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Nouvelles du Ciel d'Octobre 2007 |
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Nouvelles du Ciel d'Octobre 2007 |
Le trou noir massif pulvérise le record
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A l'aide de deux satellites de la NASA, des astronomes ont découvert un trou noir qui évince un record annoncé il y a juste deux semaines. Le nouveau trou noir, avec une masse 24 à 33 fois celle de notre Soleil, est le trou noir connu le plus lourd qui orbite autour d'une autre étoile.
Le détenteur du record appartient à la catégorie des trous noirs de "masse stellaire". Formés dans l'agonie d'étoiles massives, ils sont plus petits que les monstreux trous noirs trouvés dans les noyaux galactiques. Le détenteur précédent du record pour le plus grand trou noir de masse stellaire est un trou noir de 16 masses solaires dans la galaxie M33, annoncée le 17 Octobre.
"Nous ne comptions pas trouver un trou noir de masse stellaire si massif," commente Andrea Prestwich (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Cambridge, Massachusetts), auteur principal du papier de découverte dans Astrophysical Journal Letters du 01 Novembre. "Nous savons maintenant que les trous noirs que forment les étoiles mortes peuvent être beaucoup plus grand que nous avions réalisé."
Le trou noir est localisé dans la galaxie naine voisine IC 10, à 1.8 million d'années-lumière de la Terre dans la constellation de Cassiopée (Cassiopeia). L'équipe de Prestwich a pu mesurer la masse du trou noir parce qu'elle a un compagnon : une étoile chaude hautement évoluée. L'étoile éjecte du gaz sous forme de vent. Une partie de ce matériel se développe en spirales vers le trou noir, se réchauffe, et dégage de puissant rayons X avant de dépasser le point de non retour.
En Novembre 2006, Prestwich et ses collègues ont observé la galaxie naine avec l'observatoire de rayons X Chandra. Le groupe a découvert que la source de rayons X la plus lumineuse de la galaxie, IC 10 X-1, manifeste des changements nets dans l'éclat de rayons X. Un tel comportement suggère une étoile passant périodiquement devant un trou noir compagnon, bloquant les rayons X, créant une éclipse. Fin Novembre, le satellite Swift a confirmé les éclipses et a révélé des détails au sujet de l'orbite de l'étoile. L'étoile dans IC 10 X-1 semble orbiter dans un plan qui se trouve presque de profil vu de la Terre, aussi une application simple des lois de Kepler montre que le trou noir compagnon a une masse d'au moins 24 Soleils.
Il reste quelques incertitudes dans l'estimation de la masse du trou noir, mais comme le note Prestwich, "Les futures observations optiques fourniront un contrôle final. Toutes les améliorations dans la mesure de IC 10 X-1 sont susceptibles d'augmenter la masse du trou noir plutôt que de la réduire."
La grande masse du trou noir est surprenante parce que les étoiles massives produisent des vents puissants qui emportent beaucoup de la valeur du Soleil en gaz avant que les étoiles éclatent. Les calculs suggèrent que les étoiles massives dans notre galaxie laissent derrière des trous noirs pas plus lourds qu'environ 15 Soleils.
Le trou noir IC 10 X-1 a augmenté la masse depuis sa naissance en engloutissant le gaz de son étoile compagnon, mais le rythme est si lent que le trou noir n'aurait pas gagné plus de 1 ou 2 masses solaires. "Ce trou noir était né obèse; il n'a pas grossi," commente l'astrophysicien Richard Mushotzky (Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md.), lequel n'est pas membre de l'équipe de découverte.
L'étoile ancêtre a probablement commencé sa vie avec 60 masses solaires ou plus. Comme sa galaxie hôte, elle était probablement déficiente en éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium. Dans les lumineuses étoiles massives avec une fraction élevée d'éléments lourds, les électrons supplémentaires des éléments tels que le carbone et l'oxygène "ressentent" la pression extérieure de la lumière et sont plus susceptibles d'être emporté dans les vents stellaires. Mais avec sa fraction basse d'éléments lourds, l'ancêtre de IC 10 X-1 a perdu comparativement peu de masse avant d'éclater, aussi elle pouvait laisser un trou noir plus lourd.
"Les étoiles massives dans notre galaxie aujourd'hui ne produisent probablement pas de très lourds trous noirs de masse stellaire comme celui-ci," note le co-auteur Roy Kilgard (Wesleyan University, Middletown, Conn.). "Mais il pourrait y avoir des millions de lourds trous noirs de masse stellaire menaçant hors d'ici qui ont été produits tôt dans l'histoire de la Voie lactée, avant qu'elle ait eu une chance d'accumuler les éléments lourds."
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Possible détection d'une courte queue derrière la comète 17P/Holmes
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Le récent sursaut d'éclat de la comète Holmes a stimulé une frénésie d'observations par les astronomes amateurs et les professionnels également. Toutes ces observations indiquent une tache floue ronde et jaunâtre sans queue dans la constellation de Persée (Perseus). Les images en proche infrarouge de la comète 17P/Holmes obtenues avec le télescope Ritchey-Chretien de 1,6m à l'Observatoire du Mont Mégantic (Québec, Canada), montrent un petit dispositif semblable à une queue à côté de la tête de la comète.
Images de la comète 17P/Holmes prises avec un filtre I le 26 Octobre 2007 à 08h37 UTC (image de gauche) et avec un filtre J le 26 Octobre 2007 à 08h10 UTC (image de droite) Crédit : Université de Montréal
Les images ont été obtenues par l'étudiante diplômée Sandie Bouchard et l'assistant de nuit Bernard Malenfant le matin du 25 Octobre, au moyen de l'imageur polarimétrique en proche infrarouge, SIMON.
Une analyse préliminaire, réalisée par les astronomes Pierre Bastien et Rene Doyon de l'Université de Montréal et du Centre de Recherche en Astrophysique du Québec (CRAQ) montre clairement une brillante caractéristique alongée entourant la coma de la comète plus lumineuse. Ce dispositif ovale, probablement un nuage de poussières et de gaz, qui ressemble à une petite queue, sort à l'angle de position 145 degrés (+/- 5 degrés), mesuré à partir du nord et allant vers l'est. Cette direction fait un angle d'environ 33 degrés par rapport à la direction Soleil-comète. Bien que les images montrent la preuve séduisante d'une queue, la direction du dispositif ne pointe pas directement dans la direction opposée au Soleil, comme prévu.
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Chorégraphie de galaxies
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Les galaxies, contenant un vaste nombre d'étoiles, tournent l'une devant l'autre dans une exécution gracieuse chorégraphiée par la gravitation. La paire, connue collectivement sous le nom d'Arp 87, est l'une des centaines de galaxies en interaction et fusionnant connues dans notre Univers voisin.
Arp 87 est dans la constellation du Lion (Leo), à approximativement 300 millions d'années-lumière de la Terre. Ces observations ont été prises en Février 2007 avec l'instrument WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2).,
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Qu'est-il arrivé à la comète 17P/Holmes ?
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Le 24 octobre 2007, l'éclat de la comète 17P/Holmes a brutalement été multiplié par un million. Des observations faites à l'Observatoire du Pic-du-Midi et avec les radiotélescopes de Nançay et de l'IRAM vont peut-être nous aider à comprendre ce qui s'est passé.
Figure 1: L'évolution de la comète 17P/Holmes. Images observées du 24 au 26 octobre 2007 au télescope de 1 m de l'observatoire du Pic-du-Midi. © Observatoire du Pic-du-Midi – Observatoire de Paris. Cliquez sur l'image pour une version plus grande
Ce sont des astronomes amateurs qui ont donné l'alerte. 17P/Holmes est une petite comète qui tourne autour du Soleil avec une période de 6,9 ans. Son éclat ne dépasse habituellement guère la 15ème magnitude, ce qui la rend difficilement observable sans gros télescope. Le 24 octobre, son éclat, qui était voisin de la magnitude 16 les jours précédents, a brusquement augmenté. Elle est vite devenue visible à l'œil nu, atteignant la magnitude 2,5 le 25 octobre. La comète passa au plus près du Soleil le 4 mai 2007 à 2,16 unités astronomiques (UA), soit 325 millions de kilomètres. Le 24 octobre, elle était à 2,44 UA du Soleil (365 millions de km) et 1,63 UA (245 millions de km) de la Terre.
Figure 2: Le spectre des raies de OH à 18 cm observé dans la comète 17P/Holmes avec le radiotélescope de Nançay. On observe une augmentation du signal par un facteur trois du 25 (à gauche) au 26 (à
droite) octobre 2007. © Observatoire de Paris.
Des observations ont pu être organisées rapidement dès la nouvelle connue. À l'observatoire du Pic-du-Midi, des images prises au télescope de 1 m (Figure 1) montrent l'évolution et le développement de la chevelure. La condensation centrale ne montre pas de signe de fragmentation du noyau. Le spectre de la comète observé avec le spectro-polarimètre NARVAL du télescope Bernard Lyot, apparaît dominé par la poussière avec peu de raies d'émission. Au radiotélescope de Nançay, les raies du radical OH à 18 cm ont été observées (Figure 2). Le radical OH est un produit de la photodestruction de la molécule d'eau qui permet d'estimer la quantité d'eau s'échappant de la comète. Au radiotélescope de 30 m (Pico Veleta, Espagne) de l'Institut de radioastronomie millimétrique (IRAM), les premières observations faites le 26 octobre ont révélé les raies intenses du radical CS et des molécules de monoxide de carbone (CO), de méthanol (CH3OH) et de cyanure d'hydrogène (HCN), provenant de la sublimation des glaces cométaires. Les quantités de gaz observées sont supérieures à celles que produisait la comète géante Hale-Bopp à la fin 1996, alors qu'elle était à la même distance du Soleil. L'interféromètre de l'IRAM au Plateau de Bure a obtenu des images de la comète traçant la distribution des molécules de HCN et de la poussière (Figure 3).
Figure 3: L'image observée à 3 mm de longueur d'onde, montrant la distribution de la poussière dans la comète 17P/Holmes, observée le 27 octobre 2007 avec l'interféromètre de l'IRAM au Plateau de Bure. © IRAM.
La comète 17P/Holmes fut découverte le 6 novembre 1892 à Londres par Edwin Holmes, à la faveur (déjà !) d'un important sursaut d'éclat. Des sursauts d'éclat imprévus sont fréquents parmi les comètes, mais il est rarissime d'en observer de si importants. Les observations de la comète Holmes se poursuivent, et le suivi de l'événement va peut-être nous permettre d'en élucider le mécanisme et d'en déterminer la cause.
Voir aussi:
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A la recherche des quasars manquants
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Les trous noirs "actifs", dont les plus énergétiques sont des quasars, sont des trous noirs supermassifs entourés d'un nuage de gaz et de poussières en forme d'anneau et se situent au centre d'une galaxie. Le gaz alimente progressivement le trou noir mais en tombant dessus, il s'échauffe et émet du rayonnement X. Ce rayonnement peut parfois être détecté, mais aussi être absorbé par le gaz et les poussières environnantes, rendant le quasar invisible depuis la Terre.
Une équipe d'astrophysiciens menée par Emanuele Daddi du laboratoire AIM a observé, grâce aux satellites Spitzer et Chandra de la Nasa, un millier de galaxies massives lointaines dans lesquelles aucun quasar n'était jusqu'ici connu. Ces galaxies aussi massives que la nôtre, mais distantes de 9 à 11 milliards d'années-lumière de la Terre, sont observées telles qu'elles existaient dans l'Univers jeune âgé de quelques 3 ou 4 milliards d'années.
Les observations infrarouges du satellite Spitzer ont révélé que 20% des galaxies observées émettent une quantité anormale de rayonnement infrarouge. Le rayonnement X, traqué par le satellite Chandra, n'est pas détecté dans les observations individuelles des galaxies, ce qui laisserait penser qu'elles ne renferment pas de quasar. Par un traitement approprié des données impliquant des superpositions d'images de toutes ces galaxies, il a été possible d'extraire un signal dans leur rayonnement X indiquant la présence de quasars en leur sein. L'explication de cette apparente contradiction : ces galaxies actives de l'Univers jeune sont en fait si poussiéreuses que le rayonnement X de leur quasar est fortement absorbé par les grains de poussières et ne peut pas être détecté dans les observations individuelles. Le rayonnement des quasars chauffe la poussière, qui émet alors l'excès de rayonnement infrarouge détecté dans les observations de Spitzer.
Auparavant, seuls quelques quasars particulièrement énergétiques ou peu absorbés avaient pu être détectés dans l'Univers jeune. Les nouvelles observations impliquent la présence d'un grand nombre (plusieurs centaines de millions) de trous noirs supermassifs en phase de croissance dans l'Univers jeune. Ce seraient en fait pratiquement toutes les galaxies massives de l'Univers jeune qui alimenteraient des trous noirs supermassifs, pendant un ou plusieurs milliards d'années au début de leur existence.
Les quasars nouvellement détectés permettent ainsi de mieux comprendre la formation des galaxies dans l'Univers lointain. Par exemple, les astronomes ont compris que les galaxies forment leurs étoiles en même temps que leur trou noir central "grandit", jusqu'à ce que ce dernier soit si massif qu'il supprime toute formation stellaire. Ces observations indiquent par ailleurs que les collisions entre les galaxies ne joueraient pas un rôle aussi important dans l'évolution des galaxies jeunes que celui qu'on leur attribuait jusqu'à présent. En effet, les collisions de galaxies étaient souvent évoquées comme le mécanisme déclenchant les phases d'activité des quasars. En réalité, un grand nombre de galaxies massives, qu'elles soient ou non en collision, hébergent un quasar.
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Enveloppes de scintillantes étoiles autour du quasar
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Ce qui est apparu comme une galaxie elliptique sage dans les précédentes études révèle son côté sauvage dans de nouvelles images prises avec le télescope spatial Hubble.
Les photos de Hubble montrent les enveloppes d'étoiles autour d'un brillant quasar, connu sous le nom de MC2 1635+119, qui domine le centre de la galaxie. La présence des enveloppes indique un affrontement titanesque avec une autre galaxie dans un passé relativement récent. La collision achemine également le gaz dans le centre de la galaxie et alimente un trou noir supermassif. L'accrétion sur le trou noir est la source d'énergie du quasar.
