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Nouvelles du Ciel de Décembre 2007 |
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Nouvelles du Ciel de Décembre 2007 |
Augmentation de la probabilité d'impact sur Mars pour 2007 WD5
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La probabilité d'une collision de l'astéroïde 2007 WD5 avec la planète Mars le 30 Janvier 2008 a augmenté de 1.3% à 3.9%.
Des observations antérieures à la découverte de l'asteroïde 2007 WD5, faites le 08 Novembre 2007, ont permis à son orbite d'être affinée et les incertitudes pour la rencontre fin Janvier avec Mars ont été améliorées. La probabilité d'impact résultant de l'amélioration récente de l'orbite a grimpé jusqu'à un étonnant 3.9% (environ 1 chance sur 25). La région d'incertitude pour la rencontre avec Mars s'étend maintenant sur 400.000 kilomètres le long d'un ellipsoïde très étroit qui est de seulement de 600 kilomètres de large. Puisque la région d'incertitude intersecte Mars elle-même, un impact sur Mars est encore possible. Cependant, le scénario le plus probable est que les observations supplémentaires de l'astéroïde permettront à la région d'incertitude de se rétrécir de sorte qu'un impact de Mars soit éliminé. Dans l'éventualité d'un impact, il se produirait le 30 Janvier 2008 à 10:56 UT avec une incertitude de quelques minutes.
Mise à jour : 03 Janvier 2008
De nouvelles observations réduisent l'égèrement la probablité d'impact sur Mars Des observations additionnelles de position pour l'astéroïde 2007 WD5 prises entre le 29 Décembre 2007 et le 02 Janvier 2008 ont été employées pour améliorer l'exactitude de l'orbite de l'astéroïde. En conséquence, l'étendue des chemins possibles auprès de Mars s'est rétrécie par un facteur de 3 et le chemin le plus problable s'est éloigné un peu plus loint de la planète, faisant diminuer la probabilité d'impact sur Mars légèrement à 3.6% (environ une chance sur 28). Les nouvelles observations de position ont été faites à l'aide du télescope de 2.4 mètres du Magdalena Ridge Observatory (Nouveau-Mexique) et rapportées par l'astronome Bill Ryan. Il semble probable que les observations additionnelles à venir réduisent la région d'incertitude de cet astéroïde, que la région n'intersectera plus Mars et que la probabilité d'impact chutera rapidement à zéro.
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Subaru révèle les structures des galaxies il y a 11 milliards d'années
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Une équipe d'astronomes japonais du NAOJ (National Astronomical Observatory of Japan), de l'Université de Tokyo, et de l'Université de Kyoto, au Japon, a obtenu des images infrarouges et en haute résolution de galaxies âgées de 11 milliards d'années en utilisant le système d'optique adaptatif et l'instrument IRCS (infrared camera and spectrograph) sur le télescope Subaru.
Grâce au retrait du flou dû à l'atmosphère par le système AO, l'imagerie en haute résolution spatiale a été réalisée dans le proche infrarouge et les profils des galaxies éloignées ont été révélés. Les images des galaxies lointaines montrent que presque toutes les galaxies ont un profil lumineux semblable aux disques des galaxies dans l'Univers local.
Crédit : Subaru Telescope. NAOJ
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L'organisation des Nations Unies déclare 2009, Année Mondiale de l'Astronomie
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L'année 2009 célébrera ainsi la première utilisation d'une lunette pour des observations astronomiques, une invention qui a ouvert la voie à quatre siècles de découvertes prodigieuses. De nos jours, les télescopes au sol et dans l'espace scrutent en permanence l'Univers dans toutes les gammes de longueur d'onde.
La présidente de l'UAI, Catherine Cesarsky, a déclaré "L'Année Mondiale de l'Astronomie donne à toutes les nations la possibilité de participer à cette révolution scientifique et technologique". Cette année correspondra à une coordination internationale à des fins pacifiques, pour mieux appréhender la recherche de nos origines cosmiques ; c'est un héritage commun qui relie tous les habitants de la planète Terre. Les sciences de l'astronomie représentent des millénaires d'efforts joints par-delà les frontières de lieu, de genre, d'âge, de culture et de race, en parfait accord avec les principes des Nations Unies. Dans ce sens, l'astronomie est un exemple-type du développement scientifique au travers de collaborations et échanges internationaux.
La présidente du comité de pilotage AMA09 (point de contact en France pour l'Année Mondiale de l'Astronomie), Anny-Chantal Levasseur-Regourd, précise : "De multiples actions sont dès à présent prévues sur toute la France, expositions, conférences, animations, observations grand public, etc., avec un effort tout particulier en direction de la jeunesse et de l'éducation. Le démarrage international aura lieu à Paris en janvier 2009. Le retentissement de cet évènement doit permettre la participation d'un très large public à l'ensemble des manifestations qui seront proposées tout au long de l'année".
L'Année Mondiale de l'Astronomie s'adresse à tous. Son but est de faire partager la passion de la découverte, la valeur des méthodes scientifiques et le plaisir qu'il y a à mieux comprendre l'Univers et la place que nous y occupons. Dès à présent, près de 100 pays et 14 organisations se sont engagés à y participer, formant un réseau unique de communicants et enseignants en astronomie.
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Poussières dans les restes de la supernova
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Les astronomes ont enfin trouvé la preuve que les premières poussières de l'Univers - la substance céleste qui a ensemencé les futures générations d'étoiles et les planètes - a été forgée dans les explosions d'étoiles massives.
Les résultats, obtenus avec le télescope spatial Spitzer, sont l'indice le plus significatif à ce jour de ce mystère de longue date sur la provenance de la poussière dans notre Univers très jeune. Les scientifiques suspectaient que les supernovae étaient la source primaire, mais personne n'avait pu démontrer qu'elles peuvent créer de copieuses quantités de poussières - jusqu'à présent. Les détecteurs infrarouges sensibles de Spitzer ont trouvé la valeur de 10.000 masses terrestres de poussières dans les restes éjectés du bien connu reste de supernova Cassiopeia A.
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RRAT J1819-1458
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XMM-Newton a détecté l'émission périodique de rayons X, ou le battement de coeur pulsé d'un nouveau type mystérieux d'étoiles. La collecte de rayons X d'une source radio éphémère en rotation, appelé RRAT (Rotating RAdio Transient) a confirmé la nature de l'objet céleste sous-jacent et a donné aux astronomes un nouvel aperçu de ces objets exotiques.
Les observations ont été réalisées avec l'instrument EPIC (European Photon Imaging Camera) de XMM-Newton, qui a ciblé l'objet céleste RRAT J1819-1458. Les astronomes ont observé l'objet sur environ 12 heures et ont détecté des pulsations dans les données en rayons X qui montrent une période de rotation de 4,26 secondes, confirmant ainsi que les RRATs sont des étoiles à neutrons en rotation.
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Les jets aident l'étoile à se développer
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Des astronomes ont observé pour la première fois le mouvement en spirale du gaz éjecté par une jeune étoile en formation dans des jets. La protoétoile encore en formation accrète de la matière à partir d'un disque environnant. Du matériel du disque, plutôt que de tomber sur l'étoile, est éjecté à l'extérieur dans un jet bipolaire. La matière dans le jet tourne autour de l'axe du jet dans une sorte de "tourbillon inversé," ce qui porte le moment angulaire loin du système et aide l'étoile à se développer.
En utilisant le SMA (Submillimeter Array) au sommet du Mauna Kea d'Hawaii, une équipe internationale d'astronomes a observé un objet appelé Herbig-Haro (HH) 211, situé à environ 1.000 années-lumière dans la constellation de Persée (Perseus). HH 211 est un jet bipolaire voyageant à travers l'espace interstellaire à des vitesses supersoniques. La proto-étoile centrale est âgée d'environ 20.000 ans avec une masse de seulement six pour cent de la masse de notre Soleil. Par la suite, elle se développera en une étoile comme le Soleil.
Le gaz dans le jet tourbillonne aux alentours à des vitesses de plus de 4.800 kilomètres par heure, tout en soufflant également loin de l'étoile à une vitesse supérieure à 320.000 kilomètres par heure.
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Nouvelle Nova de magnitude 8 dans Vulpecula
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La circulaire CBET 1181
annonce la découverte par Hiroshi Kaneda (Sapporo, Japon)
et indépendamment par Akihiko Tago (Japon) d'une nova dans
la constellation du Petit Renard (Vulpecula). Des positions sont
différemment rapportées près de :
Position de la nova V459 Vul dans la constellation du Petit renard (Vulpecula) : AD = 19:48:08.87 D = +21:15:26.8 (J2000)
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Un astéroïde récemment découvert pourrait percuter Mars en Janvier
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Un astéroïde récemment découvert qui est passé près de la Terre en Novembre, est maintenant en route pour un passage à une très courte distance de la planète Mars en Janvier 2008, et il y a une petite chance qu'il percute cette planète. La probabilité d'une collision est de seulement 1 sur 75, mais les scientifiques sont excités à l'idée de cette possibilité. S'il se produit, l'impact surviendrait le 30 Janvier 2008 vers environ 10h55 UTC.
Dans l'éventualité probable que l'astéroïde rate Mars, il pourrait revenir vers le voisinage de la Terre des années ou des décennies plus tard, mais notre routine de surveillance des dangers montre qu'il n'y a aucune menace d'un impact avec la Terre.
Désigné 2007 WD5, l'astéroïde a été découvert le 20 Novembre 2007 par le Catalina Sky Survey à l'aide d'un télescope de 1,5 mètre sur le Mt Lemmon, près de Tucson (Arizona). L'objet était déjà passé à moins de 7.5 millions de kilomètres de la Terre le 01 Novembre, avant qu'il d'être découvert. Basé sur sa magnitude, nous estimons que l'astéroïde est d'environ 50 mètres de large. Comme le diagramme d'accompagnement le montre, il est déjà à mi-chemin entre la Terre et Mars. Quand il sera près de Mars, il s'approchera du côté jour, et sera ensuite très difficilement observable pour les vaisseaux spatiaux sur ou autour de Mars. Notre meilleure estimation actuelle prévoit que l'astéroïde ratera Mars de 50.000 kilomètres, mais cette distance est fortement incertaine parce que la trajectoire de l'astéroïde n'est pas connue avec une exactitude suffisante. La région d'incertitude pendant la rencontre avec Mars s'étale actuellement sur un million de kilomètres le long d'un ellipsoïde très mince de seulement 1200 kilomètres de large, mais l'ellipsoïde croise Mars. La zone de l'impact potentiel sur la surface de Mars est d'approximativement 800 kilomètres de large, et passe à travers l'équateur de Mars du sud-ouest vers le nord-est, croisant l'équateur à la longitude d'approximativement 30 degrés Ouest. Le vagabond Opportunity est près du bord sud de cette zone possible d'impact mais clairement en dehors d'elle.
Il devient de plus en plus difficile d'observer l'astéroïde, puisqu'il s'éloigne de la Terre et la lune gibbeuse s'approche dans la même partie du ciel. Mais il devrait redevenir observable en Janvier. Ces nouvelles mesures conduiront à une amélioration significative de l'exactitude de l'orbite, et nous pourrons alors affiner la probabilité que l'astéroïde pourrait entrer en collision avec Mars.
