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Nouvelles du Ciel de Décembre 2006 |
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Nouvelles du Ciel de Décembre 2006 |
Le télescope-ballon BLAST au-dessus de l’Antarctique
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Le Canada et trois pays partenaires, c’est-à-dire les États-Unis, le Royaume-Uni et le Mexique, mènent une expérience fascinante cette semaine dans le ciel de l’Antarctique. Suspendu à un énorme ballon d’hélium, un télescope de 2 000 kg appelé BLAST (pour Balloon-borne Large Aperture Sub-millimetre Telescope) scrute l'espace dans le but d’étudier les étoiles et les galaxies lointaines. Lancé de la station de recherche McMurdo en Antarctique, le 21 décembre, BLAST devrait voler pendant un maximum de 10 jours, décrivant des cercles à une altitude de 38 000 mètres dans la stratosphère autour du continent de glace. À cette altitude, le télescope de 2 m offre un niveau de précision et une résolution d'images inégalés par les observatoires terrestres.
Cette mission permettra de trouver réponse à certaines questions fondamentales sur la formation et l’évolution des étoiles et des galaxies. BLAST observera de nombreuses galaxies éloignées qui abritent des pépinières d'étoiles, étudiera les premières étapes de la formation des étoiles et des planètes et fera des cartes à haute résolution du rayonnement galactique diffus.
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Comète C/2006 Y2 (Gibbs)
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Une nouvelle comète de magnitude visuelle 18.4 a été découverte le 26 Décembre 2006 par A. R. Gibbs (Catalina Sky Survey), et confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux de la comète C/2006 Y2 (Gibbs) indiquent un passage au périhélie le 30 Décembre 2006 à une distance de 1.3 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique avec un passage au périhélie le 28 Décembre 2006 à une distance de 1,2 UA du Soleil, et une période de 5,28 ans.
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Le satellite Corot a rejoint son orbite
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Le satellite Corot a quitté la Terre à bord du lanceur Soyouz. Il est parti de la base de Baïkonour (Kazakhstan) le 27 décembre 2006 à 14h23 UTC, pour rejoindre son orbite à 896 kilomètres d'altitude. Destiné à la détection des planètes extrasolaires et à l'étude de la sismologie des étoiles, ce satellite du CNES est le fruit des efforts conjoints de plusieurs équipes du CNRS depuis 12 ans.
Corot regardera en direction des étoiles, pour détecter leur variation d'éclat. Pourquoi ? Une diminution périodique de la luminosité de l'étoile signifie qu'une planète passe devant elle. Or, la présence de planètes autour d'étoiles semble être l'une des constantes de notre galaxie. Corot détectera donc des planètes extrasolaires, de 2 à 10 masses terrestres (il ne sera sans doute pas assez sensible pour détecter des planètes plus petites). Il observera deux zones du ciel riches en étoiles, dans le plan de la voie lactée, et visera pendant 150 jours d'affilée une région du ciel grande comme à peu près 5,5 fois le diamètre apparent de la pleine lune, avant de passer à la région suivante. Il pourra ainsi « voir » les planètes dont la période de rotation autour de leur étoile va de quelques jours à plusieurs mois. Près de 50 000 astres seront suivis chaque année. Corot détectera également les variations de luminosité d'étoiles plus brillantes, variations qui reflètent leurs vibrations. Ces oscillations périodiques, et en particulier leur fréquence, permettront aux scientifiques d'en savoir plus sur la structure interne des étoiles.
Le CNRS a très largement contribué à la construction de Corot, au travers de quatre de ses laboratoires :
- Le Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique (CNRS/Observatoire de Paris/Université Paris VI et VII) s'est chargé du management scientifique global, coordonné par Annie Baglin (directrice de recherche CNRS), et de la relation avec les équipes techniques orchestrée par Michel Auvergne (directeur de recherche CNRS). Les chercheurs de ce laboratoire ont principalement travaillé sur la caméra et ses détecteurs, l'électronique de commande de l'instrument, le logiciel bord et l'équipement destiné à rester au sol.
- Le Laboratoire d'astrophysique de Marseille (CNRS/Université
Aix-Marseilles 1) s'est occupé de la partie optique en général
et en particulier du télescope. Il a aussi réalisé
de nombreux équipement permettant de tester l'instrument.
- L'Institut d'astrophysique spatiale (CNRS/Université
Paris XI) a pris en charge la réalisation de certaines pièces
optiques et la calibration de la caméra.
- Le Laboratoire d'astrophysique de Toulouse et le
centre d'étude spatiale des rayonnements (tous deux
CNRS/Université Toulouse 3) ont travaillé sur les
bases de données astrophysiques qui ont servi à définir
le champ d'observation de Corot.
Cinq autres laboratoires du CNRS se joindront à eux pour interpréter les données récoltées par Corot : le Laboratoire Cassiopé (CNRS/Observatoire de la Côte d'azur), le Laboratoire universitaire d'astrophysique de Nice (CNRS/Université de Nice), l'Observatoire de Haute-Provence (CNRS), le laboratoire Galaxies, étoiles, physique, instrumentation et le laboratoire de l'Univers et de ses théories (tous deux CNRS/Observatoire de Paris/Université Paris VII). Et si la durée de vie prévue du satellite est de trois ans, ces équipes devraient travailler pendant de nombreuses années sur les signaux provenant de plus de 100 000 étoiles.
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Les premières images d'Hinode donnent de nouveaux indices sur notre violent Soleil
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Les instruments embarqués sur le satellite Hinode de la JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency) ont retourné de nouvelles images extraordinaires de notre Soleil. La mission internationale pour étudier les forces qui gouvernent les puissantes et violentes explosions du Soleil a été lancée en Septembre 2006.
Hinode tourne autour de la Terre sur une orbite synchronisée avec le Soleil qui permet aux instruments du vaisseau spatial de rester exposé continuellement à la lumière solaire pendant neuf mois par an.
L'instrument X-Ray Telescope a capturé des détails uniques dans la couronne solaire, l'atmosphère extérieure du Soleil. La couronne est le lieu où se produisent les éjections de masse coronale. Alimentées par le champ magnétique du Soleil, ces violentes perturbations atmosphériques du Soleil peuvent être un danger pour les astronautes, perturbatrices pour les satellites en orbite et peuvent provoquer des problèmes d'alimentation électrique sur Terre.
Crédit : Hinode-XRT - JAXA/NAOJ
L'instrument SOT (Solar Optical Telescope) d'Hinode a délivré des images qui montrent des vues fortement grossies de la surface du Soleil. Ces images ont révélé de nouveaux détails sur la convection solaire. La convection solaire est le processus qui régit le transfert de gaz dans la région atmosphérique la plus basse, la photosphère. En supplément, SOT est le premier instrument emporté dans l'espace à mesurer l'étendue et la direction du champ magnétique solaire.
Les images et les relevés magnétiques de l'instrument SOT dévoilent la nature intermittente et hautement dynamique de l'atmosphère inférieure du Soleil, la chromosphère. SOT a fourni également des vues sur des phénomènes solaires variés allant du réchauffement de l'atmophère solaire à la production de champs magnétiques et de reconnection magnétique.
Le troisième instrument, EIS (Extreme-Ultraviolet Imaging Spectrometer), a fourni des mesures de la vitesse de la matière solaire, avec des informations qui permettront aux scientifiques de diagnostiquer la température et la densité de l'atmosphère solaire extérieure. L'instrument EUIS a fourni un lien crucial entre les deux autres instruments d'Hinode puisqu'il a mesuré les couches qui séparent la photosphère de la couronne : la chromosphère et la région de transition chromosphère-couronne.
Grâce à la coordination des mesures des trois instruments, Hinode aidera les scientifiques à observer comment les changements dans le champ magnétique à la surface du Soleil se propagent à travers les couches extérieures de l'atmosphère solaire. Ces premières images ne laissent aucun doute que les observations d'Hinode révolutionneront la connaissance de notre plus proche et plus importante étoile, le Soleil.
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Les deux astronautes de l'ESA de retour sur Terre
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Communiqué de l'ESA N° 49-2006
La navette spatiale Discovery a atterri ce soir à
23h32, heure de Paris (22h32TU) sur la base de Cape Canaveral (Floride),
au terme de l'une des missions d'assemblage de la Station spatiale
internationale (ISS) les plus complexes réalisées
à ce jour. La navette ramène à son bord les
deux astronautes de l'ESA, Christer Fuglesang et Thomas Reiter.
La mission Astrolab avait débuté le
4 juillet dernier, lorsque l'astronaute allemand de l'ESA Thomas
Reiter avait embarqué sur le précédent vol
de la navette Discovery. Deux jours plus tard, il prenait ses fonctions
d'ingénieur de bord de l'ISS et devenait le troisième
membre de l'équipage permanent de la Station, réoccupant
ainsi un poste resté vacant depuis 38 mois en raison de l'indisponibilité
de la navette américaine, clouée au sol suite à
la perte tragique de Columbia en février 2003.
Celsius prépare la montée en puissance de l'ISS
L'astronaute de l'ESA Christer Fuglesang, premier
Suédois à accomplir un vol spatial, avait rallié
l'ISS le 10 décembre dernier à bord de Discovery.
Il a séjourné 13 jours en orbite avec un emploi du
temps très chargé.
Préserver la santé et le moral de l'équipage pour préparer de futurs séjours au long cours
Au cours de leur séjour, Thomas Reiter et
Christer Fuglesang ont pu mesurer la dose de rayonnement à
laquelle ils ont été exposés pendant leurs
activités tant à l'intérieur qu'à l'extérieur
de la Station. Grâce aux expériences conduites à
bord avec ALTEA, équipement mesurant la quantité de
particules de haute énergie qui passe à travers le
cerveau des astronautes, et aux études qui seront réalisées
après le retour sur Terre des astronautes afin d'évaluer
les effets potentiels de ce rayonnement sur leurs chromosomes, les
scientifiques et les médecins pourront déterminer
plus précisément les risques liés aux rayonnements
dans l'optique de futures missions de longue durée en orbite
terrestre basse et au-delà.
L'Europe durablement « installée » en orbite
Astrolab et Celsius étaient les premières
d'une série de missions de l'ESA vers la Station spatiale
internationale car l'Europe est partenaire à part entière
du programme ISS et contribue à ce titre aux opérations
de maintenance et d'assemblage de la Station, à laquelle
elle doit encore livrer différents modules de fabrication
européenne.
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Découverte d'une nouvelle classe de lentilles gravitationnelles au télescope Canada-France-Hawaii
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Une équipe internationale de scientifiques menée par des chercheurs français travaillant dans des unités mixte du CNRS vient de mettre en évidence une nouvelle classe de lentille gravitationnelle : les groupes de galaxies. Cette découverte a été possible grâce aux observations réalisées dans le cadre du "grand sondage du télescope Canada France Hawaii" (CFHT Legacy Survey - CFHTLS). La découverte d'arcs gravitationnels au centre de groupes de galaxies est une étape importante dans la compréhension des grandes structures de notre Univers. Ces résultats vont permettre une meilleure compréhension de la distribution de la matière noire et des mécanismes de formation des groupes de galaxies, chaînon intermédiaire en masse entre les galaxies et les amas de galaxies. Ce résultat est en cours de publication dans Astronomy & Astrophysics.
Il y a tout juste vingt ans au télescope Canada-France-Hawaii, l'observation de galaxies en forme d'arcs au centre des amas de galaxies les plus massifs mettait en évidence le phénomène de "lentille gravitationnelle". Ce phénomène est une conséquence directe de la théorie de la relativité générale d'Albert Einstein qui prédit que la présence importante de masse déforme localement l'Espace-Temps. En conséquence, la trajectoire de particules passant au voisinage de cette concentration de masse est déviée. Les photons, particules associées au rayonnement électromagnétique, n'échappent pas à cette règle. Dans le cas ou l'alignement entre l'observateur, l'amas de galaxies et la galaxie lointaine est quasi parfait, l'observateur observe un arc lumineux, fusion de plusieurs images déformées et amplifiées de cette galaxie.
Par l'étude de la forme et de la distribution des arcs gravitationnels, nous comprenons aujourd'hui bien mieux la distribution de masse dans les amas de galaxies.
