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Deux des télescopes de l'ESO ont capturé les étapes diverses de la vie d'une étoile.

La Photo montre le secteur entourant l'amas stellaire NGC 2467, situé dans la constellation australe de la Poupe (Puppis). Avec un âge de quelques millions d'années au maximum, c'est une nursery stellaire très active, où de nouvelles étoiles naissent continuellement des grands nuages de poussières et gaz.

L'image, ressemblant à un fantôme cosmique coloré ou à un gigantesque Mandrill (grand singe cynocéphale de l'Afrique occidentale) céleste, contient les amas ouverts Haffner 18 (au centre) et Haffner 19 (situé à l'intérieur de la région rose plus petite, l'oeil inférieur du Mandrill), ainsi que de vastes secteurs de gaz ionisé.

L'étoile brillante au centre de la plus grande région rose au bas de l'image est HD 64315, une jeune étoile massive qui contribue à la formation de la structure de l'entière région nébuleuse.

La photo a été prise avec l'instrument WFI (Wide-Field Imager) du télescope MPG de 2,2 mètres situé à La Silla (Chili).

Crédit : ESO (FORS/VLT)

La partie centrale de ce secteur a été obtenue avec l'instrument FORS2 sur le VLT à Cerro Paranal (Chili). Le zoom sur l'amas stellaire ouvert Haffner 18, illustre parfaitement trois étapes différentes de ce processus de formation d'étoiles : au centre de l'image, Haffner 18, un amas d'étoiles mûres qui ont déjà dispersées leur nébuleuse cocon, représente le produit achevé ou le passé immédiat du processus de formation. Situé en bas à gauche de cet amas, une très jeune étoile, tout juste venue au monde , et encore entourée de son cocon de gaz, fourni une idée du présent récent de naissance d'étoile. Enfin, les nuages de poussières vers le coin droit de l'image sont des pouponnières stellaires actives qui produiront plus de nouvelles étoiles dans le futur.

Haffner 18 contient environ 50 étoiles, parmi lesquelles plusieurs massives de courte vie. L'étoile massive toujours entourée par une petite et dense coquille d'hydrogène, a le nom plutôt énigmatique de FM3060A. La coquille est d'environ 2,5 années-lumière de large et s'étend à une vitesse de 20 km/s. Elle doit avoir été créé il y a environ 40.000 ans. L'amas est situé entre 25.000 et 30.000 années-lumière de nous.

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/phot-42-05.html

Une équipe de scientifiques a observé la région polaire du nord de la Terre dix fois durant une période de quatre mois en 2004.  Comme les arcs lumineux dans cet échantillon d'images le montrent, ils ont découvert des rayons X de faible énergie produits pendant l'activité aurorale. D'autres observatoires satellites avaient précédemment détecté dans les aurores terrestres des rayons X de haute énergie.

Les images, vues ici en surimpression sur une image simulée de la Terre, sont approximativement des balayages de 20 minutes pendant lesquels Chandra était dirigé à un point fixé dans le ciel tandis que le mouvement de la Terre portait la région aurorale dans le champ visuel. Le code de couleurs des arcs de rayons X représente l'éclat des rayons X, avec l'éclat maximum montré en rouge.

Crédit : NASA/MSFC/CXC/A.Bhardwaj & R.Elsner, et al.; Earth model: NASA/GSFC/L.Perkins & G.Shirah

Les aurores sont produites par les tempêtes solaires qui éjectent des nuages de particules chargées en énergie. Ces particules sont déviées lorsqu'elles rencontrent le champ magnétique de la Terre, créant de grandes tensions électriques. Les électrons pris au piège dans le champ magnétique de la Terre sont accélérés par ces tensions et tournoyent le long du champ magnétique dans les régions polaires. Là, elles entrent en collision avec des atomes dans la haute atmosphère et émettent des rayons X.

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

Communiqué de Presse de l'ESA N° 61-2005

Le premier démonstrateur de Galileo a été mis en orbite, ce qui constitue la toute première étape vers le nouveau système européen de navigation par satellite à l'échelle mondiale, réalisé en partenariat entre l'Agence spatiale européenne et la Commission européenne (CE).

GIOVE-A, premier élément de validation en orbite du système Galileo, a été lancé aujourd'hui par un Soyouz-Frégate, exploité par Starsem, depuis Baïkonour au Kazakhstan. Le décollage a eu lieu comme prévu à 05h19 UTC (06h19 CET), puis l'étage supérieur Frégate a effectué une série de manœuvres afin d'atteindre une orbite circulaire, à une altitude de 23 258 km, avec un angle d'inclinaison de 56 degrés par rapport au plan de l'Equateur ; il a ensuite pu déployer le satellite en toute sécurité à 09h01min39s UTC (10h01min39s CET).« Ce sont des années de coopération fructueuse entre l'ESA et la CE qui ont permis de disposer de ce nouvel outil spatial destiné à améliorer la vie du citoyen européen », a déclaré le Directeur général de l'ESA, Jean-Jacques Dordain, en félicitant les équipes de l'Agence et de l'industrie pour ce lancement réussi.

Le satellite, qui pèse 600 kg et a été construit par Surrey Satellite Technology Ltd (SSTL) à Guildford (Royaume-Uni), doit remplir une triple mission : tout d'abord, il sécurisera les fréquences attribuées à Galileo par l'Union Internationale des Télécommunications (UIT) ; il fera ensuite la démonstration de technologies critiques relatives à la charge utile de navigation des futurs satellites Galileo opérationnels ; enfin, il caractérisera l'environnement radiatif des orbites prévues pour la constellation Galileo.

Appelé auparavant GSTB-V2/A (banc d'essai du système Galileo version 2), GIOVE-A transporte deux petites horloges atomiques au rubidium redondantes, présentant une stabilité de 10 nanosecondes par jour, et deux générateurs de signaux, capables de produire, l'un un signal Galileo simple, l'autre des signaux Galileo plus représentatifs. Ces deux types de signaux seront émis par une antenne à commande de phase en bande L, conçue pour couvrir toute la zone de visibilité au sol du satellite. Deux instruments contrôleront les rayonnements auxquels sera soumis le satellite pendant les deux ans que durera sa mission.

Le satellite est contrôlé par la station sol de SSTL. Tous les systèmes fonctionnent correctement, les panneaux solaires sont déployés et la vérification en orbite du satellite a débuté. Une fois la charge utile activée, les signaux Galileo émis par GIOVE-A seront analysés attentivement par des stations sol pour vérifier s'ils correspondent aux critères fixés par l'UIT.

Un premier pas vers Galileo

Un second satellite de démonstration, GIOVE-B, construit par le consortium européen Galileo Industries, est en cours d'essai et sera lancé ultérieurement, afin de faire la démonstration du maser à hydrogène passif (PHM), l'horloge atomique la plus précise jamais placée en orbite, dont la stabilité est supérieure à 1 nanoseconde par jour. Deux PHM serviront d'horloges principales à bord des satellites Galileo opérationnels, qui emporteront également deux horloges au rubidium de secours.

Ensuite, quatre satellites opérationnels seront lancés, afin de valider le segment spatial de base de Galileo et le segment sol associé. Une fois cette phase de validation en orbite (IOV) achevée, les autres satellites seront mis à poste afin d'atteindre la capacité opérationnelle complète (FOC).

Avec Galileo, l'Europe disposera de son propre système de navigation par satellite à l'échelle mondiale, capable de fournir un service de localisation garanti et extrêmement précis, sous contrôle civil. Il sera compatible avec les deux autres systèmes de navigation par satellite couvrant l'ensemble du globe : le système américain GPS et le système russe Glonass. Galileo apportera une précision de localisation en temps réel de l'ordre du mètre, avec un signal d'une intégrité inégalée.

De nombreuses applications de Galileo sont prévues, parmi lesquelles la localisation et des services dérivés à haute valeur ajoutée pour le transport routier, ferroviaire, aérien et maritime, la pêche et l'agriculture, la prospection pétrolière, la protection civile, le bâtiment, les travaux publics et les télécommunications.

 Source ESA : http://www.esa.int/esaCP/SEMJDW8A9HE_France_0.html

Dix nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2005-Y14, MPEC 2005-Y15 et MPEC 2005-Y22.