Si l'astéroïde est en effet sur une trajectoire de collision, il frapperait Mars avec une vitesse d'environ 13.5 km/s, et produirait une explosion équivalente à 3 mégatonnes de TNT. Nous pouvons seulement spéculer quant aux effets d'un tel impact, mais il serait raisonnable d'attendre un cratère de presque un kilomètre de large et une quantité significative de poussières soulevées dans l'atmosphère.
Un tel impact ne serait pas sans précédent : 21 fragments de la comète Shoemaker-Levy ont percurté Jupiter en Juillet 1994. Ces impacts ont été prévus avec certitude presque un an avant l'impact. Mais, avec une probabilité de 1 sur 75, cet impact possible de l'astéroïde avec Mars est loin d'être sûr.
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Collision cosmique triple
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La galaxie ESO 593-IG 008, ou IRAS 19115-2124, était précédemment simplement connue comme une paire de galaxies en interaction à une distance de 650 millions d'années-lumière. Mais des surprises ont été révélées par des observations faites avec l'instrument NACO sur le VLT, qui a scruté à travers les nuages de poussières omniprésents, en utilisant le système d'optique adaptatif pour résoudre les détails les plus fins.
Sous l'aspect chaotique des images optiques de Hubble - recherchées dans les archives du télescope spatial Hubble - les images de NACO montrent deux galaxies caractéristiques, l'une est une spirale barrée tandis que l'autre est plus irrégulière.
La surprise tient dans l'identification claire d'un troisième composant clairement séparé, une galaxie irrégulière et pourtant assez massive qui semble former des étoiles à un rythme effréné.
"Les exemples de fusions de trois galaxies de taille approximativement similaire sont rares," comment Pétri Väisänen, auteur principal du papier rapportant les résultats. "Seules les observations en proche-infrarouge du VLT font qu'il est possible d'identifier la nature de fusion triple du système dans ce cas-ci."
En raison de la ressemblance du système à un oiseau, l'objet a été surnommé comme tel, avec la "tête" comme troisième composant, et les deux noyaux principaux des galaxies faisant le "coeur" et le "corps", les queues de marées composant les "ailes". Ces dernières s'étendent à plus de 100.000 années-lumière, ou la taille de notre propre Voie lactée.
La spectroscopie optique ultérieure avec le nouveau télescope SALT (Southern African Large Telescope), et les données d'archives en mi-infrarouge du télescope spatial Spitzer, ont confirmé la nature séparée de la "tête", mais d'autres surprises également supplémentaires. La "tête" et les parties principales de "l'Oiseau" se séparent à plus de 400 km/s (1.4 million de km/h !). Observer de telles vitesses élevées est très rare dans les galaxies en fusion. Aussi, la "tête" semble être la source principale de luminosité infrarouge dans le système, bien qu'elle soit la plus petite des trois galaxies.
"Il semble que NACO a capturé l'action juste au moment du premier survol à haute vitesse de la galaxie "tête" à travers le système comprenant les deux autres galaxies," commente Seppo Mattila, membre de l'équipe de la découverte. "Ces deux galaxies doivent s'être réunies plus tôt, il y a probablement deux cent millions d'années."
La "tête" forme des étoiles violemment, à un rytme de presque 200 masses solaires par an, alors que les deux autres galaxies semblent être à une époque plus tranquille de leur histoire de formation d'étoiles du fait de l'interaction.
"L'Oiseau" appartient à la famille prestigieuse des galaxies infrarouges lumineuses, avec une luminosité infrarouge de presque mille milliards de fois celle du Soleil. Cette famille de galaxies a été longtemps suspecté d'indiquer des événements importants dans l'évolution des galaxies, telles que des fusions de galaxies, lesquelles à leur tour déclencheront des sursauts de formation d'étoiles, et peuvent par la suite mener à la formation d'une galaxie elliptique simple.
Les résultats présentés ici sont rapportés dans un papier qui paraîtra dans une future édition du journal Monthly Notices de la Royal Astronomical Society ("Adaptive optics imaging and optical spectroscopy of a multiple merger in a luminous infrared galaxy", by P. Väisänen" et al.).
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CoRoT : le point un an après son lancement
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Le satellite CoRoT fête son premier anniversaire. Lancé par une fusée Soyouz depuis le cosmodrome de Baïkonour le 27 décembre 2006, il a commencé à collecter des données scientifiques le 2 février 2007. Quel est le bilan après plus de 300 jours d'observations ?
CoRoT, pionnier dans la précision et la durée des données
CoRoT observe un très grand nombre d'étoiles de façon ininterrompue et mesure de façon très précise les variations de la lumière émise par chacune d'elles. À chaque série d'observations, environ 12 000 courbes de lumière sont ainsi obtenues. CoRoT mesure ces courbes sur des durées allant jusqu'à 150 jours et de manière pratiquement ininterrompue. Il s'agit en cela d'une première mondiale.
CoRoT est capable de mesurer ces variations au millionnième près. En d'autres termes, si CoRoT observait le million d'ampoules qui brillent à Noël sur les Champs-Élysées, il pourrait s'apercevoir que l'une d'entre elles clignote. Cette précision tout à fait inédite permet à CoRoT de nous révéler que les étoiles ont des comportements d'une très grande diversité. CoRoT conduira très certainement à une nouvelle classification des étoiles.
Le 10 décembre dernier, une première série de données obtenues par CoRoT a été mise à la disposition de la communauté scientifique française, ainsi qu'à celles des partenaires du projet (Agence spatiale européenne, Brésil, Allemagne, Autriche, Espagne, Belgique). Elles travaillent actuellement à leur analyse. De nouvelles livraisons auront lieu au fur et à mesure des observations, la prochaine étant programmée pour février 2008.
Une mine d'informations pour la "sismologie stellaire"
À ce jour, 30 étoiles ont été observées dans le champ « sismologie » pendant des durées allant de 20 à 150 jours. Ce sont des objets très divers, allant d'étoiles aux caractéristiques proches du Soleil à des étoiles beaucoup plus massives ou beaucoup plus vieilles.
Malgré un traitement encore préliminaire, les données révèlent des résultats très excitants. - La recherche d'oscillations de type solaire constitue l'une des pierres angulaires de la mission CoRoT. Et ces oscillations ont déjà été détectées dans deux étoiles analogues au Soleil, une première fois dans HD49933, puis dans HD181420. Ces oscillations ont de très faibles amplitudes ainsi que des temps de cohérence courts, ce qui rend leur détection et leur mesure plus difficile que prévu.
- Les spectres d'oscillation d'étoiles plus massives sont d'une extrême richesse. Impossibles à obtenir depuis les grands télescopes au sol, ces spectres résultent de la très grande précision de CoRoT associée à une très longue durée d'observations en continu ; ils vont permettre, après une analyse minutieuse, de mieux connaître l'âge de ces étoiles, leur composition chimique, leur rotation, les différents processus chimiques internes et leur évolution. Ils constituent une mine d'informations scientifiques pour les théoriciens qui devront faire coïncider leurs interprétations avec ces nouvelles données observationnelles.
Découverte d'une deuxième exoplanète : CoRoT-exo-2b
Pour détecter une véritable exoplanète l'observation d'un « transit » par l'instrument CoRoT est insuffisante. En effet, d'autres phénomènes peuvent mimer un transit planétaire. Il faut confirmer la détection par CoRoT grâce à des observations au sol. Et même si CoRoT montre la voie, il doit patienter pour annoncer des découvertes d'exoplanètes et accepter le rythme dicté par la capacité à mettre en oeuvre les grands télescopes de par le monde.
Au printemps 2007 (voir Communiqué de presse du 3 mai 2007) CoRoT a découvert une première exoplanète, appelée CoRoT-exo-1b. Au cours de sa troisième série d'observation (voir encadré), deux semaines ont suffi pour alerter les spécialistes du programme exoplanète sur le « transit » de CoRoT-exo-2b devant son étoile. La procédure de confirmation a été immédiatement mise en place avec l'analyse des données "au fil de l'eau", permettant d'augmenter la cadence des mesures. Dans le même temps, le consortium d'observation au sol de CoRoT a organisé les observations aux spectrographes SOPHIE à l'Observatoire de Haute Provence et HARPS au télescope de 3,60 m à l'Observatoire européen austral à la Silla, au Chili. Elles ont permis de confirmer qu'il s'agissait bien d'une planète et de mesurer sa masse.
L'étoile parente de CoRoT-exo-2b est comparable au Soleil, légèrement plus petite et plus froide que lui, mais bien plus active. Elle est située à environ 800 années lumières dans la direction de la constellation du Serpent. CoRoT-exo-2b est une planète géante, 1,4 fois plus grosse et 3,5 fois plus massive que Jupiter. Sa densité moyenne (1,5 g/cm3) est aussi un peu plus élevée que celle de Jupiter. Cette planète très massive tourne autour de son étoile en un peu moins de 2 jours (1,74), à une distance équivalente à 6 fois le rayon de cette étoile.
La durée de cette observation atteint 140 jours. La courbe de lumière contient 78 transits de la planète sur le disque de son étoile, un nombre record à ce jour en comparaison avec les observations au sol hachées par l'alternance jour/nuit. La précision photométrique est également sans précédent et constante sur toute la durée d'observation. Elle atteint 160 millionième sur une pause de 2,5 minutes, une valeur tout à fait inaccessible avec des instruments au sol. Cette courbe de lumière contient aussi beaucoup d'informations sur l'étoile elle-même. Elle montre des modulations périodiques qui sont très probablement la signature de sa rotation qui varierait de l'équateur aux pôles. C'est une éclatante démonstration des performances de CoRoT, et de l'impact que cette mission va avoir pour la compréhension de l'activité des étoiles et la connaissance des planètes extrasolaires.
Ces découvertes (CoRoT-exo-1b et CoRoT-exo-2b) sont décrites dans trois publications soumises dans des revues à comité de lecture dans les jours qui viennent. Mais déjà une quarantaine de courbes de lumière contiennent des signaux de possibles planètes. Elles font actuellement l'objet d'observations au sol pour confirmer leur nature. Parmi cette liste, deux candidats sont particulièrement prometteurs : une planète deux fois plus petite que Saturne et une planète de taille jovienne mais de densité inhabituelle...
Les champs d'observation de CoRoT
CoRoT a observé 4 régions du ciel soigneusement sélectionnées : - d'abord une zone en direction de la constellation de la Licorne pendant 60 jours ; - puis deux zones dans la direction opposée, vers la constellation du Serpent, l'une pendant une courte période (26 jours), suivie d'une autre d'une très longue période (150 jours) ; - à nouveau en direction de la Licorne, il pointe actuellement une autre zone pour une très longue durée.
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Formation effrénée d'étoiles
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Un rythme effréné de formation d'étoiles découvert dans une galaxie éloignée montre que les galaxies dans le jeune Univers se sont développées beaucoup plus rapidement ou d'une manière différente de ce que pensaient les astronomes.