Jusqu'à récemment, l'étude des arcs gravitationnels se cantonnait d'une part aux amas de galaxies les plus massifs et d'autre part aux galaxies massives. Cependant, pour bien comprendre les mécanismes de formation et d'évolution des structures dans l'Univers il est nécessaire d'étudier aussi les échelles intermédiaires représentées par les groupes de galaxies.
En 2003, la caméra grand-champ "MegaPrime" a vu sa première lumière au foyer primaire du télescope Canada France Hawaii . Chaque image de Megacam comporte 300 millions de pixel et couvre une surface grande comme 4 fois la surface de la lune sur le ciel. Utilisant cette caméra, le grand sondage "Legacy-survey" a été mis en place avec pour objectif de couvrir une étendue correspondant à environ 1% du ciel visible depuis Hawaii.
Par une inspection minutieuse, cherchant a détecter des arcs gravitationnels dans le premier quart de ce sondage, l'équipe a identifié pour la première fois de nombreux arcs autour des groupes de galaxies. Cette première permet donc d'obtenir de manière directe des informations sur les groupes de galaxies, environnements clefs de la formation des structures dans l'Univers et va notamment fournir aux scientifiques des données uniques pour comprendre le rôle de la matière noire dans l'évolution de ces grandes structures.
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Comète P/2006 Y1 (Korlevic-Juric)
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Eric Christensen a retrouvé la comète P/1999 DN3 (Korlevic-Juric), de magnitude 20, le 16 Décembre 2005 avec le télescope de 1.5-m du Mt Lemon.
Cette comète avait été découverte initialement en tant qu'astéroïde par Korado Korlevic et Mario Juric le 19 Février 1999 à l'observatoire de Visnjan (Croatie). L'objet a été relié a des observations faites par le télescope de surveillance LINEAR les 06 et 14 Avril 1999. En raison de son orbite inhabituelle calculée le 13 Mai, l'objet a fait l'objet d'une demande de confirmation. Des observations supplémentaires ont été reportées le 14 Mai par D. A. Klinglesmith III, et R. Huber (Etscorn Observatory) et par G. Hug (Farpoint Observatory). B. W. Koehn a également identifié l'objet sur des observations faites par B. A. Skiff (LONEOS) datant du 10 Avril. Les observations par C. W. Hergenrother (Lunar and Planetary Laboratory) le 14 Mai 1999 ont mis en évidence la nature cométaire de l'objet.
Les éléments orbitaux de la comète P/2006 Y1 (Korlevic-Juric) indiquent un passage au périhélie le 14 Mai 2008 à la distance de 3,8 UA du Soleil, avec une période de 9,56 ans.
La comète P/2006 Y1 (Korlevic-Juric) a reçu la désignation définitive de 183P/Korlevic-Juric
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Portrait d'une crèche stellaire spectaculaire
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Connu sous le nom de Nébuleuse de la Tarentule pour son aspect en forme d'araignée, le complexe 30 Doradus est une montrueuse usine stellaire. C'est la plus grande nébuleuse d'émission dans le ciel, et peut être vue dans le ciel austral à une distance d'environ 170.000 années-lumière, dans la constellation australe de la Dorade (Dorado). Elle fait partie d'une des galaxies voisines de la Voie lactée, le Grand Nuage de Magellan.
On pense que la Nébuleuse de la Tarentule contient plus qu'un demi million de fois la masse du Soleil dans le gaz et ces vastes labyrinthes flamboyants qui abritent une partie des plus massives étoiles connues. La nébuleuse doit son nom à la disposition de ses plus brillantes parties nébuleuses, qui ressemblent légèrement aux pattes d'une araignée. Elles s'étendent à partir d'un "corps 'central" où un amas de chaudes étoiles (désigné 'R136') illuminent et forment la nébuleuse. Ce nom, d'une des plus grandes araignées sur Terre, est également très approprié en raison des proportions colossales de la nébuleuse céleste - elle mesure presque 1.000 années-lumière large et s'étend sur plus d'un tiers de degré : presque, mais pas tout à fait, la taille de la pleine lune. Si elle était dans notre propre Galaxie, à la distance d'une autre pépinière stellaire, la Nébuleuse d'Orion (éloignée de 1.500 années-lumière), elle couvrirait un quart du ciel et serait même visible de jour.
Parce que les astronomes croient que la plupart des étoiles dans l'Univers se sont formées dans de grandes et agitées pépinières telles que la région de 30 Doradus, son étude est fondamentale. Au début de cette année, les astronomes ont regardé à nouveau l'araignée et son tissu de filaments, en utilisant l'instrument Wide Fiel Imager sur le télescope ESO.PMG de 2,2 mètres à La Silla, Chili, tout en étudiant les nuages sombres dans la région. Les nuages sombres sont d'énormes nuages de gaz et de poussières, avec une masse surpassant un million de fois celle du Soleil. Ils sont très froids, avec des températures environ -260 degrés Celsius, et sont difficiles à étudier en raison des épais murs de poussières derrière lesquels ils se cachent. Leur étude est cependant essentielle, car c'est dans leurs ventres congélés que les étoiles naissent.
Observant dans quatre bandes différentes, les astronomes ont fait une mosaïque du champ visuel d'un demi-degré de l'instrument pour obtenir une image couvrant un degré carré. Avec chaque image individuelle contenant 64 millions de pixels, la mosaïque résultante par conséquent contenait 4 fois autant, soit 256 millions de pixels ! Les observations ont été faites dans une très bonne qualité d'image, le 'seeing' étant d'habitude en-dessous de la seconde d'arc.
L'image est basée sur des données collectées par quatre filtres, dont deux filtres à bande étroite qui tracent l'hydrogène (en rouge) et l'oxygène (en vert). La prédominance du vert dans la Tarentule est la conséquence des plus jeunes étoiles chaudes dans cette région du complexe.
Il serait facile de perdre dans les méandres des structures filamenteuses ou de s'enliser dans la toile de l'araignée géante, comme on peut facilement l'expérimenter avec la fonction zoom fournie sur la page associée de la photo, et il est donc difficile de mentionner tous les objets particuliers à découvrir. Le secteur à la frontière droite de la Tarentule mérite peut-être une attention plus particulière. Il contient les restes d'une étoile qui a éclaté et a été vu à l'oeil nu en Février 1987, c'est-à-dire il y a presque 20 ans. La supernova SN 1987A, le nom sous lequel elle est connue, est la supernova la plus lumineuse depuis celle observée par l'astronome allemand Kepler en 1604. La supernova est connue pour être entourée par un anneau, qui peut être distingué dans l'image.
Un peu à la gauche de SN 1987A, une autre caractéristique distinctive est apparente : la Nébuleuse Nid d'Abeilles (Honeycomb Nebula). Cette structure caractéristique en bulle résulte apparemment de l'interaction d'une explosion de supernova avec une enveloppe géante existante, qui elle-même a été produite par l'action combinée des vents forts des jeunes étoiles massives et des explosions de supernovae.
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Une nouvelle sorte d'explosion cosmique
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L'éclat, dénommé GRB 060614, a été découvert avec le satellite Swift le 14 Juin 2006, et a été étudié depuis par plus d'une douzaine de télescopes, dont les télescopes spatiaux et les plus grands observatoires terrestres. Ce sursaut de rayons gamma est originaire d'une galaxie située à 1,6 milliards d'années dans la petite constellation australe de l'Indien (Indus).
Les éclats de rayons gamma (GRBs), les explosions les plus puissantes dans l'Univers, signalent la formation d'un nouveau trou noir et surviennent sous forme d'éclat long ou court, de moins de 2 secondes. Les sursauts longs de rayons gamma sont liés avec les décès explosifs d'étoiles massives (les hypernovae) et sont le signe de l'effondrement d'une étoile massive.
L'année dernière, les observations par différentes équipes des postluminescences de deux éclats courts de rayons gamma, ceux de moins de 2 secondes et généralement de quelques millisecondes, ont fourni la première preuve concluante que cette classe d'objets provient probablement de la collision d'objets compacts : étoiles à neutrons ou trous noirs.
GRB 060614, d'une durée de 102 secondes, appartient nettement à la catégorie des éclat long mais n'est pas associé à une supernova, et est en réalité dans une galaxie comprenant très peu d'étoiles susceptibles de produire un long éclat.
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Comète C/2006 YC (Catalina-Christensen)
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Des observations presque simultanées d'un faible objet ayant l'apparence d'un astéroïde ont faites par le Catalina Sky Survey et le Mount Lemon Survey le 16 Décembre. Un peu plus tard, Eric Christensen notait que cet astéroïde, répertorié comme tel sous la dénomination de 2006 YC, montrait une activité cométaire.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 YC (Catalina-Christensen) indiquent un passage au périhélie le 25 Septembre 2007 à une distance de 4,2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 11 Septembre 2006 à une distance de 4,9 UA du Soleil.
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Un trou noir géant absorbant une étoile... telle est l'observation effectuée par le satellite GALEX
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Un trou noir géant absorbant une étoile a été observé par le satellite GALEX (Galaxy Evolution Explorer ). Ce satellite, développé par la NASA avec la participation du CNES et du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (OAMP (Observatoire Astronomique de Marseille Provence)/ CNRS/ Université de Provence), permet pour la première fois aux astronomes d'observer toutes les étapes de l'absorption d'une étoile par un trou noir. "Cet événement très rare et donc exceptionnel offre aux scientifiques de précieuses informations pour comprendre l'évolution conjointe des trous noirs et de leurs galaxies hôtes" déclare Suvi Gezari, chercheure associée du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM) en poste au Caltech et première auteure de l'article scientifique publié le 10 décembre 2006 dans l'Astrophysical Journal Letters.
Les trous noirs sont des concentrations extrêmes de matière, dont la gravité est si forte que même la lumière ne peut s'en échapper. Les scientifiques pensent actuellement qu'un trou noir énorme, dit "supermassif " réside au cœur de chaque galaxie, certains étant jugés actifs, d'autres non et sont dits "dormants". Les trous noirs actifs accrètent de la matière environnante, la portent à haute température, ce qui la rend très brillante, avant qu'elle ne disparaisse à jamais dans le trou noir et devienne invisible pour nous. Les trous noirs dormants, comme celui de notre Galaxie, la Voie Lactée, n'émettent pratiquement jamais le moindre flash en temps ordinaire et sont donc difficiles à étudier, sauf dans les très rares moments où ils ingèrent une étoile : un événement tel que celui observé par le satellite GALEX ne se produit qu'une fois tous les 10 000 ans dans une galaxie "normale".
"Pendant peut-être des milliers d'années, ce trou noir dont la masse est évaluée à des dizaines de millions de fois la masse du Soleil est resté "dormant", invisible à nos instruments, au sein d'une galaxie elliptique anonyme dans la constellation du Bouvier située à 4 milliards d'années lumière de la Terre. Puis une étoile imprudente s'est aventurée un peu trop près de ce monstre somnolent et a été déchiquetée par la force de sa gravité", nous explique S.Gezari.
L'étoile s'est d'abord aplatie et étirée lorsque les effets de la gravité du trou noir ont commencé à se faire sentir, un phénomène qui se produit tous les jours à moindre échelle pour la Terre, quand la gravité de la Lune agite notre monde, faisant monter et baisser le niveau des océans. Toutefois, le destin de cette étoile est bien plus catastrophique : quand la gravité du trou noir surpasse celle de l'étoile, les effets de marée la disloquent - "L'étoile ne peut tout simplement plus rester assemblée et se brise en morceaux", dit Suvi Gezari - puis certains morceaux vont tourner en spirale autour du trou noir et y plonger générant un sursaut brillant de lumière ultraviolette que GALEX a pu détecter.
En effet, GALEX, grâce à ses "yeux ultraviolets" au concept optique très performant, a permis de saisir un sursaut ultraviolet dans cette galaxie lointaine, puis de mesurer sa décroissance au cours de l'absorption des restes stellaires, permettant ainsi aux scientifiques d'observer pour la première fois ce phénomène en direct, alors qu'il avait été nécessaire d'attendre 10 ans après les faits pour obtenir la confirmation de tels événements détectés sur trois trous noirs dans les années 90.