C/2005 W6 (SOHO) (T. Scarmato)

C/2005 W7 (SOHO) (W. Xu)

C/2005 W8 (SOHO) (J. Ruan)

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05Y14.html (MPEC 2005-Y14)

C/2005 W9 (SOHO) (H. Su) 

C/2005 W10 (SOHO) (T. Hoffman)

C/2005W11 (SOHO) (H. Su)

C/2005 W12 (SOHO) (Q. Ye)

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05Y15.html (MPEC 2005-Y15)

C/2005 W13 (SOHO) T. Scarmato) 

C/2005 W14 (SOHO) (T. Scarmato)

C/2005 W15 (SOHO) (H. Su)

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05Y22.html (MPEC 2005-Y22)

Bien que le vaisseau spatial Voyageur 2 ait visité de près Uranus en 1986, la planète éloignée continue de révéler des surprises sous l'oeil du télescope spatial Hubble.

La haute sensibilité et la vue perçante d'Hubble ont permis de découvrir une paire d'anneaux géants ceinturant la planète. Le plus grand fait deux fois le diamètre du précédent système d'anneaux connu de la planète, découvert à la fin des années 1970.

Hubble a aussi espionné deux petits satellites, nommés Mab (S/2003 U1) et Cupidon (S/2003 U3). Un des satellites partage une orbite avec le plus éloigné des nouveaux anneaux. Le satellite est probablement la source de poussières fraîches qui continuent d'alimenter l'anneau avec de nouvelles matières éjectées du satellite par des impacts de météroïdes. Sans une telle alimentation, la poussière dans l'anneau formerait lentement une spirale en direction d'Uranus.

Collectivement, ces nouvelles découvertes signifient qu'Uranus a un jeune et dynamique système d'anneaux et de lunes. En raison de l'extrême inclinaison de l'axe d'Uranus, le système d'anneaux apparaît presque perpendiculaire comparé aux anneaux autour d'autres planètes géantes comme Saturne. De même, à la différence de Saturne, les anneaux sont très sombres et ternes parce qu'ils sont surtout composés de poussières plutôt que de glace.

http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/33/

 Le Meilleur de Hubble : Le Télescope Spatial Hubble

Les astronomes ont utilisé le VLT ( Very Large Telescope) de l'ESO au Chili et l'AAT (Anglo-Australian Telescope) en Australie orientale comme un "stéthoscope stellaire"' pour écouter les grondements internes d'une étoile voisine. Les données rassemblées avec le VLT ont une précision meilleure que 1,5 cm/s, ou moins de 0,06 km par heure !

En observant l'étoile avec deux télescopes en même temps, les astronomes ont fait les mesures les plus précises et détaillées jusqu'à présent de pulsations dans une étoile semblable à notre Soleil. Ils ont mesuré le taux auquel la surface de l'étoile est en pulsation, donnant des indices sur la densité, la température, la composition chimique et la rotation de ses couches intérieures - information qui ne pouvait pas être obtenue d'une autre manière.

Les astronomes du Danemark, d'Australie et des Etats-Unis ont utilisé Kueyen, un des quatre télescopes UT (Unit Telescopes) de 8,2 mètres du VLT à Cerro Paranal au Chili, et l'AAT de 3,9 mètres dans le New South Wales en Australie, pour étudier l'étoile Alpha Centauri B, une de nos voisines les plus proches dans l'espace, à environ 4,3 années-lumière.

Alpha Centauri est le plus brillant des deux 'indicateurs' de la Croix du Sud. Alpha Centauri elle-même est un système triple et Alpha Centauri B est une étoile orange, un petit plus froide et un peu moins massive que le Soleil.

Le gaz tourbillonnant dans les couches extérieures de l'étoile crée des ondes sonores de basse fréquence qui rebondissent autour de l'intérieur de l'étoile, provoquant qu'elle sonne comme une cloche. Ceci fait que la surface de l'étoile palpite très faiblement - seulement d'une douzaine de mètres ou ainsi toutes les quatre minutes. Les astronomes peuvent détecter ces changements en mesurant les petits et associés changements de longueur d'ondes.

Les chercheurs ont échantillonné la lumière d'Alpha Centauri B sur sept nuits de suite, faisant plus de 5000 observations en tout. Au VLT, 3379 spectres ont été obtenus avec des temps d'exposition typiques de 4 secondes et une cadence médiane d'une exposition toutes les 32 secondes ! A l'AAT, 1642 spectres ont été rassemblés, avec des expositions typiques de 10 secondes, prises tous les 90 secondes.

"De cet ensemble unique de données, nous avons été capables de déterminer bien 37 modèles différents (ou modes) d'oscillation", dit Hans Kjeldsen, de l'Université d'Aarhus (Danemark) et auteur principal de l'article décrivant les résultats.

Les astronomes ont aussi mesuré les types de durée de vie, les fréquences des types et leurs amplitudes (à quelle distance la surface de l'étoile avance ou recule). De telles mesures sont un défi technique énorme. En effet, la surface de l'étoile se déplace lentement, à la vitesse de 9 cm par seconde, ou d'environ 300 mètres en une heure. Les astronomes ont emprunté leur technique de mesure de haute précision aux chasseurs de planètes, qui cherchent aussi de légers effets Doppler dans la lumière des étoiles.

"Beaucoup de ce que nous pensons savoir de l'Univers repose sur les âges et les propriétés des étoiles," note Tim Bedding, de l'Université de Sydney et co-auteur de l'étude. "Mais il y a beaucoup que nous ignorons."

En utilisant deux télescopes à des emplacements différents les astronomes pouvaient observer Alpha Centauri B aussi continuellement que possible.

"C'est un avantage énorme, parce que les lacunes dans les données introduisent de l'ambiguïté," ajoute Bedding. "Le succès des observations a été aussi dépendant des spectrographes très stables liés aux deux télescopes - UVES au VLT et UCLES à L'AAT - qui ont analysé la lumière de l'étoile."

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-33-05.html

Des images de l'emplacement prévu du site d'atterrissage de la sonde Beagle 2, prises par Mars Global Surveyor, montrent plusieurs pixels lumineux qui pourraient être le vaisseau spatial ou les airbags conçus pour amortir son atterrissage, selon un expert en la matière. Beagle 2 devait débarquer sur Mars le jour de Noël 2003, mais le vaisseau spatial est resté muet après s'être détaché de Mars Express quelques jours avant son atterrissage. Selon Colin Pillinger, chef du projet Beagle 2, le vaisseau spatial a fonctionné normalement mais a eu la malchance d'atterrir sur le bord d'un cratère, exposant le vaisseau à des contraintes qui n'avaient pas été prévues par les concepteurs des airbags.

Crédit : Beagle 2/MSSS

Les études similaires d'images menées par la NASA pour essayer de rechercher l'emplacement de Mars Polar Lander, un plus grand vaisseau spatial qui s'est écrasé à la surface de Mars en 1999, sont restées vaines à ce jour.

http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/4542174.stm

http://www.beagle2.com/index.htm

En utilisant les données provenant des archives de l'Observatoire de rayons X Chandra, un groupe d'astrophysiciens de l'INAF-IASF (Italian National Institute for Astrophysics - Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica) de Milan, guidé par Patrizia Caraveo, a découvert que le pulsar Geminga, dans son mouvement supérieur à 120 kilomètres à la seconde, laisse derrière lui un sillage visible en rayons X qui le fait apparaître presque comme une comète. La nouvelle découverte fait suite à celle de 2003, réalisée par le même groupe avec le satellite XMM-Newton, d'une double queue s'étendant sur plusieurs milliards de kilomètres.

Ensemble, ces observations fournissent une vision unique sur le contenu et sur la densité de l'océan interstellaire dans lequel se meut Geminga, ainsi que sur la physique de Geminga lui-même. Non seulement Geminga est proche, à seulement 500 années-lumières environ de la Terre, mais il traverse notre champ de vision, offrant une vue spectaculaire d'un pulsar en mouvement.

"Geminga est l'unique pulsar isolé que nous connaissons qui montre à la fois une petite queue semblable à celle d'une comète et deux queues de dimensions majeures" note Andrea De Luca (INAF-IASF), auteur principal de l'article à paraître dans Astronomy & Astrophysics. "Les deux structures sont créées par des particules accélérées dans l'étoile à neutrons. Mais les grandes 'queues' sont plus directement liées à des phénomènes de haute énergie qui se produisent sur Geminga".

Une grande partie des pulsars émettent des ondes radio, mais pas Geminga qui a été découvert il y a 30 ans comme source de rayons gamma, avant d'être observé plus tard en rayons X et dans les longeurs d'ondes optiques. Geminga produit des rayons gamma en accélérant des électrons et des positrons (particules d'antimatière) à des vitesses très élevées pendant qu'il tourne sur son axe quatre fois par seconde.