"Cette galaxie forme des étoiles à un rythme incroyable," commente Wei-Hao Wang, un astronome à la NRAO (National Radio Astronomy Observatory) à Socorro, au Nouveau-Mexique. La galaxie forme l'équivalent de 4.000 soleils par an. C'est mille fois plus violent que notre propre galaxie de la Voie lactée.
La galaxie, appelée GOODS 850-5, est à 12 milliards d'années-lumière de la Terre, et par conséquent est vue comme elle était seulement environ 1.5 milliard d'années après le Big Bang. Wang et ses collègues ont observé la galaxie en utilisant le réseau SMA (Submillimeter Array) du SAO (Smithsonian Astrophysical Observatory) de Mauna Kea à Hawaii.
Les jeunes étoiles dans la galaxie étaient enfouies dans la poussière qui a été rechauffée par les étoiles et a rayonné fortement en lumière infrarouge. En raison de la grande distance séparant la galaxie de la Terre, les ondes lumineuses infrarouges ont été étirées vers les ondes radio submillimétriques, qui sont vues par le SMA. Les ondes ont été étirées ou "décalées vers le rouge," comme disent les astronomes, par l'expansion continue de l'Univers.
"Cette preuve de prolifique formation d'étoiles est cachée par la poussière pour les télescopes de lumière visible," explique Wang. La poussière, à son tour, a été formée à partir des éléments lourds qui ont dû s'accumuler dans les noyaux des premières étoiles. Ceci indique, selon Wang, qu'un nombre significatif d'étoiles avait déjà été façonné, puis avait répandu ces éléments lourds dans l'espace interstellaire par des explosions de supernova et les vents stellaires.
"Voir le rayonnement de cette poussière réchauffée a révélé la formation d'étoiles que nous n'aurions trouvé d'aucune autre manière," commente Wang. Les galaxies poussiéreuses semblables dans le premier Univers peuvent contenir la majeure partie des formations d'étoiles à ce moment. "Ceci le signifie que les futurs télescopes tels que ALMA (Atacama Large Millimeter Array) peuvent révéler beaucoup plus de telles galaxies et nous donner une image beaucoup plus complète de la formation d'étoiles dans le premier Univers."
Lennox Cowie de l'Université d'Hawaii a indiqué, "Nous avons découvert dans la dernière décennie que la plupart des formations récentes d'étoiles dans l'Univers se produisent dans de grandes galaxies poussiéreuses, mais nous avions toujours prévu que les premières formations d'étoiles seraient dominées par de plus petites et moins obscurcies galaxies. Maintenant, il semble que même dans les premiers temps ce pourrait être les mêmes grands et poussiéreux producteurs d'étoiles qui sont les emplacement de la plupart des formations d'étoiles. C'est tout à fait une surprise."
Les astronomes croient que les grandes galaxies se sont formées à l'origine par des fusions de plus petits objets. Voir une grande galaxie telle que GOODS 850-5 formant des étoiles tellement rapidement à un moment si tôt dans l'histoire de l'Univers est une surprise. "Soit les fusions qui ont formé la galaxie se sont produites beaucoup plus rapidement que nous le pensions, soit un autre processus produit tout compte fait la galaxie," note Wang.
Wang et Cowie ont travaillé avec Jennifer van Saders ( Rutgers University and NRAO), Ami Barger (University of Wisconsin-Madison), et Jonathan Williams (University of Hawaii). Les scientifiques ont publié leurs résultats dans l'édition du 01 Décembre d'Astrophysical Journal.
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L'éruption solaire trouvée sur l'étoile en rotation ultra-rapide étonne les astronomes
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En utilisant des observations du VLT de l'ESO, des astronomes ont pu pour la première fois reconstruire l'emplacement d'une éruption solaire sur une étoile comme le Soleil située à 150 années-lumière. L'étude de cette jeune étoile, surnommée 'Speedy Mic' en raison de sa rotation rapide, aidera les scientifiques à mieux comprendre la jeunesse de notre Soleil.
Les astronomes ont observé l'étoile BO Microscopii durant deux nuits consécutives en Octobre 2006, simultanément avec le spectrographe UVES sur le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO et le satellite XMM-Newton X-ray de l'ESA.
En utilisant une technique appelée 'imagerie Doppler', les astronomes ont reconstruit les images de la surface de l'étoile, détectant la présence de plusieurs taches. Quelques unes sont près du pôle visible, alors que la plupart des taches sont asymétriquement distribuées aux latitudes moyennes.
Les observations de rayons X ont en effet identifié plusieurs éruptions solaires, qui sont les dégagements soudains et vastes d'énergie. Pour l'une d'entre elles, les astronomes ont pû indiquer exactement son origine sur la surface de l'étoile. L'éruption, d'une durée d'environ 4 heures, était une centaine de fois plus énergique qu'une grande éruption chromosphérique et considérablement plus grande que les boucles coronales solaires.
La découverte étonnante, selon l'équipe, était l'endroit de l'éruption solaire. Contrairement à notre Soleil, l'emplacement de l'éruption observée ne correspond pas aux taches détectées.
"Chose curieuse, l'éruption est survenue sur une partie discrète de la surface de l'étoile, loin de la principale concentration d'activité en termes de taches foncées," explique Wolter.
Speedy Mic est une très jeune étoile : avec un âge de seulement environ 30 millions d'années, elle est approximativement 150 fois plus jeune que le Soleil. "Il est très probable que notre jeune Soleil a été également en rotation rapide," indique Wolter. "Etudier Speedy Mic est comme observer notre propre étoile dans son enfance. Ces études peuvent également contribuer à comprendre les actuelles éruptions solaires qui peuvent causer des dégâts dans nos télécommunications et distributions d'énergie."
BO Microscopii est une jeune étoile avec une masse d'environ 90% de la masse de notre Soleil, située à environ 150 années-lumière vers la constellation du Microscope. Speedy Mic doit son nom à sa rotation très rapide : elle accomplit un tour complet en environ 9 heures. L'objet tourne ainsi 66 fois plus rapidement que notre Soleil, ce qui a pour conséquence des champs magnétiques beaucoup plus forts que sur le Soleil.
L'équipe, composée de U. Wolter, de J. Robrade, et de J. Schmitt (Observatoire de Hambourg, Allemagne), et de J. Ness (Université de l'Etat de l'Arizona, Etats-Unis), rapporte leurs résultats dans le journal Astronomy and Astrophysics ("Doppler imaging an X-ray flare on the ultrafast rotator BO Mic - A contemporaneous multiwavelength study using XMM-Newton and VLT", par U. Wolter et autres).
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Comète C/2007 Y1 (LINEAR)
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Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert le 16 Décembre 2007 à la magnitude 18.4 par le télescope de surveillance LINEAR, a révélé sa nature cométaire lors d'observations de confirmation de l'objet.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 Y1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 10 Mars 2008 à une distance de 3,3 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 19 Mars 2008 à une distance de 3,3 UA du Soleil.
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Mars : approche au plus près en 2007
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Le télescope spatial Hubble a pris ce plan rapproché de la planète rouge Mars quand elle était à 88 millions de kilomètres. Cette image en couleur a été assemblée à partir d'une série d'expositions prises dans un délai de 36 heures de l'approche au plus près de Mars avec la caméra WFPC 2 (Wide Field and Planetary Camera 2) d'Hubble. Mars sera au plus près de la Terre le 18 Décembre 2007 à 23h45 UTC.
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Le trou noir enflamme la galaxie voisine
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Un puissant jet d'un trou noir supermassif souffle une galaxie voisine, selon de nouvelles données des observatoires de la NASA. Cette violence galactique jamais témoignée auparavant peut avoir un effet profond sur les planètes dans le trajet du jet et déclencher un sursaut de formation d'étoiles dans son sillage destructif.
Connu sous le nom de 3C 321, le système contient deux galaxies en orbite l'une autour de l'autre. Les données de l'Observatoire de rayons X Chandra montrent que les deux galaxies contiennent des trous noirs supermassifs en leurs centres, mais la galaxie plus grande a un jet émanant de la proximité de son trou noir. La galaxie plus petite a apparemment basculé dans le chemin de ce jet.
Cette "galaxie décédée" a été découverte grâce aux efforts combinés des télescopes spatiaux et terrestres, à savoir : l'Observatoire de rayons X Chandra, le télescope spatial Hubble, le télescope spatial Spitzer, le VLA (Very Large Array) à Sorroco au Nouveau-Mexique, et les télescopes MERLIN (Multi-Element Radio Linked Interferometer Network) au Royaume-Uni.
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Absence de sodium
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Encelade, le minuscule satellite de Saturne, est plus froid que la glace, mais les données recueillies par la mission Cassini-Huygens vers Saturne et Titan ont détecté un point chaud qui pourrait signifier que la lune pourrait accueillir la vie.
La chaleur étant produite sur le pôle sud de la lune à un point chaud est suffisante pour éjecter des panaches de glace et de vapeur au-dessus d'Encelade. Ces panaches, selon William B. McKinnon (Ph.D., professeur des Sciences de la Terre et planétaires dans les Arts et Sciences à l'Université de Washington à St Louis), sont les dispositifs le plus intriguants de cette lune.
"Les particules du panache sont comme de la fumée, de la fumée de glace," commente McKinnon. "Si vous vous teniez à la surface d'Encelade vous ne pourriez pas même voir les panaches. Les particules sont simplement plus grandes que la longueur d'onde de la lumière, de l'ordre du millième de millimètre. La plupart des corps glacés de cette taille sont géologiquement inertes, mais c'est une indication claire d'activité géologique. Cassini a trouvé des cheminées actives de vapeur d'eau. Ceci mène à des spéculations et à des questions scientifiquement intéressantes."
L'une est : est-ce un volcanisme actif de glace sur Encelade ? Si oui, est-il dû à de la glace se sublimant, à la façon d'une comète, ou d'un mécanisme différent, comme de l'eau bouillante, comme dans le geyser Old Faithful de Yellowstone ? La question la plus importante : s'il y a l'eau sur Encelade, y a-t-il de la vie ?
"Je ne pense pas ainsi," commente McKinnon. "La preuve la plus forte contre cela est que les mesures faites à partir de la Terre du panache ne montrent pas de sodium. Si la source des panaches étaient l'eau douce comme sur Terre, les panaches contiendraient assez de sodium détectable. L'eau douce s'écoule à travers les roches et sur les lits des rivières, et ainsi collecte un peu de la chimie minérale. La vue émergeante est qu'il n'y a pas de preuve évidente pour un océan souterrain en contact avec la roche, pas d'ébullition ou d'évacuation."
McKinnon a indiqué que le principal modèle pour la cause des panaches sur Encelade est que les marées de la lune provoquent que sa croûte coulisse ou frotte dans un ensemble de failles près du pôle sud. Cette action produit juste assez de chaleur pour vaporiser la glace qui fait les panaches.
L'analyse spectrale avec le télescope Keck, menée par le scientifique planétaire Nick Schneider de l'Université du Colorado, n'a pas trouvé de sodium dans les panaches ou dans la vapeur qui est en orbite autour de la lune.
Le Docteur Schneider n'a pas éliminé la possibilité d'un océan sur Encelade, mais seulement que c'est la source de la pulvérisation de l'eau.