"Nos observations sur la variation de lumière visible effectuées pendant deux ans à de multiples longueurs d'onde dans le cadre du Canada France Legacy Survey ont permis de suivre l'évolution du phénomène et ont joué un rôle critique pour écarter d'autres hypothèses exotiques qui auraient pu expliquer le sursaut d'émission ultraviolette", nous indique Stéphane Basa, chercheur au LAM et co-auteur de l'article.
En ce moment, GALEX continue à surveiller périodiquement, depuis son orbite, la décroissance de la lumière ultraviolette alors que le trou noir finit les dernières miettes de son dîner stellaire. "Toutes ces observations nous aideront à peser les trous noirs de l'Univers et à comprendre comment ils s'alimentent et grossissent dans leurs galaxies au cours de l'évolution de l'Univers", déclare Christopher Martin de Caltech, un des co-auteurs de l'article et l'expérimentateur principal de GALEX et Suvi Gezari ajoute, "maintenant que nous sommes sûrs que pouvons observer ces événements dans l'ultraviolet, nous disposons d'un nouvel outil pour étudier plus en profondeur ces mystérieux trous noirs".
"En impliquant le LAM dans la préparation du programme spatial GALEX, nous avions bon espoir qu'un programme panoramique aussi large dans un nouveau domaine aurait un impact scientifique bien au-delà de sa mission principale, l'étude de l'histoire de la formation des étoiles dans l'Univers. Ce nouveau résultat, qui repose sur la capacité de GALEX à explorer le domaine temporel, est le premier d'une série utilisant les mesures ultraviolettes effectuées depuis trois ans sur plus de 30 millions d'objets célestes", nous confie Bruno Milliard, co-auteur de l'article et Directeur adjoint du LAM chargé du secteur spatial. "Et GALEX sera maintenu en service jusqu'en 2010 ... ".
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STEREO renvoie ses premières images du Soleil
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L'un des deux satellites jumeaux STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatories) a renvoyé ses premières images du Soleil cette semaine et avec elles une vue de l'activité croissante du Soleil.
L'image montre la première éjection de masse coronale (CME) observée par le vaisseau de tête STEREO, prise le 09 Décembre.
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Les deux autres images montrent l'atmosphère superbe-chaude du Soleil. Elles ont été prises le 04 Décembre, le premier jour des observations d'imagerie pour le vaisseau spatial de tête. Les images en fausses couleurs montrent un certain nombre de brillantes régions actives magnétiques, dont une sur le bord lointain gauche du Soleil qui a produit plus tard une série d'éclats de haute énergie et de CMEs.
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Région LH 85 de formation d'étoiles dans le Grand Nuage de Magellan
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Des remous de gaz et de poussières résident dans cette région à l'aspect éthérée de formation d'étoiles prise en image par le télescope spatial Hubble. Cette vue majestueuse, située dans le Grand Nuage de Magellan (LMC), révèle une région où de jeunes étoiles de faible masse et leurs voisines stellaires beaucoup plus massives résident. Un voile de brume bleu persiste doucement parmi les étoiles.
Connu sous le nom de LH 95, c'est un système de formation d'étoiles parmi des centaines d'autres, ou associations, situées dans le LMC à environ 160.000 années-lumière. Des observations précédentes faites depuis la Terre de tels systèmes avaient seulement permis aux astronomes d'étudier les brillantes étoiles géantes bleues présentes dans ces régions. Avec la résolution d'Hubble, les étoiles de faible masse peuvent maintenant être analysées, ce qui permettra un calcul plus précis de leurs âges et masses.
Cette vue détaillée de l'association de formation d'étoiles LH 95 a été prise avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble et fournit un échantillon extraordinairement riche d'étoiles de faible masse récemment formées. Le LMC est une galaxie avec peu d'éléments relativement plus lourds que l'hydrogène, donnant aux astronomes un aperçu d'étoiles en formation dans des environnements différents de notre Voie lactée.
Les plus grandes étoiles dans LH 95, celles avec au moins trois fois la masse du Soleil, produisent des vents stellaires forts et des niveaux élevés de rayonnement ultraviolet qui réchauffent le gaz interstellaire environnant. Le résultat est une nébuleuse bleuâtre d'hydrogène chaud qui continue à s'étendre dans le nuage moléculaire qui s'est à l'origine effondré pour former ces étoiles massives.
Quelques parties denses de cette région de formation d'étoiles sont intactes en dépit des vents stellaires, et peuvent toujours être vues comme des filaments poussiéreux sombres dans l'image. De tels filets de poussières absorbent des parties de la lumière bleue des étoiles situées derrière, faisant qu'ils semblent plus rouges. D'autres parties du nuage moléculaire se sont déjà contractées pour retourner dans les groupes chauds de jeunes étoiles, les plus faibles de celles qui ont une forte tendance à se regrouper. Cette image profonde de Hubble révèle également plusieurs grandes galaxies spirales éloignées décorant le fond de LH 95.
Cette image de LH 95 est un composition à partir de deux filtres qui localisent la lumière visible (V) et infrarouge (I). En raison de l'affectation choisie des couleurs, l'hydrogène doublement ionisé, qui est visible dans le filtre V, semble bleuâtre. Le choix de l'affectation des couleurs aide à distinguer les chaudes et brillantes étoiles bleues des étoiles rouges moins lumineuses et plus froides.
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L'Europe attend avec impatience le lancement de COROT
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Communiqué de Presse de l'ESA N° 47-2006
Le satellite COROT, dont le lancement est prévu le 27 décembre, est chargé d'une mission d'astronomie inédite dont l'objectif est double : détecter des exoplanètes dans d'autres systèmes solaires et étudier les mystères que recèle le coeur des étoiles. Cette mission conduite sous l'égide du Centre national d'études spatiales (CNES) est menée en coopération internationale avec la participation de l'Agence spatiale européenne (ESA) et de divers pays en majorité européens.
Tandis que le CNES achève les préparatifs du lancement de COROT à Baïkonour (Kazakhstan), l'ESA et les nombreux chercheurs européens associés à la mission attendent impatiemment le décollage puis l'arrivée des premiers résultats scientifiques.
La mission COROT
COROT est l'abréviation de « COnvection,
ROtation et Transits planétaires », ce qui correspond
aux objectifs scientifiques de la mission. « Convection et
rotation » font référence à la capacité
du satellite de sonder l'intérieur des étoiles pour
étudier les ondes acoustiques qui se propagent à leur
surface, une technique dénommée sismologie stellaire
ou « astérosismologie ». « Transit planétaire
» évoque la technique utilisée pour détecter
la présence d'une planète en orbite autour d'une étoile
grâce à la diminution de luminosité qu'elle provoque
en passant devant l'étoile. Pour remplir ses deux objectifs
scientifiques, COROT observera plus de 120 000 étoiles à
l'aide de son télescope de 30 cm de diamètre.
La plupart des planètes qui seront détectées par COROT seront probablement des mondes gazeux, de type « Jupiter chaud ». Mais on s'attend également à la découverte de planètes telluriques, sans savoir dans quelle proportion, dont certaines pourraient être à peine plus grandes que la Terre (voire plus petites), constituant ainsi une nouvelle catégorie de planètes.
Lorsqu'il braquera ses instruments sur une étoile, COROT pourra également observer des « séismes stellaires », ces ondes acoustiques provenant des profondeurs de l'étoile qui se propagent à la surface de celle-ci, modifiant sa luminosité. La nature de ces vibrations permettra aux astronomes de déduire avec précision la masse, l'âge et la composition chimique des étoiles.
COROT, une mission à dimension européenne
La mission COROT a été à l'origine proposée par le CNES en 1996, qui s'est mis à la recherche d'éventuels partenaires européens en 1999. En 2000, le CNES a donné le feu vert à la construction du satellite et il dirige aujourd'hui la mission. Ses partenaires internationaux sont l'ESA, l'Autriche, la Belgique, l'Allemagne, l'Espagne et le Brésil.
Le CNES assume la responsabilité de l'ensemble du système et du contrat de lancement, conclu avec la société franco-russe Starsem, qui fournit les services d'un lanceur Soyouz.
Les contributions des partenaires internationaux vont de la fourniture de matériels à la mise à disposition de stations sol en passant par l'observation complémentaire au sol des cibles qui seront étudiées par COROT, ou encore l'analyse à venir des données scientifiques.
L'ESA joue un rôle capital dans cette mission. L'Agence spatiale européenne a fourni l'optique du télescope, installée au cour du satellite, et a réalisé des essais de la charge utile. Le déflecteur du télescope a été développé par une équipe de l'ESTEC, le centre technique de l'ESA. L'Agence a également fourni les unités de traitement des données embarquées. Dans le cadre de ce projet axé sur la coopération, des chercheurs de divers pays européens (Danemark, Suisse, Royaume-Uni et Portugal) ont été sélectionnés comme chercheurs associés à l'issue d'une procédure ouverte de mise en concurrence. Grâce à la participation de l'ESA, les chercheurs des États membres auront en outre accès aux données de COROT.
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Lueurs des premiers objets de l'Univers
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Les astronomes croient que les objets sont soit les premières étoiles, des étoiles de plus de 1.000 fois la masse de notre Soleil, ou des trous noirs voraces qui consomment le gaz et déversent des tonnes d'énergie. Si les objets sont des étoiles, alors les amas observés pourraient être les premières mini-galaxies contenant une masse de moins d'un million de soleils environ. La galaxie de la Voie lactée contient l'équivalent d'approximativement 100 milliards de soleils et a été probablement créée quand des mini-galaxies comme celles-ci ont fusionné.
Cette étude est une suite approfondie d'une observation initiale présentée dans Nature en Novembre 2005 par Kashlinksy et son équipe. La nouvelle analyse a couvert cinq régions de ciel et a impliqué des centaines d'heures d'observation.
Les scientifiques disent que l'espace, le temps et la matière ont commencé il y a 13.7 milliards d'années dans une énorme explosion appelée Big Bang. Les observations du fond cosmique de micro-onde par un co-auteur des études récentes du Spitzer, le Dr. John Mather (Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md), et son équipe scientifique, corroborent fortement cette théorie. Mather est l'un des deux prix Nobel 2006 de Physique pour ce travail. Plusieurs centaines de millions d'années environ se seraient écoulées avant que les premières étoiles se forment, mettant fin à l'époque que l'on surnomme "âge sombre" de l'Univers.
Avec Spitzer, le groupe de Kashlinsky a étudié le fond infrarouge cosmique, une lumière diffuse de cette époque précose quand la structure a émergé la première fois. Une partie de la lumière provient des étoiles ou de l'activité de trou noir si éloignés que, bien qu'elle ait commencé en tant que lumière ultraviolette et optique, ses longueurs d'onde ont été étirées aux longueurs d'onde infrarouges par l'espace-temps croissant qui provoque l'expansion de l'Univers. D'autres parties du fond infrarouge cosmique sont de la lumière des étoiles éloignée absorbée par la poussière et re-émise en tant que lumière infrarouge.
L'analyse première a impliqué d'ôter soigneusement la lumière de toutes les étoiles et galaxies de premier plan dans les cinq régions du ciel, laissant seulement de la lumière la plus ancienne. Les scientifiques ont alors étudié des fluctuations dans l'intensité de l'éclat infrarouge, dans la lumière relativement diffuse. Les fluctuations ont indiqué un regroupement d'objets qui ont produit le motif de lumière observé.
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L'essaim météoritique des Ursides
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Comme chaque année à pareille époque, la Terre croise sur sa trajectoire les débris de poussières laissés par la comète 8/P Tuttle. L'essaim météoritique des Ursides, habituellement de faible intensité (ZHR de 10), est actif entre 17 et le 26 Décembre avec un maximum d'activité prévu cette année pour le 22 Décembre vers 19h00 UTC.
Les Ursides sont associés à la comète 8P/Tuttle découverte initialement par Pierre Méchain le 09 Janvier 1790 et redécouverte le 05 Janvier 1858 par Horace Tuttle. La période de la comète 8/P Tuttle est de 13,5 années.
Le radiant des Ursides au moment du maximum d'activité est situé dans la constellation de la Petite Ourse (Ursa minor), près de l'étoile Kochab, aux coordonnées équatoriales de 14h 28.2m (ou 217°) en Ascension droite et de +76 degrés de Déclinaison. Le radiant est circumpolaire pour la grande majorité des sites de l'hémisphère nord.