"Les astronomes savent que seulement une partie de ces particules accélérées produisent des rayons gamma et se sont questionnés sur ce qui arrive aux restes" commente Patrizia Caraveo, co-auteur de l'article. "Grâce aux observations combinées de Chandra et du XMM-Newton, nous savons maintenant que ces particules peuvent s'échapper du champ magnétique du pulsar. Une fois qu'ils ont atteint le front de l'onde de choc créé par le mouvement supersonique de l'étoile, les particules dissipent leur énergie sous forme de rayons X".

Dans le même temps, un nombre égal de particules (avec une charge électrique différente) doivent bouger en direction opposée vers la surface du pulsar. Ainsi, leur impact sur la croûte de l'étoile produit de petites "taches chaudes", lesquelles ont été détectées sur Geminga en étudiant la variation de l'émission de rayons X.

Selon Giovanni Bignami, autre co-auteur de l'article et directeur du CESR (Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements, Toulouse), la nouvelle génération de satellites pour l'observation du Cosmos dans les rayons gamma, comme AGILE de l'Agence Spatiale Italienne ou la mission GLAST de la NASA, donneront finalement la possibilité d'étudier la connexion entre les émissions de rayons X et gamma produites par les pulsars, pour fournir des indices sur la nature encore méconnue des sources de rayons gamma.

http://www.inaf.it/comunicati_stampa/cs161205/Inaf-25-05.html

http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=18572

Onze nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2005-Y02, MPEC 2005-Y03 et MPEC 2005-Y07.

C/2005 U7 (SOHO) (Q. Ye)

C/2005 U8 (SOHO) (H. Su)

C/2005 V2 (SOHO) (H. Su)

C/2005 V3 (SOHO) (H. Su)

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05Y02.html (MPEC 2005-Y02)

C/2005 V4 (SOHO) (T. Scarmato)

C/2005 V5 (SOHO) (R. Matson)

C/2005 V6 (SOHO) (H. Su)

C/2005 V7 (SOHO) H. Su)

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05Y03.html (MPEC 2005-Y03)

C/2005 V8 (SOHO) H. Su)

C/2005 V9 (SOHO) (H. Su)

C/2005 Y1 (SOHO) (S. Farmer, Jr.)

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05Y07.html (MPEC 2005-Y07)

La Terre tourne sur elle-même de moins en moins vite, principalement à cause des interactions avec la Lune. La conséquence est une légère aumentation de la longueur du jour. Pour conserver la cohérence entre le Temps Universel Coordonné (UTC) défini par la rotation de la Terre et le Temps Atomique (TAI) beaucoup plus stable, il est nécessaire d’ajuster périodiquement le Temps Atomique pour qu’il reste en phase avec le Temps Universel Coordonné.

L'IERS (International Earth Rotation Service), dont le siège est à l'Observatoire de Paris, a annoncé qu'une nouvelle seconde intermédiaire serait ajoutée le 1er Janvier 2006, la première depuis le 1er Janvier 1999.

L'insertion de cette seconde dite "intercalaire" (identifiée 23h 59m 60s UTC) aura lieu entre le 31 Décembre 2005 à 23h 59m 59s UTC et le 01 Janvier 2006 00h 00m 00s UTC.

La différence entre UTC et TAI qui était :

du 01 Janvier 1999, 0h UTC, au 01 Janvier 2006, 0h UTC : UTC-TAI = - 32s

deviendra :

du 01 Janvier 2006, 0h UTC, jusqu'à la notice suivante    : UTC-TAI = - 33s

 http://www.iers.org/

 Page Spéciale : Delta T : Notions de Temps, delta T, valeurs de delta T au fil des annnées

Cette image en fausse couleur de Chandra d'un reste de supernova montre les rayons X produits par des particules de haute énergie (en bleu) et des gaz de plusieurs millions de degrés (en rouge/vert). En 1006 ap J.-C., ce que l'on a cru être une "nouvelle étoile" a soudainement apparu dans le ciel durant quelques jours et est devenu plus brillante que la planète Vénus. La supernova de 1006, ou SN 1006, pourrait avoir été la supernova la plus brillante enregistrée.

Nous savons maintenant que SN 1006 n'annonçait pas l'apparition d'une nouvelle étoile, mais la mort cataclysmique d'une vieille étoile située à environ 7.000 années-lumière de la Terre, dans la constellation du Loup (Lupus). C'était probablement une étoile naine blanche qui avait attiré la matière d'une étoile compagnon. Lorsque la masse de la naine blanche a excédé la limite de stabilité (connue sous le nom de "limite de Chandrasekhar"), elle a explosé.

La supernova a éjecté de la matière à plusieurs millions de kilomètres par heure, produisant une onde de choc frontale qui a précédé l'éjecta. Les particules accélérées à d'extrêmes hautes énergies par cette onde de choc produisent les brillants filaments bleus vus en haut à gauche et en bas à droite de l'image. La raison pour laquelle les filaments brillants ne se produisent pas seulement dans les emplacements observés et n'encerclent pas le reste n'est pas comprise. Une possibilité consiste en ce qu'ils dépendent de l'orientation du champ magnétique interstellaire qui peut être approximativement perpendiculaire aux filaments.

La haute pression derrière l'onde de choc frontale pousse sur l'éjecta de la supernova, causant un choc inverse qui réchauffe l'éjecta à des millions de degrés. Les caractéristiques cotonneuses rouges vues partout dans l'intérieur du reste sont du gaz chauffé par le choc inverse. Le spectre de rayons X de ce gaz indique qu'il est enrichi en oxygène et autres éléments synthétisés par des réactions nucléaires pendant l'explosion stellaire.

http://chandra.harvard.edu/photo/2005/sn1006/

Une équipe internationale d'astronomes annonce la découverte d'un troisième éclat de rayon gamma court, associé à une galaxie elliptique voisine. Le bas niveau de formation d'étoiles dans de telles galaxies et la détection d'un deuxième éclat durable indique que cet éclat de rayons gamma est plus probablement le hurlement final d'une étoile à neutrons dévoré par un trou noir.

Les éclats de rayons gamma (GRBs), le type le plus puissant d'explosion connue dans l'Univers, s'expriment de deux manières différentes, des longs et courts. Au cours des années passées, des efforts internationaux ont montré que les longs éclats de rayons gamma sont liés avec l'explosion ultime d'étoiles massives (hypernovae).

Très récemment, les observations par des équipes différentes - dont les collaborations GRACE et MISTICI qui utilisent les télescopes de l'ESO - des postluminescences de deux éclats courts de rayons gamma ont fourni la première preuve formelle que cette classe d'objets est issue très probablement de la collision d'objets compacts, étoiles à neutrons ou trous noirs.

Le 24 juillet 2005, le satellite Swift a détecté un autre éclat de rayons gamma court, GRB 050724. Les observations suivantes, y compris certaines avec le VLT de l'ESO, ont permis aux astronomes de définir la position exacte de l'objet, à environ 13.000 années-lumière du centre d'une galaxie elliptique qui est située à 3 milliards d'années-lumière (redshift 0.258).

"De ses caractéristiques, nous déduisons que cette galaxie contient seulement de très vieilles étoiles," dit Guido Chincarini (INAF-Brera et Université de Milan, Italie), coauteur de l'article présentant les résultats. "C'est semblable à la galaxie hôte du GRB court précédent qui a pû être précisément localisé, GRB 050509B, et très différent des galaxies hôtes des longs éclats."

Ces observations confirment ainsi que les populations parentes et par conséquent les mécanismes pour les courts et longs GRBs sont différents de façons significatives. Le scénario le plus probable pour les GRBs court est maintenant la fusion de deux objets compacts.

Les observations montrent aussi que cet éclat court a libéré entre 100 et 1000 fois moins d'énergie que les GRBs longs typiques. "L'éclat lui-même a été suivi par un autre environ 200-300 secondes après, un éclat moins énergique," dit Sergio Campana (INAF-Brera), coauteur du papier. "Il est peu probable que cela puisse être produit par la fusion de deux étoiles à neutrons. Nous concluons donc que le scénario le plus probable pour l'origine de cet éclat est la collision d'une étoile à neutrons avec un trou noir."

http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-32-05.html

La sonde spatiale japonaise Hayabusa retardera probablement son retour sur Terre en raison des problèmes continus de propulseurs.