Cette observation confirme l'idée qu'au moins quelques quasars sont nés d'interactions entre galaxies.
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Ceinture de petites lunes
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Une ceinture étroite abritant des petites lunes découverte dans l'anneau le plus extérieur de Saturne est propablement le résultat de la cassure d'une plus grande lune par un astéroïde ou une comète, selon une nouvelle étude menée par des scientifiques de Cassini à l'Université du Colarado à Boulder.
Les images prises par la caméra du vaisseau spatial Cassini ont révélé une série de huit vagues en forme d'hélice dans une fine ceinture de l'anneau A, indiquant la présence de lunes correspondantes.
L'équipe a calculé qu'il y a probablement des milliers de petites lunes enfouies dans cette fine ceinture de l'anneau A qui encercle la planète, et qui sont des restes d'une plus grande lune d'environ 20 km de diamètre qui a été brisée par une météorite ou une comète. D'après les scientifiques, il semble peu probable que les petites lunes soient les restes d'un événement catastrophique simple qui a créé le système entier d'anneau, parce que dans ce cas-là une distribution uniforme émergerait. Par contre, la ceinture de petites lunes est compatible avec un corps plus récent orbitant dans l'anneau A.
Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute/University of Colorado
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Sursaut impressionnant d'activité de la comète 17P/Holmes
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La comète 17P/Holmes connaît un sursaut d'activité impressionnant. En théorie, d'après les paramètres du MPC, la comète devrait être actuellement visible à la magnitude +16,8. Or, des observateurs ont constaté un brusque sursaut d'activité de la comète, passant subitement à la magnitude +7, et quelques heures plus tard elle devenait visible à l'oeil nu avec une magnitude visuelle estimée à +4.
L'observateur japonais Seiichi Yoshida signalait à 13 h 40 TU que 17P/Holmes était visible à l'oil nu en pleine ville à Yokohama avec une magnitude qu'il estimait à +3,5. Vers 15h30 TU, Yoshida annoncait que 17P Holmes était à présent de magnitude +3 et qu'elle pourrait atteindre la magnitude +2 dans les heures qui viennent !
On assiste à un sursaut d'activité historique !!!!
La comète 17P/Holmes se situe dans la constellation de Persée, juste à côté de Lambda Persei.
Date TT R. A. (2000) Decl.
Delta
r Elong. Phase
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Expertise stellaire
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A la distance d'environ 20.000 années-lumière, G292.0+1.8 est l'un de trois seuls restes de supernova dans la Voie lactée connus pour contenir de grande quantité d'oxygène. L'image montre un champ de débris en rapide extension et complexement structuré qui contient, avec de l'oxygène, d'autres éléments tels que du néon et du silicium qui ont été forgés dans l'étoile avant qu'elle explose.
"Nous constatons que, comme des flocons de neige, chaque reste de supernova est compliqué et beau à sa manière," commente Sangwook Park (Penn State) qui a dirigé l'étude, publiée en même temps que le symposium "8 Years of Chandra" à Huntsville, Alabama.
La nouvelle et profonde image de Chandra - représentant près de 6 jours de temps d'observation - montre une structure incroyablement complexe. Comprendre les détails de G292.0+1.8 est particulièrement important parce que les astronomes l'ont considérée comme étant un cas exemplaire d'une supernova créée par la mort d'une étoile massive.
En retraçant la distribution des rayons X dans différentes bandes d'énergie, l'image de Chandra détermine la distribution des éléments chimiques éjectés dans la supernova. Les résultats impliquent que l'explosion n'était pas symétrique. Par exemple, le bleu (silicium et soufre) et le vert (magnésium) sont vus fortement en haut à droite, tandis que le jaune et l'orange (l'oxygène) domine en bas à gauche. Ces éléments brillent à des différentes températures, indiquant que la température est plus élevée dans la partie supérieure droite de G292.0+1.8.
Légèrement au-dessous et à la gauche du centre de G292.0+1.8 est un pulsar, une dense étoile à neutrons tournant rapidement qui est restée après l'explosion de l'étoile d'origine. En supposant que le pulsar soit né au centre du reste, il est supposé que le recul de l'explosion de travers a pu envoyer le pulsar dans cette direction.
L'entourage du pulsar est une prétendue nébuleuse de vent de pulsar, une bulle magnétisée de particules de grande énergie. Le dispositif en forme de jet étroit, courant du nord au sud dans l'image est probablement parallèle à l'axe de rotation du pulsar. Cette structure est plus facilement vue dans les rayons X d'énergie élevée. Dans le cas de G292.0+1.8, la direction de la rotation et la direction du recul ne semblent pas être alignées, contrairement aux alignements rotation-recul apparents dans quelques autres restes de supernova.
Un autre dispositif intrigant de ce reste est la brillante ceinture équatoriale d'émission de rayons X qui s'étend à travers le centre du reste. Cette structure est supposée avoir été créée quant l'étoile - avant sa mort - a expulsé de la matière autour de son équateur par l'intermédiaire des vents. L'orientation de la ceinture équatoriale suggère que l'étoile parent a maintenu le même axe de rotation avant et après qu'elle explose.
"La détection du pulsar et de sa nébuleuse de vent confirme que la supernova qui a conduit à G292 a produit une étoile à neutrons par l'effondrement du noyau d'une étoile massive," ajoute le co-auteur John Hughes (Rutgers University. "La capacité d'étudier l'asymétrie de l'explosion d'origine en employant des images de rayons X du reste nous donne une nouvelle technique puissante pour se renseigner sur ces événements cataclysmiques."
Ces résultats paraîtront dans une prochaine édition d'Astrophysical Journal Letters.
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Mission STS-120
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La navette spatiale Discovery (OV-103) a décollé aujourd'hui comme prévu à 15h38 UTC du pas de tir 39A du Kennnedy Space Center, en Floride, pour une mission complexe de deux semaines en vue d'installer un nouveau module appelé Harmony sur la Station Spatiale Internationale. Les sept membres d'équipage passeront près de 14 jours dans l'espace au cours de cette mission, effectuant 5 sorties extravéhiculaires.
L'équipage de la mission STS-120 est composé de :
Pamela Melroy (USA), Commandant George Zamka (USA), Pilote Scott Parazynski (USA), Spécialiste de mission 1 Stephanie Wilson (USA), Spécialiste de mission 2 Douglas Wheelock (USA), Spécialiste de mission 3 Paolo Nespoli (ITA), Spécialiste de mission 4 Daniel Tani (USA), Spécialiste de mission 5
C'est le 34ème vol de la navette Discovery et la 120ème mission de Navette.
Le retour de la mission, la 23e (13A) vers la Station Spatiale Internationale, est prévu pour le 06 Novembre 2007 à 10h47 UTC au Centre spatial Kennedy.
L'astronaute de l'ESA Paolo Nespoli et l'élément de jonction n°2 en route vers l'ISS Communiqué de Presse de l'ESA N°31-2007
Paolo Nespoli s'est envolé en début de soirée à destination de la Station spatiale internationale (ISS) à bord de la navette spatiale Discovery de la NASA.
La navette a décollé du Centre spatial Kennedy, à Cape Canaveral (Floride), à 11h38 heure locale (17h38 heure de Paris) et s'est insérée avec succès en orbite terrestre basse après environ huit minutes de vol propulsé. Elle emporte dans sa soute l'élément de jonction n°2, premier module de fabrication européenne destiné à rester amarré en permanence à la Station.
Le vol STS-120, troisième mission de la navette depuis le début de l'année, achemine vers l'ISS un équipage de sept astronautes, dont fait partie Paolo Nespoli, astronaute de l'ESA de nationalité italienne.
La première journée dans l'espace va être consacrée à une série d'inspections destinées à vérifier que la navette n'a subi aucun dommage durant son lancement. L'orbiteur entamera ensuite sa manœuvre de rendez-vous avec l'ISS, l'amarrage étant prévu le 25 octobre à 14h33 heure de Paris.
D'une durée de 14 jours, la mission STS-120 a pour objectif de livrer et d'installer l'élément de jonction n°2, fabriqué par l'Italie. Celui-ci va permettre d'agrandir l'espace habitable et de travail de la Station, ce qui n'était pas arrivé depuis six ans. Un deuxième objectif important consistera à transférer le tronçon d'ossature P6 de l'ISS et à déployer ses panneaux solaires ainsi que son radiateur à dispersion thermique.
Cette mission permettra également d'assurer la relève de l'un des membres de l'équipage permanent de la Station, l'astronaute de la NASA Clayton Anderson. Arrivé en juin dernier à bord du vol STS-117, il sera remplacé par un autre astronaute de la NASA, Daniel Tani.
La mission Esperia de Paolo Nespoli Paolo Nespoli accomplira avec cette mission son premier vol spatial, mais il n'est pas le premier Italien à séjourner à bord de l'ISS depuis le début de sa construction en 1998. Deux de ses compatriotes, également astronautes de l'ESA, l'ont en effet précédé : Umberto Guidoni en 2001 et Roberto Vittori en 2002 et 2005.
Baptisée Esperia, du nom mythique par lequel les Grecs désignaient la péninsule italienne dans l'Antiquité, la mission de Paolo Nespoli est l'une des six occasions de vol obtenues par l'Agence spatiale italienne (ASI) en contrepartie de la fourniture à la NASA, en vertu d'un accord bilatéral, de trois conteneurs de fret pressurisés, les MPLM (modules logistiques polyvalents). L'étroite coopération entre l'ESA et l'ASI a conduit au choix de Paolo Nespoli, membre du Corps des astronautes européens, pour cette première occasion de vol de l'ASI.
Pendant cette mission d'assemblage complexe, Nespoli jouera un rôle essentiel de responsable d'activité intravéhiculaire (IVA), coordonnant depuis l'intérieur de la Station les activités conduites au cours de trois des cinq sorties prévues dans l'espace, y compris celle destinée à l'installation de l'élément de jonction n°2. Il participera également aux préparatifs de ces sorties, notamment en configurant et en testant les combinaisons spatiales et les outils, en aidant les astronautes à enfiler leur combinaison, ou encore en effectuant la dépressurisation et la repressurisation du sas.
Les autres responsabilités de Nespoli durant la mission Esperia couvrent la conduite d'un programme conjoint ESA/ASI d'expériences de physiologie humaine et de biologie et un certain nombre d'activités éducatives.
L'élément de jonction 2 prépare l'arrivée de Columbus L'élément de jonction n°2, également appelé « Harmony », est l'un des trois éléments d'interconnexion de la Station spatiale. Ces éléments relient entre eux les différents modules pressurisés, permettant ainsi le passage des astronautes et des équipements, et assurent pour chaque module des fonctions importantes, notamment la distribution d'énergie électrique et la régulation thermique et d'ambiance.
Harmony sera temporairement arrimé au port gauche de l'élément de jonction n°1 pendant la première sortie extravéhiculaire du 26 octobre. Lorsque la navette se désamarrera à la fin de la mission STS-120, il sera transféré à l'aide du bras robotisé de la Station vers son emplacement final, le port avant du laboratoire américain Destiny.
Ce module cylindrique a été réalisé pour le compte de la NASA au titre d'un contrat entre l'ASI et l'industrie européenne, la maîtrise d'œuvre ayant été confiée à Thales Alenia Space. Sa présence va permettre l'installation du laboratoire européen Columbus, dont l'arrivée est prévue en décembre 2007, puis celle du laboratoire japonais Kibo, qui doit rejoindre la Station en avril 2008.
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Comète C/2007 U1 (LINEAR)
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Un objet de magnitude 18.5 ayant l'apparence d'un astéroïde découvert par le télescope de surveillance LINEAR le 19 Octobre 2007 a montré des caractéristiques cométaires lors d'observations de confirmation de l'objet.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 U1 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 07 Août 2008 à une distance de 3,3 UA du Soleil.
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Comètes SOHO : C/2007 Q4, Q5, Q6, Q7, Q8, Q9, R6, R7, R8, R9, R10, S3, S4
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Treize nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-U34, MPEC 2007-U35 et MPEC 2007-U36. Ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz, sauf la comète C/2007 R10 qui appartient au groupe de Meyer.
C/2007 Q4 (SOHO) Shihong Yuan C/2007 Q5 (SOHO) Arkadiusz Kubczak C/2007 Q6 (SOHO) Hua Su C/2007 Q7 (SOHO) Hua Su
C/2007 Q8 (SOHO) Hua Su, Rainer Kracht C/2007 Q9 (SOHO) Shihong Yuan, John Sachs C/2007 R6 (SOHO) Hua Su C/2007 R7 (SOHO) Hua Su
C/2007 R8 (SOHO) Bo Zhou C/2007 R9 (SOHO) Bo Zhou C/2007 R10 (SOHO) Arkadiusz Kubczak C/2007 S3 (SOHO) Bo Zhou C/2007 S4 (SOHO) Masanori Uchina
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Améliorer la précision de l'approche de la Terre de Rosetta
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Hier, 18 Octobre à 18h06 CEST, les propulseurs du chasseur de comète de l'ESA, Rosetta, ont été mis à feu dans une manoeuvre prévue de correction de trajectoire de 42 secondes conçue pour 'ajuster' l'approche du vaisseau spatial vers la Terre. Rosetta s'approche maintenant de la Terre pour sa seconde bascule planétaire de 2007.
Après avoir dépassé Mars en Avril 2007, Rosetta s'approche maintenant de la Terre pour la deuxième fois - le troisième des quatre bascules planétaires qui fournissent des assistances gravitationnelles favorisant une économie d'énergie permettant au vaisseau spatial finalement d'atteindre et de croiser l'orbite de la comète 64P/Churyumov-Gerasimenko en 2014.
L'approche au plus près de Rosetta est prévue pour 21h57 CET à une altitude de 5.301 kilomètres au-dessus de l'Océan Pacifique et à une vitesse de 45.000 km/h par rapport à la Terre. La troisième et dernière bascule par la Terre aura lieu en Novembre 2009.
