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Nouvelles du Ciel de Novembre 2007 |
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Nouvelles du Ciel de Novembre 2007 |
La galaxie spirale Messier 74
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Messier 74, également appelée NGC 628, est un exemple sensationnel de galaxie spirale "grand modèle" qui est vue par les observateurs terrestres presque de face. Ses bras en spirale parfaitement symétriques émanent du noyau central et sont parsemés d'amas de jeunes étoiles bleues et de régions roses rougeoyantes d'hydrogène ionisé (des atomes d'hydrogène qui ont perdu leurs électrons). Ces régions de formation d'étoiles montrent un excès de lumière aux longueurs d'onde ultraviolettes. Situées le long des bras en spirale, des lignes sinueuses de poussières commencent également très près du noyau de la galaxie et se poursuivent sur la longueur des bras en spirale.
M74 est située approximativement à 32 millions d'années-lumière dans la direction de la constellation des Poissons (Pisces). C'est le membre dominant d'un petit groupe d'environ une demi-douzaine de galaxies, le groupe de galaxies M74. Dans sa totalité, on estime que M74 héberge environ 100 milliards d'étoiles, la rendant légèrement plus petite que notre Voie lactée.
La galaxie spirale a été découverte en premier par l'astronome français Pierre Méchain en 1780. Des semaines plus tard, elle a été ajoutée au célèbre catalogue d'objets du ciel profond de Charles Messier.
Cette image de Hubble de M74 est composée à partir des données de l'instrument ACS (Advanced Camera for Surveys) prises en 2003 et 2005. Les filtres utilisés pour créer l'image couleur isolent la lumière des parties bleue, visible et infrarouge du spectre, de même que l'émission d'hydrogène ionisé (connu sous le nom de régions HII).
Une petite partie de cette image utilise les données du télescope Canada-France-Hawaii et de l'Observatoire Gemini pour compléter une région que Hubble n'a pas pris en image.
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La célèbre nébuleuse d'Orion passée aux rayons X
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La célèbre nébuleuse d'Orion abrite en son sein une énorme bulle de gaz très ténu, d'une température de 2 millions de degrés. C'est ce qu'a découvert une équipe internationale menée par des chercheurs suisses et du Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (CNRS/Université Joseph- Fourier, Observatoire de Sciences de l'Univers de Grenoble) grâce au satellite européen XMM-Newton. Cette température est tellement élevée que le gaz émet non pas dans le domaine visible, mais dans celui des rayons X, domaine d'investigation du satellite XMM, lancé par l'Agence Spatiale Européenne en 1999. Ces résultats sont publiés en ligne le 30 novembre 2007 sur Science Express.
Visible à l'oeil nu, la nébuleuse d'Orion est la plus belle du ciel de l'hémisphère Nord. Elle est considérée comme le prototype des régions de notre Galaxie où les étoiles sont en train de se former, notamment celles qui sont semblables à notre Soleil. Selon les auteurs de l'article, l'existence de cette bulle est due aux vents stellaires très intenses émis par les étoiles les plus massives de la nébuleuse, connues sous le nom de "Trapèze d'Orion". Cette découverte nous concerne directement car notre propre système solaire a dû, aux tout premiers stades de sa formation, être plongé dans un tel gaz brûlant produit par des étoiles voisines. Ces résultats pourraient ainsi modifier notre compréhension de la formation du système solaire.
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Nouvelle population de faibles protogalaxies
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Des astronomes ont trouvé une nouvelle population de faibles protogalaxies en faisant l'étude spectroscopique la plus sensible à ce jour à un moment où l'Univers avait seulement 15% de son âge actuel. Ces objets sont les éléments probables de base des galaxies d'aujourd'hui, y compris notre propre Voie lactée. La recherche, conduite par Michael Rauch et George Becker (Carnegie Observatories) avec leurs collègues, sera publiée dans l'édition du 01 Mars 2008 d'Astrophysical Journal.
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Leo II, une vieille galaxie naine au coeur juvénile
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En utilisant le télescope Subaru de 8.2 mètres sur le sommet de Mauna Kea, une équipe de 15 astronomes japonais a conduit une inspection complète d'un élément de galaxie. Ils ont constaté qu'une petite galaxie appelée Leo II se compose en grande partie de vieilles étoiles, un signe de vestige du cannibalisme galactique par lequel les galaxies massives (c.-à-d. la Voie lactée) consomment de plus petites galaxies pour atteindre leur vaste taille. Les chercheurs ont également trouvé de plus jeunes étoiles au centre galactique de Leo II et que cette galaxie est beaucoup plus étendue qu'on le pensait.
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Voyager 2 croise bientôt le choc terminal
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En effectant une simulation informatique, le physicien Haruichi Washim (UC Riverside) a prévu quand le vaisseau spatial interplanétaire Voyager 2 croisera la frontière appelée choc terminal ("termination choc")," l'enveloppe sphérique autour du Système solaire qui délimite où le vent solaire ralentit à la vitesse subsonique. Voyager 2 atteindra cette borne majeure fin 2007 ou début 2008.
Crédit : NASA/Walt Feimer
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Les plus jeunes systèmes solaires détectés
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Des astronomes à l'Université du Michigan ont trouvé ce qu'ils pensent être certains des plus jeunes systèmes solaires détectés à ce jour.
Les systèmes sont autour des jeunes étoiles UX Tau A et LkCa 15, situées dans la région de formation d'étoiles du Taureau éloignée de 450 années-lumière. En utilisant un télescope qui mesure les niveaux de rayonnement infrarouge, les chercheurs ont noté des lacunes dans les disques protoplanétaires de gaz et de poussières entourant ces étoiles. Selon les astronomes, ces lacunes sont très probablement provoquées par des planètes naissantes déblayant les débris de ces secteurs.