La vitesse moyenne des "étoiles filantes" en provenance de cet essaim est de 33 kilomètres par seconde.
Plusieurs sursauts d'activité ont été
enregistrés, notamment en 1945 (ZHR de 108) et en 1986 (ZHR
de 122). L'essaim a montré également une activité
supérieure à la moyenne en 1988, 1995 et 2000 (ZHR
L'horaire prévue, l'absence de Lune (Nouvelle Lune le 20) et la situation du radiant favorisent les observateurs d'Europe, d'Afrique et d'Asie.
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Découverte de rares étoiles à rubidium
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Le rubidium, est un métal alcalin, dont la théorie prédit qu'un isotope légèrement radioactif (le 87Rb, -rubidium 87-) est produit dans des étoiles géantes rouges de masse comprise entre 4 et 8 fois la masse du Soleil, par capture de neutrons par des noyaux de fer, un processus appelé "la capture lente de neutrons". Jusqu'à maintenant ces étoiles, rares car elles ne représentent qu'une infime fraction de toutes les étoiles de la Galaxie, sont restées indétectables, car elles s'entourent en plus d'un cocon de gaz et de poussière.
La tâche n'a pas été facile. L'équipe s'est concentrée sur un échantillon de 102 géantes rouges parmi les plus obscurcies, car ces cocons de poussière se forment tout à la fin de l'évolution de ces étoiles lorsqu'elles sont également en train de fabriquer des éléments tels le rubidium, le zirconium, l'yttrium, le technétium, ou le néodyme. Les observations ont été réalisées en spectrographie au télescope William Herschel de 4m à La Palma et au télescope de 3,60m de l'ESO à la Silla, Chili. Sur cet échantillon, 42 étoiles étaient si obscurcies, qu'elles n'ont donné lieu à aucun signal exploitable sur les caméras. Sur les 60 restantes, des quantités importantes de rubidium ont été détectées, et mesurées, dans 17 étoiles (jusqu'à 400 fois plus que dans le Soleil).
Cette découverte est importante à plusieurs titres :
- d'abord elle établit, ce qui n'avait jamais pu être vérifié, que la production d'éléments par la capture lente de neutron se déroule de manière très différente selon la masse de l'étoile, du fait de la source de neutron qui n'est pas la même. Les modèles stellaires sont d'ailleurs mis en difficulté par les quantités mesurées de rubidium plus importantes que prévu ;
- d'autre d'autre part, ces étoiles perdant énormément de leur matière, le rubidium (comme les autres éléments) produit est rejeté dans le milieu interstellaire, et s'y mélange, avant d'être éventuellement incorporé dans les générations suivantes d'étoiles et de planètes ;
- enfin, l'isotope rubidium-87 est utilisé pour dater la formation du système solaire, et la probable présence d'un certain nombre d'étoiles géantes rouges massives au moment de sa formation pourrait avoir un impact sur certaines anomalies rencontrées dans cette datation.
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W3, une région de formation d'étoiles
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W3 est une région où de nombreuses étoiles massives sont en formation dans un chapelet d'amas stellaires, située à environ 6.000 années-lumière de la Terre dans le bras de Persée de la Voie lactée. W3 fait partie d'un vaste complexe de nuages moléculaires qui contient également la super bulle W4. Les scientifiques croient que la quantité extraordinaire d'étoiles en formation dans W3 a probablement été influencée par la voisine W4, une bulle gonflée de gaz de plus de 100 années-lumière de large. W4 peut directement déclencher la naissance des amas stellaires massifs de W3 en s'étendant et en amassant le gaz moléculaire dans une couche à haute densité en bordure, dans laquelle les étoiles peuvent se former. Un autre scénario possible est que l'expansion de W4 a provoqué un effet de domino d'étoiles en formation, formant l'amas IC 1795 (vu comme un groupe de sources de rayons X dans le coin gauche en bas de l'image) qui à son tour a déclenché la formation de jeunes et massifs amas dans W3.
Dans cette image composée d'un des nombreux complexes de formation d'étoiles de W3, appelé W3 Principal, le vert et le bleu représentent les rayons X plus faibles et de haute énergie, respectivement, alors que le rouge montre l'émission optique. Des centaine de sources de rayons X sont révélées dans cette région centrale de W3 Principal. Ces brillants point lumineux sont une population étendue de plusieurs centaines de jeunes étoiles, dont de nombreuses qui n'avaient pas été trouvées dans les études infrarouges précédentes. Ces données de Chandra montrent que W3 Principal est la région de formation d'étoiles dominante de W3. Parce ses sources de rayons X sont toutes à la même distance, s'étendant pourtant dans une gamme de masse, âge, et autres propriétés, W3 est un laboratoire idéal pour la compréhension actuelle et en cours de la formation d'étoiles dans un des bras en spirale de la Voie lactée.
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Stardust : Premiers résultats scientifiques
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A l'issue d'une mission de sept ans à travers notre système solaire, la sonde spatiale Stardust de la NASA a rapporté sur Terre des échantillons de poussières de la comète Wild 2 ainsi que des échantillons de poussières interstellaires. Lors du survol de Wild 2, le 2 janvier 2004, à une vitesse de 6,1 km/s, Stardust a capturé et piégé des poussières de la coma de la comète grâce à l'utilisation d'un "aérogel". La capsule a atterri le 15 janvier 2006 dans le désert de l'Utah. Des scientifiques regroupés dans des équipes thématiques (Preliminary Examination Teams - PET) ont effectué les analyses préliminaires. Un consortium de cinq laboratoires français associés au CNRS/INSU et soutenu par le CNES, piloté par François Robert, participe à ces travaux. Les premiers résultats obtenus par l'ensemble des équipes thématiques paraissent dans quatre articles publiés dans la revue Science du 15 décembre 2006.
L'inventaire de la récolte de grains cométaires a été le premier travail mené au laboratoire de conservation d'échantillons planétaires situé au centre spatial Johnson à Houston. En première analyse, plus de mille grains d'une taille supérieure à 5 µm ont été récoltés dans l'aérogel. Le recensement des grains continue. Sur le collecteur, l'aérogel se présente sous forme de petits parallélogrammes de quelques centimètres de coté et épais de 1 ou de 3 centimètres. Ces petits blocs sont assemblés dans les mailles d'une "grille" d'aluminium qui donne à l'ensemble l'air d'une raquette de tennis. Les grains heurtent bien sûr indifféremment l'aérogel ou l'armature. L'aérogel a été examiné au microscope et les parties comportant la trace d'un grain ont été découpées, identifiées et certaines distribuées aux équipes des PET. Des parties de l'armature d'aluminium ont aussi été mises à la disposition des équipes.
Quand un grain de poussière animé d'une vitesse supérieure à 6 km/s heurte l'armature, il creuse un petit cratère dont le diamètre est proportionnel à la taille du grain. L'analyse de ces cratères montre une prédominance importante de grains d'une taille inférieure à 3 microns. Parfois les cratères sont regroupés en amas. Les scientifiques ont aussi noté la persistance au fond de ces cratères de quelques résidus minéralogiques intéressants. Ces données sont pour l'instant les seules disponibles sur la fraction des grains les plus petits en taille mais les plus abondants en nombre.
Nature de la matière organique
Deux gros grains, piégés dans l'aérogel, ont été analysés par spectroscopie infrarouge à transformée de Fourier et spectroscopie Raman. Ces études servent à différencier le carbone minéral du carbone organique. Elles contribuent également à détecter les grandes familles de molécules organiques (linéaires, cycliques, ramifiées, ...). La longueur moyenne des chaînes de carbones organiques a été évaluée en mesurant le rapport entre les carbones portant deux atomes d'hydrogène et ceux en portant trois (CH2/CH3). Ces résultats préliminaires montrent une composition proche des poussières interplanétaires et confirment la nature primitive de la matière organique de la comète. Toutefois, au cours de ces travaux de spectroscopie, quelques contaminants issus de l'aérogel ont été détectés et leur présence devra être prise en compte lors des études ultérieures.
Minéralogie des grains
Les études minéralogiques des grains par microscopie électronique en transmission démontrent qu'une partie de ceux-ci a été endommagée par l'échauffement durant la capture dans l'aérogel. Les grains intacts sont constitués de minéraux bien cristallisés composés de silicates (olivine, pyroxène), de spinelles d'aluminium et de sulfures. Leurs microstructures montrent qu'ils ont été portés à haute température. Cette analyse minéralogique suggère un important mélange de la matière primitive dans le disque d'accrétion protoplanétaire, entraînant des échanges entre les zones internes et les zones les plus externes du système solaire en formation.
Pétrographie des grains
Les analyses chimiques révèlent que la comète est un assemblage de grains très hétérogènes. La comparaison des teneurs en oxygène et en hydrogène le long de la trace laissée dans l'aérogel ainsi que la minéralogie montrent une altération progressive des grains lors de leur capture.
Afin de déterminer la composition isotopique en carbone et en azote des grains, des fragments sub-micrométriques ont été prélevés dans la zone de leur entrée dans l'aérogel. L'analyse montre essentiellement des compositions isotopiques "solaires", identiques à celles des météorites carbonées, avec quelques rares constituants volatils rappelant le milieu interstellaire. La composition isotopique en oxygène des grains de la comète Wild 2 est similaire à celle observée dans les chondrites carbonées. Cependant, la part de la contamination des grains par l'oxygène de l'air ambiant et de l'aérogel devra être examinée.
L'analyse des fragments de l'aérogel comportant des traces d'entrée de particules cométaires détecte la présence d'hélium et de néon avec une composition isotopique intermédiaire entre les compositions terrestre et solaire. Ces premières études des gaz rares d'origine cométaire démontrent que des éléments volatils ont survécu à la capture des grains de Wild 2.
Les études effectuées au sein des PET et publiées dans le numéro de Science du 15 décembre 2006, montrent d'une part que la matière solide de Wild 2 a été formée dans notre système solaire et n'est pas de la matière interstellaire primitive et d'autre part que ces poussières cométaires contiennent des minéraux formés très près du Soleil indiquant un important mélange entre les zones internes et externes du disque proto-planétaire.
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VIRTIS dévoile la température de surface de Vénus
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Ces observations sont effectuées à travers les fenêtres spectrales infrarouges, de 1 à 1.2 microns, qui permettent d'observer sur la face nocturne de Vénus, l'émission thermique de la surface à travers les nuages épais qui couvrent la planète à une altitude de 60 km environ.
Les observations effectuées en août 2006 sur les régions Themis et Phoebe de l'hémisphère sud révèlent des variations de températures de l'ordre de 30°C entre les régions de basse et haute altitude. Comme sur Terre, les différences d'altitudes entraînent des différences de températures de la surface, et ces variations sont parfaitement corrélées aux cartes d'altimétrie mesurées par le radar de la sonde Magellan (NASA) dans les années 90.
Afin d'obtenir la température de surface, il a été nécessaire de retrancher l'effet de l'atmosphère sur les images spectrales de VIRTIS, un travail effectué à l'Institut de Recherche Planétaire du Centre aérospatial allemand de Berlin (DLR), sous la direction de Joern Helbert.
Les observations obtenues couvrent également des zones qui n'ont pas été observées par les sondes précédentes, Magellan ou Venera, et remplissent donc des "blancs", les dernières "terrae incognitae" de Vénus.
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Des indices sur les changements climatiques de Mars
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Les études du changement récent de climat sur Mars sont en augmentation avec les nouvelles données de Mars Reconnaissance Orbiter. De la même manière que les scientifiques étudient la Terre à travers les couches de sédiments ou la glace, l'équipe scientifique recherche des indices sur le passé de Mars en étudiant les couches riche en glace aux pôles de Mars. Du gypse et de l'argile trouvés au pôle seraient des éléments importants, car ce sont des indicateurs de conditions humides sur Mars dans le passé.
Une partie des premiers résultats radar et d'imagerie de Mars Reconnaissance Orbiter montre des détails dans les couches de dépôts riche en glace près des pôles. Les variations observées dans l'épaisseur et la composition apporteront des informations sur les récents cycles de climat sur la planète rouge.