Les travaux, présentés la semaine passée à la réunion de l'American Geophysical Union (AGU) à San Francisco, ont conduit à quelques échanges houleux car ces conclusions remettent en question la pertinence d'une mission spatiale qui chercherait des traces de vie sur cette lune de Saturne.
"Il y a un conflit énorme au sujet de son interprétation des résultats," a commenté Carolyn Porco, chef d'équipe de l'imagerie sur le vaisseau spatial Cassini.
Selon Carolyn Porco, l'absence du sodium discernable pourrait signifier qu'il n'est pas détectable. Il pourrait être sous une forme pleine qui élude la détection par cette méthode.
"Pourtant le sodium est plutôt abondant dans le Système solaire", commente Torrence Johnson, membre de l'équipe d'imagerie de Cassini au JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA.
"C'est un résultat très étonnant de ne pas trouver de sodium du tout."
Cassini, qui avait traversé les panaches d'Encelade, fait son prochain passage en Mars 2008. Il ira plus en profondeur dans le panache et prendra plus de photos des dispositifs de la lune, du secteur d'évacuation dans l'air dans l'infrarouge, des cratères d'impact, des craquelures et des fissures, et fera de meilleures mesures des gaz et des vapeurs.
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XMM-Newton dévoile le géant cosmique caché
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Des astronomes travaillant avec XMM-Newton ont découvert un nouvel amas de galaxies, caché derrière un amas de galaxies précédemment identifié. Le géant cosmique récemment démasqué est apparemment lumineux comme le premier groupe, mais est six fois plus loin.
La découverte a été faite par une équipe internationale en utilisant l'observatoire orbital de rayons X de l'ESA. Etre dupé par un géant cosmique, il n'y a pas de quoi rire pour un astronome. Pendant des années, les astronomes se sont creusés les méninges sur la relation entre les deux régions de même luminosité et grandes en rayons X, situées dans l'amas de galaxies connue sous le nom d'Abell 3128. "C'est le charme de la science", commente Norbert Werner, étudiant en doctorat à l'Institut pour la Recherche Spatiale SRON aux Pays Bas. "Vous trouvez toujours des choses que vous n'attendiez pas."
Les amas de galaxies sont les plus grandes structures dans l'Univers. Ils se composent de dix à des centaines de galaxies massives, lesquelles se composent chacune de centaines de milliards d'étoiles. La pesanteur est le facteur liant. Le gaz chaud de l'amas, à des températures de dizaines de millions de degrés Celsius, émet des rayons X, qui rendent l'amas visible pour des télescopes spatiaux tels que XMM-Newton. Les analyses détaillées de ces rayons X renseignement les astronomes sur la composition du gaz et en conséquence, son origine.
Ce qui était si intriguant au sujet des deux taches de rayons X dans l'amas Abell 3128 était le fait que bien qu'ils avaient la même taille et le même éclat, les nuages de gaz semblaient avoir des compositions complètement différentes.
Werner indique, "Tandis qu'une tache était clairement provoquée par un chaud nuage de gaz riche en métaux libérés par des explosions de supernova dans les galaxies, l'autre tache semblait contenir une quantité beaucoup plus faible de métaux que n'importe quel autre amas observé auparavant. Ce que nous avons observé a complètement contredit les théories actuelles sur la façon dont les grandes structures dans l'Univers surgissent."
Les observations avec XMM-Newton ont rendu la surprise complète. Le nuage de gaz derrière la curieuse tache de rayons X s'est avéré être à 4.6 milliards d'année-lumière, au moins six fois plus loin qu'Abell 3128. "Nous regardions donc deux objets complètement différents, qui de notre perspective étaient exactement dans la même ligne de vue," commente Werner.
Bain moussant
"La recherche sur ce grand amas de galaxies porte principalement sur la question de comment les grandes structures de l'Univers ont été formées", explique le Chef de projet Jelle Kaastra. Selon la croyance actuelle, le matériel est répandu dans tout l'Univers comme une toile de structure filiforme de gaz chaud raréfié - la toile cosmique. Entre ces fils se trouvent des cavités qui deviennent de plus en plus grandes lorsque l'Univers augmente. "Comparez-les aux bulles dans un bain de bulles", dit l'astronome. La densité du matériel est la plus élevée aux intersections dans la toile. Par conséquent c'est où les amas de galaxie se développent.
En raison de leur énorme masse et attraction gravitationnelle, les amas ont leur propre dynamique. Kaastra indique, "Ils s'attirent, se heurtent et passent l'un à travers de l'autre ; une foule entière de choses se produit que nous pouvons étudier avec des télescopes de rayons X tels que XMM-Newton."
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Nouvelles brèves...
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Les anneaux de Saturne pourraient être plus vieux
De nouvelles observations par le vaisseau spatial Cassini indiquent que les anneaux de Saturne, que l'on supposait s'être formés à l'époque où les dinosaures règnaient sur Terre, pourraient avoir été créés il y a approximativement 4.5 milliards d'années, quand le Système solaire était toujours en construction.
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Rotation de Saturne
Quelque part profondément au-dessus du haut des nuages Saturne, la planète tourne à une vitesse constante. La détermination de cette période intérieure de rotation s'est révélé extrêmement compliquée. Maintenant, avec les nouveaux résultats de Cassini, les scientifiques ont fait un pas en avant important.
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Anneau invisible autour de Saturne
Les scientifiques ont obtenu leur meilleur "regard" à ce jour de l'anneau invisible de ions énergiques emprisonnés dans le champ magnétique géant de Saturne, constatant qu'il est asymétrique et dynamique, à la différence des anneaux semblables qui apparaissent autour de la Terre.
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Uranus et Neptune ont changé de place
Les planètes n'étaient pas toujours dans le même ordre qu'aujourd'hui. Il y a quatre milliards d'années, tôt dans l'évolution du Système solaire, Uranus et Neptune ont échangé leur place.
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Hypérion, une lune martelée
Hypérion est complètement recouvert par de grands creux. La pesanteur à la surface de la lune est si basse que le matériel éjecté lors de la formation d'un cratère s'échappe le plus souvent entièrement d'Hypérion, pour ne jamais revenir.
L'image a été prise en lumière visible avec la caméra à angle restreint de Cassini le 21 Ocrobre 2007 à une distance de 151.000 kilomètres d'Hypérion.
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200 millions d'objets brillants en hydrogène
Nous vivons à l'âge d'or des études du ciel, rendues possible par l'imagerie numérique automatisées et le catalogage. Plutôt que d'étudier un ou quelque objets astronomiques, une étude trace et liste tout qui rencontre des critères particuliers dans une grande bande du ciel.
Une des plus récente est l'étude IPHAS (Isaac Newton Telescope Photometric H-alpha Survey), qui fait la meilleure carte à ce jour de la Voie lactée comme vue dans la lumière émise par les atomes d'hydrogène excités. Le projet mesure les intensités précises d'émission d'hydrogène-alpha d'un grand nombre d'objets — 200 millions lors de la première publication de données, qui a été annoncée le 10 Décembre 2007.
Jusqu'ici cet immense projet a couvert environ 1.600 degrés carrés de ciel, ou 4% de la sphère céleste. Il couvrira par la suite presque 4.000 degrés carrés, incluant la majeure partie du plan de la Voie lactée.
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Etranges paysages
L'examen minutieux des images transmises par Mars Reconnaissance Orbiter, la plus récente navette spatiale en orbite autour de Mars, aide les scientifiques à comprendre l'histoire de certains des paysages les plus étranges sur Mars, ainsi que des parties les plus familières de la planète rouge.
En prenant des images en stéréo d'un secteur cible sous différents angles au cours de différents orbites, HiRISE peut montrer la surface de Mars en trois dimensions.
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Une tempête englouti Mars
Cet été, Mars a subi une tempête de poussières titanique qui a englouti la planète entière. La tempête de poussières a contribué à un effet de réchauffement provisoire autour de Mars, qui a aumenté la température de l'atmosphère de près de 20-30°C.
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Signes d'un environnement passé parfait pour la vie microbienne
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La Nasa précise que son vagabond Spirit a fait l'une de ses plus importantes découvertes sur la surface de Mars. Les scientifiques pensent qu'un bout de terrain remué par le véhicule présente des signes d'un environnement passé qui aurait été parfait pour la vie microbienne.
Les dépôts ont été probablement produits lorsque des sources d'eau chaude ou de vapeur d'eau sont entrées en contact avec des roches volcaniques.
Sur Terre, ce sont des endroits qui ont tendance à regorger de bactéries, a commenté le chef scientifique du vagabond, Steve Squyres.
"Nous sommes très heureux à ce sujet," a t-il déclaré à une réunion de l'American Geophysical Union (AGU).
Découverte chanceuse
Une enquête plus poussée a révélé qu'il est extrêmement riche en silice - le principal composant du verre - et Spirit a été commandé pour examiner en détail le sol et les roches dans les environs pour des indices supplémentaires.
Les chercheurs ont conclu que le matériel lumineux doit avoir été produit de l'une des deux façons. Une hypothèse est que Spirit a vu les dépôts des printemps chauds produits lorsque l'eau dissout la silice à un endroit, puis la déverse dans un autre. L'exemple classique est un geyser.
L'autre idée développée par l'équipe du vagabond est qu'il est tombé par hasard sur une fumerolle, où la vapeur acide monte à travers les fissures dans les roches et décape la totalité de leurs composants minéraux, à l'exception de la silice.
Recherche de la vie
"La chose importante est que si c'est l'une ou l'autre des hypothèses, les implications pour l'habitabilité initiale de Mars sont à peu près les mêmes," a expliqué le professeur Squyres à BBC News.
"Vous pouvez aller aux sources chaudes et vous pouvez aller aux fumerolles et à chaque endroit sur Terre, c'est grouillant de vie - de la vie microbienne. C'est donc une représentation de ce qui s'est passé dans un environnement habitable local."
Le robot n'est pas équipé pour rechercher les preuves de la vie elle-même. Il a été conçu pour lire les conditions géologiques en face de lui et dire aux scientifiques ce que les conditions environnementales pourraient avoir été.
Toutefois, les futures missions rechercheront les signes chimiques des traces qui auraient pu être laissées par la vie. La mission américaine Mars Science Laboratory qui sera lancée en 2009, sera capable de faire cela, comme le fera ExoMars, le vagabond européen qui sera lancé au début de la prochaine décennie.
Le professeur Squyres a suggéré que de telles missions devraient garder un œil sur les riches gisements de silice.
Et il a ajouté que tous les futurs efforts pour retourner du matériel vers les laboratoires sur Terre aimeraient aussi cibler ces types de dépôts.
Selon Squyres: "Une des grandes choses sur ces dépôts est que non seulement l'eau chaude fournit un environnement dans lequel les microbes peuvent prospérer, mais que la précipitation de ce silice les enterre et les préserve. Ainsi, vous pouvez obtenir des microfossiles microbiens admirablement préservés."
Période "risquée"
Spirit et son vagabond jumeau, Opportunity, ont continué à travailler de longues années après leur mission conçue initialement pour 90 jours.
Spirit a été à son poste pendant 1400 jours; Opportunity, qui se trouve sur la face cachée de la planète, a été opérationnel pendant une période légèrement plus courte de 1379 jours.
