialement pour le 25 Novembre, sera probablement retardée.

http://www.isas.jaxa.jp/e/snews/2005/1124_hayabusa.shtml

Nouvelles du Ciel : Incertitude sur l'atterrissage de Hayabusa sur Itokawa [20/11/2005]

Nouvelles du Ciel : Touch-down sur Itokawa [19/11/2005]

Nouvelles du Ciel : Répétition générale réussie pour Hayabusa et perte de Minerva [14/11/2005]

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Nouvelles du Ciel : Hayabusa capture la forme d'Itokawa pour la première fois dans l'espace [06/09/2005]

Nouvelles du Ciel : Hayabusa voit sa cible, l'astéroïde Itokawa [16/08/2005]

Conçu initialement pour fonctionner seulement 90 jours martiens (sols), Spirit a déjà passé une année martienne (687 jours terrestres) sur le sol de la planète rouge, retournant 70.000 images et apportant une nouvelle compréhension de Mars comme habitat potentiel.

Au cours de cette année martienne, les saisons ont changé, passant de l'été à l'hiver, puis de nouveau à l'été. Dans son orbite autour du Soleil, Mars est revenu à l'emplacement qu'elle occupait lorsque le petit robot s'est posé sur la planète. Ayant survécu sept fois plus de temps que sa durée de vie initiale et ayant voyagé sur environ 5.000 mètres, Spirit est encore en bonne santé.

Quelques tempêtes de poussières, parmi les dizaines qui sont passées devant les caméras de Spirit, ont temporairement affecté le robot en recouvrant les panneaux solaires de fines particules. Les panneaux solaires de Spirit ont été capable de capter un peu plus de lumière solaire et de la convertir en électricité.

Bien que personne ne peut prévoir combien de temps Spirit continuera, la vigueur du vagabond tout au long de la longue année martienne donne de l'espoir. L'équipe scientifique est maintenant occupée à déterminer de nouvelles destinations. Si les "Columbia Hills" étaient autrefois un rêve éloigné, les nouveaux horizons éloignés le sont un peu plus. Y arriver étendra les possibilités du vagabond autant que l'imagination. Un des membres de l'équipe, Jim Rice, appelle une telle cible éloignée, un terrain cahoteux et accidenté situé au sud, "la Terre promise."

http://origin.mars5.jpl.nasa.gov/spotlight/spirit/20051121.html

Les premiers résultats obtenus par la collaboration internationale SNLS (Supernova legacy survey) - à laquelle le CEA-Dapnia et le CNRS (IN2P3 et INSU) participent - montrent que la mystérieuse "énergie noire", présumée responsable de l'accélération de l'expansion de l'Univers, pourrait être la constante cosmologique d'Einstein. Ces résultats sont publiés ce lundi 21 novembre dans la revue Astronomy & Astrophysics.

Il y a encore quelques années, les astrophysiciens pensaient que l'expansion de l'Univers mise en évidence par Edwin Hubble dans les années 1920, ralentissait sous l'effet de la gravitation. Or, en 1998, des chercheurs ont observé que les supernovae lointaines apparaissaient moins lumineuses, qu'attendu dans un Univers en expansion décélérée. En fait, loin de décélérer, l'expansion de l'Univers accélère sous l'effet d'une mystérieuse énergie, baptisée "énergie noire".

Aujourd'hui, l'Univers semble être composé pour un quart environ de matière et pour le reste d'énergie noire qui agit sur l'expansion de l'Univers comme une force répulsive. Matière et énergie noire se comportent différemment vis-à-vis de l'expansion de l'Univers : la matière se dilue alors que l'énergie noire ne se dilue pas ou peu.

Les supernovae sont des explosions d'étoiles en fin de vie. Elles sont très lumineuses et peuvent donc servir de « bornes kilométriques » dans l'Univers, car leur brillance apparente mesure la distance à laquelle elles se trouvent. Ainsi, lorsque l'on observe des supernovae, on peut mesurer leur distance et la vitesse à laquelle elles s'éloignent (par leur décalage vers le rouge) et donc en déduire la vitesse d'expansion de l'Univers.

Le SNLS a mesuré les distances de 71 supernovae dont les plus lointaines ont explosé quand l'Univers avait moins de la moitié de son âge actuel. L'objectif de ce projet est de faire une mesure précise de l'énergie noire et de déterminer sa nature, qui reste pour l'heure inconnue. Il est cependant possible en mesurant le flux des supernovae distantes, de déterminer si elle se comporte comme la constante cosmologique d'Einstein ou selon de nombreuses autres hypothèses théoriques. Ce qui distingue ces théories, c'est la dilution ou pas de la densité d'énergie noire avec l'expansion de l'Univers. La mesure publiée aujourd'hui est la plus précise et favorise l'absence de dilution. 

Aujourd'hui, les chercheurs français travaillent en étroite collaboration avec des équipes de recherche européennes et nord-américaines (Canada et Etats-Unis), pour réaliser la découverte des supernovae et leur suivi photométrique sur Megacam et spectroscopique, sur les plus grands télescopes terrestres. À l'issue des cinq années d'observation, les résultats publiés aujourd'hui pourraient devenir deux à trois fois plus précis.

Source CNRS : http://www2.cnrs.fr/presse/communique/784.htm

http://www.cfht.hawaii.edu/SNLS/

http://www-dapnia.cea.fr/Phocea/Vie_des_labos/Ast/ast_sstheme.php?id_ast=23

C/2005 W2 (Christensen)

E. J. Chirstensen a reporté sa découverte d'une nouvelle comète de magnitude 17 le 20 Novembre 2005, dans le cadre du Catalina Sky Survey. La nature cométaire de l'objet a été confirmée par de nombreuses observations.

L'orbite préliminaire de la comète C/2005 W2 (Christensen) indique un passage au périhélie au 01 Juin 2005 à une distance de 3,2 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05W24.html (MPEC 2005-W24)

Avec les observations de LINEAR du 03 Novembre, et les observations effectuées depuis la découverte de la comète, les éléments orbitaux indiquent désormais un passage au périhélie au 27 Mars 2006 à une distance de 3.3 UA. La comète est d'une période intermédiaire d'environ 83 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05W73.html (MPEC 2005-W73)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2005W2.html

 C/2005 W1 (SOHO)

Une brillante comète a été découverte par H. Su dans les images LASCO transmises par le satellite SOHO le 16 Novembre 2005. La comète C/2005 W1 (SOHO) appartient au groupe de Marsden et semble être identique à la comète C/2000 C3 (SOHO) selon B.G. Marsden.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05W07.html (MPEC 2005-W07)

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil 

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

L'Agence Spatiale Japonaise n'est pas en mesure à l'heure actuelle de confirmer si le vaisseau spatial Hayabusa a effectivement largué la petite balle métallique à la surface de l'astéroïde Itokawa qui devait permettre à la sonde de collecter des échantillons du sol de l'astéroïde pour cette première tentative.