Un papier sur les résultats par l'étudiante en doctorat d'astronomie Catherine Espaillat, le professeur Nuria Calvet, et leurs collègues est publié dans l'édition du 01 Décembre d'Astrophysical Journal Letters.
"Auparavant, les astronomes voyaient les trous aux centres des disques protoplanétaires et une des théories étaient que l'étoile pourrait 'photoévaporer' ce matériel," dit Espaillat, auteur principal du papier.
La photoévaporation se rapporte au processus de réchauffer la poussière et le gaz dans le nuage environnant jusqu'à ce qu'ils s'évaporent et se dissipent.
"Nous avons trouvé que dans certaines étoiles, y compris ces deux, au lieu d'un trou, il y a un espace," commente Espaillat. "C'est plus comme un chemin qui a été dégagé dans le disque. Ce n'est pas conforme à la photoévaporation. L'existence de planètes est la théorie la plus probable qui peut expliquer cette structure."
Les chercheurs ont utilisé le télescope spatial Spitzer pour cette étude. Le télescope orbital infrarouge observe l'énergie aux longueurs d'onde invisibles aux télescopes optiques. Ceci permet aux astronomes d'étudier ces "étoiles de la pré-séquence principale" d'une manière plus profonde.
Une étoile de la séquence principale est une étoile adulte moyenne, comme le Soleil, qui brûle en convertissant l'hydrogène en hélium. Les étoiles de la pré-séquence principale comme UX Tau A et LkCa 15 n'ont pas encore établi ce processus de conversion. Elles tirent l'énergie de la contraction gravitationelle. UX Tau A et LkCa 15 sont toutes deux âgées d'environ 1 million d'années.
Selon Calvet, cette recherche ajoute de nouveaux aperçus à l'étude des systèmes solaires.
"Ce sont des bébés étoiles," note Calvet. Le Soleil, en comparaison, est une étoile d'âge mûr de 4.5 milliards d'années.
"Nous recherchons notre histoire," ajoute Calvet. "Nous recherchons l'histoire des systèmes solaires, en essayant de comprendre comment ils se forment."
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Des éléments organiques de base découverts dans l'atmosphère de Titan
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Les scientifiques analysant les données recueillies par Cassini ont confirmé la présence d'ions négatifs lourds dans les régions supérieures de l'atmosphère de Titan. Ces particules peuvent agir comme des éléments de base pour des molécules organiques plus compliquées.
La découverte était complètement inattendue en raison de la composition chimique de l'atmosphère (qui manque d'oxygène - responsable de la formation d'ions négatifs dans l'ionosphère inférieure de la Terre - et se compose principalement d'azote et de méthane). L'observation a été maintenant vérifiée sur 16 rencontres différentes.
Crédit : à droite : UCL-MSSL (A. Coates), à gauche : NASA/JPL/Space Science Institute
Le professeur Andrew Coates, chercheur au Mullard
Space Science Laboratory de l'UCL (University College London) et
auteur principal du papier, dit : "Le spectromètre d'électrons
de Cassini nous a permis de détecter des ions négatifs
qui ont
Coates ajoute, "Leur existence soulève des questions sur les processus impliqués dans la chimie atmosphérique et la formation d'aérosol et nous pensons maintenant qu'il est très probable que ces ions négatifs se forment dans l'atmosphère supérieure avant de se rapprocher de la surface, où ils forment probablement la brume qui enveloppe la planète et qui nous a caché ses secrets dans le passé. C'était cette brume qui a stoppé la mission de Voyager d'examen de près de Titan en 1980 et c'était l'une des raisons pour laquelle Cassini a été lancée."
Le nouveau papier fondé sur le travail a été publié dans Science le 11 Mai où l'équipe a trouvé de plus petits tholins, jusqu'à 8.000 fois la masse de l'hydrogène, se formant loin de la surface de Titan.
Le Dr Hunter Waite du SwRI (South West Research Institute) au Texas et auteur de l'étude précédente, ajoute : "Les tholins sont de très grandes et complexes molécules organiques supposées inclure les précurseurs chimiques de la vie. Comprendre comment ils se forment pourrait fournir un aperçu précieux dans l'origine de la vie dans le Système solaire".
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Production de films en 3-D de la Lune à partir des images de l'instrument TC de KAGUYA
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La JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency) a démontré avec succès la production de films stéréo (films tridimensionnels) de la surface de Lune en employant des images stéréoscopiques obtenues le 03 Novembre 2007 avec l'instrument TC (Terrain Camera) à bord de l'exploreur lunaire KAGUYA. Ce sont les premiers films en 3-D de la lune comprenant ses secteurs polaires avec une résolution aérienne de 10 mètres. Des images anaglyphes (images stéréoscopiques en deux couleurs : rouge et bleu) ont également été produites.
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Vénus et la Terre seraient-elles des planètes jumelles ?
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Grâce à la sonde Venus Express de l’ESA, nous en savons désormais bien davantage sur Vénus. Les chercheurs sont pour la première fois en mesure d’étudier cette planète, des couches supérieures de son atmosphère quasiment jusqu’à sa surface. Ils nous ont ainsi révélé que Vénus était une planète surprenante qui pourrait avoir bien plus ressemblé à la Terre en d’autres temps.
Pendant des siècles, Vénus est restée un mystère. Bien qu’étant la planète la plus proche de la Terre, elle est extrêmement difficile à étudier car elle est en permanence recouverte de nuages qui en masquent la surface.
« C’est vraiment surprenant de voir combien Vénus ressemble peu à la Terre aujourd’hui » constate Fred Taylor, un chercheur interdisciplinaire de l’Université d’Oxford (Royaume Uni) qui a collaboré au projet Venus Express. Notre voisine a approximativement la même masse que la Terre, mais c’est une planète infernale . A sa surface les températures en surface dépassent 400°C et la pression est de plusieurs centaines de fois supérieure à celle sur Terre.