Les véhicules devront bientôt réduire leurs activités afin de préserver la puissance durant la période de luminosité réduite du Soleil de l'hiver martien.
Pour Spirit, les prochains mois risquent d'être les plus difficiles à ce jour. La poussière qui s'est installée sur ses panneaux solaires a considérablement réduit l'électricité disponible. Les panneaux opèrent actuellement à 42% du maximum de ses performances.
"Au moment où nous approchons de la profondeur de l'hiver martien, en extrapolant ce que l'accumulation de poussière est, nous pourrions avoir seulement environ 30% de la performance," ajoute John Callas, responsable du projet de la Nasa pour les vagabonds.
Survivre à l'hiver pourrait être "risqué", a t-il ajouté.
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Brume dans l'atmosphère d'une exoplanète
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Une équipe d'astronomes, menée par Frédéric Pont de l'Observatoire de l'Université de Genève en Suisse, a détecté pour la première fois la preuve de brume dans l'atmosphère d'une planète satellisant une étoile éloignée.
Les nouvelles observations de télescope spatial Hubble ont été faites lorsque la planète extrasolaire, appelée HD 189733b, est passée devant son étoile.
Lorsque la lumière de l'étoile traverse brièvement l'atmosphère de l'exoplanète, les gaz dans l'atmosphère laissent leurs empreintes spectrales uniques sur la lumière des étoiles. Là où les scientifiques comptaient voir les empreintes du sodium et du potassium, il n'y en avait pas; impliquant qu'un niveau élevé de brume (avec une altitude de près de 3 kilomètres) soit responsable de blocage de la lumière de ces éléments.
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Voyager 2 croise la frontière finale
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Le vaisseau spatial Voyager 2 a suivi son jumeau, Voyager 1, dans la frontière finale du Système solaire, une vaste région au bord de notre Système solaire où le vent solaire s'accumule contre le gaz ténu entre les étoiles.
Cependant, Voyager 2 a pris un chemin différent, entrant dans cette région, appelée "heliosheath" (que l'on pourrait traduire par "héliogaine" ou "gaine solaire"), le 30 Août 2007. Parce que Voyager 2 a croisé la frontière de cette région, appelée "choc terminal" du vent solaire, à environ 16 milliards de kilomètres de Voyager 1 et à presque 1.6 milliards de kilomètres plus près du Soleil, il a confirmé que notre Système solaire est "écrasé" ou "cabossé" - que la bulle creusée dans l'espace interstellaire par le vent solaire n'est pas parfaitement ronde. Là où Voyager 2 a fait son croisement, la bulle est enfoncée plus près du Soleil par le champ magnétique interstellaire local.
"Voyager 2 continue son voyage de découverte, croisant le choc terminal de multiples fois lorsqu'il a pénétré la couche extérieure de la bulle héliosphérique géante entourant le Soleil et a rejoint Voyager 1 dans la dernière enjambée de la course vers l'espace interstellaire," note le scientifique du projet Voyager Edward Stone (California Institute of Technology, Pasadena, Calif.).
Le vent solaire est un gaz mince de particules électriquement chargées (plasma) soufflé dans l'espace par le Soleil. Le vent solaire souffle dans toutes les directions, creusant une bulle dans l'espace interstellaire qui se prolonge après l'orbite de Pluton. Cette bulle s'appelle l'héliosphère, et Voyager 1 était le premier vaisseau spatial à explorer sa couche externe, quand il est entré dans la "gaine solaire" en Décembre 2004. Comme Voyager 1 a fait ce passage historique, il a rencontré l'onde de choc qui entoure notre Système solaire appelé choc terminal du vent solaire, où le vent solaire est abruptement ralenti par la pression du gaz et le champ magnétique dans l'espace interstellaire.
Bien que Voyager 2 soit le deuxième vaisseau spatial à croiser le choc, c'est scientifiquement excitant pour deux raisons. Le vaisseau spatial Voyager 2 a un instrument scientifique d'analyse du plasma qui peut directement mesurer la vitesse, la densité et la température du vent solaire. Cet instrument ne fonctionne plus sur Voyager 1, et des évaluations de la vitesse de vent solaire ont dû être faites indirectement.
Deuxièmement, Voyager 1 a pu avoir seulement une traversée simple du choc, et il s'est produit pendant un vide de données. Mais Voyager 2 a eu au moins cinq croisements du choc sur un couple de jours (le choc se comporte comme le flux et le reflux d'une vague déferlante sur une plage, permettant des croisements multiples), et trois d'entre eux sont clairement dans les données. Ils nous montrent un choc inhabituel.
Dans une onde choc normale, le matériel rapide ralentit et forme une région plus dense et plus chaude lorsqu'il rencontre un obstacle. Cependant, Voyager 2 a trouvé une température beaucoup plus basse que prévu au-delà du choc. Ceci indique probablement que l'énergie est transférée aux particules de rayon cosmique qui ont été accélérées à des vitesses élevées au choc.
"Les nouvelles données importantes décrivant le choc terminal sont encore à méditer, mais il est clair que Voyager nous a de nouveau étonné," ajoute Eric Christian, scientifique du programme Voyager au quartier générale de la NASA, à Washington.
Les deux vaisseaux Voyager seront la seule source d'observations locales de cette région éloignée mais fortement intéressante pour les années à venir. Mais au cours de l'été 2008, la NASA lancera une mission, Interstellar Boundary Explorer, spécifiquement conçue pour imager globalement le choc terminal et la "gaine solaire" à l'écart de l'orbite de la Terre.
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M51, une beauté classique
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Une image composée de M51, également connue sous le nom de galaxie du Tourbillon (Whirlpool Galaxy), montre la majesté de sa structure d'une nouvelle façon spectaculaire à travers plusieurs observatoires orbitaux de la NASA. Les données de rayons X de l'Observatoire de rayons X Chandra révèlent les sources (en pourpre) que sont les trous noirs et les étoiles à neutrons dans les système binaires d'étoiles. Chandra détecte également une lueur diffuse de gaz chaud qui imprègne l'espace entre les étoiles. Les données optiques du télescope spatial Hubble (en vert) et l'émission infrarouge du télescope spatial Spitzer (en rouge) mettrent en valeur les longues lignes dans les bras en spirale qui se composent d'étoiles et de gaz enlacé avec de la poussière. Une vue de M51 avec le télescope GALEX montre les chaudes et jeunes étoiles qui produisent quantité d'énergie ultraviolette (en bleu).
On pense que la structure exemplaire en spirale est le résultat d'une interaction que M51 a subi avec son voisin galactique proche, NGC 5195, qui est vu juste au-dessus. Quelques simulations suggèrent que la forme nette en spirale de M51 ait été partiellement provoquée quand NGC 5195 a traversé son disque principal il y a environ 500 millions d'années. Cette attraction gravitationnelle pourrait également avoir déclenché une augmentation du taux de formation d'étoiles dans M51. L'attraction de la galaxie compagnon aurait pu induire des naissances d'étoiles supplémentaires en comprimant le gaz, aidant à démarrert le processus par lequel les étoiles se forment.
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L'origine du vent solaire liée aux vagues magnétiques
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Les données du satellite Hinode montrent que les vagues magnétiques jouent un rôle critique en conduisant le vent solaire dans l'espace. Le vent solaire est un jet de gaz électriquement chargé qui est propulsé loin du Soleil dans toutes les directions à des vitesses de presque 1,6 million de kilomètres par heure. Une meilleure compréhension du vent solaire peut conduire à une prévision plus précise des vagues préjudiciables de rayonnement avant qu'elles atteignent des satellites. Les résultats des équipes internationales de chercheurs paraissent dans l'édition du 07 Décembre du journal Science.
Comment le vent solaire est formé et actionné a été le sujet de discussions pendant des décennies. Les puissantes vagues magnétiques d'Alfvén dans le gaz électriquement chargé près du Soleil ont toujours été un candidat principal comme force dans la formation du vent solaire puisque les vagues d'Alfvén peuvent transférer en principe l'énergie de la surface du Soleil vers son atmosphère, ou couronne, dans le vent solaire.
Dans l'atmosphère solaire, les vagues d'Alfvén sont créées quand les mouvements convecteurs et les ondes sonores poussent les champs magnétiques autour, ou quand les processus dynamiques créent des courants électriques qui permettent aux champs magnétiques de se déformer ou de se reconnecter.
"Jusqu'ici, les vagues d'Alfvén ont été impossibles à observer en raison de la résolution limitée des instruments disponibles," commente Alexei Pevtsov, scientifique du programme Hinode, quartier générale de la NASA, à Washington. "Avec l'aide de Hinode, nous pouvons maintenant voir la preuve directe des vagues d'Alfvén, qui nous aideront à démêler le mystère sur la façon dont le vent solaire est actionné."
Utilisant le télescope haute résolution de rayons X de Hinode, une équipe conduitee par Jonathan Cirtain, un physicien solaire au Marshall Space Flight Center, Huntsville, Alabama, a pû scruter dans la couronne aux pôles du Soleil et observer le nombre record de jets de rayons X . Les jets sont des fontaines de plasma chaud se déplaçant rapidement. La précédente recherche a détecté seulement quelques jets au quotidien.
Avec la sensibilité plus élevée de Hinode, l'équipe de Cirtain a observé une moyenne de 240 jets par jour. Ils concluent que cette reconnection magnétique, un processus où deux champs magnétiques chargés à l'opposé se heurtent et libèrent l'énergie, se produit fréquemment dans la basse couronne solaire. Cette interaction forme des vagues d'Alfvén et le jaillissement du plasma électrifié dans les jets de rayons X.
"Ces observations montrent une claire relation entre la formation magnétique de reconnection et la formation de vague d'Alfvén dans les jets de rayons X." note Cirtain. "Le grand nombre de jets, couplé avec les vitesses élevées du plasma sortant, prête davantage de crédit à l'idée que les jets de rayons X sont une force agissante dans la création du vent solaire rapide."
Une autre équipe de recherche menée par Bart De Pontieu, un physicien solaire du Solar and Astrophysics Laboratory chez Lockheed Martin, Palo Alto, Californie, s'est concentrée sur le chromosphere du Soleil, la région prise en sandwich entre la surface solaire et sa couronne. En utilisant des images à extrême haute résolution de l'instrument SOT (Solar Optical Telescope) de Hinode, l'équipe de De Pontieu a constaté que le chromosphere est criblée de vagues d'Alfvén. Quand les vagues fuient dans la couronne, elles sont assez fortes pour actionner le vent solaire.
"Nous constatons que la plupart de ces vagues d'Alfvén ont des périodes de plusieurs minutes, beaucoup plus longtemps que beaucoup de modèles théoriques l'ont supposé dans le passé," note De Pontieu. Les comparaisons avec les simulations avançées sur ordinateur de l'Université d'Oslo, Norvège, indiquent que la reconnection n'est pas la seule source des vagues d'Alfvén. "Les simulations impliquent que beacoup de vagues se produisent quand le champ magnétique du Soleil est bousculé autour par des mouvements convecteurs et des ondes sonores dans la basse atmosphère," ajoute De Pontieu.
Hinode a été lancé en Septembre 2006 pour étudier le champ magnétique du Soleil et comment son énergie explosive se propage à travers les différentes couches de l'atmosphère solaire.