Il semble que le vaisseau, alors positionné à 40 mètres de l'astéroïde, a laissé tomber la balle le 19 Novembre à 20h30 UTC et s'est déplacé ensuite à 17 mètres au-dessus de la surface comme prévu. Toutefois, peu de temps après, Hayabusa a connu un problème technique et n'a pas été capable de confirmer son altitude, perdant temporairement le contact avec la Terre. Le système de navigation automatique de Hayabusa était programmé pour abandonner la descente en cas de détection par les instruments d'une ou plusieurs anomalies qui pourraient mettre en danger la sonde. Mais il n'est pas sûr qu'il y a eu un réel problème technique. La communication a repris à 00h30 UTC ce 20 Novembre, et les techniciens analysent maintenant les données pour essayer de calculer l'exacte position du vaisseau spatial. L'agence n'a pas encore pu confirmer si le marqueur a atteint la surface de l'astéroïde. Il en est de même en ce qui concerne le bref atterrissage du vaisseau et la collecte d'échantillons.

Une seconde tentative est programmée pour le 25 Novembre.

http://www.spacedaily.com/2005/051120064213.kcupf836.html

http://news.yahoo.com/s/ap/20051120/ap_on_sc/japan_asteroid_probe

Nouvelles du Ciel : Touch-down sur Itokawa [19/11/2005]

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Nouvelles du Ciel : Hayabusa voit sa cible, l'astéroïde Itokawa [16/08/2005]

Le vaisseau spatial japonais Hayabusa a entamé sa descente en direction de l'astéroïde Itokawa pour son premier prélèvement d'échantillons ce 19 Novembre à 12h00 UTC. A 18h30 UTC, la sonde se trouvait à 400 m de l'astéroïde. La décision finale "Go or No-Go" a eu lieu à 20h00 UTC pour un atterrissage prévu à 21h UTC.

A 20h40 UTC, la distance séparant la sonde de l'astéroïde était d'approximativement 90 mètres. A l'altitude de 40 mètres, Hayabusa larguera un marqueur cible avec les signatures de 880.000 personnes du monde entier. Au cours de la brève rencontre entre l'astéroïde et la sonde en raison de la faible gravité qui interdit à Hayabusa de se poser, la vaisseau spatial doit projetter violemment une boule métallique. La poussière soulevée lors de l'impact sera récoltée par la sonde.

Après sa brève rencontre, Hayabusa retournera à son point stratégique au-dessus d'Itokawa en attente d'une seconde  manoeuvre de récolte d'échantillons prévue pour le 25 Novembre.

L'ombre de la sonde se projette sur l'astéroïde

Crédit : Japan Aerospace Exploration Agency

http://www.isas.jaxa.jp/home/hayabusa-live/

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Un collectionneur professionnel de météorites de Kingston (Arkansas, Etats-Unis) a fait la découverte de sa vie en Octobre dernier en découvrant une météorite rare pesant 640 kilogrammes. Muni d'un détecteur de métaux sensible fixé à un véhicule tout-terrain, Steve Arnold a détecté l'objet qui se trouvait à près de 2 mètres de profondeur dans les vastes plaines du sud-ouest du Kansas. L'objet massif a été déterré à l'aide d'une pelleteuse.

La météorite est classifiée comme une "pallasite orientée." Seulement deux autres très grosses pallisites sont connues : une qui pèse 1.400 kilogrammes découverte en Australie, et une de 680 kilogrammes, en Argentine.

Les météorites du groupe des Pallasites sont des météorites différenciées de type sidérolithes (50% de roche, 50% de fer et nickel) qui se caractérisent par des cristaux d'olivine incorporés dans l'alliage ferro-nickel.

La récente trouvaille n'est pas la plus grosse pallasite connue, mais ce qui fait qu'elle est unique ce sont les stries parallèles profilées à sa surface, indiquant que lors de son plongeon dans l'atmosphère de la Terre la météorite a conservé la même orientation.

Le secteur de Brenham Township dans le Kansas avait déjà la réputation de receler des météorites de ce type depuis la découverte du premier échantillon en 1882. Selon le Muséum américain d'Histoire Naturelle à New York, il y a des siècles la météorite de Brenham a éclaté au-dessus de la prairie du Kansas, dispersant plus de trois tonnes de fragments de météorite.

A des époques plus anciennes, des Indiens avaient été attirés par les pierres de couleur rouille et les avaient employées en tant qu'objets sacrés, les transformant en boucles d'oreille, en couteaux, en burins et même en boutons et en perles.

Dans les années 20 et 30, un des premiers chasseurs de météorites au monde, Harvey H. Nininger, a examiné une grande dépression que les gens du pays considéraient comme un lieu où se vautraient les buffles. Il s'est avéré qu'il s'agissait d'un cratère d'impact.

La dernière grande trouvaille dans cette région a eu lieu en 1949 quand le chasseur de météorites H.O. Stockwell a employé un détecteur de métaux pour découvrir la météorite de 470 kilogrammes visible maintenant au Celestial Museum de Greensburg.

http://skyandtelescope.com/news/article_1629_1.asp

http://www.kansas.com/mld/kansas/13139061.htm

http://news.yahoo.com/s/ap/20051111/ap_on_sc/giant_meteorite

Page Spéciale : Classification des météorites

L'observatoire de rayons gamma Integral a découvert une nouvelle catégorie fortement peuplée d'étoiles binaires éphémères rapides de rayons X, non détectée dans les observations précédentes.

La nouvelle catégorie de systèmes d'étoiles binaires est caractérisée par un objet très compact qui produit des accès fortement énergiques, récurrents et à croissance rapide de rayons X, et un compagnon "supergéant" très lumineux.

L'objet compact peut être un corps d'accrétion tel qu'un trou noir, une étoile à neutrons ou un pulsar. Les scientifiques ont appelé ce type d'objets "des transitoires rayons X rapides supergéants". Les "transitoires" sont des systèmes qui montrent des périodes d'émission accrue de rayons X.

http://www.esrin.esa.int/esaSC/SEM20VJBWFE_index_0.html

Les astronomes ont combiné deux atouts astronomiques puissants, le SDSS (Sloan Digital Sky Survey) et le télescope spatial Hubble, pour identifier 19 nouvelles galaxies amplifiées par effet de lentille gravitationnelle, s'ajoutant de manière significative à la centaine de lentilles gravitationnelles connues précédemment.