Hayabusa, toujours à proximité de l'astéroïde Itokawa, aurait dû allumer son moteur principal à la mi-Décembre afin de décrire une trajectoire qui ramènera le vaisseau spatial sur Terre au milieu de l'année 2007. Cependant, les problèmes continus de propulseurs ont entravé les opérations normales, et les fonctionnaires de JAXA ont déclaré mercredi qu'ils reportaient le retour du vaisseau spatial.

Cette modification de programme maintiendra le vaisseau spatial dans l'espace jusqu'à son retour sur Terre courant 2010, en supposant que les opérations du vaisseau spatial reviennent à la normale.

Hayabusa est conçu pour rapporter sur Terre les échantillons prélevés à la surface de l'astéroïde, mais la semaine dernière les responsables du projet ont déclaré qu'il n'y avait aucune garantie que le vaisseau spatial ait réussi à collecter des poussières. Il semble, en effet, que le système d'éjection du projectile n'a apparemment pas fonctionné.

http://www.jaxa.jp/press/2005/12/20051207_hayabusa_e.html

http://www.asahi.com/english/Herald-asahi/TKY200512140335.html

Des astronomes, au moyen de l'observatoire XMM Newton, ont trouvé des halos gazeux très chauds autour d'une multitude de galaxies spirales semblables à notre galaxie de la Voie lactée. Ces voiles 'fantômes' avaient été soupçonnés depuis de nombreuses années, mais étaient restés hors d'atteinte jusqu'à présent.

La découverte de halos à une température élevée autour de galaxies spirales où la formation concentrée d'étoiles est absente ouvre la porte à de nouveaux types de mesures. Les scientifiques peuvent, par exemple, confirmer les modèles d'évolution des galaxies et déduire le taux de formations d'étoiles dans des galaxies comme notre Voie lactée par calculs dans le passé pour évaluer combien de supernovae sont nécessaires pour produire les halos observés.

http://www.esa.int/esaSC/SEMWAMVLWFE_index_0.html

Découverte d’un gros objet de Kuiper avec une orbite exceptionnelle

Une équipe d’astronomes travaillant au Canada, en France et aux Etats-Unis a découvert un petit corps inhabituel orbitant autour du Soleil au-delà de Neptune, dans la région que les astronomes appellent la ceinture de Kuiper. Ce nouvel objet est deux fois plus loin du Soleil que Neptune et approximativement deux fois plus petit que Pluton. Son orbite particulièrement inhabituelle tient en échec les théories de l’évolution du système solaire.

Actuellement situé à 58 unités astronomiques (1 unité astronomique, ou UA, est la distance moyenne entre la Terre et le Soleil, soit environ 150 millions de kilomètres), ce nouvel objet ne s’approche jamais du Soleil à moins de 50 UA car son orbite est presque circulaire. Presque tous les objets de la ceinture de Kuiper découverts au-delà de Neptune sont entre 30 UA et 50 UA. Au-delà de 50 UA, la ceinture de Kuiper principale semble s’arrêter, et les rares objets qui y ont été découverts sont tous sur des orbites très excentiques (non circulaires). Ces orbites excentriques sont dues, dans leur grande majorité, à l’action de Neptune qui rejette l’objet vers l’extérieur du système solaire par un effet de fronde. Comme le nouvel objet n’approche jamais à moins de 50 UA du Soleil, d’autres théories sont nécessaires pour expliquer son orbite. Pour compliquer encore le problème, l’orbite de cet objet présente une très grande inclinaison, 47 degrés, par rapport au reste du système solaire.

La Découverte et le Suivi

L’objet, dénommé officiellement 2004 XR 190 par l’Union Astronomique Internationale (cf. circulaire électronique MPEC), fut découvert lors des opérations de routine du Relevé du Plan Ecliptique Canada-France (Canada-France Ecliptic Plane Survey, ou CFEPS) faisant partie du Legacy Survey sur le Télescope Canada France Hawaii. Pour l’instant, les découvreurs utilisent le surnom de "Buffy" pour identifier le nouvel objet, bien qu’ils proposent un nom officiel différent, en accord avec les conventions officielles du Comité de Nomenclature de l’UAI.

Buffy fut extrait de la montagne de données du CFEPS (environ 50 gigaoctets par heure de fonctionnement) par des ordinateurs fouillant les images du télescope et produisant des centaines de candidats. Les astronomes passent ensuite les candidats en revue pour identifier les comètes distantes. L’astronome Lynne Allen de l’Université de Colombie Britannique fut la première à poser les yeux sur le nouvel objet, lors de l’identification de l’objet au court de la réduction des données CFEPS de décembre 2004. « Il était plutôt brillant comparé aux objets de la ceinture de Kuiper que nous trouvons habituellement, dit le Dr. Allen, mais le plus intéressant c’est qu’il était très éloigné. » La luminosité de l’objet implique que son diamètre est probablement entre 500 et 1000 km, un gros objet de la ceinture de Kuiper, mais pas le plus gros.

« Nous avons immédiatement réalisé que l’objet était deux fois plus loin du Soleil que Neptune et que son orbite était probablement quasi-circulaire, dit le Professeur Brett Gladman de UBC, qui a noté le caractère inhabituel de l’objet alors qu’il déterminait son orbite, mais des observations supplémentaires étaient nécessaires. » De nombreuses observations des objets de la ceinture de Kuiper sur une période d’au moins un an, et souvent trois ans, sont nécessaires avant que leurs orbites puissent être précisément déterminées. La première de ces observations de suivi eut lieu en octobre 2005 alors que B. Gladman et Phil Nicholson de l’Université de Cornell utilisaient le télescope Hale de 5 mètres pour ré-observer l’objet. Les nouvelles mesures de position de Buffy montrèrent que l’orbite était non seulement très inclinée par rapport au plan des orbites des planètes du système planétaire (fixant le record pour un objet de la ceinture de Kuiper), mais aussi très différente de toutes les orbites connues car presque circulaire tout en étant très lointaine.

De nouvelles mesures de position réalisées au télescope de l’Observatoire National de Kitt Peak en Arizona par les membres de l’équipe Joel Parker (Southwest Research Institute), ainsi que JJ Kavelaars et Wes Fraser (HIA/UVic), durant le mois de novembre 2005 raffinèrent les estimations de la distance péricentrique (point le plus proche du Soleil) de Buffy. En février 2006, les détails fins de l’orbite de l’objet seront connus. L’équipe a rapporté ses découvertes au Centre des Planètes Mineures (Minor Planet Center), le lieu d’enregistrement des mesures astronomiques pour les nouvelles planètes mineures. « Découvrir le premier objet connu avec une orbite quasi-circulaire au-delà de 50 UA est vraiment très fascinant », commente Brian Marsden, directeur du MPC.

Des théories changeantes

Bien que ce ne soit ni le plus petit, ni le plus gros, ni le plus distant des objets découverts dans cette partie de l’espace, une région appelée "Ceinture de Kuiper", cet objet a une orbite très inhabituelle qui tient en échec les théories de l’évolution du Système Solaire.

Pourquoi l’orbite de Buffy est-elle si inhabituelle ? Seulement un seul objet détecté à ce jour, Sedna, reste au-delà de 50 UA du Soleil tout au long de son orbite. Cependant, Sedna est sur une orbite très excentrique, s’approchant à 76 UA avant de s’éloigner jusqu’au-delà de 900 UA. Bien que des mesures précises de l’orbite de Buffy sont encore nécessaires, il semble que le nouveau corps se déplace seulement entre 50 et 67 UA du Soleil au plus. Combiné avec la forte inclinaison, ce nouvel objet pose problème aux théories actuelles de l’histoire du Système Solaire primordial.

Tous les autres objets de la ceinture de Kuiper qui passent la majeure partie de leur vie au-delà de 50 UA sont sur des orbites très excentriques, et pour la plupart approchent le Soleil à moins de 38 UA. Cette faible distance les met à la portée de l’influence gravitationnelle de Neptune, et on considère généralement qu’ils on été dispersés sur leurs orbites présentes par un effet de fronde gravitationnelle avec Neptune. Ce groupe d’objets a ainsi été nommé le "Disque Dispersé". Deux autres objets qui se déplacent au-delà de 50 UA sur des orbites très excentriques ont été découverts dans les dernières années, 2000 CR105 qui s’approche à 44 UA, et Sedna qui ne vient jamais plus près du Soleil que 76 UA. Du fait de leur grande excentricité, ces objets ont très probablement été très fortement perturbés par quelque chose au cours de leur histoire, bien que ce ne soit vraisemblablement pas Neptune car ils ne s’en approchent pas suffisamment pour être dispersés par son action gravitationnelle. Comme Sedna et 2000 CR105 s’éloignent à plus de 500 UA du Soleil, une théorie possible prévoit qu’après avoir été dispersés par Neptune, une étoile passant près de là aurait pu éloigner leur péricentre du Soleil. Comme ces objets requièrent l’intervention de quelque chose d’extérieur au Système Solaire tel que nous le connaissons à l’heure actuelle, ce groupe est appelé le "Disque Dispersé Etendu".