Rosetta s'aligne "Nous avons une trajectoire cible pour la bascule par la Terre et les déterminations régulières d'orbite nous permettre de décider quand faire une manoeuvre de correction. De brefs allumages maintenant nous permettent d'optimiser l'orbite et faire une bascule plus précise, nous économinant beaucoup de carburant pour plus tard," commente Andrea Accommazzo, Directeur des opérations du vaisseaux spatial Rosetta, à l'ESOC. Il a confirmé que les résultats de manoeuvre d'hier se sont déroulés comme prévu.
Un second créneau de correction de trajectoire, le 01 Novembre, peut également être employée en fonction des résultats d'une détermination d'orbite programmée pour le 30 Octobre.
Le chasseur de comète de l'ESA Rosetta sera le premier vaisseau spatial de l'ESA à entreprendre l'exploration à long terme d'une comète de près. La mission se compose d'une grande navette spatiale, conçue pour fonctionner pendant une décennie à de grandes distances du Soleil, et d'un petit atterrisseur, Philae. Chacun d'eux porte une grande suite des expériences scientifiques conçues pour achever l'étude la plus détaillée d'une comète jamais tentée.
Après être entré en orbite autour de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko en 2014, le vaisseau spatial libérera l'atterrisseur sur le noyau glacé. Il passera alors les deux années à venir en orbitant autour de la comète pendant qu'elle se dirige vers le Soleil. Sur le chemin vers la comète Churyumov-Gerasimenko, Rosetta a reçu des aides gravitationnelles de la Terre et de Mars, et survolera deux astéroïdes de la Ceinture principale - Steins (en Septembre 2008), et Lutetia en (Juillet 2010).
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Comètes SOHO : C/2004 E5, 2007 K21, N4, N5, N6, N7, N8, O3, O4
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Neuf nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-U23 et MPEC 2007-U24. Ces neuf comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2004 E5 (SOHO) Bo Zhou C/2007 K21 (SOHO) Karl Battams C/2007 N4 (SOHO) Hua Su C/2007 N5 (SOHO) Hua Su C/2007 N6 (SOHO) Bo Zhou
C/2007 N7 (SOHO) Karl Battams C/2007 N8 (SOHO) Bo Zhou C/2007 O3 (SOHO) Hua Su C/2007 O4 (SOHO) Bo Zhou
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Le trou noir stellaire le plus lourd découvert dans la galaxie voisine
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Ce résultat a des implications fascinantes pour l'évolution et le destin final des étoiles massives. Le trou noir fait partie d'un système binaire dans M33, une galaxie voisine à environ 3 millions d'années-lumière de la Terre.
En combinant des données de l'Observatoire de rayons X Chandra et du télescope Gemini de Mauna Kea, à Hawaii, la masse du trou noir, connu sous le nom de M33 X-7, a été estimée à 15.7 fois celle du Soleil. Ceci fait de M33 X-7 le trou noir stellaire le plus massif connu.
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Comètes SOHO : L10, L11, L12, L13, M4, M5, M6, M7, M8, M9, M10
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Onze nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-T122, MPEC 2007-U15 et MPEC 2007-U16. Les comètes C/2007 M5 et C/2007 M8 n'appartiennent à aucun groupe connu, les autres comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2007 L10 (SOHO) Bo Zhou
C/2007 M4 (SOHO) Tony Hoffman
C/2007 M7 (SOHO) Bo Zhou
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Des amateurs découvrent une exoplanète en transit
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Un réseau international d'astronomes a annoncé une des découvertes les plus impressionnantes jamais faites impliquant des amateurs. Le groupe a trouvé une planète extrasolaire qui traverse le disque de son étoile hôte, un événement connu sous le nom de transit. Mieux encore, cet objet est différent des 28 autres exoplanètes en transit connues, et les observations complémentaires apporteront une précieuse idée de la diversité des planètes dans toute notre galaxie.
La planète satellise l'étoile HD17156 de type spectral G0 et de magnitude 8, située à 250 années-lumière dans le nord de Cassiopée (Cassiopeia). Elle pulvérise non pas un, mais deux records pour les exoplanètes en transit. Elle circule autour de son étoile en 21.2 jours, beaucoup plus long que le précédent record détenu de 5.66 jours. Elle a également de loin l'orbite la plus fortement allongée, avec une excentricité de 0.67.
"Cette planète est sans aucun doute un progrès important," note Greg Laughlin (University of California, Santa Cruz), qui organise le réseau Transitsearch.org qui a fait la découverte. "C'est notre première découverte d'un transit. Et la planète, avec sa longue période et son excentricité élevée, est unique dans le recensement actuel des planètes en transit."
"C'est une découverte fantastique et historique," ajoute la chercheuse d'exoplanètes Sara Seager (MIT), qui n'était pas impliquée dans la découverte. "D'abord, cette découverte nous permet d'étudier une planète très différente que les "normales" Hot Jupiters, qui sont presque toutes sur des orbites circulaires de moins de 4 jours. Cette découverte est également historique parce que des amateurs ont aidé à détecter les transits."
En utilisant la traditionnelle méthode d'oscillation gravitationnelle, une équipe dirigée par Debra Fischer (San Francisco State University) a découvert en premier la planète au début de cette année. Pour découvrir si elle passe devant son étoile, Laughlin a organisé une campagne internationale pour observer HD 17156. La nuit du 9-10 Septembre, les astronomes amateurs italiens Daniele Gasparri et Claudio Lopresti ont utilisé de modestes télescopes du commerce et des caméras CCD SBIG pour capturer la diminution initiale révélatrice dans la lumière de l'étoile provoquée par le passage de la planète devant l'étoile, bloquant une partie de sa lumière. Ils n'ont pas pû observer le passage entièrement, cependant, en raison de l'arrivée de nuages au-dessus du centre de l'Italie.
Heureusement, Jose Manuel Almenara Villa (Astrophysical Institute of the Canary Islands, Spain) a observé presque entièrement le passage, qui a duré 186 minutes. Son télescope de 30 centimètres (12 pouces) et la SBIG CCD ont enregistré une baisse de 0.6% dans l'éclat de l'étoile.
David Charbonneau (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) a dirigé les travaux pour observer le passage suivant, qui a eu lieu dans la nuit du 30 Septembre au 01 Octobre. Plusieurs astronomes professionnels aux Etats-Unis, et l'amateur Don Davies de Californie, ont observé le passage exactement au moment prévu, confirmant la découverte.
En se basant sur l'attraction gravitationnelle de la planète sur son étoile hôte, elle a une masse de 3.1 Jupiters. En se basant sur la quantité de lumière stellaire bloquée, elle a un diamètre de 1,15 Jupiter. Les théoriciens peuvent pousser un soupir de soulagement, parce que la densité moyenne calculée d'approximativement 2.6 grammes par centimètre cube (2.6 fois la densité de l'eau) est en conformité avec les prévisions théoriques pour une planète géante gazeuse d'une telle masse élevée. En revanche, environ 30% des Hots Jupiters connues sont gonflées bien au-delà des espérances.
"La communauté professionnelle portera son attention sur cette étoile en raison des propriétés de la planète," dit Charbonneau. "Mais elle est capable de le faire en raison de la contribution énorme de ces amateurs."
"L'orbite allongée conduit à une variation orbitale de 1 à 26 fois dans la quantité de lumière reçue de l'étoile parent" dit Laughlin. "Elle est amenée une fois par orbite à une distance caniculaire de seulement 7 rayons stellaires (0.05 Unité Astronomique), qui mène à une phase intense de réchauffement sur l'hémisphère qui s'avère faire face à l'étoile au cours de 12 heures d'approche au plus près."
Les futures observations infrarouges par le télescope spatial Spitzer devraient pouvoir mesurer comment l'atmosphère de la planète répond à ce sursaut de réchauffement et comment elle rayonne cette énergie. Spitzer ne peut pas réellement résoudre la planète de son étoile hôte, mais il peut mesurer tout le rayonnement thermique du système, qui changera légèrement lorsque la planète s'élancera près de l'étoile et sentira le souffle, et puis se refroidira au loin dans sa boucle orbitale. A part le changement de distance de l'étoile, Spitzer verra les côtés jour et nuit de la planète à des heures différentes, ce qui aidera à créer des modèles de circulation atmosphérique. Les informations sur les propriétés atmosphériques, à leur tour, seront utiles pour créer les modèles globaux de climat pour les hot Jupiters en général.
"Une variation de 1 à 26 de la quantité de rayonnement de l'étoile pendant l'orbite de cette planète signifie que la planète sera alternativement et nettement réchauffée et refroidie par son étoile hôte," ajoute Seager. Le côté jour de la planète peut varier entre 1.330°C et 430°C pendant son orbite. Combien de cette chaleur est transférée vers le côté nuit nous en dira beaucoup sur ses vents globaux, qui risquent d'être extrêmes.
Geoff Marcy (University of California, Berkeley), collègue de Fischer, dit que l'équipe continuera d'observer l'oscillation de l'étoile pour affiner l'orbite de la planète. Et les observations répétées de passages pourront révéler de petites variations de temps provoquées par des perturbations gravitationnelles d'autres planètes dans le système.
Laughlin projette de continuer sa collaboration en cours avec les amateurs. Il se concentre sur les étoiles avec des planètes connues de longue période, orbites excentriques, et particulièrement celles dont les planètes transiteront au moment où elles sont les plus proches de leurs étoiles hôtes, ce qui amplifie la probabilité qu'elles seront réellement en transit comme vu du point de vue de la Terre. Les professionnels font rarement la tentative d'observer ces passages potentiels parce que la probabilité est très basse que n'importe quelle planète donnée satellisera son étoile dans un plan assez prochement aligné à notre ligne de vue. Mais avec un noyau enthousiaste d'amateurs habiles disposés à aborder des projets à tenter, et avec des douzaines de cibles potentielles supplémentaires sur la liste d'attente, on prévoit plus de découvertes dans les mois et les années à venir.
Le prochain passage de HD 17156 sera visible d'Hawaii la nuit du 21-22 Octobre (la première moitié du passage sera également observable de la côte ouest des USA). HD 17156 est située à 2h 49m 45s d'ascension droite et +71° 45'12" de déclinaison. Pour plus de détails et de prévisions de transit, voir Transitsearch.org.
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La galaxie 'bébé' n'est pas aussi jeune que cela
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I Zwicky 18 est classifiée comme une galaxie naine irrégulière et est beaucoup plus petite que notre galaxie de la Voie lactée. Les noeuds bleuâtre-blancs concentrés enfouis au coeur de la galaxie sont deux régions principales de "starburst" où les étoiles se forment à un rythme effréné. Les fins filaments bleus entourant les régions centrales de "starburst" sont des bulles du gaz qui ont été emportées par les vents stellaires et les explosions de supernovae d'une génération précédente de chaudes et jeunes étoiles. Ce gaz est maintenant réchauffé par le rayonnement ultraviolet intense relâché par une nouvelle génération de chaudes étoiles jeunes.
Une galaxie compagnon se trouve juste au-dessus et à la gauche de I Zwicky 18. Le compagnon peut être en interaction avec I Zwicky 18 par attraction gravitationnelle sur la galaxie. L'interaction peut avoir déclenché la formation récente d'étoiles de la galaxie qui est responsable de l'aspect jeune. A part les jeunes étoiles bleuâtre-blanches, des étoiles blanc-rougeâtres sont également visibles dans I Zwicky 18 et son compagnon. Ces étoiles peuvent être aussi vieilles que 10 milliards d'années. Les objets au redshift étendu entourant I Zwicky 18 et son compagnon sont des galaxies anciennes entièrement formées de différentes formes qui sont beaucoup plus éloignées.
Les données d'Hubble ont également permis pour la première fois d'identifier des étoiles variables Céphéides dans I Zwicky 18. Ces balises stellaires clignotantes ont été employés pour déterminer que I Zwicky 18 est à 59 millions d'années-lumière de la Terre, presque 10 millions d'années-lumière plus éloignées que l'on croyait précédemment.
Les observations de I Zwicky 18 ont été prises en 2005 et 2006 avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) d'Hubble. Les astronomes ont fait cette image en combinant des observations prises avec les filtres bleus et rouges.
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Cratère Maunder bosselé et peu profond
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Les images ont été prises au cours des orbites 2412 et 2467 les 29 Novembre et 14 Décembre 2005 respectivement, avec une résolution au sol d'approximativement 15 mètres par pixel.
Le cratère Maunder se trouve à 50° Sud et 2° Est, approximativement au centre de Noachis Terra. Le soleil illumine la scène du nord-est (en haut à gauche dans l'image).
Le cratère d'impact, baptisé du nom de l'astronome britannique Edouard W. Maunder (1851-1928), est situé à mi-chemin entre Argyre Planitia et Hellas Planitia sur les montagnes méridionales de Mars.
Avec un diamètre de 90 kilomètres et une profondeur d'à peine 900 mètres, le cratère n'est pas l'un des plus grands cratères d'impact sur Mars actuellement, mais il était beaucoup plus profond. Il a été rempli partiellement depuis par grandes quantités de matériel.
L'ouest du cratère a subi une importante chute de pente, durant lequel un grand éboulement a transporté la matière non fixée vers l'est, vers les parties intérieures du cratère. Les bords du pourtour de cratère qui se sont effondrés exposent des ravins qui pourraient être associées au transport de masse du matériel.
La zone de transition allant du bord ouest du cratère vers la plancher plutôt lisse du cratère sur le bord est montre le terrain bosselé. Un tel terrain montre de petites collines de forme irrégulière et des vallées. Le terrain couvert de monticules dans le cratère Maunder a été formé par le dépôt de débris d'éboulement.
Dans l'est, le plancher du cratère est relié par une cuvette, d'approximativement 700 mètres de profondeur. La cuvette peut être associée à un éboulement sur le bord ouest du cratère. Quelques ravins peuvent être vus sur le bord supérieur de la cuvette, ce qui est une possible preuve d'infiltration d'eau.
Les petits, de 500 à 2500 mètres de long, dispositifs foncés sur le plancher du cratère attirent l'oeil. Ces dispositifs s'appellent des dunes de Barchan, une des formes dunaires les plus abondantes dans les environnements arides. Des dunes de cette sorte sont également trouvées sur Terre, par exemple dans le désert Ouest-Africain de Namib (en Namibie) .