Parmi ces 19, ils ont trouvé huit nouveaux "anneaux d'Einstein," qui sont peut-être la manifestation la plus élégante du phénomène de lentille. Les lentilles gravitationnelles se produisent quand le champ de gravité d'un objet massif déforme l'espace et dévie la lumière d'un objet éloigné derrière lui. Des anneaux d'Einstein se produisent lorsque deux galaxies sont presque parfaitement alignées, l'une derrière l'autre.

http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/32/

http://www.slacs.org

 Le Meilleur de Hubble : Le Télescope Spatial Hubble

Cette composition d'images en rayons X (en rouge et vert) et optique (en bleu) de l'objet répertorié sous le nom de DEM L316 révèle une image en forme de chat produite par les restes de deux étoiles qui ont explosé dans le Grand Nuage de Magellan. Bien que les coquilles de gaz chaud semblent se heurter, ceci peut être une illusion.

Les spectres de rayons X de Chandra prouvent que la coquille chaude de gaz en haut à gauche contient considérablement plus de fer que celle en bas à droite. L'abondance élevée de fer implique que ce reste de supernova est le produit d'une supernova de Type I déclenchée par l'effrondrement de la matière d'une étoile compagnon sur une étoile naine blanche.

En revanche, l'abondance de fer beaucoup plus faible dans le reste de supernova du bas indique que c'était une supernova de Type II produite par l'explosion d'une jeune étoile massive. Il faut des milliards d'années pour former une étoile naine blanche, tandis qu'une jeune étoile massive éclatera en quelques millions d'années. La disparité des âges des étoiles ancêtres signifie qu'il est très peu probable qu'elles ont éclaté très près l'une de l'autre. La proximité apparente des restes est probablement le résultat d'un alignement fortuit.

http://chandra.harvard.edu/photo/2005/d316/

Le télescope spatial Spitzer a effectué une généreuse récolte de jeunes étoiles. Une nouvelle image infrarouge de la nébuleuse par réflexion NGC 1333 révèle des douzaines d'étoiles comme le Soleil mais beaucoup plus jeunes.

Situé à 1.000 années-lumière de la Terre dans la constellation de Persée (Perseus), une nébuleuse par réflexion appelée NGC 1333 résume le beau chaos d'un groupe dense d'étoiles naissantes. La majeure partie de la lumière visible des jeunes étoiles dans cette région est obscurcie par le nuage dense et poussiéreux dans lequel elles se sont formées. En détectant la lumière infrarouge de ces objets, le télescope spatial Spitzer apporte une vison à travers la poussière pour obtenir une interprétation plus détaillée de la manière dont les étoiles comme notre Soleil commencent leurs vies.

Les jeunes étoiles dans NGC 1333 ne forment pas un simple amas, mais sont séparées entre deux sous-groupes. Un groupe est au nord près de la nébuleuse montrée en tant que rouge dans l'image. L'autre groupe est au sud, où les dispositifs montrés en jaune et vert abondent dans la partie la plus dense du nuage natal de gaz. Avec l'acuité visuelle en infrarouge du Spitzer, les scientifiques peuvent détecter et dépeindre les disques chauds et poussiéreux de matières qui entourent les étoiles en formation. En recherchant des différences dans les propriétés des disques entre les deux sous-groupes, ils espèrent trouver des indications sur l'histoire de la formation d'étoiles et de planètes de cette région.

Les dispositifs jaune-vert inextricables situés dans la partie inférieure de l'image sont les fronts de choc rougeoyants où les jets de matières, jaillis d'étoiles embryonnaires extrêmement jeunes, percutent le gaz froid et dense tout proche. La quantité de jets séparés qui apparaissent dans cette région est sans précédent. Ceci conduit les scientifiques à croire que par l'aspiration du gaz froid, les jets peuvent contribuer à l'éventuelle dispersion du nuage de gaz, empêchant à la formation de plus d'étoiles dans NGC 1333.

En revanche, la partie supérieure de l'image est dominée par la lumière infrarouge de la poussière chaude, montrée en tant que rouge.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-24/release.shtml

http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0536.html

Le vaisseau spatial japonais Hayabusa a effectué une répétition générale d'atterrissage sur l'astéroïde Itokawa. Le 09 Novembre, le vaisseau spatial s'est déplacé de sa position relative pour se positionner à moins de 70 mètres de l'astéroïde, vérifiant ainsi les fonctions de guidage et de navigation.

Le 12 Novembre, Hayabusa s'est approché à environ 55 mètres de l'astéroïde Itokawa, libérant un minuscule atterrisseur d'environ 600 grammes appelé Minerva. Mais le minuscule atterrisseur déployé par Hayabusa a apparemment manqué l'astéroïde et s'est perdu dans l'espace. Le contact radio entre la sonde et l'atterrisseur, établi au cours de la descente, a été perdu par la suite. Minerva était supposé se poser à la surface d'Itokawa pour prendre des images et effectuer des relevés de température. L'équipe de la mission suppose que la sonde se trouvait trop loin de l'astéroïde au moment de la libération de Minerva.

En dépit de la perte de Minerva, une perte préjudiciable pour la collecte d'informations, les responsables de la mission projettent toujours de faire atterrir Hayabusa sur l'astéroïde les 19 et 25 Novembre pour effectuer des récoltes d'échantillons, la répétition générale s'étant déroulée correctement.

http://www.isas.jaxa.jp/e/snews/2005/1110_hayabusa.shtml

Nouvelles du Ciel : Les sites d'atterrissage sur Itokawa ont été sélectionnés [02/11/2005]

Nouvelles du Ciel : Animation de la rotation d'Itokawa [26/10/2005]

Nouvelles du Ciel : Hayabusa arrive près d'Itokawa [12/09/2005]

Nouvelles du Ciel : Itokawa révèle de plus en plus de détails [11/09/2005]

Nouvelles du Ciel : Hayabusa capture la forme d'Itokawa pour la première fois dans l'espace [06/09/2005]

Nouvelles du Ciel : Hayabusa voit sa cible, l'astéroïde Itokawa [16/08/2005]

Une équipe de chercheurs dirigée par Annie Zavagno et Lise Deharveng, du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM-OAMP, CNRS et Université de Provence) vient d'identifier, pour la première fois, de manière précise, un des lieux privilégiés de formation des étoiles massives. Cette découverte, publiée dans un prochain numéro du journal "Astronomy & Astrophysics" devrait permettre, grâce à de futures observations, de comprendre comment se forment ces étoiles si particulières et si importantes dans l'évolution des galaxies.

Les étoiles massives, dont la masse est au moins 8 fois supérieure à celle de notre Soleil, intéressent particulièrement les astrophysiciens car elles ont une influence très importante sur les mécanismes physicochimiques des galaxies. Elles sont notamment capables de synthétiser tous les éléments chimiques lourds présents dans l'Univers. Toutefois, les scientifiques n'ont pas encore pu observer le processus de formation de ces étoiles car, jusqu'à la récente découverte de l'équipe d'Annie Zavagno et de Lise Deharveng, il était difficilement possible d'accéder de façon systématique à leurs lieux de formation. Ils ne disposaient donc que de modèles théoriques réalisés à partir des lois fondamentales de la physique pour tenter de comprendre ce processus. Mais, sans réelles observations aucune certitude ne pouvait être avancée.