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Une paire extraordinaire de naines cosmiques
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Une équipe britannique conduite par Matt Burleigh (University of Leicester) et P. F. L. Maxted (Keele University) a découvert et caractérisé un système stellaire extrêmement rare composé d'une naine blanche et d'une paire de naines brunes. Nommée WD 0137-349, cet accouplement est unique. Le système est exceptionnellement curieux donnant une période orbitale mesurée de P = 116 minutes. Une période si courte implique que les étoiles orbitent à moins d'un rayon solaire les unes des autres. C'est si proche que la naine brune doit avoir traversé l'époque où elle a été complètement engloutie par l'atmosphère de la géante rouge à l'origine de la naine blanche.
Les travaux précédent de Maxted et autres avaient déjà établi une masse de 0.39 +/- 0.035 Masse solaire pour la naine blanche et de 0.053 +/- 0.006 Masse solaire pour le compagnon. La masse dérivée du compagnon est bien au-dessous du seuil de 0.075 Masse solaire qui sépare les étoiles des naines brunes. La découverte originale du système faisait partie de l'étude 'SN Ia Progenitor Survey' conduite par R. Napiwotzki avec le VLT (Very Large Telescope).
L'article note que la seule manière de déterminer exactement le type spectral de la naine brune était au moyen de la spectroscopie en proche infrarouge. A cet effet l'équipe a obtenu un spectre en proche infrarouge à l'aide de l'instrument GNIRS sur le télescope Gemini South. Le spectre obtenu est dominé par la chaude naine blanche, de 16.500 K, dans le domaine optique, cependant, l'émission excessive est vue dans tous les longueurs d'onde supérieures à ~1.95 microns. L'équipe a adapté cette émission excessive en utilisant une variété de spectres de naines brunes connues comme calibre pour déterminer le type spectral du compagnon. Le meilleur ajustement est fourni par un type spectral L8 de naine brune, faisant de l'objet WD 0137-349 le compagnon naine brune le plus faible en masse et le plus faible en température d'une naine blanche découvert jusqu'à maintenant. Pour un âge de refroidissement d'environ un milliard d'années, la température du compagnon naine brune se situe entre K 1300 K et 1400 K.
La séparation orbitale entre la naine blanche primaire et la naine brune secondaire est étonnamment petite, équivalent à 0.65 fois le rayon du Soleil, soit un peu plus que la distance séparant la Terre de la Lune.
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Les scientifiques responsables de la sonde Mars Express découvrent un sous-sol martien inattendu
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Communiqué de Presse de l'ESA N°45-2006
Les observations réalisées par MARSIS, premier radar de sondage souterrain utilisé pour l'exploration d'une planète, semblent bien indiquer que d'anciens cratères d'impact se cachent sous les basses et paisibles plaines de l'hémisphère nord de Mars. La technique appliquée utilise les échos renvoyés par des ondes radio ayant pénétré à l'intérieur du sous-sol martien.
MARSIS a trouvé des preuves que ces cratères d'impact enfouis - dont le diamètre varie entre 130 et 470 kilomètres - sont présents sous une grande partie des basses terres septentrionales. Ces découvertes font l'objet d'un article paru dans le numéro du 14 décembre 2006 de la revue Nature.
Avec MARSIS, « nous avons quasiment une vision de type rayons X », déclare Thomas R. Watters du Centre d'études terrestres et planétaires du Musée national de l'air et de l'espace (Washington) et principal auteur des résultats : « Outre la découverte de bassins d'impact inconnus jusqu'alors, nous avons également la confirmation que certaines subtiles dépressions topographiques presque circulaires dans les basses terres sont liées à des phénomènes d'impact. »
Étudier la manière dont Mars a évolué permet de mieux comprendre les premiers âges de la Terre. Ainsi, sur Terre, il est plus difficile de repérer des traces laissées par les forces qui sont entrées en action il y a plusieurs milliards d'années, car un grand nombre de ces traces ont disparu du fait de l'activité tectonique et de l'érosion.
Ces nouvelles découvertes permettent aux planétologues de mieux comprendre l'un des mystères les plus difficiles à percer au sujet de l'évolution et de l'histoire géologiques de Mars. Contrairement à la Terre, il existe sur Mars une différence frappante entre l'hémisphère nord et l'hémisphère sud. Ainsi, l'hémisphère sud est presque entièrement recouvert de hauts reliefs accidentés et percés de nombreux cratères, tandis que la plus grande partie de l'hémisphère nord est composée de terrains plus réguliers et moins élevés.
Étant donné que les impacts à l'origine des cratères peuvent se rencontrer sur toute la surface d'une planète, on considère généralement que les zones qui comportent moins de cratères correspondent à des surfaces plus jeunes, où les processus géologiques ont effacé les cicatrices laissées par lesdits impacts. Ainsi, la surface des plaines septentrionales de Mars, recouverte de vastes quantités de lave volcanique et de sédiments, est-elle jeune et lisse. Toutefois, les nouvelles données fournies par MARSIS indiquent que la croûte sous-jacente est extrêmement ancienne.
« Le nombre de cratères d'impact enfouis de plus de 200 kilomètres de diamètre que nous avons trouvé avec MARSIS » explique Jeffrey Plaut, responsable de recherche associé de l'instrument MARSIS au Laboratoire de propulsion spatiale (JPL) en Californie, « nous indique que la croûte sous-jacente dans les basses terres du nord doit être très ancienne et remonter au début du noachien (qui a duré du début de la naissance de Mars jusqu'à environ 4 milliards d'années) ». Le début du noachien a été une époque marquée par la formation de très nombreux cratères d'impact dans tout le système solaire.
Les résultats semblent indiquer que la croûte des basses terres du nord est aussi ancienne que les hautes terres du sud les plus anciennes, qui remontent également au noachien, et que la dichotomie entre les hémisphères nord et sud est probablement apparue très tôt dans l'histoire de Mars.
« Ces résultats sont particulièrement intéressants et sans précédent », précise Giovanni Picardi, « MARSIS peut contribuer à nous faire mieux comprendre la géologie de Mars en analysant la morphologie de sa surface et de sa subsurface. De plus, l'étude détaillée des données de l'instrument nous fournit de précieuses informations sur la composition des matériaux. »
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Nouvel éclat solaire
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Un nouvel éclat solaire classé X3.4 s'est produit le 13 Décembre à 02h40 UTC, en provenance de la tache solaire AR 10930. Suite à cette explosion, une tempête de radiations est en cours. Le NOAA a classé la tempête en catégorie S2 (modérée). les satellites pourraient donc connaître quelques problèmes techniques, mais les astronautes de l'ISS et de la mission STS-116 ne sont pas en danger.
Le satellite SOHO devrait prochainement confirmer si l'explosion a projeté une masse coronale en direction de la Terre. Des aurores pourraient se produire les nuits prochaines.
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Comète C/2006 X1 (LINEAR)
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Une nouvelle et faible comète de magnitude 18.7, découverte par le télescope de surveillance LINEAR le 11 Décembre 2006, a été confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2006 X1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 24 Juin 2007 à une distance de 6 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 6 Mars 2006 à une distance de 6,1 UA du Soleil.
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Les Géminides, l'un des beaux plus essaims météoritiques de l'année
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L'essaim météoritique des Géminides, considéré comme l'un des plus beaux de l'année, est actif entre le 07 et le 17 Décembre. Les "étoiles filantes" issues de cet essaim sont généralement assez brillantes et de vitesse moyenne (35 km/s). Les Géminides sont également connues pour produire des météores brillants et colorés.
L'essaim météoritique des Géminides tire son nom du fait que les "étoiles filantes" semblent provenir d'un même point du ciel (le radiant) situé dans la constellation des Gémeaux (Gemini). Le radiant des Géminides est situé au nord-ouest de l'étoile Castor (Alpha Geminorum) de magnitude visuelle 1.8. L'emplacement du radiant des Géminides, situé à quelques degrés de l'écliptique, a pour conséquence que l'essaim est également observable dans une grande partie de l'hémisphère sud.
D'après les données enregistrées les dernières années, le maximum d'activité (ZHR = 120) devrait se produire le 14 Décembre vers 10h40 UTC, à plus ou moins 2h20, ce qui favorise en priorité les observateurs d'Amérique du Nord et d'Amérique Centrale, et l'est de l'Asie. Toutefois, même en Europe ou en Afrique, on peut s'attendre à voir quelques beaux spécimens dans la nuit du 13 au 14 ou même du 14 au 15 Décembre, car comme pour tout essaim, l'observation les jours précédant ou suivant le pic principal est recommandée.
Avec un gros croissant de Lune se levant au début de la seconde partie de la nuit en Europe, où la luminosité de l'astre sélène pourrait perturber l'observation des météores furtifs et de faible éclat, c'est sous le ciel bien noir de la première partie de nuit que l'observateur aura plus de chance d'apercevoir les "étoiles filantes" des Géminides.
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Les planètes se forment-elles autour des étoiles naines ?
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Plus de 200 exoplanètes ont été détectées autour d'étoiles proches du Soleil, la plupart grâce à la mesure de très faibles perturbations dans les vitesses de ces étoiles. La majorité d'entre elles est de type solaire, alors que la majorité des étoiles dans la Galaxie est formée de naines, moins massives et moins lumineuses que le Soleil. Or on ne savait pas jusqu'à présent si les planètes se formaient aussi fréquemment autour de ces étoiles naines qu'autour de celle de type solaire. Une équipe d'astronomes de France, Royaume Uni et Allemagne, conduite par Jean-Francois Lestrade de l'Observatoire de Paris, vient de publier dans Astronomy & Astrophysics le premier survey de disques de débris autour d'étoiles naines. Un disque de débris est la preuve que des planètes se sont formées autour d'une étoile. Ils concluent que la présence des planètes est aussi probable autour des étoiles naines qu'autour de celles de type solaire.
Les recherches des systèmes exo-planétaires autour d'autres étoiles sont activement poursuivies par un ensemble de méthodes en astronomie. La technique la plus efficace jusqu'ici détecte de petites perturbations de vitesse radiale de l'étoile parente sous l'influence de l'attraction gravitationnelle des planètes. La grande majorité des 200 planètes extra-solaires connues aujourd'hui ont été découvertes par cette technique, et cela essentiellement autour d'étoiles de type solaire. Cependant, l'aptitude à former des planètes par les étoiles différentes du Soleil est importante à connaître pour faire un recensement complet des systèmes planétaires dans la Galaxie. C'est particulièrement important pour les étoiles de faible masse, c'est à dire moins massive que le Soleil, qui sont les plus communes dans la Galaxie, elles représentent 70% de toutes les étoiles. La formation des planètes autour de ces étoiles naines pourrait être fortement influencée par leur très faible luminosité, 1/10 à 1/10000 de la luminosité solaire. La théorie de la formation des planètes est encore à ses débuts et trop complexe pour qu'il soit encore possible de prédire pour le moment si cela est un facteur favorable ou non.
Pour répondre à cette question, l'équipe internationale d'astronomes a abordé ce problème par des observations indirectes. Ils ont conduit le premier survey d'étoiles naines pour rechercher des disques de débris qui auraient été laissés autour de ces étoiles par la formation de planètes. Cette méthode est une alternative à la technique des vitesses radiales pour ces étoiles peu brillantes. Ces débris se trouvent sous la forme de planétésimaux de roche et de glace, semblables aux comètes, au milieu de la poussière produite par leurs collisions occasionnelles. Ces débris se trouvent dans la périphérie des systèmes planétaires; dans notre système solaire c'est la ceinture de Kuiper à 50 Unités Astronomiques du Soleil. La poussière à une telle distance de l'étoile centrale est très froide (-250 C) et peut être détectée par des radiotélescopes observant aux longueurs d'onde plus courtes qu'1 millimètre. L'équipe a employé le radiotélescope JCMT (UK/NL/CA) à Hawaii et le radiotélescope IRAM (FR/DE/ES) près de Grenade en Espagne pour conduire les observations d'un échantillon de 32 étoiles naines. L'analyse des données et de celles complémentaires de la littérature a permis de déterminer pour la première fois qu'entre 7 et 21% des étoiles naines sont entourées par des disques de débris. Une conclusion intéressante est que ce pourcentage est semblable à celui trouvé pour les étoiles de type solaire et pour les étoiles plus massives que le Soleil dont les disques de débris ont fait l'objet d'études précédentes. Bien que ce pourcentage de découverte ait besoin d'être raffiné par d'autres observations, il indique déjà qu'il y a autant de disques de débris autour des étoiles de faible masse qu'autour de étoiles de type solaire.