Buffy semble être un membre du "Disque Dispersé Etendu", mais sur une orbite presque circulaire, différent de celles de tous les autres membres. De plus, sa forte inclinaison ne peut pas être expliquée simplement comme le fait d’une étoile de passage. Si une étoile a pu affecter Buffy aussi fortement, elle aurait dûu perturber la majeure partie de la ceinture de Kuiper en même temps. Comme les astronomes ne détectent pas de signe de cette forte perturbation, une autre théorie doit expliquer l’orbite de Buffy.

Une explication possible pourrait être trouvée dans un effet secondaire du lent ré-arrangement du Système Solaire très tôt dans son histoire. Alors que l’orbite de Neptune grandissait lentement dans le jeune Système Solaire, des interactions gravitationnelles complexes auraient pu circulariser et incliner l’orbite de quelques objets de la ceinture de Kuiper. Bien que l’orbite de Buffy puisse être due à un tel effet, cette théorie ne semble pas en mesure d’expliquer 2000 CR105 et Sedna.

Note supplémentaire

Les théories de la formation du Système Solaire externe sont poussées à leurs limites par l’existence de Buffy et les autres objets distants et fortement inclinés découverts ces 5 denières années dans la ceinture de Kuiper. Bien que des théories existent pour expliquer chaque objet individuel, il est difficile d’expliquer l’ensemble des objets connus par un seul effet. Comme les objets inhabituels tels que Buffy sont très rares, les astronomes en sont encore à gratter la surface des zones d’ombre de la ceinture de Kuiper. De nouveaux grands relevés qui explorent systématiquement la ceinture de Kuiper sont les seuls moyens de découvrir les mystères de ce qui s’est passé au début de l’histoire de notre Système Solaire.

 Source: Observatoire de Besançon http://www.obs-besancon.fr/article.php3?id_article=217

http://www.cfeps.astrosci.ca/4b7/index.html

http://www.cfeps.astrosci.ca/4b7/techie.html

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05X72.html

Cette image du télescope spatial Hubble montre Sirius A, l'étoile la plus brillante dans notre ciel de nuit, avec son minuscule compagnon stellaire, Sirius B. Les astronomes ont surexposé l'image de Sirius A [au centre] pour que l'on puisse voir la terne Sirius B [le minuscule point en bas à gauche]. Les pointes de diffraction en forme de croix et les anneaux concentriques autour de Sirius A et le petit anneau autour de Sirius B, sont des artefacts produits dans le système d'image du télescope. Les deux étoiles tournent l'une autour de l'autre tous les 50 ans. Sirius A, à seulement 8.6 années-lumière de la Terre, est le cinquième système d'étoiles le plus proche connu.

Sirius B, une naine blanche, est très faible à cause de sa minuscule taille, de seulement 14.000 km de diamètre. Les naines blanches sont les vestiges restants d'étoiles semblables à notre Soleil. Elles ont épuisé leurs sources de combustible nucléaire et se sont effondrées sur elle-même. Sirius B est environ 10.000 fois plus faible que Sirius A. La faible lumière de la naine blanche fait que c'est un défi de l'étudier, parce que sa lumière est noyée dans la lumière éblouissante de son compagnon plus brillant lorsqu'on l'observe depuis la Terre. Toutefois, en utilisant l'oeil perçant de l'instrument STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) d'Hubble, les astronomes ont été capables d'isoler la lumière de Sirius B et de la décomposer en un spectre. La lumière mesurée de Sirius B par STIS a été étendue à des longueurs d'ondes plus longues et plus rouges en raison de la puissante force gravitationnelle de la naine blanche. En se basant sur ces mesures, les astronomes ont calculé la masse de Sirius B à 98 pour cent celle de notre Soleil. L'analyse du spectre de la naine blanche a aussi permis aux astronomes d'affiner l'estimation de sa température de surface à environ 25.200 degrés Kelvin.

La détermination exacte des masses des naines blanches est fondamentalement importante pour la compréhension de l'évolution stellaire. Notre Soleil deviendra au final une naine blanche. Les naines blanches sont aussi la source des explosions de supernovae de Type Ia, qui sont utilisées pour mesurer les distances cosmologiques et le taux d'expansion de l'Univers. Les mesures basées sur les supernovae de Type Ia sont fondamentales pour la compréhension de "l'énergie sombre," une force répulsive dominante s'étendant à travers l'Univers. Aussi, la méthode utilisée pour déterminer la masse de la naine blanche repose sur une des prédictions clefs de la théorie de Relativité Générale d'Einstein : cette lumière perd de l'énergie lorsqu'elle essaye d'échapper à la gravité d'une étoile compacte.

Cette image a été prise le 15 octobre 2003, avec l'instrument WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) d'Hubble. En se basant sur les mesures détaillées de la position de Sirius B dans cette image, les astronomes étaient alors capables de diriger l'instrument STIS exactement sur la naine blanche et de faire les mesures pour déterminer son redshift et sa masse gravitationnelle.

http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/36/image/a

 Le Meilleur de Hubble : Le Télescope Spatial Hubble

Un des bras en spirale parsemés d'étoiles de notre galaxie de la Voie lactée se trouve deux fois plus près de la Terre par rapport aux évaluations précédentes.

La Voie lactée semble être composée de quatre bras principaux. Mais, de l’intérieur, il est difficile de mesurer la longueur des bras qui forment la spirale de notre galaxie.

Des calculs précédents avaient évalué la distance à Perseus, situé dans le bras le plus proche, à plus de 13.000 années-lumière.

Mais d'autres chercheurs sont parvenus à la moitié de cette distance utilisant une autre méthode qui compare la brillance apparente de jeunes étoiles massives avec les évaluations de leur brillance intrinsèque.

En utilisant une troisième technique cent fois plus précise que les deux autres, les chercheurs ont étudié avec les radiotélescopes du VLBA (Very Long Baseline Array) une région de formation d’étoiles du bras de Persée, dénommée W3OH. Ils ont ensuite appliqué la méthode de la triangulation pour calculer la distance qui nous en sépare. D’après leurs calculs, le bras de Persée ne se situe qu’à 6.400 années-lumière du Soleil.

La méthode sera appliquée à d'autres bras afin de mieux comprendre la structure de notre Galaxie.

http://www.newscientistspace.com/article/dn8436-spiral-arm-of-milky-way-looms-closer-than-thought.html

Des aurores semblables à celles se produisant sur Terre semblent être courantes sur Mars, selon les scientifiques qui ont analysé six années de données de Mars Global Surveyor.

Selon les physiciens, les aurores sur Mars ne sont pas associées à un large champ magnétique comme sur Terre ou sur les planètes géeantes, mais sont associés à des parties du fort champ magnétique dans la croûte, principalement dans l'hémisphère sud. Et elles ne sont propablement pas colorées non plus. Les électrons énergiques qui interagissent avec les molécules dans l'atmosphère pour produire les lueurs ne génèrent que de la lumière ultraviolette, et non du rouge, du vert et du bleu comme sur Terre.

http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2005/12/12_mars.shtml

E. C. Beshore a reporté sa découverte d'une nouvelle comète le 07 Décembre 2005 dans le cadre du programme Catalina Sky Survey. La comète a été confirmée les nuits suivantes par S. Gajdos et J. Vilagi (Modra), J. E. McGaha (Sabino Canyon Observatory) et G. Hug (Farpoint Observatory).

Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2005 X1 (Beshore) indiquent un passage au périhélie au 30 Septembre 2005 à une distance de 3,2 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05X51.html (MPEC 2005-X51)

Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie au 06 Juillet 2005 à une distance de 2,8 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K06/K06B16.html (MPEC 2006-B16)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2005X1.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Dix nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2005-X52, MPEC 2005-X53 et MPEC 2005-X14.

C/2005 T9 (SOHO) (H. Su)

C/2005 T10 (SOHO) (H. Su)

C/2005 T11 (SOHO) (T. Hoffman)

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05X52.htm (MPEC 2005-X52)

Ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf C/2005 T9 qui appartient au groupe de Meyer.