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Comètes SOHO : C/2007 L6, L7, L8, L9
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Quatre nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par la circulaire MPEC 2007-T117. Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2007 L6 (SOHO) Bo Zhou C/2007 L7 (SOHO) Bo Zhou C/2007 L8 (SOHO) Bo Zhou C/2007 L9 (SOHO) Bo Zhou
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Comète C/2007 T6 (Catalina)
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Un objet ayant l'apparence d'un astéroïde, découvert le 13 Octobre 2007 dans le cadre du Catalina Sky Survey, a révélé sa nature cométaire lors d'observations effectuées par J. Young (Table Mountain) après publication sur la page de Confirmation.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 T6 (Catalina) indiquent un passage au périhélie le 24 Août 2007 à une distance de 2,3 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent qu'il s'agit d'une comète périodique, avec un passage au périhélie le 19 Août 2007 à une distance de 2,2 UA du Soleil, et une période de 9,5 ans. La comète P/2007 T6 a été également identifiée avec l'astéroïde 2007 TU149 par S. Nakano.
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Comètes C/2007 T4 (Gibbs) et C/2007 T5 (Gibbs)
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Deux nouvelles comètes ont été découverte par A. R. Gibbs, avec le télescope Schmidt de 0,68 mètre équipé en CCD, dans le cadre du Catalina Sky Survey.
C/2007 T4 (Gibbs) Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 T4 (Gibbs), découverte le 12 Octobre 2007, indiquent un passage au périhélie le 11 Août 2007 à une distance de 2,2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 20 Juillet 2007 à une distance de 2 UA du Soleil, et une période de 12,4 ans.
C/2007 T5 (Gibbs) Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 T5 (Gibbs), découverte le 13 Octobre 2007, indiquent un passage au périhélie le 13 Février 2008 à une distance de 4,4 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires de la comète C/2007 T5 (Gibbs) indiquent un passage au périhélie le 24 Mai 2008 à une distance de 4 UA du Soleil.
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Comète P/2007 T3 (Shoemaker-Levy) = P/1990 V1 (Shoemaker-Levy)
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La comète P/1990 V1 (Shoemaker-Levy), qui avait été observée pour la dernière fois en Janvier 1991, a été retrouvée à la magnitude 18 par Rob H. McNaught les 12 et 13 Octobre 2007 dans le cadre du Siding Spring Survey. (IAUC 8879)
Les éléments orbitaux de la comète P/2007 T3 (Shoemaker-Levy) indiquent un passage au périhélie au 17 Décembre 2007, un temps de passage au périhélie supérieur de 4,5 jours aux prévisions, à une distance de 1,4 UA du Soleil, et une période de 16,4 ans.
La comète P/1990 V1 (Shoemaker-Levy), dénommée Shoemaker-Levy 1 et répertoriée également comme 1990o et 1990 XV, avait été découverte le 15 Novembre 1990 par le couple Carolyn et Eugene Schoemaker et David Levy (Palomar Observatory), à la suite d'un passage favorable de la comète à 0,6222 UA de la Terre en 0ctobre 1990. Selon les calculs de l'astronome amateur japonais Kazuo Kinoshita, la comète P/1990 V1 a effectué un passage auprès de Jupiter à la distance de 0,664 UA en Juin 2006.
Satisfaisant aux conditions requises, la comète P/2007 T3 (Shoemaker-Levy) a reçu la numérotation définitive de 192P/Shoemaker-Levy.
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Comètes SOHO : C/2007 K19, K20, L1, L2, L3, L4, L5
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Sept nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-T93 et MPEC 2007-T94. La comète C/2007 K19 semble n'appartenir à aucun groupe connu, tandis que les six autres appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2007 K19 (SOHO) Rainer Kracht C/2007 K20 (SOHO) Tony Hoffman
C/2007 L1 (SOHO) Bo Zhou C/2007 L2 (SOHO) Karl Battams C/2007 L3 (SOHO) Shihong Yuan C/2007 L4 (SOHO) Bo Zhou C/2007 L5 (SOHO) Alan Watson
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Prenez un parapluie si vous projetez de visiter Titan !
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Dans la plupart des images de Keck et du VLT, les nuages de méthane liquide et la bruine apparaissent au bord du matin de Titan, l'arc de la lune qui a juste tourné dans la lumière du Soleil.
"La topographie de Titan pourrait être la cause de cette bruine," note Imke de Pater, membre de l'équipe qui a fait la découverte. "La pluie pourrait être provoquée par des processus semblables à ceux sur Terre : des nuages chargés d'humidité poussés par des vents ascensionnels se condensent pour former une pluie côtière."
L'auteur principal Máté Ádámkovics a noté que seuls les secteurs près de Xanadu ont montré de la bruine matinale, et pas toujours dans la même tache. Selon les conditions, la bruine a pu frapper le sol ou se transformer en nappe de brouillard. La bruine ou la brume semble se dissiper après le milieu de la matinée locale, qui, parce que le Titan met 16 jours terrestres pour tourner une fois, est d'environ trois jours de la Terre après le lever du Soleil. "Peut-être que seulement Xanadu a des matins brumeux".
Ádámkovics a vu la première fois la preuve de nuages comme des cirrus très répandu et la bruine de méthane en analysant les données prises le 28 Février 2005 avec un nouvel instrument sur le VLT - SINFONI (Spectrograph for INtegral Field Observations in the Near Infrared). D'autres images et spectres pris le 17 Avril 2006, par l'instrument OSIRIS (OH-Suppressing Infra-Red Imaging Spectrograph) sur Keck II ont confirmé les nuages. Les deux instruments mesurent des spectres de lumière à de nombreux points dans une image plutôt que de faire la moyenne sur une petite ouverture ou fente. En soustrayant la lumière réfléchie de la surface de la lumière réfléchie par les nuages, les chercheurs ont pu obtenir des images des nuages couvrant la lune entière.
Titan, plus grande que la planète Mercure, est la seule lune dans le Système solaire avec une atmosphère épaisse, laquelle est composée surtout d'azote et ressemble à la première atmosphère de la Terre. Les observations précédentes ont montré que la lune entière est enveloppée dans une brume d'hydrocarbure s'étendant jusqu'à 500 kilomètres de haut, devenant plus mince avec la hauteur. Le secteur du pôle sud montre plus de brume qu'ailleurs, avec un chapeau de brume à une altitude entre 30 et 50 kilomètres.
En raison de sa température de surface extrêmement froide,-183 degrés Celsius, des traces chimiques telles que le méthane et l'éthane, qui sont des gaz explosifs sur Terre, existent sous forme liquide ou solide sur Titan. Quelques dispositifs de niveau à la surface près des pôles sont supposés être des lacs d'hydrocarbures liquides analogues aux océans d'eau de la Terre, et vraisemblablement ces lacs sont remplis par des précipitations de méthane. La sonde Huygens de l'ESA a observé les dispositifs qui semblent être contrôlés par des pentes d'écoulements, causés soit par la précipitation ou par les printemps.
Jusqu'à maintenant, cependant, on n'avait observé directement aucune pluie.
La bruine répandue et persistante peut être le mécanisme dominant pour le retour du méthane de l'atmosphère vers la surface et la clôture du cycle du méthane, [ analogue au cycle de l'eau de la Terre ]", écrivent les auteurs.
Les mêmes nuages sur Titan ont été imagés pour la première fois en 2001 par le groupe de Pater et ses collègues au Caltech à l'aide du télescope Keck II avec le systeme d'optique adaptative et ont confirmé ce qui avait été déduit des spectres de l'atmosphère de Titan. Ces nuages congelés de méthane planaient à une altitude d'environ 30 kilomètres autour du pôle sud de Titan.
Depuis lors, des nuages isolés d'éthane ont été observés au pôle nord par le vaisseau spatial Cassini, alors que Cassini et Keck photographiaient des nuages de méthane dispersés aux latitudes moyennes sud. Aussi en 2005, la sonde Huygens de l'ESA, larguée par Cassini, est descendue à travers l'atmosphère de Titan, rassemblant des données sur l'humidité relative de méthane. Ces données ont fourni la preuve de nuages congelés de méthane entre 25 et 30 kilomètres d'altitude et de nuages de méthane liquide - avec de la bruine possible - entre 15 et 25 kilomètres de hauteur. L'ampleur des nuages détectés dans le secteur de descente était peu claire, toutefois, parce que "une simple station météo comme Huygens ne peut pas caractériser la météorologie à l'échelle d'une grande planète," explique le co-auteur Michael H. Wong.
Les nouvelles images montrent clairement une couverture étendue de nuages de méthane congelé à une hauteur de 25 à 35 kilomètres - "un nouveau type de nuage, un grand nuage global de méthane," note Ádámkovics - ce qui est conforme aux mesures de Huygens, plus des nuages de méthane liquide dans le tropopause en-dessous de 20 kilomètres avec de la pluie aux altitudes inférieures.
"Les nuages que nous voyons sont comme les nuages cirrus sur Terre," ajoute Ádámkovics. "Une différence est que les gouttelettes de méthane sont prévues d'être au moins de la taille du millimètre sur Titan, ce qui est mille fois plus grand que dans les nuages terrestres. Puisque les nuages ont environ le même contenu d'humidité que les nuages de la Terre, ceci signifie que les gouttelettes sur Titan sont beaucoup plus étendues et ont une plus faible densité dans l'atmosphère, qui rend les nuages durs à détecter."
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Le système de Pluton
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Presque 30 ans après la découverte de la grande lune de Pluton, Charon, un astronome de l'Université d'Hawaii a utilisé un télescope au sol pour prendre une image du système de Pluton qui excède l'acuité possible avec le télescope spatial Hubble.
"Plusieurs facteurs favorables se sont produits simultanément pour rapporter ces images spectaculaires du système de Pluton," commente le Dr. David Tholen, qui a effectué les observations au cours du début de soirée du 05 Septembre en utilisant le système d'optique adaptative sur un de télescopes jumeaux Keck de Mauna Kea.
Les nouvelles images, qui ont une résolution d'environ 35 millièmes de seconde d'arc, sont proche de la limite de diffraction à la longueur d'onde de 1.6 micron utilisée pour les expositions. Elles sont environ 20 fois plus nettes que les images de Pluton prises il y a 30 ans.
Au total, Tholen a pris 16 images du système de Pluton pendant une heure sur le télescope Keck. Quand il a combiné chacune des 16 images pour former une image unique, Nix et Hydra, les petits satellites de Pluton découverts avec le télescope spatial Hubble en 2005, sont devenus clairement visibles. Les nouveaux satellites sont tous deux de magnitude 23.5 environ en comparaison à Pluton qui est de magnitude 14.
"Notre intention est d'obtenir plusieurs images du système de Pluton, si tout va bien avec ce même niveau de qualité, de sorte que nous puissions dépister Nix et Hydra complètement autour de Pluton plusieurs fois," ajoute Tholen. "En faissant des mesures extrêmement précises des positions des satellites, nous déterminerons leur masse en détectant les déplacements minuscules provoqués par leur mutuelle attraction gravitationnelle. Une fois que les masses sont disponibles, nous serons capable de dire quelque chose de plus définitif sur la grosseur de ces nouveaux satellites."
Les astronomes ont estimé que Nix et Hydra ont moins de 100 kilomètres de diamètre, comparé aux 1212 kilomètres pour Charon et à environ 2300 kilomètres pour Pluton. Les scientifiques planifiant le survol de Pluton en 2015 avec le vaisseau spatial New Horizons sont fortement intéressés par les résultats. "Quelque chose d'aussi simple que de choisir le temps d'exposition correct pour capturer les images de Nix et Hydra avec New Horizons dépend de la connaissance de leur taille et comment leur surface est réfléchissante", note Tholen. "Un de nos buts est d'avoir ces réponses bien avant le survol."
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L'astéroïde est un "exercice d'entraînement" pour les géocroiseurs
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Dans une recherche qui pourrait faciliter les décisions pour de futurs astéroïdes sur une trajectoire de collision avec la Terre, les chercheurs de MIT ont pour la première fois déterminé la composition d'un astéroïde géocroiseur qui a une possibilité très légère de frapper un jour notre planète.
Cette information pourrait être utile dans la planification d'une future mission spatiale pour explorer l'astéroïde, appelé Apophis. Et si le moment devait venir un jour où cet objet ou un autre s'avérait être sur le chemin vers un impact sur Terre, savoir de quoi il est fait pourrait être un facteur important dans la décision de quoi faire à son sujet.
"La caractérisation de base est la première ligne de défense," commente Richard P. Binzell, professeur des Sciences Planétaires au département EAPS (Earth, Atmospheric, and Planetary Sciences). "Nous devons connaître l'ennemi."
Binzel a présenté les nouveaux résultats cette semaine lors de la réunion annuelle de la Division pour les Sciences Planétaires de la Société Astronomique Américaine.
Étudier la composition d'Apophis a été un "exercice d'entraînement" utile, indique Binzel, parce que "vous ne savez jamais quand le vrai se présentera" sur une trajectoire de collision avec la Terre. Pour la détermination de la composition d'un astéroïde menaçant, indique Binzel, "Nous ne savons pas quand le vrai essai viendra, mais nous sommes prêts."
Le 13 Avril 2029, Apophis viendra relativement près de la Terre, passant à environ 35.500 kilomètres. Mais quand il reviendra en 2036, il y a une possibilité très petite - environ une chance sur 45.000 - d'être sur une trajectoire de collision.
Aussi Binzel, travaillant avec les étudiants diplômés de l'EAPS Cristina Thomas et Francesca DeMeo et d'autres, a utilisé des télescopes sur Terre pour découvrir autant que possible sur la nature d'Apophis et d'autres astéroïdes. A moins de monter une mission spatiale qui prendrait des années et coûterait des centaines de millions de dollars, de telles observations sont la meilleure manière de découvrir autant que possible au sujet de n'importe quelle roche de l'espace qui pourrait un jour venir à notre rencontre, commente Binzel.
En utilisant le télescope Magellan du MIT au Chili et l'équipement du télescope infrarouge de la NASA à Hawaï, ils ont maintenant pu arriver à comprendre exactement de quoi Apophis est fait. "La composition, je pense, est vraiment définie."