La principale question restante est de savoir si le taux de détection des disques de débris autour des étoiles (environ 10%) pourrait être très sous-estimé. Se pourrait-il que presque toutes les étoiles aient un disque de débris et corrélativement que la formation de planètes soient omniprésente? Cette question peut être mieux appréciée en se souvenant que le disque de débris du Soleil, la ceinture de Kuiper, a 10000 fois moins de poussière que ce qui peut être détecté dans les disques de débris avec les radiotélescopes actuels. Si ces télescopes et quelques astronomes étaient transférés sur l'étoile la plus proche, Proxima du Centaure, leurs instruments ne seraient pas assez sensibles pour détecter la poussière de la ceinture de Kuiper et ils ne pourraient pas savoir que la formation de planètes a eu lieu autour du Soleil! Nous sommes peut-être dans la même situation vis à vis de beaucoup d'étoiles du voisinage solaire.
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Etoiles supermassives
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L'étoile était autrefois supposée peser pas moins de 200 à 300 masses solaires. Ceci aurait non seulement fait d'elle et de loin la plus massive étoile connue dans la galaxie, mais l'aurait placée considérablement au-dessus de la limite supérieure actuellement estimée d'environ 150 masses solaires pour des étoiles individuelles.
Toutefois, les images de l'étoile en haute résolution par le télescope spatial Hubble montrent qu'il s'agit en réalité de deux étoiles orbitant l'une autour de l'autre. Elles sont estimées chacune à 100 masses solaires. Les images ont été prises par l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble en Avril 2006.
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Le début d'une nouvelle ère pour l'astronomie optique et infrarouge !
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Le Conseil de l'ESO a donné son feu vert pour concevoir les plans du plus grand télescope du monde, le E-ELT (European Extremely Large Telescope). Cette étude, évaluée à 57 millions d'euro, permettra de commencer dans trois ans la construction d'un télescope optique/infrarouge d'un diamètre de 42 mètres. La conception choisie est basée sur un concept révolutionnaire développé spécialement pour un télescope de cette taille.
Le miroir primaire de 42 mètres de diamètre se composera de 906 segments hexagonaux de 1.45 mètres chacun, alors que le miroir secondaire sera de 6 mètres de diamètre. Afin de surmonter le manque de netteté des images stellaires due à la turbulence atmosphérique, le télescope doit incorporer des miroirs adaptatifs à son système optique. Un troisième miroir, de 4.2 mètres de diamètre, transmet par relais la lumière vers le système d'optique adaptative, composé de deux miroirs : un miroir de 2.5 mètres soutenu par 5000 vérins ou plus capables de déformer sa surface mille fois par seconde, et un miroir de 2.7 mètres de diamètre qui tient compte des corrections finales d'image. Cet ensemble de cinq miroirs permettra d'obtenir une qualité exceptionnelle d'image, sans aberrations significatives dans le champ visuel.
L'emplacement de l'E-ELT n'est pas encore déterminé. Les études sont encore en cours, et l'ESO espère une décision sur le choix du lieu d'ici 2008, pour permettre une mise en service du télescope en 2018.
Les télescopes extrêmement grands sont considérés dans le monde entier comme l'une des très hautes priorités en l'astronomie faite au sol. Ils permettront d'énormes avancées dans les connaissances en astrophysique, permettant des études détaillées sur des sujets tels que les planètes autour d'autres étoiles, les premiers objets dans l'Univers, les trous noirs super-massifs, et la nature et la distribution de la matière sombre et de l'énergie sombre qui dominent l'Univers.
Avec un diamètre de 42 mètres et son concept d'optique adaptative, l'E-ELT sera plus de cent fois plus sensible que les plus grands télescopes optiques actuels, tels que les télescopes Keck de 10 mètres ou les télescopes VLT de 8.2 mètres.
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L’astronaute suédois de l’ESA Christer Fuglesang est arrivé en orbite
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Communiqué de Presse de l'ESA N° 44-2006
Christer Fuglesang a décollé la nuit dernière à bord de la navette spatiale Discovery de la NASA, pour une mission qui doit poursuivre l’assemblage de la Station spatiale internationale (ISS) et ramener sur Terre un autre astronaute de l’ESA, Thomas Reiter, qui travaille depuis cinq mois sur cet avant-poste spatial.
Le départ du vol STS-116 a eu lieu dans la nuit du 9 décembre, lorsque Discovery a décollé du Centre spatial Kennedy de la NASA à Cape Canaveral (Floride) à 20h47 heure locale (soit 2h47 heure de Paris le 10 décembre). Il s’agissait du premier lancement de nuit d’une navette spatiale depuis son retour en vol. Discovery a atteint l’orbite terrestre basse après environ 8 minutes de vol propulsé. La navette emporte un équipage de sept astronautes, dont Christer Fuglesang.
Les cinq premières heures de la mission serviront à configurer Discovery pour des activités orbitales, avant la première période de sommeil de l’équipage. Au cours de sa première journée complète dans l’espace, l’équipage procédera à une série d’inspections en vol afin de vérifier que Discovery n’a pas subi de dégâts durant son lancement. Ensuite, l’orbiteur exécutera des manœuvres de rendez-vous avec la station spatiale. L’amarrage doit avoir lieu dans la nuit du lundi 11 au mardi 12 décembre, à 00h17 heure de Paris.
Christer Fuglesang sera accueilli sur l’ISS par son collègue allemand de l’ESA Thomas Reiter, qui y travaille en tant qu’ingénieur de bord et fait partie de l’équipage actuel depuis son arrivée (également à bord de Discovery) le 6 juillet dernier.
Depuis la reprise des vols l’année dernière, la mission STS-116 est le quatrième vol de la navette et la deuxième mission d’assemblage de l’ISS. Elle doit livrer un nouveau segment de l’ossature de l’ISS, ainsi que des fournitures, des équipements et des charges utiles scientifiques, comme par exemple des panneaux supplémentaires destinés à protéger le module de service russe Zvezda des micrométéorites et des débris spatiaux. L’équipage procédera également à une reconfiguration majeure de l’alimentation électrique et de la régulation thermique de l’ISS, en effectuant le raccordement des panneaux solaires et des radiateurs qui ont été livrés par la navette Atlantis en septembre dernier.
Le premier Suédois dans l’espace
Physicien suédois spécialisé en physique des particules, Christer Fuglesang a intégré en mai 1992 le Corps des astronautes de l’ESA au Centre des astronautes européens à Cologne (Allemagne). La mission STS-116 est son premier vol dans l’espace.
En 1995, il a été la doublure de Thomas Reiter pour la mission Euromir-95 qui a duré 179 jours. Après s’être entraîné à la fois aux États-Unis et en Russie, Christer Fuglesang a reçu en avril 1998 la qualification de spécialiste mission de la NASA et en octobre 1998 le certificat russe de « Commandant de bord de Soyouz », qui lui permet d’exercer les fonctions de commandant à bord de cette capsule de trois personnes pendant le retour sur Terre.
La mission actuelle, de 12 jours, de Christer Fuglesang a été baptisée « Celsius », en hommage au célèbre astronome et scientifique suédois Anders Celsius. Ce dernier a non seulement été l’inventeur de l’échelle internationale des températures qui porte son nom, mais il a aussi collecté des observations d’aurores boréales et participé à une expédition dans le nord de la Scandinavie, au cours de laquelle il a pris des mesures qui ont contribué à confirmer, comme le pensait Newton, que la Terre est aplatie aux pôles.
Mécanicien, électricien, chauffagiste…
Christer Fuglesang passera une semaine à bord de l’ISS et participera à deux des trois sorties dans l’espace ou activités extra-véhiculaires (EVA) programmées dans le cadre de cette mission d’assemblage de l’ISS.
Mardi 12 décembre, il quittera la station en compagnie de l’astronaute Robert Curbeam de la NASA pour une sortie dans l’espace de 6 heures, afin d’installer un nouveau segment d’ossature qui permettra, au cours de l’été prochain, de transférer les panneaux solaires d’origine depuis le sommet du module Destiny jusqu’à la partie bâbord de l’ossature de l’ISS. Jeudi 14 décembre, Fuglesang et Curbeam effectueront une autre EVA particulièrement complexe de 6 heures afin de raccorder les systèmes d’alimentation électrique et de régulation thermique de la station aux nouveaux panneaux solaires et radiateurs montés sur un segment de poutre qui a été livré en septembre.
« Christer est en train de prendre part à une mission importante pour le développement des capacités de la station », a déclaré Daniel Sacotte, Directeur des Vols habités de l’ESA. « L’assemblage de l’ISS est en bonne voie ; la prochaine phase de reconfiguration et d’accroissement de la puissance électrique constituera une étape critique en vue de préparer l’ISS à l’arrivée, prévue l’année prochaine, des deux principales contributions européennes à cette entreprise internationale : l’ATV, qui servira au ravitaillement de la station, et le laboratoire Columbus ».
… mais aussi chercheur et sportif
Outre ces activités « extérieures », Christer Fuglesang exécutera une série d’expériences mises au point par des chercheurs européens afin d’évaluer les effets du rayonnement cosmique sur la physiologie humaine, question qui est particulièrement importante en vue de préparer des missions de longue durée au-delà de l’orbite terrestre.
L’expérience ALTEA, consacrée aux effets de ce rayonnement sur les fonctions cérébrales, étudiera son passage à travers le cerveau de l’astronaute tout en contrôlant l’activité cérébrale de celui-ci. Une autre expérience, Chromosome-2, étudiera les incidences de ce rayonnement sur les gènes humains. Comme Thomas Reiter depuis son arrivée à bord de l’ISS en juillet, Christer Fuglesang sera également équipé de dosimètres européens individuels (EuPCD), qui mesureront la dose cumulée de rayonnement reçu au cours du vol.
De plus, Christer Fuglesang fera plusieurs démonstrations pédagogiques concernant le rayonnement dans l’espace et, en sa qualité d’ancien champion suédois de frisbee, essaiera de battre le record de « durée de vol » d’un frisbee, ce qui, dans des conditions de microgravité, ne sera manifestement pas très compliqué. Discovery se désamarrera de l’ISS le lundi 18 décembre à 21h 39 heure de Paris, en emportant à son bord à la fois Christer Fuglesang et Thomas Reiter. Avant le retour sur Terre, Christer aura pour tâche de déployer trois nanosatellites américains se trouvant dans le compartiment de charge utile de l’orbiteur.
L’atterrissage sur la piste de Cape Canaveral réservée aux navettes est prévu jeudi 21 décembre dans la soirée à 22h17.
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Comètes SOHO : C/2003 B3, G5, C/2006 T10, U8, U9, U10, U11, U12, U13
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Neuf nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2006-X25 et MPEC 2006-X26.
C/2003 B3 (SOHO) (H. Su) C/2003 G5 (SOHO) (H. Su) C/2006 T10 (SOHO) (B. Zhou) C/2006 U8 (SOHO) (T. Scarmato) C/2006 U9 (SOHO) (S. Farmer)
C/2006 U10 (SOHO) (T. Hoffman) C/2006 U11 (SOHO) (H. Su) C/2006 U12 (SOHO) (T. Chen) C/2006 U13 (SOHO) (H. Su)
Ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf C/2006 U10 qui appartient au groupe de Meyer. |
Changements récents à la surface de Mars
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Ces frais dépôts suggèrent qu'à certains endroits et à certains moments, de l'eau liquide provenant de l'intérieur du sol martien, ou de la boue chargée de sédiments, s'écoule le long des pentes.
Les plus récentes images montrent 20 nouveaux cratères d'impacts, s'étalant en diamètre entre 2 mètres et 148 mètres qui n'étaient pas présents il y a environ sept ans. Ces résultats ont d'importantes implications pour la détermination de l'âge des caractéristiques à la surface de Mars. Ces résultats correspondent aussi approximativement aux prévisions et impliquent que le terrain de Mars, qui présente peu de cratères, est vraiment jeune.