C'est en se basant sur les hypothèses avancées par l'un de ces modèles, le modèle dit de "collect and collapse" (accumulation et effondrement) que cette équipe de chercheurs a choisi d'observer une zone très spécifique de l'espace. En effet, les prévisions de ce modèle avancent que de nouvelles étoiles massives ont de fortes chances de pouvoir naître à la périphérie des régions ionisées (régions HII) qui entourent les étoiles massives à forte émission de rayonnement ultraviolet. Les régions HII ont tendance à s'étendre car la température du gaz ionisé est plus importante que celle des régions qui l'entourent. Au cours de l'expansion, une importante quantité de gaz et de poussière s'accumule autour de la région HII formant une couche plus ou moins "compacte". Des instabilités gravitationnelles dans cette couche conduisent à la formation de fragments denses qui finissent par s'effondrer donnant naissance à une nouvelle génération d'étoiles massives en bordure de la région HII.

Crédit : NTT-ESO

Aussi, afin d'identifier des régions privilégiées pour la formation des étoiles massives et donc de caractériser le processus physique conduisant à leur formation, cette équipe de chercheurs a choisi d'étudier spécifiquement une région HII RCW 79, où l'on observe un nombre important d'étoiles massives. Cette région se trouve à plus de 14 000 années-lumière de la Terre, soit environ 883 millions de fois la distance qui nous sépare du Soleil. Ils ont observé leur cible dans différentes longueurs d'ondes à partir notamment du télescope submillimétrique suédois et du "New Technologie Telescope" de l'Observatoire Européen Austral (ESO), mais aussi grâce à des satellites. Ils ont ensuite combiné les résultats de leurs observations. L'image composée à partir de ces multiples observations leur a permis de confirmer les prédictions du modèle et d'identifier plusieurs zones où très vraisemblablement des étoiles massives devraient commencer à se former.

Cette équipe d'astrophysiciens, pilotée par Annie Zavagno et Lise Deharveng offre donc à la communauté scientifique un nouveau terrain de recherche très prometteur et les astrophysiciens vont très certainement pointer leurs télescopes vers ces régions très spécifiques de l'Univers pour tenter enfin de comprendre le processus de formation des étoiles massives.

 Source : http://www.oamp.fr/actualites/etoilesmassives.pdf

http://www.edpsciences.org/articles/aa/pdf/press-releases/PRAA200511.pdf

Cette image de l'amas d'étoiles NGC 346 et de sa région environnante de formation d'étoiles a été prise en Juillet 2004 avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) du télescope spatial Hubble. Situé à 210.000 années-lumière dans le petit nuage de Magellan (SMC), une galaxie satellite de notre Voie lactée, l'amas est l'une des régions de formation d'étoiles les plus dynamiques et détaillées de façon complexe dans l'espace. Une structure spectaculaire de filaments arqués et déchiquetés avec une crête distincte encercle l'amas.

http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/35/

http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/35/image/a

 Le Meilleur de Hubble : Le Télescope Spatial Hubble

En utilisant le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, des astronomes ont enregistré une étoile massive se déplaçant à plus de 723 km/s, soit plus de 2.6 millions de kilomètres par heure.

L'étoile massive chaude dénommée HE0457-5439 a été découverte dans le halo de la Voie lactée, en direction de la constellation de la Dorade (Doradus), un endroit peu courant pour une telle étoile car les étoiles massives sont trouvées habituellement dans le disque de la Voie lactée. Sa masse est huit fois plus grande que celle du Soleil et l'étoile a seulement 30 millions d'années.

Les données ont aussi révélé la vitesse élevée de l'étoile, résolvant l'énigme de son emplacement actuel : l'étoile ne s'est pas formée dans le halo de Voie lactée, mais est arrivée à cet endroit dans son voyage interstellaire ou intergalactique.

En fait, HE0457-5439 se tient tout près d'une des galaxies satellites de la Voie lactée, le Grand Nuage de Magellan (LMC), situé à 160.000 années-lumière de nous. Les astronomes constatent que l'étoile a probablement atteint sa position actuelle après avoir été éjectée du centre du Grand Nuage de Magellan. Ceci pourrait suggérer l'existence d'un trou noir massif à l'intérieur du LMC, lequel pourrait avoir transmis à l'étoile l'impulsion nécessaire.

Une autre explication exigerait que l'étoile soit le résultat de la fusion de deux étoiles. Dans ce cas, l'étoile pourrait être plus vieille qu'on le pense actuellement, lui donnant ainsi le temps d'avoir voyagé entièrement depuis le Centre de la Voie lactée. Ce scénario, cependant, requiert d'être affiné. Les astronomes projettent maintenant de nouvelles observations pour confirmer un des deux scénarii.

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-27-05.html

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-27-05_p2.html

Une nouvelle image infrarouge du télescope spatial Spitzer révèle des montagnes se gonflant de poussières illuminées par les feux de jeunes étoiles.

L'image majestueuse ressemble à l'image des célèbres "Piliers de Création" de la Nébuleuse d'Aigle prise en lumière visible par le télescope spatial Hubble en 1995. Les deux vues montrent des nuages de formation d'étoiles composés de gaz froid et de poussières qui ont été sculptés en piliers par la radiation et les vents d'étoiles chaudes massives.

Crédit : NASA/JPL-Caltech/L. Allen (Harvard-Smithsonian CfA)

L'image du Spitzer montre le bord oriental d'une région connue sous le nom de W5, dans la constellation de Cassiopée (Cassiopeia), située à 7.000 années-lumière. Cette région est dominée par une étoile massive, dont l'emplacement à l'extérieur du secteur imagé est "désigné" par des piliers semblables à des doigts. Les piliers eux-mêmes sont colossaux, ressemblant ensemble à une chaîne de montagnes. Ils sont plus de 10 fois la taille de ceux dans la Nébuleuse d'Aigle.

Le plus grand des piliers observés par Spitzer ensevelit des centaines d'étoiles embryonnaires jamais vues auparavant et le second plus grand en contient des douzaines.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-23/release.shtml

Communiqué de Presse de l'ESA N° 50-2005

La sonde européenne Venus Express a été placée avec succès sur une trajectoire qui va l'amener à quitter le domaine terrestre et à rejoindre la planète Vénus qu'elle atteindra en avril prochain. Cette petite soeur de la sonde Mars Express, en orbite autour de la Planète rouge depuis décembre 2003, est la deuxième sonde lancée par l'Agence spatiale européenne à destination d'une autre planète.