Pour comprendre Vénus, son atmosphère constitue sans aucun doute une clé utile. Celle-ci, bien plus épaisse que celle de la Terre, intercepte la plupart de l’énergie solaire avant qu’elle n’atteigne la surface. C’est là que Venus Express entre en jeu.
La mission s’intéresse à différents domaines d’étude mais la dynamique de l’atmosphère vénusienne s’est vite imposée comme primordiale. Venus Express a révélé la structure de l’atmosphère vénusienne et ses mouvements, des couches externes à celles proches de la surface. Un deuxième domaine d’étude relèbve de la composition de l’atmosphère vénusienne et de sa chimie. Venus Express a élaboré des profils de la composition de l’atmosphère qui entoure la planète. Un troisième domaine d’étude aborde les processus au travers desquels l’atmosphère de Vénus s’échappe dans l’espace.
Si elle a permis de faire des pas de géant dans la compréhension de ces phénomènes, Venus Express n’a pas levé le voile sur tous les mystères. L’une des interrogations qui tenaillent encore les chercheurs est de savoir si les nombreux volcans vénusiens sont encore actifs. « La contribution énergétique des volcans à l’atmosphère pourrait être considérable. L’ignorer est une lacune énorme pour la connaissance du climat », explique F. Taylor.
Venus Express a maintenant accompli sa mission nominale, qui était d’observer la planète pendant deux jours vénusiens, soit quelque 500 jours terrestres.
« Nous avons déjà fait de gros progrès sur le plan scientifique. Grâce aux instruments de pointe embarqués par la sonde, nous disposons de données d’un niveau de détail bien supérieur et la sonde est encore en très bon état » explique Håkan Svedhem, responsable scientifique de la mission Venus Express à l’ESA.
Venus Express va maintenant entamer une nouvelle phase de sa mission et observer la planète pendant deux jours vénusiens supplémentaires.
Si l’on a pensé à une époque que Vénus ressemblait à la Terre puis, plus récemment, qu’elle en était aux antipodes, la situation semble se retourner une fois de plus. Grâce à Venus Express en effet, Fred Taylor parle aujourd’hui de Vénus et de la Terre comme de jumelles, des jumelles qui auraient été séparées à la naissance !
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Boulet de canon cosmique
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Une des plus rapides étoiles jamais vues a été découverte avec l'Observatoire de rayons X Chandra. Ce boulet de canon cosmique défie les théories pour expliquer son allure fulgurante. Les astronomes ont utilisé Chandra pour observer une étoile à neutrons, connue sous le nom de RX J0822-4399, pendant environ cinq ans. Au cours de cette période, les observations de Chandra ont clairement montré que l'étoile à neutrons s'éloignait du centre du reste de supernova Puppis A.
Crédit: Chandra: NASA/CXC/Middlebury College/F.Winkler et al; ROSAT: NASA/GSFC/S.Snowden et al.; Optical: NOAO/AURA/NSF/Middlebury College/F.Winkler et al.
Le champ visuel plus grand est composé à partir des données de rayons X du satellite de ROSAT en (rose) et des données optiques (en pourpre), du télescope de 0,9 mètre de l'Observatoire Inter-Américain de Cerro Tololo, qui met en lumière l'émission d'oxygène. Les astronomes pensent que Puppis A a été créé quand une étoile massive a terminé sa vie dans une explosion de supernova il y a environ 3.700 ans, formant un objet incroyablement dense appelé une étoile à neutrons et relâchant des débris dans l'espace.
L'étoile à neutrons a été éjectée par l'explosion. L'encart montre deux observations de cette étoiles à neutrons obtenues avec l'Observatoire de rayons X Chandra sur une période de cinq ans, entre Décembre 1999 et Avril 2005. En combinant à quelle distance elle s'est déplacée à travers le ciel avec sa distance à la Terre, les astronomes ont déterminé que le boulet de canon cosmique se déplace à plus de 4,8 millions de kilomètres par heure. A ce rythme, RX J0822-4300 est destiné à s'échapper de la Voie lactée dans des millions d'années, bien qu'elle ait seulement voyagé environ 20 années-lumière jusqu'à présent.
Les résultats de cette étude suggèrent que l'explosion de supernova était de côté, lançant l'étoile à neutrons dans une direction et une grande partie des débris de l'explosion dans l'autre. L'endroit estimé de l'explosion est montré dans une version marquée de l'image composée. La direction du mouvement du boulet de canon, montré par une flèche, est dans la direction opposée au mouvement global des débris d'oxygène, vu en haut à gauche. Dans chaque cas, les flèches montrent le mouvement estimé au cours des 1.000 années à venir. On pense que les blocs d'oxygène sont assez massifs de sorte que l'élan soit conservé au lendemain de l'explosion, selon les exigences de la physique fondamentale.
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A quelle distance se trouve la Nébuleuse d'Orion ?
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Pourtant la distance de M42 était largement incertaine dans toute la majeure partie du 20ème siècle, quand les évaluations ont changé entre 600 et 6.500 années-lumière ! Ces dernières années, les astronomes ont appliqué des techniques sophistiquées pour mesurer la distance des nébuleuses, mais les incertitudes résultantes sont demeurées obstinément élevées.
Maintenant une équipe internationale de radioastronomes a démasqué la distance de M42 — 1.350 années-lumière — avec une incertitude de moins de 2% !
Karl Menten (Max-Planck Institute for Radioastronomy), Mark Reid (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics), et deux collègues ont accompli cet exploit avec les 10 antennes du VLBA (Very Long Baseline Array). "Nous avions la chance que la nébuleuse contienne beaucoup de jeunes étoiles émettant le puissant rayonnement synchrotron," commente Reid. A la distance de M42, la lueur d'étoiles normales aux longueurs d'onde radio aurait été difficile ou impossible à détecter.