La clef pour comprendre la composition d'un astéroïde est de le comparer aux échantillons provenant d'astéroïdes qui ont été livrés, gratuitement, à la Terre, sous forme de milliers de météorites qui ont été collectées au cours des années.
L'analyse spectrale - mesurant comment les météorites réfléchissent la lumière de différentes longueurs d'onde - peut être employée pour déterminer leurs exacts constituants minéraux. De même, une analyse spectrale de la lumière reflétée d'un astéroïde éloigné montre les mêmes lignes indicatrices qui révèlent sa composition. En comparant les deux genres de spectres, un astéroïde qui est juste une tête d'épingle lointaine de lumière peut être mis en corrélation avec un morceau d'une roche de l'espace dans le laboratoire.
Binzel et ses étudiants ont pu utiliser la spectroscopie en lumière visible et infrarouge pour montrer qu'Apophis "va bien" avec un type rare de météorite, connu sous le nom de type chondrite LL. Celles-ci représentent juste 7 pour cent des chutes connues de météorites sur Terre, et sont riches en pyroxène et en olivine, qui sont également courants sur Terre.
"L'avantage d'avoir trouvé une météorite correspondante pour Apophis est que, parce que nous avons des mesures de laboratoire pour la densité et la solidité de ces météorites, nous pouvons déduire plusieurs des mêmes propriétés pour l'astéroïde Apophis lui-même," indique Binzel.
Un objet la taille d'Apophis (environ 270 mètres de large) pourrait dévaster une région aussi grande que la France, ou produire des tsunamis sur un large secteur s'il tombait en mer. De nombreuses idées ont été proposées sur la façon de traiter une telle menace, allant de l'utilisation de bombes, de lasers ou d'un vaisseau spatial pour l'écarter du chemin ou de le réduire en morceaux bien qu'il soit encore loin. Le choix de la meilleure ligne de conduite peut dépendre des caractéristiques physiques de l'objet, y compris sa composition minérale.
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Comètes SOHO : C/2007 K10, K11, K12, K13, K14, K15, K16, K17, K18
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Neuf nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-T77 et MPEC 2007-T78. La comète C/2007 K12 appartient au groupe de Meyer, et les huit autres appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2007 K10 (SOHO) Bo Zhou C/2007 K11 (SOHO) Bo Zhou C/2007 K12 (SOHO) Hua Su C/2007 K13 (SOHO) Tony Hoffman
C/2007 K14 (SOHO) Bo Zhou C/2007 K15 (SOHO) Hua Su C/2007 K16 (SOHO) Rainer Kracht C/2007 K17 (SOHO) Tony Hoffman C/2007 K18 (SOHO) Maik Meyer
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Comète P/2007 T2 (Kowalski)
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Une nouvelle comète a été découverte le 09 Octobre 2007 par Richard A. Kowalski dans le cadre du Catalina Sky Survey. La nature comète de l'objet de magnitue 16.5 a été confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète périodique P/2007 T2 (Kowalski) indiquent un passage au périhélie le 19 Septembre 2007 à une distance de 0,6 UA du Soleil, et une période de 5,9 ans.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 19 Septembre 2007 à une distance de 0,7 UA du Soleil, et une période de 5,4ans.
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Nouvelle vue de Cassini de la terre des lacs et des mers
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Une nouvelle image radar composée à partir de sept survols de Titan sur les dix-huit derniers mois montre un pôle nord parsemé de lacs géants et de mers, au moins un d'eux plus grands que le Lac Supérieur aux Etats-Unis, le plus grand lac d'eau douce sur Terre. Approximativement 60% de la région polaire nord de Titan, au-dessus de 60° nord, a été cartographié par l'instrument radar de Cassini. Environ 14% de la région cartographiée est couvert par ce que les scientifiques interprètent comme des lacs d'hydrocarbure liquide.
C'est notre version de la carte d'Alaska, les parties nord du Canada, Groenland, Scandinavie et le Nord de la Russie," commente Rosaly Lopes, scientifique du radar de Cassini au JPL (Jet Propulsion Laboratory), Etats-Unis. "C'est comme cartographier ces régions de la Terre pour la première fois."
Les lacs et les mers sont très communs aux latitudes nordiques élevées de Titan, qui est en hiver maintenant. Les scientifiques disent que comme il pleut du méthane et de l'éthane ici, ces liquides sont se rassemblés à la surface, remplissant des lacs et des mers. Ces lacs et mers creusent alors des méandres de rivières et des canaux à la surface de la lune. Maintenant Cassini entre en territoire inconnu, en bas vers le pôle sud de Titan.
"Nous voulons voir s'il y a plus de lacs présents là. Titan est en effet la terre des lacs et des mers, mais nous voulons savoir si cela est aussi vrai maintenant pour le pôle sud," ajoute Lopes. "Nous savons qu'il y a au moins un grand lac près du pôle sud, mais il sera intéressant de voir s'il y a une grande différence entre les régions polaires nord et sud."
C'est l'été au pôle sud de Titan mais l'hiver devrait revenir au-dessus de cette région en 2017. Une saison sur Titan dure presque 7.5 ans, un quart d'année de Saturne, laquelle est longue de 29.5 ans. Surveiller les changements saisonniers aide les scientifiques à comprendre les processus en action ici.
Les scientifiques progressent sur la compréhension de la formation des lacs. Sur Terre, les lacs remplissent de lieux bas ou sont créés quand la topographie locale croise une nappe phréatique. Lopes et ses collègues pensent que les dépressions contenant les lacs sur Titan peuvent avoir été formées par le volcanisme ou par un type d'érosion (appelée karstique) de la surface, laissant une dépression où les liquides peuvent s'accumuler. Ce type de lac est commun sur Terre.
"Les lacs que nous observons sur Titan semblent être dans des états variables de remplissage, suggérant leur participation dans un système hydrologique complexe apparenté au cycle de l'eau sur Terre. Ceci rend Titan unique parmi les corps extraterrestres dans notre Système solaire," note Alex Hayes, étudiant diplômé qui étudie les données radar de Cassini au Caltech (California Institute of Technology) aux Etats-Unis.
"Les lacs que nous avons vu jusqu'ici varient en taille de la plus petite chose observable, approximativement 1 kilomètre carré, à plus grand que 100.000 kilomètres carrés, ce qui est légèrement plus grand que les Grands Lacs dans le Middle West aux Etats-Unis," commente Hayes. "Des 400 lacs observés approximativement, 70% de leur secteur est occupé par d'importantes 'mers' plus grandes que 26.000 kilomètres carrés."
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Phare de rayons gamma au bord de notre Univers
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La source de rayonnement gamma connue sous le nom de IGR J22517+2218 a été découverte cette année par le satellite Integral, mais sa nature restait inconnue. Le satellite Swift a enregistré l'objet dans les rayons X, donnant sa position avec beaucoup plus de précision. Ainsi, IGR J22517+2218 a été identifiée avec la galaxie active déjà connue MG3 J225155+2217. Cette galaxie est si éloignée que c'est l'objet céleste le plus lointain enregistré à ce jour par Integral.
Les observations d'Integral montrent que la galaxie est une galaxie active d'un genre spécial, connue sous le nom de blazar. Ce sont les plus énergiques des galaxies actives. Cependant, les données d'Integral montrent quelques curiosités.
Les blazars tendent à avoir deux pics principaux d'émission. Dans les objets semblables à IGR J22517+2218, un pic se produit dans les longueurs d'onde infrarouge et est produite par le rayonnement dégagé par des électrons se développant en spirales autour des lignes de champ magnétique. L'autre pic se produit aux longueurs d'onde de rayons gamma de grande énergie et est produite par ces mêmes électrons heurtant des photons de lumière.
Dans le cas d'IGR J22517+2218, l'objet semble avoir seulement un pic. Celui-ci se produit dans aucune des gammes de longueurs d'onde conventionnelles mais, en fait, plutôt dans la bande à énergie réduite de rayons gamma. Ou le pic infrarouge a été relevé en énergie, ou le pic de rayons gamma de grande énergie a été abaissé.
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De la poussière dans le vent des trous noirs
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Les données du télescope spatial Spitzer ont révélé la présence de poussières entraînées dans le vent émis par le quasar PG2112-059, situé dans les profondeurs d'une galaxie à 8 millions d'années-lumière de la Terre. Les astronomes pensent que la poussière pourrait avoir été forgée dans les vents, ce qui pourrait expliquer d'où provient la poussière qui a contribué à la formation des premières générations d'étoiles dans le très jeune Univers.
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Changements dans le système de Jupiter
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Le voyage de New Horizons à travers le système de Jupiter au début de l'année a fourni une vue détaillée d'une planète dynamique qui a changé depuis le dernier coup d'oeil par le vaisseau spatial. Une combinaison de trajectoire, de synchronisation et de technologie lui a permis d'explorer des détails qu'aucune sonde n'avait vu avant, comme la foudre près des pôles de Jupiter, le cycle de vie des nuages froids d'ammoniaque, les blocs de roche parcourant les faibles anneaux de la planète, la structure intérieure des éruptions volcaniques sur sa lune Io, et le trajet des particules chargées traversant la longueur inconnue auparavant de la longue queue magnétique de la planète.
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Un pas majeur vers la connaissance de l'origine des rayons cosmiques
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Une équipe de scientifiques japonais, à l'aide des satellites de rayons X Chandra et Suzaku, a observé le bord nord-ouest du reste de supernova RXJ1713.7-3946, situé à quelques milliers d'années-lumière de la Terre dans la constellation du Scorpion. Les travaux, publiés dans l'édition du 04 Octobre du journal Nature, démontrent que les champs magnétiques dans les restes de supernova sont plus intenses que prévu et sont en conséquence capable de produire les rayons cosmiques.
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Cinq étudiants découvrent plus de 1.300 nouveaux astéroïdes
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Cinq étudiants de l'Université de Washington ont découvert plus de 1.300 nouveaux astéroïdes en analysant les données du catalogue SDSS.
En 2005, les cinq étudiants cherchaient à trouver des supernovae en utilisant les données de la deuxième phase du SDSS (Sloan Digital Sky Survey) mais leurs efforts ont été rapidement détournés.
Les étudiants qui ont trouvé les astéroïdes -- Amy Rose, Amber Almy, Amanjot Singh, Kenza Sigrid Arraki et Kathryn Smith -- ont fait les découvertes en 2005 et 2006. Ils ont utilisé des ordinateurs pour chercher dans les images faites par le télescope Sloan de 2.5 mètres situé à Apache Point au Nouveau Mexique.
Les résultats ont été soumis au Minor Planet Center à l'Université d'Harvard pour vérification.
En dehors de la découverte des astéroïdes, les observations des étudiants ont apporté des informations supplémentaires sur plus de 14.000 astéroïdes qui étaient déjà connus. De tous les astéroïdes qu'ils ont observés, seulement un a une orbite qui croise celle de la Terre.
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Un astéroïde nommé en l'honneur du cinquantième anniversaire de l'ère spatiale
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En reconnaissance du cinquantième anniversaire du début de l'ère spatiale, un astéroïde a été appelé "Astronautica". La planète mineure numéro 100.000 (également connue sous le nom de 1982 SH1) a été choisie pour cet honneur parce que l'espace est défini pour commencer à une altitude de 100.000 mètres (100 kilomètres) au-dessus de la surface de la Terre.
"Il y a cinquante ans, un minuscule satellite appelé Sputnik est devenu le premier satellite artificiel du monde. Il a seulement semblé convenable de commémorer le cinquantième anniversaire de l'aube de l'ère spatiale d'une certaine manière astronomique," commente Brian Marsden, directeur honoraire du Minor Planet Center, qui est situé au Smithsonian Astrophysical Observatory à Cambridge, Mass.
Le Minor Planet Center sert de bureau centralisateur pour les découvertes d'astéroïdes et assigne des numéros dans l'ordre de réception des observations et de catalogage. Astronautica a reçu le numéro 100.000 en Octobre 2005. Il a été découvert par l'astronome Jim Gibson de l'Observatoire de Palomar le 28 Septembre 1982, seulement jours avant le 25ème anniversaire de Sputnik.
"Astronautica n'est pas un objet particulièrement original," ajoute Marsden. "Il s'est juste avéré être la 100.000ème entrée dans notre base de données."
Le nom a été approuvé par le CSBN (Committee on Small Body Nomenclature) de l'Union Astronomique Internationale, duquel Marsden est membre. Actuellement, 14.077 astéroïdes ont des noms alors qu'un total de 164.612 astéroïdes ont été identifiés et numérotés.
"Habituellement le découvreur nomme l'astéroïde, mais le comité prend parfois l'initiative pour des numéros spéciaux," explique Marsden. "Le 04 Octobre 2007 était un anniversaire important, et nous avons sentis qu'il était juste de l'identifier de cette façon. Nous avons voulu un nom avec une large résonnance internationale, ainsi nous avons choisi "Astronautica", qui vient du latin 'étoile' et 'qui concerne la navigation'."
Astronautica est une roche de l'espace d'une taille d'environ 1,5 kilomètres. En raison de sa petite taille et sa faible masse, c'est assurément un morceau difforme comme beaucoup d'astéroïdes.
Son orbite se trouve entre les orbites de Mars et de Jupiter. Il tourne autour du Soleil à une distance moyenne d'environ 280 millions de kilomètres. Une "année" sur Astronautica dure environ 960 jours, l'équivalent de 2,6 années sur Terre.
Réalisé à partir de l'applet JPL/ Orbit Viewer
Les astronautes peuvent un jour visiter Astronautica, en utilisant des attaches pour s'ancrer à la surface à cause de la faible pesanteur de l'astéroïde. Cependant, ce jour est éloigné dans le futur. Les voyageurs de l'espace ont des chances d'aller vers des objets proches de la Terre comme Eros bien avant de faire le long voyage vers la Ceinture d'astéroïdes.
"Peut-être que pour le 100ème anniversaire de Sputnik, un groupe d'excursion visitera Astronautica," ajoute Marsden en souriant.