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De nouvelles observations dévoilent la vraie histoire de l'évolution des galaxies
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Grâce à un long et patient travail d'observation de trois années réalisé avec l'instrument VIMOS (Visible Imager and Multi-Object Spectrograp) sur le VLT de l'ESO, les astronomes ont étudié plus de 6.500 galaxies sur une large échelle de distances pour étudier comment leurs propriétés varient au cours du temps, dans différents environnements et pour des galaxies de luminosité variée. Ils ont établi un atlas de l'Univers en trois dimensions, remontant à plus de 9 milliards d'années.
Cette nouvelle étude révèle un résultat surprenant. La relation couleur-densité, qui décrit la relation entre les propriétés d'une galaxie et son environnement, était nettement différente il y a 7 milliards d'années. Les astronomes ont ainsi trouvé que la luminosité des galaxies, leurs propriétés génétiques initiales, et les environnements dans lesquels elles résident ont un impact profond sur leur évolution.
"Nos résultats indiquent que l'environnement est un acteur principal dans l'évolution de galaxies, mais il n'y a aucune réponse simple au problème de "l'inné et l'acquis" dans l'évolution des galaxies, " note Olivier Le Fèvre (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, France), qui coordonne l'équipe VIMOS VLT Deep Survey qui a fait la découverte. "Ils suggèrent que les galaxies comme nous les voyons aujourd'hui soient autant le produit de leur information génétique inhérente, évolué avec le temps, que des interactions complexes avec leurs environnements, tels que des fusions."
Les scientifiques savaient depuis plusieurs décennies que les galaxies dans l'Univers d'autrefois semblent différentes de celles dans l'Univers actuel, local à la Voie lactée. Aujourd'hui, les galaxies peuvent être approximativement classifiées comme rouge, lorsqu'il y a peu ou pas de nouvelles naissances d'étoiles, ou bleu, où la formation d'étoiles est encore en cours. De plus, une corrélation forte existe entre la couleur d'une galaxie et l'environnement dans lequel elle réside : les types plus sociables trouvés dans les amas denses ont plus de chance d'être rouges que les plus isolés.
En regardant en arrière un éventail de galaxies d'une variété d'âges, les astronomes visaient à étudier comment cette corrélation particulière a évolué avec le temps.
"En utilisant VIMOS, nous pouvions utiliser le plus grand échantillon de galaxies actuellement disponibles pour ce type d'étude, et en raison de la capacité de l'instrument d'étudier beaucoup d'objets à la fois nous avons obtenu beaucoup plus de mesures que possible auparavant," ajoute Angela Iovino (Brera Astronomical Observatory, Italy), un autre membre de l'équipe.
La découverte de l'équipe d'une variation marquée dans le rapport "couleur-densité", en fonction de si une galaxie est trouvée dans un amas ou seule, et sur sa luminosité, a beaucoup d'implications potentielles. Les résultats suggèrent par exemple qu'étant située dans un amas atténue la capacité d'une galaxie de former des étoiles plus rapidement comparativement à celles en isolement. Les galaxies lumineuses manquent également de matériel de formation d'étoiles à un moment plus tôt que les plus faibles.
Ils concluent que la connection entre la couleur des galaxies, la luminosité et leur environnement local n'est pas simplement un résultat des conditions primordiales "imprimées" pendant leur formation - mais comme pour les humains, les relations et les interactions de galaxies peuvent avoir un impact profond sur leur évolution.
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Les étoiles Be : des rotateurs rapides dès leur naissance !
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Parmi les étoiles chaudes, certaines étoiles B sont connues pour être des rotateurs très rapides et pour s'entourer d'une enveloppe gazeuse anisotrope. Cette enveloppe circumstellaire, située dans les régions équatoriales de l'étoile, est alimentée par des éjections épisodiques de matière: c'est le phénomène Be. Les raies d'émission observées dans les spectres trouvent leur origine dans cette enveloppe. Toutefois les processus physiques qui sont à l'origine de l'éjection de matière des étoiles Be demeurent un mystère.
Par ajustements de spectres théoriques aux spectres observés, les astronomes ont déterminé les paramètres fondamentaux (température effective, gravité de surface, vitesse de rotation projetée, et vitesse radiale) pour l'ensemble de ces étoiles. Les effets de la rotation rapide (exemple: aplatissement de l'étoile dû à la force centrifuge) ont été pris en compte dans la détermination des paramètres des étoiles Be.
Ensuite, à l'aide d'outils statistiques et de sélections adéquates d'échantillons, ils ont mis en évidence que :
- Plus la métallicité de la galaxie est faible, plus les étoiles B et Be tournent vite. Ainsi elles tournent plus vite dans le Petit Nuage de Magellan (faible métallicité), que dans le Grand Nuage de Magellan (métallicité moyenne) et dans la Voie Lactée (forte métallicité). Ce résultat apporte une première validation observationnelle de précédents travaux théoriques, par une équipe genevoise, concernant l'impact de la métallicité sur la rotation.
- Dans une galaxie de métallicité donnée, les progéniteurs des étoiles démarrent leur vie avec des vitesses différentes de rotation. Ainsi ceux des étoiles Be ont une vitesse de rotation plus grande que ceux des étoiles B. En conséquence, seules les étoiles B avec une vitesse de rotation suffisante au début de leur vie (>300 km/s) pourront devenir des étoiles Be. Par contre, celles dont la vitesse de rotation initiale est comprise entre 50 et 300 km/s, selon la métallicité, resteront des étoiles B.
Les astronomes ont également obtenu les premières estimations des distributions des vitesses de rotation des étoiles Be au début de leur vie sur la séquence principale (ZAMS) et ont montré que ces distributions dépendent de la masse de ces étoiles et de la métallicité du milieu. Plus une future étoile Be est massive et formée dans un milieu peu métallique, plus elle tourne vite; au point que les étoiles Be les plus massives du Petit Nuage de Magellan seraient des rotateurs critiques, c'est à dire à la limite de la stabilité. On peut donc supposer que la rotation critique aurait pu être couramment atteinte par les étoiles massives de 1ères générations, que l'on pense extrêmement déficientes en métaux.
Enfin, l'étude du statut évolutif des étoiles Be dans ces trois galaxies de différentes métallicités nous indique que les étoiles Be massives des Nuages de Magellan apparaissent dans la deuxième partie de la séquence principale contrairement à celles de la Voie Lactée.
En conclusion, si la rotation rapide joue un rôle fondamental dans la genèse des étoiles Be, rôle d'autant plus marqué que la métallicité du milieu est faible, elle n'est pas toujours suffisante pour permettre l'éjection de matière. D'autres phénomènes combinés à la rotation, tel que la présence de champ magnétique, pourraient alors favoriser la création de l'enveloppe circumstellaire des étoiles Be.
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Un éclat solaire classé X9
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La tache solaire étant près du limbe solaire, l'éclat n'était pas dirigé vers la Terre. Toutefois, en raison de la rotation du Soleil, les prochaines éruptions en provenance de cette tache pourraient avoir lieu lorsque la Terre fait face à la tache solaire.
Du fait de la rotation du Soleil, la tache solaire 929 sera encore visible pendant environ deux semaines, glissant au fil des jours à la surface visible du Soleil.
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Comète C/2006 VZ13 (LINEAR)
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L'astéroïde découvert le 13 Novembre 2006 à la magnitude 20 par le télescope de surveillance LINEAR, et classé comme un astéroïde de type Amor circulant en environ 40 ans sur une orbite rétrograde, s'est révélé être une comète sur les images du 28 Novembre 2006 faites par Richard Miles (Golden Hill Observatory). La nature cométaire a également été confirmée par les images faites le 01 Décembre par C. W. Hergenrother (Catalina Station).
Les éléments orbitaux de la comète C/2006 VZ13 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 11 Août 2007 à une distance de 1 UA du Soleil. La comète pourrait atteindre la magnitude 10.8 au moment de son passage au périhélie.
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Le Mécanisme d'Anticythère, un calculateur astronomique très sophistiqué dû aux Grecs
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Un calculateur astronomique ancien connu sous le nom de mécanisme d'Anticythère, construit vers la fin du second siècle avant JC, semble encore plus sophistiqué qu'on le pensait, comme le montre l'étude dévoilée lors d’un colloque à Athènes et publiée le 30 novembre 2006 dans Nature.
En 1900, des pêcheurs d'éponges découvrent l'épave d'un navire romain datée de 65 av. JC, au large de l'île grecque d'Anticythère, entre la Crète et le Péloponnèse. Parmi la cargaison d’amphores, de statues, bijoux et poteries, ils ramènent 82 fragments de bronze corrodé, recouverts d’une gangue de calcaire et de corail. En 1902, en étudiant les fragments au National Archaeological Museum d'Athènes, un archéologue remarque un ensemble de roues dentées enchâssées dans les restes d'une structure en bois formant un mécanisme à usage inconnu.
Dans les années 1950, le chercheur britannique Derek de Solla Price a soumis les fragments à une désoxydation par électrolyse. Cette opération a dévoilé un appareillage complexe comprenant, outre la vingtaine de roues dentées déjà répertoriées, des axes, des tambours, des aiguilles mobiles et trois cadrans gravés d'inscriptions et de signes astronomiques. En Juin 1959, dans un article intitulé "An Ancient Greek Computer" publié dans Scientific American, Derek de Solla Price a avancé la théorie que le mécanisme d'Anticythère était un appareil servant au calcul des mouvements d'étoiles et de planètes, ce qui ferait de cet appareil le premier ordinateur connu. Mais en raison de la forte corrosion du dispositif, qui plus est, fragmenté, cette théorie était difficilement vérifiable.
Au début des années 1970, Derek de Solla Price et le physicien grec Charalampos Karakalos ont passé le mécanisme aux rayons X et ont fourni une première vue détaillée des engrenages.
Des tentatives de reconstitution ont été réalisées par John Gleave, le scientifique Allan George Bromley (University of Sydney) et l'horloger Frank Percival, à partir du modèle présenté par Price dans son "Gears from the Greeks: the Antikythera mechanism — a calendar computer from ca. 80 BC" publié en 1975. Un autre chercheur britannique, Michael Wright, a fait entre 2002 et 2005 une nouvelle étude complète des fragments originaux avec Allan Bromley.
Le mécanisme d'Anticythère, très sophistiqué et complexe, est depuis quelques années longuement étudié par le projet de recherche, the Antikythera Mechanism Research Project, soutenu notamment par le Musée national archéologique d’Athènes, auquel participent, entre autres, les Universités de Cardiff, de Thessalonique et d’Athènes.
En 2000, l'astrophysicien Mike G. Edmunds (Cardiff University, U.K.) eu l'idée d'utiliser le scanner, mais aucun scanner de l'époque ne se révéla adapté. La construction d'un scanner spécial a été entreprise en 2002 permettant de reconstituer et de produire des images, avec une précision de 50 microns et en trois dimensions.
Grâce au recours de la tomographie tridimensionnelle en rayons X pour étudier les fragments du mécanisme d’Anticythère, Mike G. Edmunds et le mathématicien Tony Freeth (Cardiff University, U.K.) ont découvert de nouvelles pièces. Cette technique d'avant-garde a également permis aux scientifiques de compter les différentes dents d'une trentaine de roues dentées et de reconstituer les mécanismes d'engrenage. Le système d'imagerie a permis de voir et de déchiffrer beaucoup plus d'inscriptions rédigées en grec figurant sur le boîtier, passant de 1000 caractères qui étaient visibles auparavant à environ 2000 caractères.
Selon la nouvelle étude, l'appareil est techniquement plus complexe que tout autre appareil connu au moins jusqu'au Moyen-Age.
Le mécanisme d'Anticythère, enchâssé dans un cadre en bois, se présentait sous la forme d'un boîtier haut de 34 cm, large de 18 cm et épais de 9 cm. Il devait probablement être actionné à la main ou par un système hydraulique.
Les engrenages sont une représentation mécanique d'une théorie du second siècle avant Jésus-Christ qui explique les irrégularités du mouvement de la Lune à travers le ciel en raison de son orbite elliptique. Ce dispositif a probablement permis aux astronomes de l'époque de prévoir les mouvements de la Lune et du Soleil à travers le zodiaque, et les éclipses lunaires et solaires.