Après localisation de quatre étoiles lumineuses en radio compactes dans la nébuleuse, les astronomes ont également trouvé une très lointaine (extragalactique) source radio voisine, à 1.6° au sud-est. Employer le VLBA leur a permis de mesurer la séparation angulaire (à moins 0.00013 seconde d'arc) entre cette source "déterminée" et chacune de celles dans la nébuleuse. En répétant leurs mesures durant 2005-07 en Mars et Septembre — c'est-à-dire, des côtés opposés de l'orbite de la Terre — ils ont détecté assez de décalage de parallaxe pour déduire une distance de 414 ± 7 parsecs, ou très proche de 1.350 années-lumière.
Le nouveau résultat, annoncé dans l'édition de Novembre 2007 d'Astronomy & Astrophysics, met la Nébuleuse d'Orion environ 10% plus proche que les meilleures déterminations par d'autres méthodes. Ceci signifie que les étoiles dans cette région active de formation d'étoiles sont environ 20% moins lumineuses (et donc plus vieilles) que l'on supposait auparavant.
Mais le décalage de 10% en moins est également étrangement semblable à celui trouvé par le satellite Hipparcos de l'ESA pour les Pléiades. Une coïncidence ? Peut-être, peut-être pas.
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Comète P/2007 W2 (LINEAR)
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La comète P/2000 B3 (LINEAR) a été retrouvée par L. Buzzi et F. Luppi les 17, 26 et 27 Novembre 2007 sur des images CCD prises avec le télescope de 600mm f/4.64 de l'Observatoire de Varene (Italie).
Les éléments orbitaux de la comète P/2007 W2 (LINEAR) indiquent un passage au périhélie le 26 Février 2008 à une distance de 1,7 UA du Soleil, et une période de 8 ans.
La comète P/2000 B3 (LINEAR) avait été découverte en tant qu'astéroïde le 27 Janvier 2000 par le télescope de surveillance LINEAR, et avait révélé sa nature cométaire lors d'observations de confirmation de l'objet effectuées le 01 Février par P. Kusnirak (Ondrejov, 0.65-m f/3.6) et par F. Zoltowski (Edgewood, NM, 0.3-m f/3.3). La comète P/2000 B3 avait été observée pour la dernière fois en Mai 2000.
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Le Very Large Telescope repousse la recherche de jeunes galaxies vers de nouvelles limites
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Les scientifiques supposaient depuis longtemps que les galaxies semblables à la Voie Lactée avaient été créées, très tôt dans l'histoire de l'Univers, par la fusion de "proto-galaxies". Cependant, les astronomes n'avaient jamais pu, auparavant, en prouver l'existence. Le temps d'observation nécessaire pour détecter la faible lumière émise par ces structures lointaines, même avec le Very Large Telescope de l'ESO, surpasse en effet le temps généralement alloué aux campagnes d'observation.
Le succès de cette équipe scientifique repose donc avant tout sur la stratégie d'observation qu'ils ont choisie... et un peu de chance aussi car à l'origine, leur campagne d'observation avait pour objectif de détecter, par l'observation d'une partie du ciel centrée sur un quasar, le très faible signal du gaz intergalactique causé par le rayonnement ultraviolet du fond cosmique. Ils ont donc demandé à utiliser le VLT à des périodes où les conditions d'observation ne sont pas optimum (moins bonnes conditions climatiques) afin d'obtenir une plus longue période d'observation. Ils ont ainsi pu pointer le télescope sur une même zone de l'Univers pendant 92 heures entre 2004 et 2006, c'est-à-dire l'équivalent de 12 nuits complètes, durée relativement supérieure à ce qui est généralement accordé pour de tels programmes.
C'est donc grâce à cette période d'observation relativement importante et à la très grande sensibilité de l'image prise avec le VLT que cette équipe a pu obtenir un spectre de l'Univers alors qu'il n'était âgé que de 2 milliards d'années. Elle a ainsi mis en évidence 27 objets de très faible luminosité dont les caractéristiques correspondent à celles des proto-galaxies (existence dans leur spectre de la raie "Lyman Alpha", radiation de l'hydrogène neutre, signature de ce type de galaxies). Ces objets sont environ 20 fois plus nombreux que toutes les galaxies distantes jamais observées jusqu'à présent avec les télescopes au sol.
De plus, renchérit Céline Péroux "les informations recueillies indiquent que le taux de formation stellaire et la production d'éléments chimiques de ces objets sont faibles, ce qui renforce l'idée qu'ils sont dans la première phase de leur formation".
Cette découverte est importante à double titre. Elle confirme les modèles théoriques qui prédisent que les galaxies comme la nôtre ont été formées par la fusion de petites proto-galaxies très tôt dans l'histoire de l'Univers et elle met en évidence une stratégie d'observation qui devrait permettre la découverte et l'étude détaillée d'un nombre important d'objets similaires. Nous pourrons ainsi obtenir de précieuses informations sur la formation des galaxies semblables à la Voie Lactée.
A paraître dans Astrophysical Journal en mars 2008.
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Phobos et Deimos
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Phobos et Deimos sont d'environ 21 et 12 kilomètres de diamètre et satellisent Mars avec des périodes de 7 heures, 39.2 minutes et de 1 jour, 6 heures, 17.9 minutes respectivement. Puisque Phobos orbite autour de Mars dans un temps un peu plus court que la période de rotation de 24 heures, 37.4 minutes de Mars, pour un observateur sur la surface de Mars, elle semblerait se lever à l'ouest et se coucher à l'est. Depuis la surface de Mars, Phobos a l'air d'avoir un diamètre d'environ un tiers du diamètre de la Lune de la Terre, alors que Deimos apparaît comme une brillante étoile. Les lunes ont été découvertes en 1877 par l'astronome Asaph Hall, et en tant que satellites d'une planète appelée du nom du dieu romain de la guerre, elles ont été appelées des noms des figures mythologiques grecques qui personnifient la crainte et la terreur.