Venus Express doit se placer en orbite autour de Vénus pour mener une étude détaillée de la structure, de la chimie et de la dynamique de son atmosphère, marquée par des températures extrêmes, de très fortes pressions, un effet de serre de très grande ampleur et un mouvement de "super-rotation" encore inexpliqué, l'atmosphère accomplissant le tour de la planète en seulement quatre jours terrestres. Venus Express sera aussi le premier orbiteur de Vénus à effectuer des observations de la surface de la planète à travers des "fenêtres de visibilité" récemment découvertes dans les bandes infrarouges.

Cette sonde de 1 240 kg a été réalisée pour l'ESA par une équipe industrielle européenne menée par EADS Astrium et comptant 25 contractants principaux répartis dans 14 pays. Elle a quitté la Terre à bord d'un lanceur Soyouz-Frégate, mis en oeuvre par Starsem. Celui-ci a décollé de Baïkonour, au Kazakhstan, ce matin à 09 h 33 heure locale (04 h 33 heure de Paris). L'étage supérieur Frégate a effectué une première mise à feu après 9 minutes de vol pour se placer sur une orbite d'attente autour de la Terre. Une seconde mise à feu, 1 heure et 22 minutes plus tard, a propulsé la sonde sur sa trajectoire interplanétaire.
 
Le contact a été établi avec Venus Express par le Centre européen d'opérations spatiales (ESOC) de l'ESA à Darmstadt, en Allemagne environ deux heures après le lancement. La sonde s'est correctement orientée par rapport au Soleil et a déployé ses panneaux solaires. Tous les systèmes de bord fonctionnent parfaitement et la sonde communique avec la Terre via son antenne à faible gain. Dans trois jours, elle établira la connexion via son antenne à grand gain.

Vers Vénus à pleine vitesse

Venus Express s'éloigne désormais de la Terre à pleine vitesse pour un périple de cinq mois et 350 millions de kilomètres dans le Système solaire interne. Après vérification du bon fonctionnement de ses équipements et de sa charge utile, la sonde sera mise en sommeil, ne contactant plus la Terre qu'une fois par jour. Si nécessaire, une correction de trajectoire est prévue à mi-parcours, en janvier.

Pour son entrée dans le domaine vénusien, Venus Express va affronter des conditions plus difficiles que celles rencontrées par Mars Express à son arrivée autour de la Planète rouge. En effet, Vénus, d'une taille approchant celle de la Terre, est 7,6 fois plus massive que Mars et son champ gravitationnel est en conséquence. Pour compenser cette gravité plus forte, la sonde va devoir allumer son moteur principal pendant 53 minutes afin de décélérer de 1,3 km/s et se placer sur une orbite très elliptique autour de la planète. L'essentiel de ses 570 kg d'ergols sera consommé à cette occasion.

Un second allumage sera nécessaire pour atteindre l'orbite opérationnelle définitive : une orbite polaire parcourue en 12 heures, s'approchant jusqu'à 250 km de la planète et s'en éloignant jusqu'à 66 000 km, afin d'autoriser aussi bien des observations rapprochées qu'une vision globale.

Explorer les planètes pour mieux comprendre la Terre

"Le lancement de Venus Express est une nouvelle illustration de la volonté européenne d'étudier les différents corps telluriques du Système Solaire", a souligné le Dr. David Southwood, directeur du Programme scientifique de l'ESA. "Nous avons commencé en 2003 avec l'envoi des sondes Mars Express et SMART-1 vers Mars et la Lune et toutes deux ont largement dépassé nos espérances. Venus Express marquera une nouvelle étape en attendant de boucler notre premier tour d'horizon avec la mission BepiColombo qui sera lancée vers Mercure en 2013".

"Grâce à Venus Express, nous comptons bien démontrer une fois de plus que l'étude des planètes est d'une importance cruciale pour notre propre vie sur Terre", a déclaré Jean-Jacques Dordain, Directeur général de l'ESA. "Pour comprendre l'évolution du climat de la Terre et l'ensemble des phénomènes qui y participent, nous ne pouvons pas nous contenter d'observer notre seule planète. Il nous faut décrypter les mécanismes qui régissent les atmosphères planétaires en général. Avec Mars Express, nous étudions l'atmosphère de Mars, avec Huygens nous avons exploré celle de Titan, et avec Venus Express nous allons ajouter une nouvelle pièce à notre collection. A une époque, Vénus et la Terre ont dû être très semblables et il nous faut comprendre pourquoi et comment elles ont pu diverger au point que l'une a pu devenir le berceau de la vie tandis que l'autre s'est transformée en un véritable enfer".

La mission de Venus Express devrait durer au moins deux jours vénusiens (486 jours terrestres) et pourra être prolongée en fonction de l'état de la sonde.

La petite soeur de Mars Express

Venus Express réutilise en grande partie l'architecture développée pour Mars Express, ce qui a permis de réduire les cycles de fabrication et de diviser par deux le coût de la mission tout en préservant les objectifs scientifiques. Approuvée fin 2002, la sonde a ainsi pu être réalisée en un temps record pour être prête à temps pour la fenêtre vénusienne de 2005.

Toutefois, les conditions qui règnent autour de Vénus sont très différentes de celles que l'on rencontre autour de Mars. Le flux solaire y est quatre fois plus intense et il a fallu adapter la conception de la sonde à ce nouvel environnement, notamment en revoyant l'ensemble du contrôle thermique. Là où Mars Express tentait de conserver de la chaleur pour le bon fonctionnement de son électronique, Venus Express va devoir en dissiper un maximum.

Les panneaux solaires de la sonde ont été entièrement reconçus. Ils sont plus courts et les rangées de cellules solaires alternent avec des miroirs pour réfléchir une partie du flux solaire et éviter ainsi des pointes de température à 250°C. Il a même été nécessaire de protéger la partie arrière des panneaux solaires - qui reste normalement dans l'ombre - pour évacuer la chaleur due au rayonnement solaire réfléchi par l'atmosphère de Vénus.

Une atmosphère mystérieuse

Intervenant après une vingtaine de missions américaines et soviétiques menées depuis 1962, la mission Venus Express va tenter de répondre à de multiples questions soulevées par les sondes précédentes et restées sans réponse à ce jour. Elle se concentrera sur les caractéristiques de l'atmosphère, sur sa circulation, sur sa structure et sa composition en fonction de l'altitude ainsi que sur ses interactions avec la surface et avec le vent solaire en altitude.

Pour mener cette étude, elle dispose de sept instruments dont trois sont dérivés d'instruments déjà embarqués sur Mars Express, deux d'instruments de la sonde cométaire Rosetta et deux autres sont des nouveaux développements.