C/2005 U2 (SOHO) (H. Su)

C/2005 U3 (SOHO) (H. Su)

C/2005 U4 (SOHO) H. Su)

C/2005 U5 (SOHO) (T. Scarmato)

C/2005 U6 (SOHO) (B. Zhou)

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05X53.html (MPEC 2005-X53)

Ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

C/2005 W4 (SOHO) (B. Zhou)

C/2005 W5 (SOHO) (H. Su)

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05X14.html (MPEC 2005-X14)

La comète C/2005 W5, reliée avec succès à la comète C/2000 C3, appartient au groupe de Kreutz, tandis que la comète C/2005 W5 appartient au groupe de Marsden.

Les astrophysiciens liégeois sont sur la piste d'un incroyable duo quasar-trou noir.

Leur découverte confirme la perspicacité des chercheurs du Département d'Astrophysique, Géophysique et Océanographie (AGO) de l'Université de Liège qui s'illustrent régulièrement par des révélations scientifiques de portée mondiale: l'étude de la détérioration de l'environnement atmosphérique, le phénomène des lentilles gravitationnelles, la caractérisation des exo-planètes...

L'unité de recherche ATI (Astrophysique et Traitement de l'Image) de Pierre Magain s'est spécialisée dans la traitement numérique des images, pour arriver « par déconvolution » à la meilleure résolution possible, et ce, en tirant parti du moindre pixel. Elle a développé le logiciel MCS (les initiales de Magain-Courbin-Sohy, les trois auteurs de la méthode), c'est-à-dire un algorithme original qui donne des résultats supérieurs à toutes les autres méthodes actuelles.

L'algorithme employé ne vise pas à corriger la totalité des brouillages (optique et atmosphérique), mais à en conserver une partie tout juste suffisante pour que les détails les plus fins soient compatibles avec la taille des pixels choisis.

L'amélioration, grâce au logiciel MCS, de la résolution d'images de l'Univers très lointain a donné lieu à une surprenante révélation dans l'hebdomadaire "Nature" du 15 septembre. On a pu mettre en évidence – pour la première fois – un quasar solitaire, catalogué sous le nom quelque peu rébarbatif de HE0450-2958 (ça fait très « science-fiction ») : cet astre extrêmement brillant se trouve à plusieurs milliers d'années-lumière du centre de la galaxie la plus proche. Le quasar, qui est la manifestation lumineuse de l'effondrement de grandes quantités de matière au sein d'un énorme trou noir, est l'astre le plus énergétique de tout l'Univers et l'un des plus mystérieux. Or, tant le quasar que le trou noir ont l'habitude de se manifester au centre d'une galaxie…

Voici que les astrophysiciens liégeois Pierre Magain et Géraldine Letawe, en collaboration avec des collègues suisses, allemands et français, ont pu constater un phénomène insolite. En étudiant dans les moindres détails les prises de vues du HST (Hubble Space Telescope) sur orbite et du VLT (Very Large Telescope) au Paranal, ils découvrent que ce quasar n'est pas comme les autres...

Jusqu'ici, on avait noté que chaque quasar, tourbillon de matière échauffée spiralant vers le trou noir, se trouvait au centre d'une galaxie massive. Cette fois, on a affaire à un quasar qui semble extérieur à toute galaxie et qui trahit la présence d'un trou noir... solitaire. Celui-ci aurait arraché de la matière à une galaxie voisine, lors d'une collision survenue il y a quelque 100 millions d'années. Cette découverte suscite bien des questions… troublantes.

Ce quasar et trou noir solitaires seraient-ils au coeur d'une galaxie invisible, parce que constituée d'une étrange "matière obscure" (celle qui, selon les astrophysiciens, pourrait constituer l'essentiel de la masse contenue dans l'univers) ? Existerait-il dès lors de gigantesques trous noirs solitaires se baladant dans l'Univers ? Comment, lors de la traversée d'une galaxie, seraient-ils capables de lui arracher suffisamment de matière pour se muer en quasars ? La solitude du quasar et du trou noir intrigue autant qu'elle inquiète.

Grâce à sa méthode d'analyse minutieuse - l'imagerie du ciel passée au peigne fin - jusqu'aux confins de l'Univers, l'équipe ATI vient d'entrouvrir une porte étonnante qui risque de mettre sens dessus dessous notre connaissance de l'infiniment grand. Elle débouche en tout cas sur une piste jalonnée de nouvelles énigmes sur lesquelles les jeunes générations d'astronomes et d'astrophysiciens auront à plancher. Surtout que, pour répondre à leur curiosité, des instruments inédits et plus performants (notamment pour l'étude des ondes gravitationnelles) vont être mis à leur disposition au cours des prochaines années.

 Source ESA : http://www.esa.int/esaCP/SEMLJTVLWFE_Belgium_fr_0.html

Plus de la moitié des plus grandes galaxies dans l'Univers proche sont entrées en collision et se sont mélangées avec une autre galaxie au cours des deux milliards d'années écoulées, selon une nouvelle étude utilisant des centaines d'images de deux examens de ciel profond, connus sous les noms de NDWFS (NOAO Deep Wide-Field Survey) et MUSYC (Multiwavelength Survey by Yale/Chile).

L'idée que de grandes galaxies s'assemblant principalement par fusions plutôt que par développement par elles-mêmes dans l'isolement a grandi pour dominer la pensée cosmologique. Cependant, une incohérence troublante dans cette théorie générale était que les galaxies les plus massives semblent être les plus vieilles, laissant un temps minime depuis le Big Bang pour que les fusions surviennent.

“Notre étude a trouvé que ces galaxies massives communes se forment vraiment par des fusions. Il est juste que les fusions arrivent rapidement et les caractéristiques qui révèlent les fusions sont très faibles et donc difficiles de détecter,” note Pieter van Dokkum de l'Université de Yale, principal auteur de l'article de Décembre 2005 dans Astronomical Journal.

L'examen couvre un secteur du ciel 50 fois plus grand que la taille de la Pleine Lune.

Van Dokkum a utilisé des images des deux examens du ciel pour chercher des caractéristiques indicatrices de marée autour de 126 galaxies rouges voisines, une sélection colorée partiale pour choisir les galaxies les plus massives dans l'Univers local. Ces faibles caractéristiques de marée s'avèrent être tout à fait communes, avec 53 pour cent des galaxies montrant des queues d'étoiles traînant derrière elles ou d'autres asymétries évidentes.

“Ceci implique qu'il y a une galaxie qui a supporté une collision majeure et un événement de fusion ultérieur pour chaque simple autre galaxie "normale" non perturbée,” note van Dokkum. “Remarquablement, les collisions qui précèdent les fusions sont toujours en cours dans de nombreux cas. Cela nous permet d'étudier des galaxies auparavant, pendant et après les collisions.”

Quoiqu'il n'y ait pas beaucoup de rencontres directes d'étoile-à-étoile dans ce processus de fusion, de telles collisions de galaxie peuvent avoir de profonds effets sur les taux de formation d'étoiles et la forme de la galaxie résultante.

Ces fusions ne ressemblent pas aux fusions spectaculaires des galaxies spirales bleues qui sont représentées dans plusieurs images du télescope spatial Hubble. Mais ces fusions de galaxies rouges semblent être beaucoup plus courantes. Leur omniprésence représente une confirmation directe de prédictions par les modèles les plus courants pour la formation de structures à grande échelle dans l'Univers, avec l'avantage supplémentaire d'aider à résoudre le problème d'âge apparent.

“Dans le passé, les gens comparaient l'âge stellaire avec l'âge de la galaxie,” explique van Dokkum. “Nous avons constaté que, bien que leurs étoiles soient généralement vieilles, les galaxies qui résultent de ces fusions sont relativement jeunes.”

Il n'est pas encore compris pourquoi le processus de fusion ne conduit pas à l'augmentation de formation d'étoiles dans les galaxies entrant en collision. Il se pourrait que des trous noirs massifs aux centres des galaxies fournissent l'énergie pour chauffer ou expulser le gaz qui est nécessaire pour le refroidissement afin de former de nouvelles étoiles. L'étude détaillée en cours des fusions nouvellement trouvées fournira une meilleure idée dans le rôle que les trous noirs jouent dans la formation et l'évolution des galaxies.

http://www.astro.yale.edu/dokkum/mergers/

http://www.noao.edu/outreach/press/pr05/pr0511.html

Les habitants d'Australie Occidentale ont eu le privilège d'assister au spectacle insolite d'un météore traversant le ciel, illuminant la nuit. Selon Peter Birch, astronome à Perth, l'objet qui s'est consumé en traversant l'atmosphère terrestre avait probablement la taille d'un ballon de basket.