Les premières mesures de Phobos et de Deimos, des vaisseaux spatiaux Mariner 9 et Viking Orbiter, ont montré que les deux lunes ont des surfaces sombres réfléchissant seulement 5 à 7 % de la lumière du Soleil qu'elles reçoivent. La première reconstruction du spectre de la lumière solaire reflétée des lunes était une compilation difficile de trois instruments différents, et semble montrer un spectre plat et grisâtre ressemblant aux météorites chondrites carbonées. Les chondrites carbonées sont des matériaux primitifs contenant du carbone supposés être originaire de la partie externe de la ceinture d'astéroïdes. Ceci a conduit à une opinion généralement admise parmi les scientifiques planétaires que les lunes de Mars sont des astéroïdes primitifs capturés dans l'orbite de Mars tôt dans l'histoire de la planète. Des mesures plus récentes ont montré que les lunes sont en fait relativement rouge dans leur couleur, et ressemblent aux astéroïdes de type D encore plus primitifs dans le Système solaire externe. Ces corps ultra-primitifs sont aussi supposés contenir du carbone et aussi de la glace d'eau, mais avoir subi moins de traitements géochimiques que beaucoup de chondrites carbonées.
La version des images de CRISM montrées ici ont été construites en montrant des longueurs d'onde de 0.90, 0.70, et 0.50 micromètre dans les images en rouge, en vert, et en bleu. C'est une gamme de couleurs plus large que ce qui est visible pour l'oeil humain, mais elle accentue les différences de couleurs. Les deux lunes sont montrées avec des couleurs échelonnées de la même manière. Deimos est colorée en rouge comme la majeure partie de Phobos. Cependant, la surface de Phobos contient une seconde matière colorée plus grise d'éjecta d'un cratère de 9 kilomètre de diamètre. Ce cratère, appelé Stickney, est situé au limbe supérieur gauche de Phobos et l'ejecta de couleur grise se prolonge vers la droite en bas.
Ces mesures de CRISM sont les premières mesures spectrales pour résoudre le disque de Deimos, et les premières de cette partie de Phobos à couvrir la gamme entière de longueurs d'onde nécessaires pour évaluer la présence de minerais contenant du fer, de l'eau, et du carbone.
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Un dernier regard à la comète Holmes
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Fin octobre, Holmes s'est illuminée par un facteur d'environ un million de fois quand elle a éjecté un vaste nuage de poussières et du gaz. Ce nuage s'est élargi au fil du temps et s'étend maintenant sur plus de 1,4 millions de kilomètres, le rendant plus grand que le Soleil (qui est de 1.392.530 kilomètres de diamètre).
Le 04 Novembre, les scientifiques du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) ont pris cette photo de la comète Holmes à l'aide d'un instrument appelé Megacam, qui est l'un des plus grands appareils-photo CCD existant. La Megacam contient 36 composants CCD de 9 mégapixels, pour un total de plus de 300 mégapixels.
Des expositions séparées à travers trois filtres couleurs ont été combinées pour faire cette image finale colorée. Des étoiles individuelles apparaissent comme une ligne de points colorés parce que les photos ont été centrées sur la comète, qui s'est déplacée légèrement à travers le ciel.
Actuellement, la comète Holmes a un éclat total de 3ème grandeur, toutefois sa grande taille sur le ciel (et le faible éclat de surface résultant) la rend difficile à voir sans jumelles ou télescope. Cependant, quand elle a été découverte en 1892 elle a subi un deuxième sursaut d'éclat cinq mois après le premier. Si Holmes répète son exécution historique, alors cette comète peut offrir aux observateurs une plus de chance de voir le spectacle avant de prendre congé.
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La Chine publie sa première image de la Lune
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"La partie foncée sur le côté droit en haut de l'image montre la surface couverte par le basalte, une roche volcanique dure et dense," selon les autorités. Sun Laiyan, chef de la CNSA (China National Space Administration), dit que l'image était très claire et de très bonne qualité. "Elle montre que l'appareil-photo et les systèmes de contrôle et d'application au sol fonctionnent normalement," a aouté Sun à une conférence de presse lundi après-midi. L'image a été assemblée à partir de 19 images, chacune couvrant une largeur de 60 kilomètres sur la surface de la Lune. L'extrémité droite de l'image était le premier secteur à être capturé par la caméra CCD de Chang'e-1. Toutes les données d'images ont été colectées les 20 et 21 Novembre et transformées en images tridimensionnelles dans les jours suivants après avoir été retransmises vers la Terre.
"Le rêve chinois vieux de plus de 1.000 ans de voler vers la Lune a commencé à se matérialiser," a ajouté Wen dans un discours passionné.
Il a salué la Chine comme une des quelques puissances du monde capables de conduire une sonde spatiale. Le premier ministre a ajouté que la sonde lunaire était la troisième étape importante dans l'exploration de l'espace de la Chine, après le succès des satellites artificiels et des vols spatiaux habités.
Chang'e-1, baptisé du nom d'une déesse chinoise mythique qui, selon la légende, a volé vers la Lune, a décollé sur une fusée porteuse Long March3A à 6h05 P.M. le 24 Octobre du centre de lancement de Xichang (Xichang Satellite Launch Center) dans la province du sud-ouest de Sichuan. Le satellite de 2350 kg emporte huit équipements de sondage, dont une caméra stéréo et un interféromètre, un imageur et spectromètre gamma/rayons X, un altimètre laser, un détecteur de micro-onde, un détecteur de particules solaires de grande énergie et un détecteur de ions de faible énergie. Il vise à accomplir quatre objectifs scientifiques. Ces objectifs incluent un aperçu tridimensionnel de la surface de la Lune, l'analyse de l'abondance et la distribution des éléments sur la surface lunaire, une recherche sur les caractéristiques du régolite lunaire et de la couche poudreuse du sol sur la surface, et une exploration de la relation Terre-Lune. Le satellite a voyagé près de deux millions de kilomètres au cours de son vol de 15 jours vers la Lune et a atteint sa orbite finale de travail à une altitude fixe de 200 kilomètres le 07 Novembre.