Crédit : ESA

Le spectromètre PFS déterminera la température et la composition de l'atmosphère selon l'altitude. Il mesurera également la température de la surface et recherchera une éventuelle activité volcanique. Le spectromètre infrarouge et ultraviolet SpicaV/SOIR et l'expérience VeRa sonderont également l'atmosphère en observant des occultations d'étoiles ou de signaux radio. SpicaV/SOIR tentera en particulier de détecter des molécules d'eau, d'oxygène et de composés sulfuriques, dont on soupçonne la présence dans l'atmosphère vénusienne. Le spectromètre Virtis dressera pour sa part la carte des différentes couches de l'atmosphère et observera les nuages dans plusieurs longueurs d'onde pour mettre en évidence la dynamique atmosphérique.

Associé à un magnétomètre, l'instrument Aspera 4 étudiera les interactions entre la haute atmosphère et le vent solaire en l'absence de protection par une magnétosphère semblable à celle qui entoure la Terre, car Vénus ne dispose pas de champ magnétique planétaire. Aspera 4 observera le plasma généré par ces interactions tandis que le magnétomètre étudiera le champ magnétique induit par ce plasma.

Enfin, la caméra VMC effectuera des prises de vues dans quatre longueurs d'onde, et en particulier dans l'une des "fenêtres infrarouges" révélées en 1990 par la sonde Galileo (lors de son survol de Vénus sur la route de Jupiter) et qui permettent de voir à travers la couche nuageuse jusqu'à la surface. Cette caméra servira aussi à l'étude de la dynamique atmosphérique et notamment à l'observation des doubles vortex des régions polaires, dont l'origine reste encore mystérieuse.

Source ESA : http://www.esa.int/esaCP/SEM6WS638FE_France_0.html

L'essaim météoritique des Taurides, dont la période d'activité s'étend du 01 Octobre au 25 Novembre, est un très vieil essaim scindé en deux branches séparées de 6-7°, l'une située au nord de l'écliptique à proximité de l'amas des Pléiades (M45), l'autre au sud du plan de l'orbite terrestre autour du Soleil, près des Hyades. Les Taurides nord et les Taurides sud sont associés à la comète 2P/Encke, la comète périodique possédant la plus courte période connue à ce jour (3,3 ans). la Terre croise l'orbite de cet esaim deux fois par an, donnant également naissance à l'essaim diurne des bêta-Taurides visibles en Juin.

Les Taurides produisent généralement un taux maximum d'environ 5 à 10 météores par heure. Le pic d'activité des Taurides sud (STA) se produit le 5 Novembre, tandis que le maximum d'activité des Taurides nord (NTA) a lieu quelques jours plus tard, le 12 Novembre.

Les deux essaims produisent des météores plutôt lents, d'une vitesse de 27 km/s pour les Taurides sud et de 29 km/s pour les Taurides nord, et ont la réputation de produire parfois de magnifiques bolides, certains très brillants. Bien que ce phénomène ne se renouvelle pas régulièrement chaque année, ce nouveau retour pourrait réserver de bonnes surprises cette année.

David Asher (Armagh Observatory, Irlande du Nord) a indiqué que l'augmentation des taux de Taurides bolides peut résulter d'une concentration de particules plus larges à l'intérieur du complexe courant des Taurides, et il a suggéré que les retours de ces parties plus concentrées auraient pu avoir lieu plus récemment en 1995 et 1998. En 1995, une série impressionnante de Taurides brillantes eut lieu entre fin Octobre et la mi-Novembre, tandis qu'en 1998, les ZHRs des Taurides ont atteint des taux comparables aux maxima habituels à la fin Octobre, simultanément avec une augmentation du flux de Taurides généralement plus brillantes. Cette année nous amène à une nouvelle traversée potentielle de ces zones denses de poussières.

http://www.imo.net/calendar/french/2005/fall

http://comets.amsmeteors.org/meteors/showers/taurids.html

http://www.namnmeteors.org/namnnotes0511.html

Taurides sud (STA) - Taurides nord (NTA)

Essaims de METEORITES 2005

Une nouvelle comète a été découverte le 01 Novembre 2005 à l'observatoire de Mauna Kea par Fabrizio Bernardi avec le télescope Canada-France-Hawaii de 3,6 m  dans le cadre du programme de surveillance UHAS (University Of Hawaii Asteroid Survey).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète P/2005 V1 (Bernardi) indiquent un passage au périhélie au 03 Septembre 2005 à une distance de 2,4 UA du Soleil, et une période de 16,4 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05V41.html (MPEC 2005-V41)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 12 Août 2005 à une distance de 2,3 UA du Soleil, et une période de 9,54 ans.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K06/K06B15.html (MPEC 2006-B15)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2005V1.html

Date des PASSAGES au PERIHELIE des COMETES Date, Périodes de révolution, Distance au Soleil

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Le Quartette de Robert est une famille de quatre galaxies très différentes, situées à une distance d'environ 160 millions d'années-lumière, près du centre de la constellation australe du Phénix (Phoenix). Ses membres sont NGC 87, NGC 88, NGC 89 et NGC 92, découverts par John Herschel dans les années 1830. NGC 87 (en haut à droite) est une galaxie irrégulière semblable aux satellites de notre Voie lactée, les Nuages de Magellan. NGC 88 (au centre) est une galaxie spirale avec une enveloppe diffuse externe, plus probablement composée de gaz. NGC 89 (au milieu en bas) est une autre galaxie spirale avec deux grands bras en spirale. Le plus grand membre du système, NGC 92 (à gauche), est une galaxie spirale de type Sa avec un aspect inhabituel. Un de ses bras, d'environ 100.000 années-lumière de large, a été déformé par des interactions et contient une grande quantité de poussières.

Le quartette est un des beaux exemples de groupes compacts de galaxies. Parce que de tels groupes contiennent quatre à huit galaxies dans une très petite région, ils sont d'excellents laboratoires pour l'étude d'interactions de galaxies et leurs effets, en particulier sur la formation d'étoiles.

En utilisant un autre jeu de données VLT obtenu également avec FORS2, les astronomes ont pu étudier les propriétés de régions de formation d'étoiles actives (régions "HII") dans les membres soeurs du Quartette de Robert. Ils ont trouvé plus de 200 de telles régions dans NGC 92, avec une taille comprise entre 500 et 1.500 années-lumière. Pour NGC 87, ils ont détecté 56 régions HII, tandis que les deux autres galaxies semblent en avoir un peu moins. Pour NGC 88, cependant, ils ont trouvé deux dispositifs comme des panaches, tandis que NGC 89 présente un anneau d'activité stellaire accru. Le système montre ainsi clairement une activité de formation d'étoiles en augmentation, plus probablement comme le résultat de l'interaction entre ses membres. Les soeurs appartiennent clairement à une famille perturbée.