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Comètes SOHO : C/2007 J8, J9, J10, J11, J12, K7, K8, K9
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Huit nouvelles comètes découvertes sur les images archivées prises par le satellite SOHO ont été mesurées et annoncées par les circulaires MPEC 2007-T56 et MPEC 2007-T57. Toutes ces comètes appartiennent au groupe de Kreutz.
C/2007 J8 (SOHO) Bo Zhou C/2007 J9 (SOHO) Shihong Yuan C/2007 J10 (SOHO) Bo Zhou C/2007 J11 (SOHO) Bo Zhou C/2007 J12 (SOHO) Bo Zhou
C/2007 K7 (SOHO) Bo Zhou C/2007 K8 (SOHO) Bo Zhou C/2007 K9 (SOHO) Bo Zhou
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La nouvelle molécule peut s'ajouter à l'effet de serre sur Vénus
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Les scientifiques planétaires des deux côtés de l'Océan Atlantique ont dépisté une molécule rare dans les atmosphères de Mars et de Vénus. La molécule, une forme exotique de dioxyde de carbone, pourrait affecter la manière dont fonctionne le mécanisme d'effet de serre sur Vénus.
La découverte a été annoncée aujourd'hui lors de la réunion annuelle de la Division des Sciences Planétaires de la Société Astronomique Américaine à Orlando, en Floride. Sa présence pourrait affecter la façon dont le mécanisme d'effet de serre est en action sur Vénus.
Le mystère remonte en Avril 2006, peu après que Venus Express de l'ESA atteigne la deuxième planète dans le Système solaire.
Une équipe européenne comprenant des membres de France, de Belgique et de Russie dirigée par Jean-Loup-Loup Bertaux, du Service d'Aéronomie du CNRS, France, et Ann-Carine Vandaele, Ann-Carine Vandaele, Institut d'Aeronomie Spatiale de Belgique, a utilisé leur instrument SOIR (Infrared Atmospheric Spectrometer) pour mesurer des occultations solaires.
Pour ce faire, l'instrument observe le Soleil placé derrière Venus, permettant aux scientifiques d'étudier la manière spécifique dont les longueurs d'onde de lumière sont absorbées par l'atmosphère de la planète. Ces longueurs d'onde et le niveau de l'absorption donnent alors loin l'identité et la quantité de gaz dans l'atmosphère.
L'équipe a vu une signature non identifiée à 3.3 micromètres dans la région mi-infrarouge du spectre. "C'était remarquable et systématique, augmentant avec la profondeur dans l'atmosphère pendant l'occultation, aussi nous avons su qu'elle était réelle," commente Bertaux.
L'équipe a gardé leur découverte confidentielle pendant qu'ils essayaient d'identifier la molécule responsable. Ils ont d'abord pensé que ce devait être une molécule organique. Ces molécules contiennent du carbone et de l'hydrogène. Cependant, aucune des molécules organiques connues s'ajustaient bien avec les observations.
Puis, en Décembre 2006, Mike Mumma du Goddard Space Flight Center de la NASA, Maryland, s'est demandé si l'équipe de SOIR voyait quelque chose de spécial sur Vénus à 3.3 microns. Il avait découvert une signature spectrale non identifiée à cette longueur d'onde à l'aide des télescopes d'Hawaii pointant sur Mars. Les deux équipes ont comparé les signatures d'absorption : elles étaient identiques.
C'était un grand indice. Les atmosphères de Mars et de Vénus se composent de 95% de dioxyde de carbone, bien que l'atmosphère de Vénus soit beaucoup plus épaisse que celle de Mars. L'équipe américaine a proposé que la signature pourrait venir d'un isotope de dioxyde de carbone, où un atome d'oxygène est "normal", avec huit protons et huit neutrons, alors que l'autre a huit protons et dix neutrons. Un tel isotope compose environ 1% du dioxyde de carbone sur Terre, le reste contient deux atomes normaux d'oxygène.
Cependant, personne n'avaient vu auparavant la molécule absorbée à 3.3 micromètres. Une recherche par trois groupes indépendants, une conduite par Mumma en Amérique, Sergei Tashkun et Valery Perevalov à l'Université d'Etat de Tomsk, en Russie, et Richard Dahoo au Service d'Aéronomie du CNRS, France, est arrivée à la même conclusion. La signature a pu être provoquée par une rare transition seulement possible dans l'isotope.
Les différents poids des atomes d'oxygène permettent à la molécule de changer sa vibration de deux manières simultanément, tandis que les molécules normales peuvent seulement changer un état à la fois.
Cette rare transition lui permet d'absorber bien
plus d'énergie et aussi contribuer encore plus à l'effet
de serre sur Vénus. Sur Terre, toutefois, il y a
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Comète C/2007 T1 (McNaught)
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Rob H. McNaught (Siding Spring) a découvert le 09 Octobre 2007 une nouvelle comète, d'une magnitude estimée à 12.5, laquelle a été rapidement confirmée par de nombreux observateurs.
Avec la découverte de C/2007 T1, Rob McNaught compte désormais 38 comètes à son actif . Les Grands Chasseurs de Comètes
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 T1 (McNaught) indiquent un passage au périhélie le 23 Novembre 2007 à une distance de 0,3 UA du Soleil.
L'orbite calculée laisse supposer à l'heure actuelle que la comète pourrait être facilement observable dans les prochains mois à l'approche du périhélie, et qu'elle se dirige vers les cieux de l'hémisphère sud, mais revient dans le ciel de l'hémisphère nord après son passage au périhélie.
Il est à noter que l'orbite définie d'après les éléments orbitaux publiés est basée sur 53 observations étalées sur quelques heures seulement, et qu'en conséquence l'orbite actuelle est très incertaine et risque de changer considérablement dans les prochains jours en fonction des nouvelles observations.
Les observations supplémentaires indiquent désormais un passage au périhélie le 12 Décembre 2007 à une distance de 0,9 UA du Soleil sur une orbite qui conduit la comète vers les cieux de l'hémisphère sud, même après son passage au périhélie. Les paramètres de magnitude initiaux publiés par le Minor Planet Center qui laissaient entrevoir que la comète pourrait atteindre la magnitude visuelle de 6.2 lors du passage au périhélie, ont été également revus. Au mieux, la comète atteindra la magnitude 11.7 au plus près du Soleil.
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Kaguya se sépare de Rstar
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Le 09 Octobre, l'explorateur lunaire "KAGUYA" (SELENE) a largué un des deux petits satellites embarqués, le satellite relais Rstar, à 00h36 UTC. Des images de la séparation du Rstar ont été prises par la caméra de KAGUYA. En plus, la caméra destinée à surveiller son antenne à gain élevée a capturé des images de la surface de la Lune, à des distances s'étalant entre 1.500 et 800 kilomètres.
Le satellite VRAD, quant à lui, sera largué le 12 Octobre, depuis une altitude plus basse.
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Distance à la célèbre région de formation d'étoiles
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"Cette mesure est quatre fois plus précise que les précédentes évaluations de distance. Parce que notre mesure réduit la distance à cette région, elle nous indique que les étoiles sont moins lumineuses que l'on pensait auparavant, et change les évaluations de leurs âges," commente Geoff Bower, astronome à l'Université de Californie à Berkeley. Bower, avec Karin Sandstrom, J.E.G. Peek, Alberto Bolatto et Richard Plambeck, tous de Berkeley, ont publié leurs résultats dans l'édition du 10 Octobre d'Astrophysical Journal.
Les scientifiques ont déterminé la distance à une étoile appelée GMR A, une d'un amas d'étoiles dans la Nébuleuse d'Orion, en mesurant la légère variation dans la position apparente de l'étoile dans le ciel causé par le mouvement de la Terre autour du Soleil. En observant l'étoile quand la Terre est sur les côtés opposés de son orbite annuelle permet aux astronomes de mesurer l'angle de ce petit décalage et fournit ainsi un calcul trigonométrique direct de sa distance.
"En employant cette technique, appelée parallaxe, nous obtenons une mesure directe qui ne dépend pas des diverses suppositions qui sont nécessaire pour utiliser des méthodes moins directes," commente Bower. "Seul un télescope avec la remarquable capacité à voir de fins détails fournis par le VLBA est capable de la mesure que nous avons faite".
"Connaître la distance précise à cette région est extrêmement important pour comprendre correctement les caractéristiques générales du processus de formation d'étoiles ici," ajoute Sandstrom.
La nouvelle distance à la région, déterminée avec le VLBA, est de 1.270 années-lumière, comparée à la meilleure mesure précédente de 1.565 années-lumière. La vieille mesure avait une incertitude d'environ 17 pour cent, alors que la nouvelle mesure du VLBA a une incertitude de 6 pour cent.
Puisque la distance nouvellement mesurée à la région est 20 pour cent plus proche que la mesure précédente, les étoiles dans la région sont intrinsèquement plus faibles par un facteur de 1.5. Ceci a un impact important sur la compréhension des scientifiques de leurs âges. "Ces étoiles sont presque deux fois plus vieilles qu'on le pensait précédemment," commente Bower.
"Obtenir une distance plus précise va être payant de nombreuses manières en améliorant notre compréhension ce qui est l'une des régions de formation d'étoiles les plus fréquemment étudiées dans l'Univers," note Peek. "En utilisant la même technique sur d'autres étoiles dans la région, il serait possible de construire une image tridimensionnelle du secteur".
En plus de la nouvelle mesure à la région de formation d'étoiles d'Orion, le VLBA a fait des mesures précises de distance aux régions de formation d'étoiles dans les constellations du Taureau (Taurus) et d'Ophiuchus (Ophiuchus), à un certain nombre de pulsars dans notre galaxie de la Voie lactée, et à un des bras en spirale de notre galaxie. En 1999, les astronomes en utilisant le VLBA ont annoncé la mesure de distance la plus précise à une galaxie qui n'est pas un satellite de la Voie lactée. Cette mesure a permis aux scientifiques d'affiner d'autres techniques plus indirectes pour déterminer des distances dans tout l'Univers.
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Sur la trace des mystères de Japet
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Ce modèle de "ségrégation thermique" peut expliquer beaucoup de détails sur l'aspect étrange et la spectaculaire apparence contrastée de la lune, qui ont été révélés avec un rare détail dans les images collectées pendant le récent survol de Cassini au plus près de Japet.
Les observations infrarouges du survol confirment que le matériel foncé est assez chaud (approximativement -146°C ou 127 Kelvin) pour la libération très lente de la vapeur d'eau de la glace d'eau, et ce processus est probablement un facteur majeur dans la détermination des frontières distinctes d'éclat.
"Le côté de Japet qui est dans le sens de la marche dans son orbite autour de Saturne est obscurci par un certain processus mystérieux," note John Spencer, scientifique de Cassini avec l'équipe du spectromètre infrarouge composite du SwRI (Southwest Research Institute, Etats-Unis).
En utilisant les multiples instruments sur Cassini, les scientifiques assemblent une histoire complexe pour expliquer le visage de Japet. Mais déjà pour être compris entièrement est de savoir d'où vient la matière noire. Est-ce natif ou de l'extérieur de la lune ? On a longtemps supposé que ce matériel n'était pas originaire de Japet mais provenait d'autres lunes orbitant à une distance beaucoup plus grande de Saturne dans une direction opposée à Japet.
Les scientifiques convergent maintenant sur la notion que le processus obscurcissant a en fait commencé de cette manière, et que les effets thermiques ont plus tard augmenté le contraste de ce que nous voyons aujourd'hui.
"Il est intéressant de considérer qu'une idée de plus de 30 ans pouvait toujours aider à expliquer la différence d'éclat sur Japet," ajoute Tilmann Denk (Free University, Berlin, Germany), scientifique d'imagerie de Cassini. "Le matériel poussiéreux tournoyant dans des lunes externes frappe Japet de front, et donne au côté de Japet dans le sens de la marche un aspect légèrement différent que le reste de la lune," indique Denk.
Une fois que le principal côté est même légèrement foncé, la ségrégation thermique procède rapidement. Une surface foncée absorbera plus de lumière du Soleil et se réchauffe, explique Spencer, aussi la glace d'eau à la surface s'évapore. La vapeur d'eau se condense alors sur la tache froide la plus proche, qui pourrait être les pôles de Japet, et probablement des secteurs glacés lumineux aux latitudes inférieures sur la face de la lune tournée dans la direction opposée de son orbite. Ainsi la substance foncée perd sa glace de surface et devient plus foncée, et la substance lumineuse accumule la glace et devient plus lumineuse, dans un procédé d'emballement.
Les scientifiques disent que le résultat est qu'il n'y a pratiquement aucune nuance de gris sur Japet. C'est uniquement très noir, et blanc. Les données en ultraviolet montre qu'il y a également un composant de non-glace dans les régions lumineuses et blanches de Japet. L'analyse spectroscopique indiquera si la composition du matériel sur l'hémisphère foncé est identique au matériel foncé qui est présent dans le terrain lumineux.
"Les données en ultraviolet nous indiquent beaucoup sur où la glace d'eau est et où la substance de non-glace d'eau est. A première vue, les deux populations ne semblent pas être présentes dans le modèle que nous avons prévu, ce qui est très intéressant," note Amanda Hendrix, scientifique Cassini de l'équipe du spectrographe d'imagerie en ultraviolet au JPL (et Propulsion Laboratory) de la NASA.
En raison de la présence de cratères très petits qui exhument la glace lumineuse au-dessous, les scientifiques croient également que le matériel foncé est mince, un résultat conforme aux précédents résultats radar de Cassini. Mais quelques secteurs locaux peuvent être plus épais. Le matériel foncé semble se trouver sur la région lumineuse, conforme à l'idée que c'est un résidu laissé derrière par la glace d'eau sublimée.
Les solutions à d'autres mystères viennent ensemble. Il y a plus de données sur la crête montagneuse de Japet qui donne à la lune son aspect en forme de "noix". Dans quelques endroits elle semble atténuée. Une grande question qui demeure est pourquoi elle ne fait pas tout le tour. A-t-elle été partiellement détruite après qu'elle se soit formée, ou elle ne s'est jamais étendue tout autour de la lune ? Les scientifiques ont éliminé que c'est un dispositif jeune parce qu'il est piqué de cratères, indiquant qu'il est vieux. Et la crête paraît trop solide pour être le résultat d'un anneau équatorial autour de la lune s'effondrant sur sa surface. La théorie d'anneau ne peut pas expliquer ce qui ressemble aux structures tectoniques dans les nouvelles images en haute résolution.