Chang'e-1 a été conçu pour rester sur orbite pendant un an, mais les scientifiques ont estimé que les manoeuvres précises pourraient avoir permis d'économiser 200 kilogrammes de carburant et de prolonger sa durée de vie.
Le lancement de Chang'e-1 amorce le premier pas d'une mission lunaire en trois étapes de la Chine, qui conduira à un atterrissage sur la Lune et au lancement d'un vagabond lunaire vers 2012. Dans la troisième phase, un autre vagabond débarquera sur la Lune et reviendra vers la Terre avec des échantillons du sol lunaire et de roches pour la recherche scientifique vers 2017.
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Comète C/2007 W1 (Boattini)
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Une nouvelle et faible comète, de magnitude 17.4, a été découverte par A. Boattini (Mt. Lemmon Survey) le 20 Novembre 2007, et confirmée par les observations ultérieures.
Les éléments orbitaux préliminaires de la comète C/2007 W1 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 14 Juin 2008 à une distance de 0,7 UA du Soleil. L'éclat de la comète pourrait atteindre alors la magnitude 6.4.
Les observations supplémentaires de la C/2007 W1 (Boattini) indiquent un passage au périhélie le 24 Juin 2008 à une distance de 0,8 UA du Soleil
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Des étoiles à atmosphère de carbone
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Les naines blanches représentent le stade final d'évolution stellaire pour les étoiles ayant une masse initiale entre approximativement 0,07 et 8-10 masse solaire, alors que les étoiles plus massives finissent leur vie en trous noir ou en étoiles à neutrons. La théorie d'évolution stellaire prevoit que la majorité des naines blanches ont un coeur composé de carbone et d'oxygène, lequel est lui-même entouré par une couche d'hélium et, pour environ 80 pour cent des naines blanches connues, par une couche supplémentaire d'hydrogène. Toutes les naines blanches se sont par conséquent traditionnellement avérés appartenir à l'une des deux catégories : celles avec une atmosphère riche en hydrogène (type spectral DA) et celles avec une atmosphère riche en hélium (les non-DA).
Une équipe d'astronomes a découvert plusieurs naines blanches ayant des atmosphères principalement composées de carbone, avec peu ou pas de trace d'hydrogène ou d'hélium. Leur analyse montre que les paramètres atmosphériques trouvés pour ces étoiles ne correspondent pas de manière satisfaisante à une des théories actuelles connues d'évolution de la branche géante post-asymptotique, bien que ces objets pourraient être les contreparties plus froides de l'unique et intensivement étudiée étoile H1504+65 de type PG1159. Ces étoiles, ainsi que H1504+65, pourraient en conséquence former une nouvelle séquence d'évolution qui suit la branche géante asymptotique.
Patrick Dufour (University of Arizona Steward Observatory), le professeur d'astronomie James Liebert (University of Arizona) et leurs collègues de l'Université de Montréal et de l'Observatoire de Paris ont publié les résultats dans l'édition du 22 Novembre de Nature.
Les étoiles ont été découvertes parmi 10.000 nouvelles étoiles naines blanches trouvées dans l'étude SDSS (Sloan Digital Sky Survey).
Dufour et ses collègues ont identifié huit étoiles naines blanches dont l'atmosphère est dominée par le carbone parmi 200 étoiles de type DQ qu'ils ont examinés dans les données du SDSS.
Le grand mystère est pourquoi ces étoiles à l'atmosphère de carbone sont trouvées seulement entre 18.000 et 23.000 Kelvin. "Ces étoiles sont trop chaudes pour être expliquées par le scénario de remontée convective standard, aussi il doit y avoir une autre explication", ajoute Dufour.
Dufour et Liebert pensent que ces étoiles pourraient avoir évolué d'une étoile comme l'unique et beaucoup plus chaude étoile appelée H1504+65 que l'astronomie John A. Nouset (Pennsylvania State University), Liebert et d'autres ont rapporté en 1986. Si c'est le cas, les étoiles à atmosphère de carbone représentent une nouvelle séquence auparavant inconnue d'évolution stellaire.
H1504+65 est une étoile très massive de 200.000 Kelvin.
Les astronomes croient actuellement que cette étoile a violemment expulsé d'une manière ou d'une autre tout son hydrogène et tout sauf une très petite trace de son hélium, laissant un noyau stellaire essentiellement nu avec une surface de 50 pour cent de carbone et de 50 pour cent d'oxygène.
"Nous pensons que quand une étoile comme H1504+65 se refroidit, elle devient par la suite comme les étoiles de pur carbone," ajoute Dufour. Lorsque les étoiles massives se refroidissent, la pesanteur sépare le carbone, l'oxygène et les traces d'hélium. Au-dessus de 25.000 Kelvin, la trace d'hélium s'élève jusqu'au-dessus, formant une mince couche au-dessus de l'enveloppe beaucoup plus massive de carbone, déguisant efficacement l'étoile comme une naine blanche à l'atmosphère d'hélium.
Mais entre 18.000 et 23.000 Kelvin, la convection dans la zone de carbone dilue probablement la mince couche d'hélium. A ces températures, l'oxygène, qui est plus lourd que le carbone, descend probablement trop profondément pour remonter à la surface.
Dufour et ses collègues indiquent que ce modèle d'étoiles de 9 à 11 masses solaires pourraient expliquer leurs curieures étoiles de carbone.
Les astronomes ont prédit en 1999 que les étoiles de 9 ou 10 fois aussi massive que notre Soleil deviendraient des naines blanches avec des noyaux d'oxygène-magnésium-néon et avec en général des atmosphères de carbone-oxygène. Les étoiles plus massives explosent en supernovae.