Il est entré à travers l'état d'Australie Occidentale et a brûlé dans l'atmosphère en chutant en direction du sud-ouest, tombant probablement dans l'océan au sud. Le météore a illuminé la campagne sur des centaines de kilomètres autour du sud-ouest de l'Australie Occidentale.

Les témoins racontent que le ciel s'est illuminé vers 10h00 UTC (9:00pm AEDT) et la lumière a été suivi par une détonation qui a ébranlé les bâtiments.

http://www.abc.net.au/news/newsitems/200512/s1523140.htm

Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 31 Décembre 2004 par le télescope de surveillance LINEAR, et répertorié sous la dénomination de 2004 YJ35, a révélé sa nature cométaire lors d'observations faites les 30 Novembre et 01 Décembre 2005 par S. S. Sheppard (Las Campanas).

Les éléments orbitaux de la comète C/2004 YJ35 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie au 03 Mars 2005 à une distance de 1,7 UA du Soleil.

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05X12.html (MPEC 2005-X12)

http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2004YJ35.html

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

COMETES - Magnitudes prévues pour les prochains mois

Cinq nouvelles comètes découvertes sur les images transmises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2005-X11.

C/2005 S12 (SOHO) (H. Su)

C/2005 S13 (SOHO) (H. Su)

C/2005 T6 (SOHO) (B. Zhou)

C/2005 T7 (SOHO) (H. Su)

C/2005 T8 (SOHO) (B. Zhou)

http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K05/K05U85.html (MPEC 2005-X11)

Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz.

Une accumulation de 270 heures d'observations par Chandra des régions centrales de l'amas de galaxies de Persée (Perseus) révèle la preuve du trouble qui a démoli l'amas pour des centaines de millions d'années. Un des objets les plus massifs dans l'Univers, l'amas, contient des milliers de galaxies immergées dans un énorme nuage de gaz de plusieurs millions de degrés avec une masse équivalente de trillions de soleils.

Des énormes boucles brillantes, des ondulations et des stries semblables à de jets sont apparents dans l'image. Les filaments bleu foncé dans le centre sont probablement dus à une galaxie qui a été déchirée et est tombée dans NGC 1275, connue sous le nom de Perseus A, la galaxie géante qui se trouve au centre de l'amas.

Le traitement spécial conçu pour faire ressortir les régions de hautes et basses pressions dans le gaz chaud a dévoilé des régions de basses pressions énormes. Ces régions de basses pressions apparaissent comme les panaches étendues qui se prolongent à 300.000 années-lumière à l'extérieur du trou noir supermassif dans NGC 1275.

La pression de gaz chaud est supposée être basse dans les panaches parce que les bulles invisibles de particules de haute énergie ont déplacé le gaz. Les panaches sont dus à la décharge explosive au voisinage du trou noir supermassif.

La décharge produit des ondes sonores qui chauffent le gaz partout dans les régions intérieures de l'amas et empêchent le gaz de se refroidir et de faire des étoiles à un taux élevé. Ce processus a ralenti la croissance d'une des plus grandes galaxies dans l'Univers. Ceci fournit un exemple spectaculaire sur comment le trou noir relativement minuscule mais massif au centre d'une galaxie peut contrôler le comportement du réchauffement et du refroidissement du gaz au-delà des limites de la galaxie.

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

Le 30 novembre 2005, la revue Nature met en ligne un numéro spécial consacré aux résultats de la sonde européenne Huygens qui s'est posée sur Titan le 14 janvier 2005. Huygens fait partie de la mission Cassini/Huygens, coopération entre l'ESA et la NASA. Les premières analyses des données recueillies apportent quantité d'informations uniques sur la surface et l'atmosphère de Titan, nous révélant un monde complexe et fascinant. L'observatoire de Paris est très impliqué dans la mission, avec des chercheurs collaborant à quatre des six instruments de la sonde et un « Interdisciplinary Scientist ».

DISR

DISR (Descent Imager / Spectral Radiometer) est l'instrument de spectro-imagerie de Huygens (responsable : Marty Tomasko, Univ. Arizona). Le LESIA, département de l'Observatoire de Paris, a fourni les détecteurs des spectromètres infrarouges, leur électronique et un obturateur mécanique. Tout au long de la descente et après l'atterrissage, DISR a enregistré des spectres et des images de l'atmosphère et de la surface (Tomasko et al. 2005). Les mesures spectrales du visible à l'infrarouge montrent que les aérosols atmosphériques s'étendent continûment jusqu'à la surface, avec des concentrations de quelques dizaines par cm3. Produites par la photochimie du méthane, ce sont des particules irrégulières, composées de quelques centaines de monomères de 0,05 micron de rayon. L'analyse des images de la surface, visible à partir d'une altitude de 55 km environ, a permis de reconstituer la trajectoire de la sonde et donc de caractériser les vents. Ceux-ci soufflent vers l'est au-dessus de 10 km, ce qui confirme la super-rotation de l'atmosphère prédite par les modèles de circulation générale. Vers 7 km, la direction s'inverse, la sonde pénétrant probablement dans la couche limite atmosphérique, plus turbulente. DISR n'a pas vu d'étendues liquides, mais les traces d'écoulement sont très nombreuses. Un vaste plateau clair apparaît creusé de chenaux qui se déversent dans une étendue sombre en contrebas. Les chenaux profonds (50-100 m), très ramifiés, ont vraisemblablement été creusés par des pluies de méthane liquide. Un réseau constitué de chenaux plus courts et rectilignes pourrait avoir été alimenté par des sources. Le site d'atterrissage évoque un lac asséché avec des galets de 10 à 15 cm, vraisemblablement faits de glace d'eau, qui reposent sur un substrat granulaire ressemblant à du gravier. À 700 m d'altitude, DISR a allumé une lampe pour s'affranchir de la forte absorption de la lumière solaire par le méthane atmosphérique. Ceci a permis de mesurer l'abondance de ce gaz dans la basse atmosphère (5%) et d'analyser spectralement la surface. Celle-ci est sombre, réfléchissant au maximum 15-20% de la lumière vers 830 nm de longueur d'onde. Le spectre visible ressemble à celui des tholins, composés solides organiques synthétisés en laboratoire. Au-delà, dans l'infrarouge, la réflectivité décroît avec la longueur d'onde, ce qui ne correspond à aucun matériau organique mesuré en laboratoire. Une absorption présente vers 1540 nm peut être attribuée à la glace d'eau. La surface serait donc constituée de glace d'eau « sale », recouverte d'un dépôt de particules photochimiques et mélangée à un matériau sombre non identifié.

GCMS

Le Spectromètre de Masse et Chromatographe en Phase Gazeuse (GCMS) est un instrument principalement construit aux Etats-Unis, avec la participation de la France, de l'Allemagne et de l'Autriche. Le Principal Investigateur est Hasso Niemann (Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland) qui avait déjà construit le spectromètre installé à bord de la sonde Galileo dans Jupiter.

Un premier résultat spectaculaire est la détermination du rapport isotopique ¹⁴N/¹⁵N dans l'azote moléculaire N₂ qui est le constituent principal de l'atmosphère de Titan. La valeur trouvée, 0.67 fois le rapport terrestre, est interprétée comme résultant de l'échappement préférentiel de ¹⁴N par rapport à ¹⁵N. Sur cette base, les modèles suggèrent que 2 à 5 fois la masse initiale d'azote a disparu de l'atmosphère de Titan depuis sa formation, il y a 4,5 milliards d'années. Le GCMS a aussi mesuré le rapport isotopique ¹²C/¹³C et l'a trouvé égal à 82.3 +/-1, soit un peu moins que la valeur terrestre de 90. Cette différence n'a pas encore été interprétée. En tout cas, elle n'est certainement pas due à une activité biologique (comme trouvée sur la Terre dans les organiques liés au vivant) car alors ¹²C/¹³C aurait été plus élevé que 90. Finalement, le GCMS a mesuré les isotopes ⁴⁰Ar et ³⁶Ar de l'argon. La détection de ⁴⁰Ar, qui provient de la désintégration radioactive du potassium (⁴⁰K) contenu dans les silicates, implique une communication, au moins épisodique, entre l'intérieur de Titan et l'atmosphère. ³⁶Ar, quoiqu'en très petite quantité, fut probablement piégé dans les glaces contenues dans les planétésimaux qui formèrent Titan. ³⁶Ar est primordial, c'est à dire qu'il fut formé dans le Soleil.