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Un sytème stellaire parfait pour fabriquer une Terre
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Selon des astronomes ayant utilisé le télescope spatial Spitzer, une planète comme la Terre est probablement en train de se former à 424 années-lumière dans un système stellaire appelé HD 113766.
Les scientifiques ont découvert une énorme ceinture de poussières chaudes -- assez pour construire une planète de la taille de Mars ou plus grande -- tourbillonnant autour d'une étoile lointaine qui est juste légèrement plus massive que notre Soleil. La ceinture de poussières, qu'ils suspectent de se regrouper en planètes, est située au milieu de la zone habitable terrestre du système. C'est la région autour d'une étoile où l'eau liquide pourrait exister sur toutes les planètes rocheuses qui pourraient se former. La Terre est située au milieu de la zone habitable terrestre de notre Soleil.
Agée d'approximativement 10 millions d'années, l'étoile est également juste au bon âge pour former des planètes rocheuses.
« Le moment pour que ce système construise une Terre est très bon, » note le Dr. Carey Lisse (Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory, Baltimore, Md). « Si le système était trop jeune, son disque de formation de planètes serait plein de gaz, et il ferait à la place des planètes géantes gazeuses comme Jupiter. Si le système était trop vieux, alors l'agrégation de poussières ou le regroupement se serait déjà produit et toutes les planètes rocheuses du système se seraient déjà formées. »
La bonne substance Selon Lisse, les conditions pour la formation d'une planète comme la Terre sont plus qu'être juste au bon endroit au bon moment et autour de la bonne étoile -- c'est aussi à peu près le bon mélange de matériaux poussiéreux.
En utilisant le spectromètre infrarouge de Spitzer, il a déterminé que le matériel dans HD 113866 est plus évolué que la substance neigeuse qui compose les jeunes systèmes solaires et les comètes, qui sont considérées comme des « congélateurs cosmiques » parce qu'elles contiennent les ingrédients primitifs du jeune système solaire. Cependant, elle n'est pas aussi évoluée que la substance trouvée dans les planètes matures et les astéroïdes. Ceci signifie que la ceinture de poussières doit être dans une phase transitoire, lorsque les planètes rocheuses commencent juste à se former.
Comment les scientifiques savent-ils que le matériel est plus évolué que celui des comètes ? Des missions comme Deep Impact -- où un vaisseau spatial impacteur de 410 kilogrammes a heurté la comète Tempel 1 -- les scientifiques savent que les jeunes systèmes stellaires contiennent beaucoup de matières organiques fragiles. Que le matériel inclut des hydrocarbures aromatiques polycycliques (molécules à base de carbone trouvées sur les grils des barbecue et les pots d'échappement des automobiles sur Terre), de la glace, et des carbonates (craie). Lisse indique que HD 113766 ne contient pas de glace, de carbonates, ou de matériaux organiques fragiles.
De l'étude des météorites sur Terre, les scientifiques ont également une bonne idée de ce qui compose les astéroïdes -- les plus évolués restes rocheux de la formation de planètes. Ces études nous indiquent que les métaux ont commencé à se séparer des roches dans les premiers jours de la Terre, quand le corps de la planète était complètement fondu. Pendant ce temps, presque tous les métaux lourds sont tombés au centre de la Terre dans un processus appelé « différentiation. » Lisse indique que, à la différence des planètes et des astéroïdes, les métaux dans HD 113766 ne se sont pas totalement séparés du matériel rocheux, suggérant que les planètes rocheuses n'ont pas encore été formées.
« Le mélange de matériaux dans cette ceinture rappelle plus la substance trouvée dans les écoulements de lave sur Terre. J'ai pensé au matériel de Mauna Kea quand j'ai vu la première fois la composition des poussières dans ce système -- il contient de la roche brute et est abondant en sulfures de fer, lesquels sont semblables à l'or des fous, » ajoute Lisse, se rapportant à un volcan hawaïen bien connu.
«C'est fantastique de penser que nous pouvons détecter le processus de formation terrestre de planètes. Restez avec nous -- je m'attends à beaucoup plus de feux d'artifice comme la planète dans HD113766 se développe, » ajoute Lisse.
Le papier de Lisse a été accepté et sera publié dans une prochaine édition d'Astrophysical Journal.
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Nouvelle image de la région centrale de la galaxie active M87
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M87, la galaxie centrale de l'amas de la Vierge à une distance de seulement 50 millions d'années-lumière, a été observée par Yuri Kovalev du Max Planck Institute for Radio Astronony (MPIfR) à Bonn et ses collègues avec le VLBA (Very Long Baseline Array) à la longueur d'onde de 2 centimètres. L'image résultante fournit des détails jusqu'à une résolution d'un millième de seconde d'arc, correspondant à une résolution linéaire de seulement trois mois-lumière. La nouvelle image du jet de radio intérieur de M87 montre un jet fortement collimaté qui apparaît lumineux sur le bord, et aussi un faible contre-jet. C'est sans précédent dans sa combinaison de sensibilité et de résolution spatiale.
Les observations ont été effectuées avec le VLBA (Very Long Baseline Array) du NRAO (National Radio Astronomy Observatory), se composant de dix antennes radio en Amérique du nord dont Hawaï et les îles Vierge et un télescope supplémentaire VLA (Very Large Array) près de Socorro, au Nouveau-Mexique. Le radiotélescope de 100m d'Effelsberg est régulièrement utilisé pour les lignes outre-atlantiques prolongeant les observations du VLBA. "Avec le radiotélescope de 100m, nous projetons d'augmenter la résolution spatiale et de fournir une image bien plus détaillée du jet de M87", commente Yuri Kovalev.
Crédit : Y.Y. Kovalev, MPIfR Bonn
M87 est galaxie très massive (2 à 3 x 10^12 masses solaires) et l'objet central de l'amas de galaxies de la Vierge à une distance de seulement 16 Megaparsecs (approximativement 50 millions d'années-lumière). "La première structure en forme de jet, émanant du noyau d'une galaxie, a été trouvée dans M87", indique le co-auteur du NRAO Ken Kellermann, ancien directeur du MPIfR et actuellement membre externe de l'Institut. En 1918, l'astronome américain Heber Curtis était le premier à découvrir un jet nucléaire se prolongeant à au moins 5.000 années-lumière du centre de M87. Cette galaxie était également parmi les premières à être reconnue comme puissante source d'émission par radio. John Bolton et ses collègues d'Australie ont utilisé l'interféromètre de Sydney pour identifier la forte source radio Virgo A avec la galaxie M87 (publié en 1949 dans "Nature").
L'énergie de telles puissantes galaxies radio résulte de leurs "moteurs centraux". On pense que les noyaux galactiques actifs ou AGN se composent d'un trou noir très massif au centre de la galaxie, dans le cas de M87 un trou noir d'approximativement 3 milliards (3 x 10^9 ) masses solaires. Un disque de gaz tournant rapidement autour du noyau (disque d'accrétion) "alimente" le trou noir et la matière est éjectée du noyau dans des jets orthogonaux au disque.
D'un point de vue théorique, l'astrophysicien russe Iosif Shklovsky a soutenu déjà en 1964, que de tels jets dans les puissantes galaxies radio, alimentant les doubles lobes radio dans les objets comme Cygnus A ou Virgo A, étaient susceptibles d'être intrinsèquement réversibles. L'aspect unilatéral de la plupart des jets observés, a suggéré Shklovsky, pourrait être dû au rayonnement Doppler relativiste, augmentant la luminosité du jet dans la direction de l'observateur. "Avec nos nouvelles observations, nous pourrions en effet confirmer la faible structure du contre-jet dans M87 et fournir ainsi des preuves pour les suppositons théoriques de Shklovsky", dit Yuri Kovalev qui a obtenu son doctorat en Russie, dans un groupe de recherche à l'origine fondé par Shklovsky.
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6344 P-L = 2007 RR9 : l'astéroïde n'avait pas été revu depuis 47 ans !
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L'astéroïde répertorié 2007 RR9 découvert le 10 Septembre 2007 dans le cadre du Catalina Sky Survey s'avère être un astéroïde de type Apollo portant la dénomination de 6344 P-L, qui n'avait pas été revu depuis 47 ans.
L'astéroïde 6344 P-L n'avait pas été revu depuis Septembre 1960, observé qu'à quatre reprises, et était considéré comme perdu depuis.
La désignation originale de P-L , pour "Palomar-Leiden", vient des initiales des deux observatoires qui ont collaboré à la découverte de l'objet. Les clichés photographiques pris par Tom Gehrels (University of Arizona) avec le télescope Schmidt de 48 pouces du célèbre Observatoire du Mont Palomar ont été acheminés à l'Observatoire de Leiden aux Pays-bas à destination de Cornelis Jonahnnes van Houten et de son épouse Ingrid van Houten-Groeneveld.
Après examen, Ingrid van Houten-Groeneveld a découvert 6344 P-L sur quatre clichés pris entre les 24 et 28 Septembre 1960.
Le trio est conjointement crédité de la découverte de plusieurs milliers d'astéroïdes, mais seul 6344 P-L est considéré comme pouvant présenter un risque potentiel pour la Terre.
L'identification de 2007 RR9 avec l'astéroïde 6344 P-L, dont le diamètre est compris entre 250 et 560 mètres et pouvant s'approcher au mieux à environ 0,0287 UA de la Terre (4,3 millions de km, soit environ 11,2 fois la distance Terre-Lune), a été faite par Peter Jenniskens.
Selon Jenniskens, l'objet pourrait même ne pas être un astéroïde.
"C'est un noyau de comète maintenant dormante, un fragment d'un plus gros objet qui, après dislocation dans un passé pas si lointain, peut avoir provoqué l'essaim des gamma-Piscides de lents météores qui est actif à la mi-Octobre et début Novembre", commente Jenniskens.
"2007 RR9 se déplace dans une orbite de 4,70 ans, presque tout le chemin à la distance de Jupiter, et en raison de cette orbite ovale, a un paramètre de Tisserand de T = 2.94, qui le définit dynamiquement comme une comète de la famille de Jupiter (T = 2.0 - 3.0), et non un astéroïde (T > 3.0)."
Le 07 Novembre 2007, 6344 P-L passera près de notre planète à une distance de 28 fois la distance Terre-Lune.
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Galaxie naine
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Ils rapportent dans l'édition du 20 Décembre d'Astrophysical Journal que la galaxie a un aspect très similaire à une des galaxies naines dans l'amas de la Vierge, qui est située à seulement 60 millions d'années-lumière. "Nous croyons que nous avons pu identifier les ancêtres des galaxies naines locales," dit Tommaso Treu. "Nous les voyons aussi claires que nous verrions des naines dans l'amas de la Vierge avec les télescopes au sol. La vue perçante du télescope spatial Hubble, et le guide laser du sytème d'optique adaptative sur le télescope W.M. Keck, ont été dirigés sur une loupe naturelle dans l'espace, appelée lentille gravitationnelle, pour étudier la naine. Les chercheurs ont tiré profit du fait que la galaxie naine éloignée se trouve derrière une galaxie massive de premier plan qui courbe les rayons de lumière comme le fait une loupe. Cette lentille gravitationnelle amplifie l'image de la galaxie naine beaucoup plus lointaine, faisant qu'elle apparaît 10 fois plus lumineuse et 10 fois plus grande qu'elle serait vue en temps normal par Hubble ou Keck.
Quand les galaxies sont parfaitement alignées, la lumière forme un anneau, appelé "anneau d'Einstein", autour de la galaxie au premier plan. Cet anneau est visible dans l'illustration. Les anneaux d'Einstein sont nommés d'après le nom du physicien Albert Einstein, qui a prédit le phénomène. En concentrant les rayons lumineux, cet effet de lentille gravitationnelle augmente plus de 10 fois la luminosité observée et la taille de la galaxie de fond.
L'illustration est basée sur les images prises en lumière infrarouge du télescope W. M. Keck et les images en lumière visible du télescope spatial Hubble. Les données d'Hubble et de Keck révèlent des informations sur les premières années des toutes jeunes galaxies, à savoir ce qu'on voit juste aprés que la plupart de ses étoiles soient formées.
Les images d'Hubble ont été prises le 05 Novembre 2006 avec les instruments ACS (Advanced Camera for Surveys) et NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer). Les images de Keck ont été prises le 11 Décembre 2006.
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Spoutnik
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Le 4 octobre 1957, l'Union
Soviétique plaçait en orbite Spoutnik, le premier
satellite artificiel de la Terre et déclenchait du même
coup une véritable course à l'espace avec les Etats-Unis.
Pour célébrer ces 50 ans de l'ère spatiale,
l'exposition «Cosmomania, l'incroyable aventure de l'espace»,
est présentée à la Cité de l'Espace
de Toulouse.
Le 5 octobre 1957, le monde s'est réveillé
en apprenant que la Lune avait un petit frère. Durant la
nuit, l'Union Soviétique (URSS) avait lancé un «
bébé-lune », alias Spoutnik. Il allait être
le premier d'une descendance nombreuse : en un demi-siècle,
on a procédé à quelque 4.500 lancements réussis
pour un total de 5.958 satellites, vaisseaux et sondes spatiales!
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En scrutant dans la Nébuleuse d'Orion
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Les brillants points lumineux (bleues et oranges) dans cette image sont des étoiles bourgeonnantes capturées en lumières de rayons X par une longue série d'observations de Chandra. Ces observations presque en continue, durant presque 13 jours, ont permis aux astronomes de surveiller l'activité d'étoiles comme le Soleil âgées entre 1 et 10 millions d'années. Les étoiles naissantes ont été vues se déchaîner en intensité de rayons X beaucoup plus que notre Soleil aujourd'hui. Ceci suggère que notre Soleil a eu beaucoup de sursauts violents et énergiques quand il était beaucoup plus jeune. Les fins filaments (rose et pourpre) sont des nuages de gaz et de poussières vus par Hubble dans la lumière optique. Ces gaz et poussières se condenseront un jour dans des disques de matières à partir desquels les futures générations d'étoiles naîtront.