Mais les scientifiques ne sont pas sûrs où se trouve la ligne de division, si les étoiles 8, 9, 10 ou 11 fois aussi massive que notre Soleil sont nécessaires pour créer des supernovae.
"Nous ne savons pas si ces étoiles à atmosphère de carbone sont le résultat de l'évolution d'étoiles de 9 ou 10 masses solaires, ce qui est une question majeure," ajoute Liebert.
Les astronomes de l'Université d'Arizona prévoient de nouvelles observations des étoiles à l'atmosphère de carbone avec le télescope MMT de 6,5 mètres à l'Observatoire du Mont Hopkins en Arizona, en Décembre pour mieux déterminer leur masse. Les observations pourraient aider à définir la masse limite pour la disparition d'étoiles en naines blanches ou la mort en tant que supernovae, ajoute Dufour.
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L'instrument SOLSPEC bientôt en orbite sur la Station Spatiale Internationale
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Le 6 décembre prochain, la navette spatiale américaine Atlantis (STS-122) devrait s'envoler vers la station spatiale internationale (ISS) avec dans ses soutes le laboratoire européen Columbus et deux de ses charges externes. Dans l'une d'elles, l'instrument SOLSPEC est destiné à mesurer avec précision la distribution énergétique spectrale du soleil sur la quasi totalité de son spectre.
Le projet Columbus constitue la contribution majeure de l'Europe spatiale au programme ISS. D'un coût de 880 millions d'euros, il a été réalisé en une dizaine d'années par un consortium de 41 sociétés représentant 14 pays, sous la maîtrise d'oeuvre de EADS Astrium Space Transportations, qui a assuré son assemblage final à Brême, en Allemagne.
Le laboratoire Columbus est un imposant cylindre en aluminium. Pressurisé et relié en permanence à la station, son volume interne de 75 m3 lui permet d'accueillir 3 opérateurs et 10 armoires modulaires interchangeables, contenant des expériences intéressant la recherche fondamentale en biotechnologie, physique des fluides, sciences des matériaux et sciences de la vie.
Des instruments scientifiques peuvent également être installés à l'extérieur de Columbus. Les deux premières charges implantées, qui seront mises en orbite le 6 décembre 2007 avec le laboratoire Columbus, sont EUTEF et SOLAR.
Le laboratoire Columbus et ses charges devraient avoir une durée de vie de 10 à 15 ans.
Ces mesures solaires sont importantes pour la climatologie, la chimie de la stratosphère et la physique solaire. D'une part, le soleil est une étoile variable dont le cycle ne se répète pas de manière identique, ce qui nécessite d'effectuer régulièrement de telles mesures. D'autre part, notre connaissance des processus physiques et chimiques à l'oeuvre au sein de l'atmosphère terrestre s'améliore, grâce aux nombreuses mesures réalisées in situ (composition, température et dynamique), et la modélisation est en plein essor : il devient de ce fait essentiel de pouvoir fournir aux modèles atmosphériques des valeurs plus précises de l'irradiance solaire.
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Un éclairage nouveau sur la formation de la Terre et de Mars
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Une équipe de scientifiques du JSC (Johnson Space Center) de la NASA et du LPI (Lunar ant Planetary Institute), les deux à Houston, et de l'UCD (University of California, Davis) a trouvé que les planètes terrestres telles que la Terre et Mars ont pu rester en fusion au début de leur histoire pendant des dizaines de millions d'années. La découverte indique que les deux planètes se sont refroidies plus lentement que les scientifiques le supposaient et un mécanisme pour maintenir chaud les intérieurs des planètes est nécessaire.
Ces nouvelles données indiquent que les histoires des débuts des planètes intérieures dans le Système solaire sont complexes et comportent des processus non longuement observés. La preuve de ces processus a été préservée dans Mars, alors qu'elle a été effacée dans la Terre. Aussi Mars est probablement la meilleure occasion de comprendre comment la Terre s'est formée.
Vinciane Debaille (LPI), Alan Brandon (JSC), Qing-zhu Yin et Ben Jacobsen (UCD) présentent ces nouvelles découvertes dans un papier publié dans l'édition du 22 Novembre de Nature.
Les scientifiques pensent que la formation première de croûte seule ne peut pas expliquer le lent refroidissement de l'océan de magma vu dans les grandes planètes. Cette nouvelle preuve implique à la place que Mars, en même temps, a eu une atmosphère primitive qui a agi comme un isolant. "L'atmosphère primitive était composée essentiellement d'hydrogène restant de l'accrétion dans une planète rocheuse, mais a été ôtée, probablement par des impacts, environ 100 millions d'années après que la planète se soit formée," commente Debaille.
Debaille et ses collègues ont effectué des mesures précises des compositions d'isotope de néodyme de neuf météorites martiennes rares appelées shergottites à l'aide des spectromètres de masse au JSC et à l'UCD. Les Shergottites, nommées d'après le premier spécimen identifié de météorite qui est tombé en 1865 en Inde à Shergotty, sont un groupe de météorites apparentées à Mars composées principalement de pyroxène et de feldspath.
Les scientifiques ont examiné des shergottites parce que leur variété étendue en compositions chimiques est supposée être une empreinte digitale de la formation de leurs sources profondes très tôt dans l'histoire de Mars.
"Ces roches étaient des lave qui ont été faites par fusion profondément dans Mars et ont jailli ensuite sur la surface," note Brandon. "Elles ont été apportées sur Terre comme météorites à la suite d'impacts sur Mars qui les ont exhumées et les ont lancées dans l'espace." Les météorites de Mars sont un coffre à trésor d'informations sur cette planète et ont été le centre de la vaste recherche par les scientifiques.