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Soucoupes volantes autour de Saturne
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La forme inattendue des satellites dans les anneaux
Les images à haute résolution de la sonde Cassini viennent de révéler une forme étonnante pour deux satellites de Saturne situés au coeur des anneaux de la planète géante. Une équipe internationale dirigée par Sébastien Charnoz et André Brahic du Service d'Astrophysique (SAp) du CEA/DSM/DAPNIA et laboratoire AIM (CNRS, Université Paris Diderot) a pu en effet montrer que les satellites Pan et Atlas, petits corps d'une trentaine de kilomètres de rayon, étaient ceinturés à l'équateur d'importants « bourrelets » leur donnant la forme de "soucoupes volantes". Grâce à des simulations numériques reproduisant les collisions entre particules à l'intérieur des anneaux, les chercheurs ont acquis la certitude que ces petits corps ont "grossi" dans les anneaux et constituent une preuve indirecte que les anneaux de Saturne résultent sans doute de la désintégration catastrophique d'un gros satellite ou d'une comète. Ces résultats sont publiés dans la revue Science du 7 décembre 2007.
L'origine des anneaux
Les anneaux de Saturne constituent l'une des régions les plus étonnantes du Système Solaire. Ils sont extraordinairement minces. Alors qu'ils font environ 250 000 km de diamètre, ils ne font pas plus de quelques dizaines de mètres d'épaisseur, une vraie lame de rasoir ! Malgré leur apparence impressionnante, il y a donc extrêmement peu de matière dans ces anneaux -- si on les compressait en un seul corps, celui-ci ne ferait pas plus de 100 km de diamètre. Leur origine est encore aujourd'hui un mystère. On sait néanmoins depuis plus d'un siècle grâce à l'astronome français, Edouard Roche (1820-1883) que les intenses forces de marées engendrées par la planète empêchent la formation de tout satellite à l'intérieur des anneaux. Or cette élégante vision a été mise à mal, quand les sondes Voyager 1 et 2 ont photographié pour la première fois en 1980 deux petits points de lumière dans les anneaux de Saturne : les satellites Pan et Atlas. Comment ces petits corps ont-ils bien pu se former dans un environnement aussi hostile où les marées de Saturne empêchent toute formation de satellite ? Se sont-ils constitués ailleurs ? Mais si tel est le cas, comment se sont-ils retrouvés au sein des anneaux ?
Deux soucoupes volantes
Le début de la réponse est venu au cours de l'été 2006, lorsque les caméras de la sonde CASSINI ont pris les premières images à haute résolution des satellites Pan et Atlas. Elles ont alors révélé des formes inattendues de « soucoupes volantes », qualifiées ainsi en raison d'importants « bourrelets » qui ceinturent l'équateur des deux petites lunes. Comparés aux satellites qu'ils entourent, ces bourrelets sont proprement gigantesques. "Nous n'avions jamais vu cela souligne Sébastein Charnoz. Ils ont en effet plusieurs kilomètres d'épaisseur, alors que Pan et Atlas ne font que 30 kilomètres de diamètre environ. Si l'on transpose ces excroissances à l'échelle de la Terre, c'est comme si notre plus haute montagne s'élevait à 1000 kilomètres d'altitude et entourait l'intégralité de notre équateur !"
Pour mieux comprendre ce qui se passe dans les anneaux, les chercheurs ont alors décidé de simuler sur ordinateur le bombardement incessant que subit un petit corps au milieu des anneaux. Par une simulation dite de « N-corps », l'interaction et les trajectoires de 10 000 particules, chutant sur les petits satellites ont été calculées. Ces simulations ont alors révélé, qu'en un temps très court (quelques années seulement) les particules de glaces des anneaux de Saturne s'empilent à l'équateur des satellites, reproduisant ainsi fidèlement l'apparition des excroissances observées. Ces excroissances pouvaient donc être constituées de particules issues des anneaux, particules empilées à la surface de satellites beaucoup plus anciens et déjà présents dès la formation des anneaux.
Le point d'orgue est venu en juin 2007 lorsque de meilleures images obtenues par CASSINI ont montré que les satellites étaient bien constitués de deux matériaux de types différents. "Le corps sphérique central est très rugueux alors que le bourrelet équatorial est très lisse continue S. Charnoz. C'est bien la preuve de notre scénario. Pan et Atlas se sont formés en deux phases : ils n'étaient à l'origine que de simples satellites plus ou moins sphériques, orbitant au sein des anneaux primitifs de Saturne. Leur gravité a ensuite attiré un matériau différent, celui des anneaux tombé en pluie sur les zones équatoriales".
La taille "initiale" des satellites était donc plus faible à l'origine et tout à fait conforme a celle attendues lors de la désintégration d'un corps plus massif. Pan et Atlas pourraient donc être deux des plus gros fragments du cataclysme ayant donné naissance aux anneaux. Cette conclusion ne constitue pas encore une preuve définitive mais elle renforce la théorie déjà proposée dans les années 1970 d'une formation des anneaux par fragmentation d'un objet d'environ 100 kilomètres de diamètre qui aurait dispersé des milliers de petits fragments de toutes tailles. Cette théorie est plus que jamais considérée comme l'une des plus prometteuses pour expliquer le mystère des anneaux.
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Première détection au sol de l'atmosphère d'une planète extrasolaire
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Une équipe d'astronomes dirigée par Seth Redfield (McDonald Observatory) a utilisé le télescope HET (Hobby-Eberly Telescope) à l'Observatoire McDonald pour faire la première détection au sol de l'atmosphère d'une planète en dehors de notre Système solaire. Cette recherche a été acceptée pour publication dans une prochaine édition d'Astrophysical Journal Letters.
La planète étudiée par Redfield orbite autour de l'étoile HD189733, une étoile à environ 63 années-lumière dans la constellation du Petit Renard (Vulpecula). Mais elle est différente de la Terre. La planète est 20 pour cent plus massive que Jupiter, et orbite très près de son étoile hôte (plus de 10 fois plus près que Mercure l'est de notre Soleil).
Vue depuis la Terre, la planète passe directement devant l'étoile à chaque orbite. Ceci signifie que cette planète, HD189733b, est ce qu'on appelle une "planète extrasolaire transitante". C'est cette propriété de "transit" qui a permis la découverte de la planète en 2005 par François Bouchy du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, et la détection de son atmosphère en 2007 par Redfield.
Les astronomes ont détecté une seule fois auparavant l'atmosphère d'une planète satellisant une autre étoile par un tel moyen, à l'aide d'un instrument maintenant hors d'usage sur le télescope spatial Hubble, le STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph).
Redfield et son équipe ont étudié 11 passages sur une année avec le HET et son spectrographe haute résolution (High Resolution Spectrograph).
Pour obtenir le spectre de "transmission" de la planète, et ainsi la composition chimique de son atmosphère, il ont utilisé une technique très simple.
"Prenez un spectre de l'étoile quand la planète est devant l'étoile, prenez alors un spectre de l'étoile quand elle n'y est pas. Alors vous comparez les deux et obtenez le spectre atmosphérique de transmission de la planète", commente Redfield.
En passant devant l'étoile, la planète masque partiellement l'étoile. La lumière bloquée par la planète est de seulement 2.5 pour cent de la lumière totale de l'étoile, plus encore 0.3 pour cent pour l'atmosphère de la planète.
"Chaque fois que la planète passe devant l'étoile, la planète bloque une partie de la lumière de l'étoile. Si la planète n'a aucune atmosphère, elle bloquera la même quantité de lumière à toutes les longueurs d'onde. Cependant, si la planète a une atmosphère, les gaz dans son atmosphère absorberont une certaine lumière additionnelle."
Il était prévu que des atomes de sodium pouvaient être présent dans l'atmosphère. L'atmosphère de la planète absorbera plus de lumière des étoiles à ces longueurs d'onde qui correspondent aux transitions spécifiques de l'atome de sodium.
"Ceci provoque que la planète semble plus grande, puisque nous "voyons" maintenant la planète plus l'atmosphère, et nous mesurons plus de lumière bloquée de l'étoile," ajoute Redfield.
En étudiant la planète à la longueur d'onde particulière de la transition de sodium, la planète apparaît environ 6 pour cent plus grande qu'à d'autres longueurs d'onde. La détection du sodium était possible parce qu'elle est importante ici, et la transition atomique est forte et fait partie du domaine visible que les télescopes au sol peuvent détecter.
"Beaucoup d'autres constituants atomiques et moléculaires de l'atmosphère peuvent être étudiés d'une manière identique, y compris le potassium et l'hydrogène," ajoute Redfield.
L'analyse de données a impliqué d'étudier des centaines d'observations réparties sur une année, prises dans des conditions différentes. Redfield et ses collaborateurs ont enlevé la contamination sur les données provoquées par la vapeur d'eau dans propre notre atmosphère terrestre, modelisé comment l'étoile elle-même pourrait avoir contribué à leurs mesures, et en plus, s'assurer que leur détection était bonne.
En fin de compte, le "spectre de transmission" de la planète extrasolaire obtenu par HET était d'une résolution beaucoup plus élevée que celui précédemment fait avec le télescope spatial Hubble sur une planète différente.
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Lancement du laboratoire européen Columbus à destination de la Station spatiale internationale (ISS)
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La Navette Atlantis serait lancée ce soir, 21h31 UTC soit 22h31 heure de Paris, à son bord, deux astronautes de l'ESA : l'Allemand Hans Schlegel et le Français Léopold Eyharts, qui seront chargés d'acheminer le laboratoire Columbus jusqu'à la Station spatiale internationale (ISS).
Atlantis doit décoller à 22h31, heure de Paris, du pas de tir 39-A au Centre spatial Kennedy de la NASA situé à Cap Canaveral (Floride). L'amarrage avec l'ISS est prévu le troisième jour de la mission (samedi 8 décembre à 19h14, heure de Paris). Quant à l'atterrissage, il doit avoir lieu le lundi 17 décembre à 18h29.
Mise-à-jour : 6 Décembre 2007 à 16h07 : LANCEMENT REPORTE d'au moins 24 heures La NASA vient d'annoncer officiellement le report du lancement d'Atlantis de 24 heures, en raison de la défaillance de deux des quatre capteurs de vidange des réservoirs lors du remplissage en ergols cryotechniques. Les deux capteurs incriminés n'auraient pas réagi à la présence des ergols dans les réservoirs.
7 Décembre 2007 à 14h27 Lors de la conférence de presse de la nuit dernière au Centre spatial Kennedy, les responsables de la mission à la NASA ont un annoncé un report de 48 h du lancement d'Atlantis. Le décollage de la mission STS-122 est donc désormais prévu pour le samedi 8 décembre à 15h43, heure locale, soit 21h43 heure de Paris (20h43 UTC). Selon le capitaine Chris Lovett, officier météorologue sur place, les conditions météo seront moins favorables et il y aurait 40% de risque qu'elles empêchent le lancement.
08 Décembre à 07h50 Après de nombreuses heures de discussions, l'équipe de direction de la mission (MMT) a reporté le lancement de Columbus de 24 h de plus. La navette Atlantis devrait donc décoller maintenant à 21h21, heure de Paris, le dimanche 9 décembre. La probabilité de conditions météo défavorables interdisant le lancement au KSC est actuellement estimée à 30%.