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Comète C/2007 S2 (Lemmon)
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Un objet de magnitude 19 ayant l'apparence d'un astéroïde découvert le 25 Septembre 2007 par A. Boattini dans le cadre du Mt. Lemmon Survey a révélé sa nature cométaire lors d'observations de confirmation de l'objet.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 S2 (Lemmon) indiquent un passage au périhélie le 12 Octobre 2007 à une distance de 6,2 UA du Soleil.
Les observations supplémentaires indiquent un passage au périhélie le 18 Septembre 2007 à une distance de 5,5 UA du Soleil, et une période de 44,1 ans.
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La sonde lunaire japonaise filme la Terre en haute-définition
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"KAGUYA" (SELENE, SELenological and ENgineering Explorer), le premier grand explorateur lunaire, a été lancé par la fusée H-IIA le 14 Septembre 2007. La mission, qui est la plus grande mission lunaire depuis le programme Apollo, est vivement attendu par de nombreux pays. Les principaux objectifs de la mission sont de comprendre l'origine et l'évolution de la Lune, et d'observer la Lune de différentes façons afin de l'utiliser à l'avenir. Les missions lunaires qui ont été menées jusqu'ici ont recueilli une grande quantité d'informations sur la lune, mais les mystères de son origine et son évolution restent non résolus.
KAGUYA comprend la navette spatiale principale et deux petits satellites (satellite de relais et satellite VRAD). La navette spatiale principale atteindra le voisinage de la Lune. Une fois qu'elle aura atteint la Lune, elle sera placée sur une orbite péripolaire à une altitude de 100 kilomètres. Le satellite de relais sera placé sur une orbite elliptique à un apogée de 2400 kilomètres, et transmettra par relais les communications entre la navette spatiale principale et la station au sol. Le satellite VRAD jouera un rôle significatif en mesurant le champ gravitationnel autour de la Lune. La navette spatiale principale sera utilisée pendant environ une an et observera toute la Lune.
KAGUYA étudiera la Lune entière afin d'obtenir des informations sur sa composition élémentaire et minéralogique, sa géographie, sa structure en surface et sous la surface, le reste de son champ magnétique, et de son champ gravitationnel. On s'attend à ce que les résultats conduisent à une meilleure compréhension globale de l'évolution de la Lune. En même temps, l'équipement d'observation installé sur le satellite orbital observera le plasma, le champ électromagnétique et les particules de grande énergie. Les données obtenues de cette façon seront d'une grande importance scientifique pour étudier la possibilité d'employer la Lune pour des projets humains.
Crédit : JAXA
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La tempête solaire arrache la queue de la comète
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Le satellite STEREO-A a capturé les premières images à ce jour d'une collision entre un "ouragan" solaire, que l'on appelle une éjection de masse coronale (CME), et une comète. La collision a provoqué le détachement complet de la queue de plasma de la comète.
Les comètes sont les restes glacés de la formation du Système solaire il y a des milliards d'années. Elles traînent habituellement dans les régions froides et éloignées du Système solaire, mais occasionnellement une attraction gravitationnelle d'une planète, d'une autre comète, ou même d'une étoile voisine les envoie dans le Système solaire intérieur. Une fois là, la chaleur du Soleil et le rayonnement vaporise le gaz et la poussière de la comète, formant sa queue. Les comètes ont habituellement deux queues, une faite de poussières et une plus faible faite de gaz électriquement conducteur, appelé plasma.
Les CMEs sont de grands nuages de gaz magnétisé éjecté dans l'espace par le Soleil. Ce sont des éruptions violentes avec des masses de plus de quelques milliards de tonnes voyageant n'importe où de 100 à 3.000 kilomètres par seconde. Elles ont été comparées aux ouragans en raison de la perturbation étendue qu'elles peuvent apporter quand elle sont dirigées vers la Terre; Les CMEs sont connues pour provoquer des tempêtes géomagnétiques qui peuvent présenter des risques pour les satellites, les communications par radio et les systèmes électriques.
Les scientifiques se sont rendus compte de ce phénomène spectaculaire, la rupture de la queue entière de plasma d'une comète, pour un certain temps. Toutefois, les conditions qui mènent à ces événements demeurent un mystère.
Les scientifiques suspectaient que les CMEs pouvaient être responsable de certains événements de coupure, mais l'interaction entre une CME et une comète n'avait jamais été observé directement. Parce que l'instrument HI peut prendre rapidement beaucoup d'images, et que les images sont très détaillées, les scientifiques ont pu obtenir une série d'images de la comète et de la rupture de la queue quand l'événement s'est produit.
Les chercheurs ont combiné les images dans un film. Ce film inédit a été enregistré le 2 Avril 2007, quand une CME a rencontré la comète Encke. Les observations révèlent l'illumination de la queue de la comète lorsque la CME a déferlé dessus et son décrochage ultérieur et le transport à l'avant de la CME.
Une analyse préliminaire suggère que la queue a été arrachée quand les champs magnétiques ont frappé ensemble dans un processus explosif appelé "reconnexion magnétique." Les champs magnétiques dirigés à l'opposé autour de la comète ont été "entrechoqués" par les champs magnétiques dans la CME. Soudainement, ces champs ont été reliés -- ils ont été "reconnectés" -- llibérant un éclat d'énergie qui déchira la queue de la comète. Un processus semblable a lieu dans la magnétosphère de la Terre pendant les tempêtes géomagnétiques qui alimentent, entre autres, les aurores boréales.
"La comète a ses propres événements de météo spatiale," commente Angelos Vourlidas, principal auteur et chercheur avec le Naval Research Laboratory, Washington, DC. "Nous pensons qu'elle a subit un événement magnétique de reconnexion très semblable à ce que la Terre éprouve quand les CMES percutent notre propre magnétosphère protectrice."
Les résultats sont publiés sur le site web d'Astrophysical Journal Letters et dans l'édition papier du 10 Octobre de la revue.
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L'amas d'étoiles s'anime de vie
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Le rayonnement ultraviolet puissant et les vents rapides des étoiles les plus bleues et les plus chaudes ont soufflé une grande bulle autour de l'amas. En se déplaçant dans la nébuleuse environnante, ce torrent de rayonnement a scupté des grandes et sombres queues de gaz dense, qui sont enfouies dans les parois de la nébuleuse. Ces monolithes gazeux sont grands de quelques années-lumière et pointent vers l'amas central. Les queues peuvent être des incubateurs pour de nouvelles étoiles.
Sur une plus petite échelle, un amas de nuages foncés appelés globules de "Bok" réside au-dessus, dans le coin droit. Ces nuages se composent de denses poussières et de gaz et sont environ 10 à 50 fois plus massifs que le Soleil. Ressemblant au cocon d'un insecte, un globule de Bok peut subir un effondrement gravitationnel sur son chemin vers la formation de nouvelles étoiles.
La nébuleuse a été découverte en premier par Sir John Herschel en 1834. L'image couvre approximativement 17 années-lumière et a été prise le 29 Décembre 2005 avec l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys)
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Survol de Titan
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Trente-deux jours après le dernier survol de Cassini, le vaisseau spatial Cassini rend une visite à Titan pour la trente-septième fois. L'approche au plus près se produit à la latitude de 60° Sud au cours de l'orbite 50 le mardi 02 Octobre à 04h42m43s UTC à une altitude de 975 kilomètres au-dessus de la surface de la lune de Saturne et à une vitesse de 6,3 kilomètres par seconde. Cette rencontre est la première d'une série de sept survols de l'hémisphère sud de Titan qui interviendront d'ici la fin de la mission primaire (mi-2008).
Ce sera le survol le plus au sud de l'instrument radar à ce jour. Les prochains passages radar devraient amener le vaisseau spatial plus près du pôle sud. Les scientifiques seront à la recherche de lacs ou de mers pour voir s'ils sont aussi répandus qu'au pôle nord.
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Le mystérieux sursaut d'énergie étonne les astronomes
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Des astronomes à l'aide du radiotélescope Parkes ont détecté un signal cosmique bref mais d'une puissance prodigieuse, qui pourrait ouvrir un nouveau champ en astrophysique. C'est au cours d'un nouvel examen des données recueillies il y a six ans que le sursaut radio a été mis en évidence. Le signal, d'une durée de cinq millisecondes, était si important qu'il avait été écarté à l'époque et considéré comme une interférence radio.
Le sursaut radio semble provenir d'un événement cosmique situé à au moins 1 1/2 milliard d'années-lumière (500 Mpc) mais était étonnamment fort.
L'énorme sursaut radio pourrait avoir été produit par un événement exotique tel que la collision de deux étoiles à neutrons ou le dernier râle d'un trou noir.
Les chercheurs vont éplucher les données archivées du télescope Parkes pour plus voir si d'autres éclats radio de cette sorte ont été enregistrés par le passé.
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Sources ou Documentations non francophones
Deux
galaxies exécutent une danse compliquée dans cette
nouvelle image du télescope spatial Hubble.
Depuis des années,
les astronomes pensent qu'une grande population de trous noirs actifs
manque dans les observations par
Une
nouvelle image spectaculaire montre la complexité d'après-vie
d'une étoile. En étudiant les détails de cette
image faite d'une longue observation de l'Observatoire de rayons
X Chandra, les astronomes peuvent mieux comprendre comment certaines
étoiles meurent et dispersent les éléments
comme l'oxygène dans les générations à
venir d'étoiles et de planètes.
Des
astronomes ont trouvé un trou noir particulièrement
massif en orbite autour d'une énorme étoile compagnon.
Le télescope
spatial Hubble a trouvé la vraie nature d'une galaxie naine
qui était réputée être une des plus jeunes
galaxies dans l'Univers. Appelée I Zwicky 18, cette galaxie
a un aspect jeune qui fait penser aux galaxies habituellement trouvées
seulement au début de l'Univers. Hubble a maintenant trouvé
de vieilles étoiles faibles dans cette galaxie, suggérant
que la galaxie pourrait s'être formée au même
moment que la plupart des autres galaxies.
L'instrument
HRSC (High Resolution Stereo Camera) sur la navette spatiale Mars
Express a obtenu des images de la région de Noachis Terra
sur Mars, et en particulier, du remarquable cratère Maunder.
Remarquable
pour ses lacs bizarres d'hydrocarbure et les nuages congelés
de méthane, la plus grande lune de Saturne, Titan, semble
également avoir des bruines très répandues
de méthane, selon une équipe d'astronomes à
l'Université de Californie, Berkeley. Les nouvelles images
en proche infrarouge du VLT (Very Large Telescope) de l'ESO au Chili
et du W. M. Keck Observatory à Hawaii montrent pour la première
fois une couverture presque globale de nuages aux altitudes élevées
et, tout morne qu'elle peut sembler, une bruine matinale répandue
et persistante de méthane au-dessus des collines occidentales
du continent principal de Titan, Xanadu.
Les meilleures vues des lacs
et des mers d'hydrocarbures sur Titan, la lune de Saturne, prises
par le vaisseau spatial Cassini ont été publiées
aujourd'hui.
En utilisant la
"vision" radio perçante du VLBA (Very Long Baseline
Array) de la NSF (National Science Foundation), des astronomes ont
fait la mesure la plus précise à ce jour de la distance
à une région célèbre de formation d'étoiles.
La mesure -- à la Nébuleuse fortement étudiée
d'Orion -- modifie la compréhension des scientifiques des
caractéristiques des jeunes étoiles dans la région.
Les scientifiques
sont sur la trace du mystérieux côté sombre
de Japet, qui semble être le siège d'un procédé
bizarre d'emballement qui transporte la glace d'eau vaporisée
des secteurs foncés aux secteurs blancs de la lune de Saturne.
Une
équipe d'astronomes à l'Université de Californie
à Santa Barbara rapporte qu'elle a résolu une galaxie
naine éloignée de 6 milliards d'années-lumière.
Pesant seulement 1/100è de notre galaxie de la Voie lactée,
la naine est beaucoup plus petite que tout ce qui a été
étudié auparavant en moindre détail à
cette distance.
A
une distance d'environ 1500 années-lumière, la Nébuleuse
d'Orion est l'une des régions de formation d'étoiles
les plus proches de la Terre. Ceci fait d'Orion - favorite des astronomes
amateurs et des observateurs occasionnels du ciel - un excellent
endroit pour l'étude de comment les étoiles naissent
et se comportent durant leurs enfances stellaires. Dans cette image
composée, la région centrale d'Orion est vue comme
jamais auparavant par l'observatoire de rayons X Chandra et le télescope
spatial Hubble.
La caméra vidéo haute
définition embarquée sur la sonde lunaire japonaise
KAGUYA (SELENE), qui fait route vers la Lune, a envoyé ses
premières images de la Terre depuis une distance de 110.000
kilomètres. Les images ont été prises par la
caméra haute définition qui a été développée
par la télévision japonaise NHK (Japan Broadcasting
Corporation). Les images ont été prises le 29 Septembre
2007 vers 12h46 UTC et reçues au Centre Spatial Profond Usuda
de la JAXA le 30 Septembre à 0h40 UTC, et ensuite traitées
par la NHK.
La
comète Encke voyageait dans l'orbite de Mercure quand une
CME a tassé la queue et l'a finalement arrachée de
la comète. Les scientifiques du NRL (Naval Research Laboratory)
ont fait les observations en utilisant l'instrument HI (Heliospheric
Imager) du télescope SECCHI (Sun Earth Connection Coronal
and Heliospheric Investigation) à bord du vaisseau spatial
STEREO-A (Solar Terrestrial Relations Observatory).
Des
milliers de jeunes étoiles scintillantes sont nichées
dans la nébuleuse géante NGC 3603. Cette "boîte
à bijoux" stellaire est l'un des plus massifs amas de
jeunes étoiles dans la galaxie de la voie lactée.
NGC 3603 est une région principale de formation d'étoiles
de Carina dans le bras en spirale de la Voie lactée, à
environ 20.000 années-lumière. Cette dernière
image du télescope spatial Hubble montre un jeune amas d'étoiles
entouré par une vaste région de poussières
et de gaz. L'image révèle les étapes dans le
cycle de vie des étoiles.