La face avant présente deux cercles gradués concentriques : un premier cercle intérieur divisé en 360 parties représentant le zodiaque, et un second cercle extérieur divisé en 365 parties, avec des marques qui indiquent la position du Soleil et de la Lune, et les phases lunaires. En se basant sur les inscriptions, les auteurs supposent que les mouvements des planètes connues à l'époque (Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne) pouvaient également être indiquées à cet emplacement.
La face arrière présente deux cadrans en forme de spirale indiquant deux des plus importants cycles astronomiques. En haut étaient indiqués les périodes métonique (cycle de 19 ans, soit 235 lunaisons, au terme duquel les pleines et les nouvelles lunes reviennent au même jour de l'année solaire) et callippique (cycle de 76 ans, soit 940 lunaisons, plus précis que le précédent et créé par l'astronome grec Callippos). En bas était représenté le cycle de Saros (18 ans, soit 223 lunaisons, séparant le retour du Soleil, de la Lune et de la Terre à la même position relative).
L'équipe internationale espère produire une reproduction complète en état de marche du mécanisme d'Anticythère, lequel est conservé au National Archaeological Museum d'Athènes dans des conditions climatiques sous contrôle.
Personne à l'heure actuelle ne sait s'il s'agit d'un dispositif unique, ou s'il existe d'autres dispositifs similaires en attente de découverte, mais la complexité du mécanisme d'Anticythère montre que les Grecs possédaient probablement une technologie bien plus sophistiquée qu'on ne l'imaginait jusqu'à présent.
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Cendres asymétriques
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Des astronomes rapportent de nouveaux résultats remarquables qui éclairent un débat vieux de dix ans sur une sorte de supernovae, les explosions qui indiquent une disparition finale d'étoile : est-ce que l'étoile meurt dans une lente combustion ou avec une rapide détonation ? De leurs observations, les scientifiques constatent que la matière éjectée par l'explosion montre une asymétrie périphérique significative mais un intérieur presque sphérique, impliquant très probablement que l'explosion se propage finalement à la vitesse supersonique.
Ces résultats sont rapportés aujourd'hui dans Science Express, version en ligne du journal de recherches Science, par Lifan Wang (Texas A&M University, USA), et ses collègues Dietrich Baade et Ferdinando Patat de l'ESO.
"Nos résultats suggèrent fortement un processus en deux étapes d'explosion dans ce type de supernova," commente Wang. "C'est une conclusion importante avec des implications potentielles en cosmologie."
En utilisant des observations de 17 supernovae faites sur plus de 10 ans avec le VLT (Very large Telescope) de l'ESO et le télescope Otto Struve du McDonald Observatory, les astronomes ont déduit la forme et la structure du nuage de débris éjecté des supernovae de Type Ia. De telles supernovae sont supposées être le résultat de l'explosion d'une petite et dense étoile - une naine blanche - à l'intérieur d'un système binaire. Comme son compagnon déverse sans interruption de la matière sur la naine blanche, la naine blanche atteint une masse critique, conduisant à une instabilité mortelle et à la supernova. Mais ce qui déclenche l'explosion initiale, et comment le souffle de l'explosion voyage à travers l'étoile ont longtemps été des questions épineuses.
Les supernovae que Wang et ses collègues ont observées se sont produites dans des galaxies éloignées, et en raison des vastes distances cosmiques ne pouvaient pas être étudiées en détail en utilisant des techniques conventionnelles d'imageries, y compris l'interférométrie. Au lieu de cela, l'équipe a déterminé la forme des enveloppes d'explosion en enregistrant la polarisation de la lumière des étoiles mortes.
La polarimétrie se fonde sur le fait que la lumière se compose d'ondes électromagnétiques qui oscillent dans certaines directions. La réflexion ou la dispersion de la lumière favorise certaines orientations des champs électriques et magnétiques sur d'autres. C'est pourquoi les lunettes de soleil polarisantes peuvent filtrer le reflet de la lumière du soleil renvoyée par un étang, par exemple. Quand la lumière se disperse à travers les débris en expansion d'une supernova, elle garde des informations sur l'orientation des couches de dispersion. Si la supernova est sphériquement symétrique, toutes les orientations seront présentes à parts égales, aussi il n'y aura aucune polarisation nette. Si, toutefois, l'enveloppe de gaz n'est pas ronde, une légère polarisation nette sera gravée dans la lumière.
C'est ce que la polarimétrie à bande large peut accomplir. Si l'information spectrale additionnelle est disponible ('spectro-polarimétrie'), on peut déterminer si l'asymétrie est alignée dans le continuum de lumière ou dans quelques lignes spectrales. Dans le cas des supernovae de Type Ia, les astronomes ont constaté que le continuum de polarisation est très petit de sorte que la forme globale de l'explosion est sommairement sphérique. Mais la polarisation beaucoup plus grande dans les lignes spectrales fortement décalées vers le bleu démontre la présence, dans les régions externes, de blocs mobiles rapides avec une composition chimique particulière.
"Notre étude révèle que les explosions des supernovae de Type Ia sont des phénomènes vraiment tridimensionnels," note Dietrich Baade. "Les régions externes du nuage soufflé sont asymétriques, avec différents matériaux trouvés en 'blocs', alors que les régions intérieures sont homogènes."
"Cette étude était possible parce que la polarimétrie pouvait déployer sa pleine puissance grâce au puissant pouvoir-collecteur du VLT et du calibrage très précis de l'instrument FORS."
L'équipe de recherche a repéré la première fois cette asymétrie en 2003, au cours de la même campagne d'observation. Les nouveaux et plus étendus résultats prouvent que le degré de polarisation et, par conséquent, l'asphéricité, est en corrélation avec l'éclat intrinsèque de l'explosion.
"Ceci a un certain impact sur l'utilisation des supernovae de Type Ia comme bougies standard," ajoute Ferdinando Patat. "Cette sorte de supernovae est utilisée pour mesurer le taux d'accélération de l'expansion de l'Univers, en supposant que ces objets se comportent d'une manière uniforme. Mais les asymétries peuvent présenter des dispersions dans les quantités observées."
"Notre découverte impose de fortes contraintes sur tous les modèles réussis d'explosions thermonucléaires de supernova," ajoute Wang.
Les modèles ont suggéré que l'absence de blocs soit provoqué par un processus de lente combustion, appelé 'déflagration', et laisse une traînée irrégulière de cendres. L'harmonie des régions intérieures des étoiles pulvérisées implique qu'à une étape donnée, la déflagration mène à un processus plus violent, une 'détonation ', qui voyage à des vitesses supersoniques - tellement rapidement qu'elle efface toutes les asymétries dans les cendres laissées derrière par la combustion plus lente de la première étape, ayant pour résultat un résidu plus régulier, plus homogène.
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Sources ou Documentations non francophones
Une nouvelle et sensationnelle
image de l'araignée cosmique, la Nébuleuse de la Tarentule
et ses environs, rend enfin hommage à ce surprenant, vaste
et complexe réseau formé d'étoiles et de gaz.
L'image nouvellement publiée, faite avec l'instrument Wide
Fiel Imager sur le télescope ESO/PMG de 2,2 mètres
à La Silla, couvres 1 degré carré sur le ciel
et pourrait donc contenir quatre fois la pleine lune.
Des scientifiques ont
découvert ce qui semble être une nouvelle sorte d'explosion
cosmique, un "éclat de rayons gamma hybride". Quatre
articles consacrés à ce sujet sont publiés
dans le journal Nature du 21 Décembre 2006.
Les
nouvelles observations du télescope spatial Spitzer suggèrent
fortement que la lumière infrarouge détectée
dans une étude antérieure proviendrait des morceaux
des tous premiers objets de l'Univers. Les données récentes
indiquent que cette lumière éparse est disséminée
à travers tout le ciel et provient des amas d'objets lumineux
et monstrueux éloignés de plus de 13 milliards d'années-lumière.
Des
étoiles fortement enrichies en rubidium ont été
découvertes par une équipe internationale d'astrophysiciens,
dont Bertrand Plez, du Groupe de Recherche en Astronomie et Astrophysique
du Languedoc (GRAAL) de l'université de Montpellier 2, CNRS.
L'existence de ces étoiles a été prédite
théoriquement depuis des décennies, mais elles n'avaient
jamais encore été mises en évidence.Ce résultat
est publié dans le numéro de Science du 15/12/06.
Typologie
des grains
La sonde de l'ESA, Venus Express,
a obtenu la première carte à grande échelle
de la température de surface dans l'hémisphère
sud de Vénus, une planète très inhospitalière,
où la température avoisine les 500 degrès Celsius.
Ces premières données permettront de rechercher à
l'avenir d'éventuels points chauds, qui pourraient signaler
un volcanisme actif sur Vénus. Ces résultats, présentés
le 14 Décembre à la réunion de l'"American
Geophysical Union (AGU)" à San Francisco, USA, ont été
obtenus grâce à VIRTIS, "Visible and Infrared
Thermal Imaging Spectrometer" dont Pierre Drossart (LESIA,
Observatoire de Paris) est co-Investigateur Principal.
Selon
Giovanni Picardi (de l'Université de Rome La Sapienza), responsable
de recherche pour le radar MARSIS de la sonde Mars Express, les
informations fournies par ce radar sont sans précédent
car elles révèlent que le sous-sol de la planète
est plus ancien et plus accidenté que la surface. Ces résultats,
qui proviennent du radar de sondage de pointe embarqué sur
l'orbiteur Mars Express de l'ESA, apportent de nouveaux indices
importants en ce qui concerne l'histoire géologique encore
mystérieuse de Mars.
Le
petit amas ouvert d'étoiles Pismis 24 se tient dans le coeur
de la grande nébuleuse d'émission NGC 6357 dans le
Sagittaire (Sagittarius), à environ 8000 années-lumière
de la Terre. Certaines des étoiles dans cet amas sont extrêmement
massives et émettent d'intenses radiations ultaviolettes.
L'objet le plus brillant dans l'image se nomme Pismis 24-1.
La
sonde Mars Global Surveyor, qui orbite depuis 1997 autour de la
planète rouge, a découvert des milliers de petites
ravines sur les pentes intérieures de cratères et
autres dépressions sur Mars. La plupart des ravines sont
situées aux latitudes de 30 degrées ou plus. Michael
Malin (Malin Space Science Systems, San Diego) et son équipe
ont annoncé la première découverte de ces ravines
en 2000. Pour voir les changement qui pourraient indiquer la présence
aujourd'hui d'écoulement d'eau, des centaines de sites ont
été photographiés à plusieurs reprises.
Deux de ces ravines, révélées par les images,
sont apparues au cours de la mission. Les deux sites sont à
l'intérieur de cratères dans les régions de
Terra Sirenum et de Centauri Montes au sud de Mars.
En
plus de l'examen des modifications dans les ravines, l'équipe
chargée de la caméra de l'orbiteur a évalué
la rapidité d'apparition de nouveaux impacts. La caméra
a photographié approximativement 98 pour cent de Mars
en 1999 et approximativement 30 pour cent de la planète a
été photographiée à nouveau en 2006.
En
utilisant l'instrument VIMOS sur le VLT de l'ESO, une équipe
internationale composée d'astronomes français et italiens
a montré la forte influence que l'environnement exerce sur
la manière dont les galaxies se forment et évoluent.
Les scientifiques ont pour la première fois cartographié
des parties lointaines de l'Univers, montrant que la distribution
de galaxies a considérablement évolué avec
le temps, en fonction des environnements immédiats des galaxies.
Cette découverte surprenante soulève de nouveaux défis
pour les théories de formation et d'évolution des
galaxies.
Les satellites
en orbite autour de la Terre ont détecté un important
éclat solaire classé X9 à 10h35 UTC, provenant
de la tache solaire 929 qui semble très active. Le satellite
GOES-13, lancé le 24 Mai 2006, a capturé une image
en rayons X de l'explosion. L'éclat a provoqué une
interruption des émissions radio (type R3).
Le
texte, où figurent de nombreux nombres, constitue tout à
la fois un traité d'astronomie et un mode d'emploi de l'appareil.