Le quartette a une magnitude visuelle totale de presque 13, c'est-à-dire qu'il est environ 600 fois plus faible que l'objet le plus faible que l'on peut voir à l'oeil nu. Le membre le plus brillant du groupe a une magnitude d'environ 14. Dans le ciel, les quatre galaxies sont toutes dans un cercle de 1.6 arcmin de rayon, correspondant à environ 75.000 années-lumière.

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/phot-34-05.html

Le télescope spatial Hubble a capturé cette image de Mars le 28 Octobre, à moins d'un jour de son approche au plus près de la Terre dans la nuit du 29 Octobre. La grande tempête régionale de poussières apparaît comme la région nuageuse plus lumineuse et plus rouge au milieu du disque de la planète.

Cette tempête, laquelle mesure 1.500 km, a tourbillonné dans les régions équatoriales de la planètes pendant plusieurs semaines maintenant, et elle est probablement responsable de la rougeâtre brume poussiéreuse et d'autres nuages de poussières vus à travers cet hémisphère de la planète.

L'instrument ACS/HRC (Advanced Camera for Surveys High Resolution Imager) a pris cette image lorsque la planète rouge se trouvait à 69 millions de km de la Terre. Mars ne serait pas aussi près de la Terre avant 2018. Mars est maintenant dans ses mois les plus chauds, plus près du Soleil sur son orbite, ayant pour résultat une calotte polaire australe plus petite que la normale, laquelle a sublimé en grande partie à l'approche de l'été.

http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/34/

 Le Meilleur de Hubble : Le Télescope Spatial Hubble

 Page Spéciale : L'Opposition de Mars en 2005

Depuis les années 80's, nous savons que notre Galaxie, la Voie Lactée, et la trentaine de galaxies voisines qui forment avec elle le "Groupe Local" de galaxies, se dirige à grande vitesse dans la direction du Centaure. Sans doute y-a-t-il dans cette direction un "Grand Attracteur", c'est-à-dire un superamas de galaxies très massif, dont la gravité attire le Groupe Local dans sa direction. Une collaboration internationale, animée par un astronome de l'Observatoire de Paris, vient de mettre en évidence la plus grande concentration de matière à grande échelle dans l'Univers proche, à moins de 500 millions d'années lumière de nous. Cette concentration explique pour moitié la "Grande Attraction" recherchée, mais il reste encore à trouver la seconde moitié.

Le superamas de galaxies Shapley 8 , situé dans le nord de la constellation du Centaure (ascension droite: 13h 25mn déclinaison –30°) fut observé en 1930 par l'astronome américain Harlow Shapley; il remarque alors un nuage de galaxies dans le Centaure qui semble être l'un des plus riches actuellement détecté, […] de forme ovale, ayant des dimensions d'environ 2.8° par 0.8°. Dans les années 1980, cette structure intéressa particulièrement les astronomes car ils découvrirent que le Groupe Local, formé par la trentaine de galaxies qui nous environnent, s'écartait du mouvement d'expansion général de l'Univers à la vitesse de 366 ± 125 km/s dans la direction du Centaure. Ceci indiquait donc qu'une énorme quantité de matière attirait notre Galaxie et les galaxies environnantes; elle prit le nom générique de Grand Attracteur.

Afin de connaître la nature du Grand Attracteur, des relevés systématiques de vitesses de récession de galaxies furent entrepris dans la direction du Centaure, à l'aide de différents télescopes équipés de spectrographes multiobjets à fibres, permettant d'analyser simultanément la lumière émise par plusieurs dizaines de galaxies. Or dans cette direction se trouve déjà le superamas Hydra-Centaurus dont les galaxies ont une vitesse de récession moyenne de 4000 km/s. Cependant, malgré sa richesse en galaxies, cet immense complexe s'avère n'avoir qu'un effet gravitationnel négligeable sur le Groupe Local. C'est pourquoi une équipe internationale composée d'astronomes français, chiliens, australiens, brésiliens et argentins sous la responsabilité de Dominique Proust (Meudon) et Hernan Quintana (Santiago du Chili) a entrepris une analyse dynamique du superamas de Shapley en étudiant les galaxies jusqu'à une magnitude m_b= 18.0, par-delà le complexe Hydra-Centaurus, dans une région du ciel s'étendant sur  30°x 12°.

Les galaxies ont été sélectionnées à partir de plaques photographiques de l'Observatoire Européen Austral (ESO), numérisées sur la MAMA (machine à mesurer automatique) de l'Observatoire de Paris. Les observations ont été effectuées avec le télescope Du Pont de 2.50m de l'Observatoire de Las Campanas (Chili) équipé du spectrographe 2D-frutti, le télescope de 3.60m de l'ESO et des spectrographes OPTOPUS et MEFOS à La Silla (Chili), et le  télescope UKST de 1.80m de l'Anglo-Australian Observatory (Australie) équipé des spectrographes FLAIR et 6dF. En complétant les observations par les vitesses contenues dans la base de données extragalactiques de la NASA (NED), 10529 vitesses ont été ainsi rassemblées, correspondant à 8632 galaxies. Dans la partie centrale du superamas, 90% des galaxies ont pu être mesurées jusqu'à la magnitude 18.0, et au total 61% des objets du superamas ont été observés.

De nombreuses ramifications relient le superamas de Shapley à d'autres superamas, soulignant la distribution en filaments de la matière dans l'Univers proche. En outre, l'analyse du superamas a permis de montrer qu'il est composé de 44 amas de galaxies, dont ceux situés au centre sont des sources de rayonnement X, indiquant la présence de gaz à très haute température, plus de dix millions de degrés. Chaque amas est caractérisé par une structure oblongue due à la force de gravitation mutuelle des galaxies au sein de l'amas. Cette structure porte le nom générique de "doigt de Dieu". Les galaxies contenues dans le superamas de Shapley présentent une surdensité de matière dans un rapport 5.4 ± 0.2 de la densité moyenne, soit une valeur de la densité nettement plus grande que les superamas voisins, tel celui de la région Horloge-Réticule dont l'excès de densité n'est que de 2.4.  Le superamas de Shapley s'étend sur plus de 120 millions d'années lumière, son volume étant équivalent à celui d'une sphère de 80 millions d'années lumière de rayon, ce qui en fait la plus grande concentration de matière à grande échelle dans l'Univers proche, à moins de 500 millions d'années-lumière de nous.

À l'aide des données obtenues, les astronomes ont déterminé la luminosité et la masse du superamas en utilisant différents modèles tels que la détermination de la masse par les propriétés X, l'analyse des champs de vitesse de chaque amas de galaxies ou encore par le modèle de collapse sphérique. Ils ont obtenu une luminosité totale de l'ordre de 1.4 x 10¹⁴ fois celle du Soleil pour une masse du superamas de l'ordre de 5 x 10¹⁶ fois celle du Soleil. Bien que très élevée, cette masse ne représente que la moitié de celle qui devrait être présente pour attirer le Groupe Local dans la direction du superamas. Outre les barres d'erreur, il reste à mettre en évidence une quantité de matière identique, dans la même direction pour pouvoir rendre compte du mouvement particulier de la Galaxie.