09 Décembre à 13h04-13h26 Les critères appliqués au lancement d'aujourd'hui imposent 4 capteurs fonctionnels sur 4. Mais, lors du remplissage du réservoir LH2, un des quatre capteurs ECO a donné une mauvaise indication. Selon NASA TV, les symptômes du capteurs n°3 sont les mêmes que jeudi, et laissent penser à un circuit électrique ouvert.
Pas de lancement aujourd'hui. Feu vert pour la vidange en oxygène liquide.
09 Décembre à 15h30 Pas de lancement pour Columbus avant janvier 2008
Comme on pouvait s'y attendre après les annonces de la MMT cette nuit et la défaillance d'un capteur ECO ce matin, il n'y aura pas de nouvelle tentative de lancement pour Atlantis et Columbus avant janvier 2008.
Franco Bonacina, le porte-parole de l'ESA actuellement au KSC l'a confirmé : « Les responsables de la NASA ont décidé de ne pas faire de nouvelle tentative pour lancer Atlantis cette semaine et envisagent désormais de reporter la mission STS-122 au 2 janvier 2008. Les équipes techniques vont se mettre au travail pour déterminer comment résoudre le problème des capteurs ECO qui a causé l'annulation de la 2e tantative de lancement aujourd'hui. »
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Carte du pôle Nord lunaire
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Les pôles lunaires sont très intéressants pour la science à venir et l'exploration de la Lune principalement en raison de leur exposition à la lumière du Soleil. Ils montrent des zones de lumière quasi-éternelle, ont un environnement thermique stable et sont près des secteurs foncés qui pourraient accueillir de la glace d'eau - des sites potentiels de future base lunaire.
La carte du pôle Nord de SMART-1, couvrant un secteur d'environ 800 par 600 kilomètres, montre des emplacements géographiques de quelques cratères d'intérêt. Peary est un grand cratère d'impact le plus près du pôle Nord. A cette latitude l'intérieur du cratère reçoit peu de lumière du Soleil, mais SMART-1 a pu l'observer pendant des phases où le plancher du cratère était suffisamment illuminé pour faire des images.
Une mission lunaire précédente, Clementine, a observé le cratère Peary durant l'été au nord, et a identifié quelques secteurs en particulier illuminés par le Soleil dans cette saison. Avec son instrument AMIE (Advanced Moon Imaging Experiment), SMART-1 a complété ce jeu de données en identifiant les secteurs qui sont également bien illuminés pendant l'hiver nordique.
"L'illumination solaire rend ces secteurs idéaux pour des avant-postes robotiques ou des bases lunaires se servant de l'énergie solaire," commente le scientifique du projet SMART-1 de l'ESA, Bernard Foing.
Hermite est un autre cratère lunaire d'impact situé le long du limbe lunaire nord, près du pôle Nord de la Lune. Vu de la Terre, il est observé presque du côté, illuminé par la lumière oblique du Soleil.
Le cratère Plaskett est situé sur le côté nord de la Lune, à environ 200 kilomètres du pôle Nord. Il reçoit la lumière du Soleil à un angle faible. En raison de l'isolement de ce cratère et de son endroit près du limbe lunaire, il a été suggéré comme un possible site additionnel d'une future base lunaire qui pourrait être utilisée pour simuler des conditions d'isolement pendant une mission équipée vers Mars.
"Du bord du cratère, des vagabonds pourraient être envoyés pour explorer les cratères voisins qui sont de manière permanente dans l'ombre et peuvent contenir de la glace d'eau. Si les couches de glace viennent des volatiles déposés par des comètes et des astéroïdes riches en eau, nous pourrions mieux comprendre comment, et combien, d'eau et de matériel organique a reçu la Terre au cours de son histoire," ajoute Bernard Foing.
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Condensation de filaments dans les amas de galaxies
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Comment le gaz chaud dans les amas de galaxies (de température supérieure à 100 millions de degrés) peut-il se refroidir et couler au centre de l'amas, pour alimenter la galaxie centrale? Une équipe d'astronomes, dont des chercheurs de l'Observatoire de Paris, propose un mécanisme faisant intervenir les jets de plasma émis par le noyau actif central (AGN). Des simulations numériques à très haute résolution ont permis de comprendre la formation des intrigants filaments de gaz froid, observés dans l'atmosphère des amas de galaxies, comme celui de Persée. Ces filaments sont le résultat du refroidissement du gaz chaud piégé dans le sillage de bulles de plasma formées par l'AGN central. Ce gaz entraîné à grande distance a le temps de se refroidir jusqu'à de relativement basses températures (inférieures à 10 000 degrés) et de retomber sous forme de filaments. La masse et la cinématique des filaments prédits par les simulations sont en excellent accord avec les observations.
Les premières observations en rayons X ont révélé, dans les années 70, que les amas de galaxies étaient dominés par du gaz diffus, très chaud (plus de 10 millions de degrés). A ces températures, le gaz perd une énergie considérable par émission thermique et se refroidit. Dans certains amas, la densité électronique est telle, que le temps de refroidissement du gaz chaud est bien plus petit que l'âge de l'univers. Dans ces conditions, le gaz n'est pas à l'équilibre hydrostatique, mais s'écoule doucement vers le centre de l'amas. Ces amas sont appelés "amas à courant de refroidissement". Si la théorie prédit l'existence de ce gaz en cours de refroidissement, les observations n'ont pas permis d'observer autant de gaz que prévu dans les gammes de température entre un et dix millions de degrés, ce qui soulève un problème important. Une solution à ce problème, est d'invoquer l'arrêt ou le ralentissement du refroidissement par le chauffage du noyau actif de la galaxie centrale (AGN). Un noyau actif est en effet présent dans tous les amas à courant de refroidissement.
De récentes observations de l'émission H-alpha du gaz relativement froid (10 000 degrés) et du gaz très froid (dizaines de degrés) par l'émission de la molécule CO ont toutefois montré que du gaz à basse température était présent dans l'atmosphère de ces amas. Cependant, les quantités déduites de ces observations sont 10 fois plus faibles que les prédictions des modèles les plus simples (sans AGN). La distribution de ce gaz est tout à fait surprenante (voir Fig. 1). Le gaz est distribué dans des filaments répartis tout autour du centre de l'amas.
Mais le lien entre le refroidissement de l'amas et la présence de ce gaz froid est loin d'être évident. En effet, ces filaments sont très étendus (plus de 200 mille années-lumière pour les plus longs) et traversent des régions dont le temps caractéristique de refroidissement diffère de plus d'un ordre de grandeur. De plus, ces filaments ont une vitesse particulière, qui semble indiquer qu'ils sont en extension (le gaz semble monter encore en haut du filament, alors qu'il tombe en s'accélérant de plus en plus au voisinage du centre).
A l'aide de simulations numériques (N-corps/hydrodynamique) à très haute résolution, il a été possible de proposer un scénario cohérent à l'origine des filaments de gaz froid. L'AGN central produit un jet supersonique qui gonfle des bulles de plasma à très haute température (supérieures à 100 millions de degrés). Ces bulles plus chaudes, mais moins denses que le plasma ambiant, migrent vers le haut, du fait de la poussée d'Archimède. Durant cette migration, une fraction du gaz ambiant est entraîné par la bulle à plus haute altitude.
Durant cette migration qui s'étale sur plus de 600 millions d'années, ce gaz, caractérisé par un temps de refroidissement assez court (environ 400 millions d'années), a le temps de se refroidir en dessous du million de degrés. N'étant plus supporté par la pression, il retombe vers le centre de l'amas en formant une structure filamentaire sous la bulle. L'augmentation de sa densité contribue à augmenter son refroidissement et sa température passe alors très rapidement en dessous de 10 000 degrés. L'extension observée des filaments est reproduite par les simulations. Le haut du filament est toujours entraîné par la bulle et donc s'éloigne du centre, alors que le bas du filament est quasiment en chute libre en direction du centre.
En conclusion, si l'AGN central joue un rôle déterminant dans le chauffage de l'amas, il joue également un rôle sur la production de gaz froid dans les régions périphériques, autour du centre.
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Comment les naines blanches reçoivent une poussée
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Le télescope spatial Hubble fournit la preuve que les naines blanches, les reliques calcinées d'étoiles, sont éjectées quand elles se forment. La nette vision de l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble a découvert les rapides naines blanches dans l'ancien amas globulaire d'étoiles NGC 6397, un essaim dense de centaines de milliers d'étoiles.
Avant que les étoiles s'éteignent en tant que naines blanches, elles étaient parmi les plus massives étoiles dans NGC 6397. Parce que les étoiles massives sont supposées se rassembler au noyau d'un amas globulaire, les astronomes ont supposé que les naines blanches les plus récemment forgées demeuraient près du centre.
Hubble, toutefois, a découvert de jeunes naines blanches résidant au bord de NGC 6397, qui a environ 11,5 milliards d'années.
"La distribution de jeunes naines blanches est l'exact opposé de que nous attendions," commente l'astronome Harvey Richer de l'Université de la Colombie Britannique à Vancouver (Canada). "Notre idée est que lorsque les étoiles vieillissantes se transforment en naines blanches, elles sont éjectées à la vitesse de 11.000 à 18.000 kilomètres par heure (3 à 5 kilomètres par seconde), qui les propulse vers les parties externes de l'amas.
Richer suggère que les naines blanches se propulsent par éjection de masse, comme le font les fusées. Avant que les étoiles se transforment en naines blanches, elles enflent et deviennent des géantes rouges. Les étoiles géantes rouges perdent environ la moitié de leur masse par dispersion dans l'espace. Si plus de cette masse est éjectée dans une direction, elle pourrait propulser la naine blanche naissante à travers l'espace, exactement comme l'échappement d'un moteur de fusée repousse la fusée du pas de tir, a proposé Richer.
Les observations de certaines nébuleuses planétaires ont montré des sorties dirigées similaires. (Les nébuleuses planétaires sont le matériel rougeoyant éjecté par les étoiles géantes rouges.) Les jets dans ces nébuleuses planétaires sont montrés s'écouler dans des directions opposées. S'ils ne sont pas parfaitement équilibrés, en déduit Richer, le jet le plus fort pourrait accélérer la naine blanche dans la direction opposée.
Richer et son équipe, par conséquent, ont décidé d'examiner la théorie de l'accélération dans un amas globulaire. Les astronomes ont choisi NGC 6397 parce que, éloigné de 8.500 années-lumière, il est l'un des amas globulaires d'étoiles les plus proches de la Terre. Environ 150 amas globulaires existent dans la Voie lactée, chacun contenant jusqu'à un million d'étoiles.
L'équipe a étudié 22 jeunes naines blanches de moins de 800 millions d'années et 62 naines blanches plus âgées entre 1,4 et 3,5 milliards d'années. Les astronomes ont distingué les plus jeunes des naines blanches plus âgées en se basant sur leur couleur et leur éclat. Les naines blanches plus jeunes sont plus chaudes et donc plus bleues et plus lumineuses que les plus anciennes.