Une mesure remarquable est celle de la variation avec l'altitude, en dessous de 140 km d'altitude, du rapport de mélange du méthane par rapport à l'azote. Constant dans la stratosphère de Titan, ce rapport de mélange commence à croître dans la troposphère en dessous de 32 km d'altitude jusqu'à 8 km, ou il devient constant jusqu'à la surface. Ce comportement suggère que le méthane est saturé à 8 km, altitude ou il pourrait se condenser et former de la brume. Un phénomène remarquable a été observé à la surface. Deux minutes après l'impact, le rapport de mélange du méthane s'est accru brusquement de 40%. Ceci est corrélé avec l'augmentation de la température de l'entrée du GCMS (inlet) dont le rayonnement chauffe la surface (initialement à -179°C) qui de ce fait dégaze. La température de l'inlet monte jusqu'à 85°C. D'autres espèces ont dégazé : l'éthane, le dioxyde de carbone, et très probablement d'autres hydrocarbures incluant le benzène. Ce pourrait être l'indice de la présence à la surface de composés organiques beaucoup plus complexes, responsables de la couleur du matériau sombre observé par DISR.

L'ensemble des informations dont nous disposons à l'heure actuelle sur Titan (caméra ISS, Spectromètre infrarouge VIMS, Radar à bord de Cassini) suggère que le méthane, qui est détruit par le rayonnement solaire en quelques dizaines de millions d'années, est renouvelé, continuellement ou épisodiquement à partir de l'intérieur de Titan, ou il est piégé à haute pression dans une structure crystalline nommée chlarate hydrate, intensivement étudiée en laboratoire de géophysique, notamment par les pétroliers. Il est plausible que ce méthane fut piégé initialement dans la nébuleuse solaire primitive dans les glaces qui formèrent Titan .

HASI

L'Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI) est un ensemble de senseurs (accéléromètres, thermomètres, baromètres et électrodes passives et actives) qui a été conçu et réalisé en Italie, au Royaume Uni, en Finlande, en France, en Espagne et en Autriche. Le but de l'expérience de HASI était de mesurer les quantités physiques caractérisant l'atmosphère de Titan pendant les différentes phases de la mission de la sonde Huygens: entrée et descente atmosphérique, impact et à la surface du satellite. Marcello Fulchignoni (LESIA, Observatoire de Paris et Université Denis Diderot - Paris 7) est l'investigateur principal de l'expérience.

Les données recueillies « in situ » par HASI sont essentielles pour la calibration des mesures effectuées par les autres instruments de la sonde Huygens et constituent "la vérité au sol" pour les observations en télédétection de Titan effectuées par les instruments de Cassini, de ce fait contribuant de manière significative à la connaissance globale de ce monde.

Perspectives

Huygens nous a révélé un monde façonné par des processus géophysiques similaires à ceux qui se déroulent sur Terre, mais avec des acteurs chimiques complètement différents. Ces observations nous apportent des clés pour comprendre l'origine et l'évolution de Titan mais plusieurs questions importantes restent posées. La sonde Cassini, actuellement en orbite autour de Saturne, poursuit l'exploration de Titan et va compléter à plus grande échelle les données recueillies par la sonde Huygens.

Source Observatoire de Paris : http://www.obspm.fr/actual/nouvelle/nov05/titan.fr.shtml

http://actu.voila.fr/Article/mmd--francais--journal_internet--sci/051130150835.42tsiqsp.html

http://www.esa.int/SPECIALS/Results_from_Mars_Express_and_Huygens/SEMSCVULWFE_0_ov.html

Grâce à un des vaisseaux spatiaux les plus productifs jamais construits, les scientifiques sont bien mieux renseignés sur l'étoile qui éclaire notre monde et nous donne la vie. Construit pour l'ESA par l'industrie européenne, SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) a été lancé dans l'espace le 02 Décembre 1995.

Le dixième anniversaire du lancement de SOHO est le moment de célébration pour les scientifiques et les ingénieurs en Europe et les Etats-Unis qui ont conçu, créé et font toujours fonctionner ce vaisseau spatial solaire sans précédent et qui l'ont sauvé de l'oubli par trois fois.

Quatre mois après son lancement impeccable par une fusée de la NASA, SOHO était à sa bonne place spéciale à une distance 1.5 millions de kilomètres entre la Terre et le Soleil. De là, il observe le Soleil sans sourciller 24 heures de chaque jour et nous envoie un flot d'images de la frénésie incessante dans l'atmosphère solaire.

En dehors de démasquer le Soleil et nous apprendre comment il travaille, les images de SOHO nous préviennent très tôt lorsque des tempêtes dans l'espace peuvent affecter les astronautes, les satellites et les sytèmes électriques et de communications sur Terre.

À l'origine projeté pour une vie nominale de deux ans, SOHO a fonctionné si bien et a livré de telles données importantes que les opérations sont maintenant prêtes à continuer au moins jusqu'à 2007.

Cela correspond à un cycle complet de 11 ans de tempêtes magnétiques sur le Soleil et une nouvelle extension est en cours de discussion. Mais cela n'a pas toujours été facile.

Le contact a été perdu avec le vaisseau spatial en Juin 1998. Les efforts spectaculaires des ingénieurs de l'ESA et de la NASA, soutenus par Matra Marconi Space (maintenant Astrium) qui a construit SOHO, ont rendu le vaisseau spatial pleinement opérationnel en Novembre 1998.

Peu après, le dernier gyroscope du vaisseau spatial a eu des défaillances, mais les équipes ont développé un nouveau logiciel qui contrôle le vaisseau spatial sans gyroscope. Une troisième crise est arrivée en Juin 2003, quand l'antenne principale de SOHO s'est collée. En utilisant l'antenne secondaire et le logiciel pour l'enregistrement occasionnel, les observations ont continué.

Plus de 3200 scientifiques du monde entier ont été impliqués avec SOHO, lequel est un projet de collaboration internationale entre l'ESA et la NASA.

http://www.esa.int/esaSC/SEMKG5VLWFE_index_0.html

La Nébuleuse du Crabe est le reste de l'explosion d'une étoile en supernova s'étendant sur six années-lumière de large. Les astronomes japonais et chinois ont enregistré cette violente explosion en 1054, comme l'ont fait, presque certainement, les Indiens d'Amérique. Cette image composite a été assemblée à partir de 24 images prises avec l'instrument WFPC2 (Wide Field and Planetary Camera 2) du télescope spatial Hubble en Octobre 1999, Janvier 2000, et Décembre 2000. C'est l'une des plus grandes images prises par Hubble et c'est la résolution d'image la plus élevée jamais faite de l'entière Nébuleuse du Crabe.

Les filaments oranges sont les lambeaux d'une étoiles et se composent essentiellement d'hydrogène. L'étoile à neutrons en rotation rapide dans le centre de la nébuleuse est la dynamo produisant la lueur bleutée de l'intérieur étrange de la nébuleuse. La lumière bleutée provient des électrons tourbillonnant à une vitesse proche de celle de la lumière autour de lignes de champs magnétiques de l'étoile à neutrons. L'étoile à neutrons, comme un phare, éjecte deux faisceaux de radiations qui paraissent pulser 30 fois par seconde en raison de la rotation de l'étoile à neutrons. Une étoile à neutrons est le coeur ultra-dense d'une étoile qui a explosé.

La Nébuleuse du Crabe doit son nom à son apparence dans un dessin fait par l'astronome irlandais Lord Rosse en 1884, au moyen d'un télescope de 36 pouces. Lorsqu'elle est vue par Hubble, tout comme par un grand télescope terrestre comme le VLT de l'ESO, la Nébuleuse du Crabe prend une apparence plus détaillée qui donne des indications sur la spectaculaire disparition d'une étoile située à 6 500 années-lumière.

Les couleurs dans l'image indiquent les différents éléments qui sont explusés durant l'explosion. Le bleu dans les filaments dans les parties extérieures de la nébuleuse représente de l'oxygène neutre, le vert est le soufre ionisé, et le rouge indique l'oxygène doublement ionisé.

http://hubblesite.org/newscenter/archive/2005/37/image/a

 Le Meilleur de Hubble : Le Télescope Spatial Hubble