 Source : http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/nov05/shapley8.fr.shtml

Une étoile très massive s'est effondrée pour former une étoile à neutrons et non un trou noir comme prévu, selon de nouveaux résultats de l'observatoire de rayons X Chandra.

Les scientifiques ont découvert une étoile à neutrons dans un amas d'étoiles connu sous le nom de Westerlund 1. Cet amas contient une centaine de milliers d'étoiles ou plus dans une région de seulement 30 années-lumière de large, ce qui suggère que toutes les étoiles soient nées dans un épisode simple de formation d'étoiles. En se basant sur les propriétés optiques comme la brillance et la couleur, certaines des étoiles normales dans l'amas sont connues pour avoir des masses d'environ 40 soleils. Puisque l'ancêtre de l'étoile à neutrons a déjà éclaté en supernova, sa masse a dû être supérieure à 40 masses solaires.

Pourquoi cette étoile massive a terminé sa vie en étoile à neutrons ? Il est possible que l'étoile ait perdu la plupart de sa masse à la fin de sa vie, et par conséquent qu'il n'y avait pas assez de matière pour former un trou noir.

http://chandra.harvard.edu/press/05_releases/press_110205.html

Les scientifiques, en utilisant le télescope spatial Spitzer, pourraient avoir capturé les images des premières étoiles dans l'Univers, entrevoyant une époque de plus de 13 milliards d'années.

Cette lumière pourrait être les toutes premières étoiles ou peut-être du gaz chaud tombant dans les premiers trous noirs. La lumière est trop éloignée et faible pour résoudre des objets individuels.

Les scientifiques théorisent que l'espace, le temps et la matières proviennent d'un Big Bang il y a 13,7 milliards d'années. Près de 200 millions d'années se seraient passées avant l'ère des premières lumières des étoiles. Une observation de 10 heures par la caméra infrarouge du Spitzer dans la constellation Draco a capturé un rougeoiement diffus de lumière infrarouge, plus basse en énergie que la lumière optique et invisible pour nous. L'équipe Goddard dit que ce rougeoiement est probablement d'étoiles de la Population III, une hypothétique classe d'étoiles dont on pense qu'elles se sont formées avant toutes les autres. (Les étoiles des Populations I et II, nommées selon l'ordre de leur découverte, comprennent les types familiers d'étoiles que nous voyons la nuit.)

Les théoriciens disent que les premières étoiles étaient probablement plus de cent fois plus massives que notre Soleil et extrêmement chaudes, brillantes et de courte vie, chacune brûlant seulement quelques millions d'années. La lumière ultraviolette que les étoiles de la Population III ont émises serait décalée vers le rouge, ou étendue aux énergies plus basses, par l'expansion de l'Univers. Cette lumière devrait maintenant être détectable dans l'infrarouge.

Cette nouvelle découverte du Spitzer est en accord avec les observations du satellite COBE (Cosmic Background Explorer) des années 1990 qui suggéraient qu'il puisse y avoir un fond infrarouge qui ne pouvait pas être attribué aux étoiles connues. Elle confirme également les observations du WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) de 2003, qui a estimé que les premières étoiles ont démarré 200 millions à 400 millions d'années après le Big Bang.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-22/release.shtml

En utilisant le satellite FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer), les scientifiques ont fait la première détection directe d'une étoile compagnon d'Eta Carinae. Eta Carinae est une des étoiles les plus massives et peu communes dans la galaxie de la Voie lactée. La détection a été rendue possible par la haute température de l'étoile compagnon et la sensibilité unique du satellite aux longueurs d'ondes ultraviolettes les plus courtes.

Eta Carinae est une étoile instable qui approche rapidement de la fin de sa vie. Elle est clairement visible depuis l'hémisphère sud et a été le sujet d'études intenses pendant des décennies. Cette étoile mystérieuse est située à environ 7.500 années-lumière de la Terre dans la constellation de la Carène (Carina). Les scientifiques pensaient qu'une étoile compagnon en orbite autour d'Eta Carinae pourrait expliquer certaines de ses propriétés étranges, mais les chercheurs manquaient de la preuve directe de l'existence d'une étoile compagnon.

Son étoile compagnon effectue une orbite en 5,5 annnées, et FUSE a été capable de détecter son passage derrière Eta Carinae, par la brève diminution de la quantité de radiations ultraviolettes venant du couple.

http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/companion_star.html

Le vaisseau spatial Hayabusa, lancé en Mai 2003 sous le nom de MUSES-C, se tient maintenant depuis le mois de Septembre 2005 à proximité de sa cible, l'astéroïde circumterrestre Itokawa (1998SF36). Se tenant à une distance moyenne de 20 km de l'objet, Hayabusa a effectué des survols à environ 4 km de la surface de l'astéroïde. Le vaisseau japonais a également commencé à voyager hors du plan de l'écliptique pour observer les régions polaires d'Itokawa.

Les observations ont permis aux scientifiques de modéliser et de tracer une carte globale de la surface de l'astéroïde et de déterminer la composition de sa surface et de sa structure. Ces données, qui n'ont pas encore été toutes exploitées, devraient permettre à la sonde de mener à bien sa mission qui consiste à prélever des échantillons à la surface de l'astéroïde et les rapporter sur Terre.

Malgré la perte le 31 Juillet et le 03 Octobre de deux roues à réaction de son système de contrôle d'altitude, le vaisseau spatial a retrouvé sa stabilité grâce aux corrections réalisées par les petits moteurs de la sonde. Toutefois, ces manoeuvres entrainant une surconsommation de carburant, les responsables de la mission ont légèrement modifié le profil de la mission en ne prévoyant que deux prélèvements d'échantillons au lieu des quatre prévus initialement.

Deux sites ont été sélectionnés en fonction des données scientifiques obtenues par la sonde. Le premier site candidat est l'étendue de régolithe au milieu d'Itokawa, une région dénommée MUSES-SEA, et le second est le désert Woomera situé en bout de l'astéroïde, où le terrain est large et plat. La cible de la répétition est le secteur situé près de l'axe de rotation, à l'est du premier emplacement. La répétition aura lieu le 04 Novembre. Le premier atterrissage, avec prélèvements d'échantillons, aura lieu le 12 Novembre tandis que le second sera effectué le 25 Novembre.

http://www.isas.ac.jp/e/snews/2005/1101.shtml

http://www.isas.ac.jp/e/snews/2005/1102.shtml

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