Les amas globulaires trient les étoiles selon leur masse, un tri déterminé par un jeu de flipper gravitationnel entre les étoiles. Les étoiles plus lourdes ralentissent et s'enfonce vers le noyau de l'amas, tandis que les étoiles les plus légères prennent de la vitesse et se déplace à travers l'amas vers ses périphéries. L'équipe de Richer a constaté que les naines blanches plus âgées se comportaient comme prévu : elles ont été dispersées dans tout l'amas selon leur poids.
Les jeunes naines blanches, cependant, ont été trouvées de façon inattendue au bord de l'amas, embarrassant Richer et son équipe.
Leur voisinage prévu est près du centre parce que leurs étoiles ancêtres étaient les étoiles les plus lourdes présentes dans l'amas. Ces naines blanches fraîchement nées sont si jeunes qu'elles n'ont pas eu assez de rencontre avec d'autres étoiles pour les écarter à travers l'amas, suggérant qu'un autre mécanisme (une poussée) soit en action.
L'équipe a considéré d'autres explications pour l'emplacement des jeunes naines blanches. Elles pourraient avoir fait partie de systèmes binaires et avoir reçu une poussée de la part de leurs partenaires. Ou elles ont peut-être reçu une poussée après la rencontre avec des étoiles plus lourdes. L'équipe, cependant, a éliminé ces explications par des simulations sur ordinateur.
Richer espère étudier d'autres amas globulaires pour rechercher des naines blanches fugueuses. Les résultats paraîtront en Janvier 2008 (Monthly Notices of Royal Astronomical Society Letters).
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SOHO observe le Soleil depuis 12 ans
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Le satellite SOHO (Solar and Heliospheric Observatory ) a célébré le douzième anniversaire de son lancement le 02 Décembre 2007. Le satellite a été témoin du changement du Soleil pendant presque un cycle solaire complet - de calme à orageux, et vice versa.
Le cycle solaire dure normalement environ 11 ans. Vers la fin de 1996, peu de temps après son lancement, SOHO pouvait observer le dernier minimum du cycle de l'activité de 11 ans. Le minimum a été suivi d'une élévation rapide d'activité solaire, faisant une pointe en 2001 et 2002.
Les niveaux d'activité ont lentement diminué depuis lors, mais nous n'avons pas encore atteint le minimum solaire, bien qu'il se soit passé 11.1 ans depuis le dernier minimum - la longueur moyenne d'un cycle solaire.
Une des manières de mesurer le cycle solaire, est d'observer les taches solaires sur le Soleil. Les taches solaires sont des secteurs de champs magnétiques très élevés sur la surface du Soleil, et leurs nombres varient avec le cycle. Les cycles de tache solaire mesurés depuis le milieu du 18ème siècle varient en longueur de 9.0 à 13.5 ans.
Bien qu'une équipe d'experts a essayé de prévoir quand aura lieu le prochain minimum solaire, nous ne le saurons que lorsque nous y arriverons. En fait, les experts ont été nettement divisés sur le moment du prochain minimum et de l'intensité du prochain maximum, qui devrait arriver vers environ 2012 ou 2013.
Quand commencera le prochain cycle, SOHO sera là pour l'observer.
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Comète C/2007 W3 (LINEAR)
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Une nouvelle comète de magnitude 18.2 a été découverte le 29 Novembre 2007 par le télescope de surveillance LINEAR, et confirmée par de nombreux observateurs les jours suivants la demande de confirmation de l'objet.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 W3 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 02 Juin 2008 à une distance de 1,7 UA du Soleil.
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Suivez en direct le lancement du laboratoire européen Columbus à destination de la Station spatiale internationale
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La NASA a annoncé aujourd'hui que la Navette Atlantis serait lancée le 6 décembre avec, à son bord, deux astronautes de l'ESA : l'Allemand Hans Schlegel et le Français Léopold Eyharts, qui seront chargés d'acheminer le laboratoire Columbus jusqu'à la Station spatiale internationale (ISS).
Atlantis doit décoller à 22 h 31, heure de Paris, du pas de tir 39-A au Centre spatial Kennedy de la NASA situé à Cap Canaveral (Floride). L'amarrage avec l'ISS est prévu le troisième jour de la mission (samedi 8 décembre à 19 h 14, heure de Paris). Quant à l'atterrissage, il doit avoir lieu le lundi 17 décembre à 18 h 29.
Le laboratoire Columbus de l'ESA constitue la plus importante mission européenne qui ait jamais été conduite dans le cadre de l'ISS ; il s'agit en effet de l'élément clé de la contribution de l'Europe à ce projet international. Lorsque Columbus aura été lancé, raccordé à la Station et vérifié, l'ESA deviendra un partenaire actif de l'exploitation et de l'utilisation du seul avant-poste permanent dont dispose l'humanité dans l'espace.
Premier laboratoire européen consacré à la recherche à long terme dans l'espace, Columbus complétera les capacités scientifiques de l'ISS. Il pourra en effet accueillir des expériences pour la recherche pluridisciplinaire en biologie, physiologie, sciences des matériaux, physique des fluides, technologie, sciences de la vie et éducation. Il offrira également la possibilité d'installer des charges utiles externes pour la recherche et les applications dans le domaine des sciences spatiales, de l'observation de la Terre et de la technologie.
Columbus, qui voyagera dans la soute de la Navette, sera prééquipé de cinq bâtis internes. Deux de ses installations externes seront stockées séparément dans la Navette avant d'être fixées sur la structure du laboratoire lorsqu'il sera en orbite. L'astronaute allemand Hans Schlegel jouera un rôle essentiel lors de deux des trois sorties dans l'espace, également dénommées activités extra-véhiculaires (EVA), que prévoit la mission. Au cours de la première sortie, Hans Schlegel aidera à installer le laboratoire et à le mettre sous tension.
Pendant son long séjour à bord de l'ISS,
Léopold Eyharts prendra part de manière décisive
à l'installation, l'activation et la recette en orbite de
Columbus et de ses installations d'expérience. Une fois en
orbite, le laboratoire sera suivi par le Centre de contrôle
Columbus de l'ESA, situé dans les locaux du Centre allemand
d'opérations spatiales du DLR à Oberpfaffenhofen,
près de Munich.
L’astronaute français devrait également être à bord de l'ISS lors du lancement de Jules Verne, premier véhicule de transfert automatique européen (ATV), qui sera chargé d'approvisionner la Station en aliments, en oxygène et en eau. L'ATV Jules Verne doit être lancé par une Ariane 5 en début d'année prochaine. Léopold Eyharts reviendra sur Terre à l'issue de la mission STS-123 (dont le lancement n'est pas prévu avant le 14 février 2008).
Pour cette mission, qui représente une étape essentielle, l'ESA et le DLR organisent une retransmission en direct au Centre de contrôle Columbus d'Oberpfaffenhofen. D'autres événements locaux auront lieu dans les établissements de l'ESA. Des experts de l'Agence et de hauts représentants des agences spatiales nationales, ainsi que des industriels seront disponibles pour des interviews (voir formulaire d'accréditation sur le site de l'ESA).
On peut suivre également le lancement et la mission complète sur le web à l'adresse suivante : www.esa.int/columbus.
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Noctis Labyrinthus, labyrinthe de la nuit
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Noctis Labyrinthus se trouve à environ 6.5° Sud et 260° Est. Le soleil illumine la scène du nord-ouest, en haut à droite dans l'image.
La région est située directement sur le bord ouest de Valles Marineris, le "Grand Canyon" de Mars. Des fractures comme des labyrinthes, avec très peu d'espace, profondément incisées, et plus petites, attirent l'oeil.
Noctis Labyrinthus fait partie d'un système complexe de graben. Ce système s'est formé en raison de l'expansion tectonique. Pendant le processus, le volcanisme intense dans la région de Tharsis a conduit à la formation d'un bombement, ayant pour résultat une tension tectonique. Ceci a entraîné la réduction de la croûte et la formation de structures de graben, qui sont allongées, de dispositifs comme des fosses liés par des failles parallèles normales. Comme on peut le voir clairement dans la carte de contexte, la partie supérieure de la croûte martienne dans ce secteur est en grande partie fracturée.
La scène dans les images montrent des parties de ces structures de graben qui ont des incisions de 5.000 mètres de profondeur. Elles sont fortement érodées, et ceci peut être vu des débris au fond du graben. De plus jeunes formations rocheuses peuvent être vues sur le bord supérieur du graben.
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Sources ou Documentations non francophones
Les
Nations Unies viennent de proclamer, le 20 décembre 2007,
que 2009 sera l'Année Mondiale de l'Astronomie (AMA09). La
résolution, qui correspond à une initiative de l'UAI
et de l'UNESCO, a été présentée par
l'Italie, le pays de Galilée.
Utilisant
le VLT (Very Large Telescope) de l'ESO, une équipe internationale
d'astronomes a découvert un rare cas stupéfiant d'une
fusion triple de galaxies. Ce système, que les astronomes
ont surnommé "l'Oiseau" se compose de deux galaxies
en spirale massives et d'une troisième galaxie irrégulière.
"L'image que
nous avons obtenue de Speedy Mic est, étant donné
sa distance, un vrai succès, qui nous permet de localiser
pour la première fois à ce jour la source d'une éruption
solaire et son environnement," indique Uwe Wolter, auteur principal
du papier relatant la découverte.
La
découverte a été décrite comme fortuite.
Spirit a été conduit avec un roue cassée qui
creuse constamment une ornière lorsque le véhicule
avance à travers le paysage martien. En mai de cette année,
les scientifiques travaillant sur la mission ont constaté
que le sol dévasté avait un aspect beaucoup plus brillant
que d'habitude.
M51,
dont le nom vient du fait qu'elle est la cinquante-et-unième
entrée dans le catalogue de Charles Messier, est considérée
comme l'un des exemples classiques d'une galaxie en spirale. A une
distance d'environ 30 millions d'années-lumière de
la Terre, c'est également l'une des spirales les plus lumineuses
dans le ciel nocturne.
Une
nouvelle carte obtenue avec les données de SMART-1 montre
la géographie et l'illumination du pôle Nord lunaire.
De telles cartes seront d'une grande utilité pour de futurs
explorateurs lunaires.
L'idée
que les jeunes naines blanches soient nées avec une poussée
a été suggéré il y a 30 ans pour expliquer
pourquoi elle sont si peu nombreuses dans les amas ouvert d'étoiles.
En 2003 Michael Fellhauer (University of California, Santa Cruz)
et ses collègues ont calculé que si les naines blanches
recevaient une petite poussée, elles pourraient être
expulsées des amas ouverts. Il est plus facile, cependant,
pour des naines blanches de s'échapper de la faible emprise
gravitationnelle des amas ouverts que pour sortir des amas globulaires,
qui sont pas moins de 100 fois plus massifs que les amas ouverts.
Ces images
prises par l'instrument HRSC (High-Resolution Stereo Camera), à
bord de Mars Express montrent la région de Noctis Labyrinthus,
le "labyrinthe de la nuit" sur Mars. Le HRSC a pris ces
photos le 25 Juin 2006 au cours de l'orbite 3155, avec une résolution
au sol d'approximativement 16 mètres par pixel.