L'élement métallique samarium a deux isotopes radioactifs qui se délabrent à un rythme connu en deux isotopes dérivés de néodyme. En mesurant avec précision les quantités d'isotopes de néodyme, Debaille a pu utiliser ces deux horloges radiométriques pour déduire les temps de formation des différentes sources de shergottite dans l'intérieur de Mars.
"Nous comptions trouver que leurs sources ont toutes été formées en même temps," ajoute Debaille. "Mais ce que nous avons trouvé à la place était que les sources de shergottite se sont formées à deux moments différents. La plus vieille s'est formée 35 millions d'années après que le Système solaire a commencé à condenser de la glace et de la poussière dans de grandes planètes il y a environ 4,567 milliards d'années. La plus jeune s'est formée environ 110 millions d'années après que le Système solaire a commencé à se condenser."
Debaille et ses collègues ont constaté que le scénario qui va le mieux avec les données est un où l'océan de magma à l'échelle globale s'est formé de la fusion de Mars pendant les étapes finales d'accrétion et s'est lentement solidifié par la suite sur cette période de temps.
"Les modèles physiques les plus récents pour des océans de magma suggèrent qu'ils se solidifient sur des périodes de quelques millions d'années ou moins, aussi ce résultat étonne," ajoute Brandon. "Un certain type de couverture isolante, comme une croûte rocheuse ou une atmosphère épaisse, est nécessaire comme isolant pour avoir gardé l'intérieur de Mars chaud."
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Accélération de plasma
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Avec les données de Cluster, les scientifiques ont maintenant la preuve que les sursauts d'activité solaire peuvent produire des conditions d'accélération de la matière dans l'environnement magnétique de la Terre à des vitesses plus élévées que 1000 km/s.
Le sursaut responsable dans une récente étude était une éjection de masse coronale (CME), un énorme nuage de particules chargées venant du Soleil. L'étude compare les observations des quatre satellites de la mission Cluster aux simulations globales de la magnétosphère.
Bien que le Soleil perde sans interruption une petite fraction de sa masse par l'intermédiaire du vent solaire, une CME est une éjection massive et unique de matière à des vitesses élevées, emportant jusqu'à 10 milliards de tonnes de particules chargées, ou plasma, dans le Système solaire. La plupart des CMEs voyageant vers la Terre sont inoffensives, mais certaines peuvent affecter les satellites en orbite ou même les réseaux électriques. Comprendre comment les CME impactent l'environnement magnétique de la Terre - et par conséquent les technologies spatiales et terrestres - est un champ de recherche actif.
Le 11 Janvier 1997, le satellite Telstar 401 coûtant 200 millions de dollars de la société AT&T est soudainement devenu muet, interrompant la couverture TV pour des millions de téléspectateurs. Six jours plus tard, après aucun contact, il a été déclaré définitivement hors service. La cause le plus probable de cette panne est que Telstar 401 a été frappé par une CME.
Jusqu'ici on pensait que la détection de matière accélérée du côté de la magnétosphère est le signe de l'apparition de la reconnexion magnétique, un processus par lequel les champs magnétiques terrestres et solaires agissent l'un sur l'autre. Mais la nouvelle étude indique une histoire différente. Elle montre que la matière peut être accélérée par un mécanisme autre que la reconnexion magnétique.
Le 25 Novembre 2001, pendant le passage d'une CME vers la Terre, les quatre satellites Cluster frôlaient la frontière de la magnétosphère, dans une région appelée "magnetosheath", quand ils ont détecté le plasma accéléré à la vitesse de 1040 km/s, alors que la vitesse du vent solaire était de seulement 650 km/s.
Cette sorte d'accélération a été observée dans le passé avec ou sans la présence d'une CME. Habituellement, c'est un signe de reconnexion magnétique, mais le 25 Novembre 2001, ce n'était pas le cas.
En combinant les observations de Cluster de ce jour avec les simulations MHD (Magneto Hydro Dynamic) de la magnétosphère, les auteurs de l'étude ont constaté que les conditions de vent solaire caractéristiques de la plupart des CMEs ont fortement accéléré le plasma. Lorsque la CME a atteint la Terre, les lignes de champ magnétique du vent solaire ont été bloquées à l'avant de la magnétosphère, avant de glisser latéralement et d'accélérer le plasma comme une 'fronde magnétique'.
"Nous avons une preuve non ambiguë que la forte accélération de plasma observée le 25 Novembre 2001 par Cluster n'était pas le résultat de la reconnexion magnétique, mais en raison des conditions créées par la CME", commente le Dr Lavraud (Los Alamos National Laboratory, USA), auteur principal.
La présence de tels écoulements à grande vitesse a des conséquences sur l'interaction entre le vent solaire et la magnétosphère. Elle peut augmenter les interactions onduleuses ou visqueuses aux frontières magnétosphériques et conduire aux géantes caractéristiques aurorales spirales, comme celles rapportées au début de cette année par Lisa Rosenqvist (Swedish Institute of Space Physics, Uppsala, Sweden).
"Ce résultat démontre que non seulement les données de Cluster sont indispensables, mais aussi qu'il y a un grand bénéfice mutuel de comparer les résultats de simulation MHD aux mesures de Cluster," commente Philippe Escoubet, scientifique des projets Cluster et Double Star de l'ESA.
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Les lunes comme la nôtre sont rares
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De nouvelles observations avec le télescope spatial Spitzer suggèrent que les lunes comme celle de la Terre - qui se sont formées de collisions énormes - sont rares dans l'Univers, survenant tout au plus dans seulement 5 à 10 pour cent des systèmes planétaires.
"Quand une lune se forme d'une violente collision, de la poussière devrait être soufflée partout," note Nadya Gorlova (University of Florida, Gainesville), auteur principal d'une nouvelle étude paraissant dans Astrophysical Journal. "S'il y avait un bon nombre de lunes se formant, nous aurions vu de la poussière autour de nombreuses étoiles - mais ce n'est pas le cas."
Les scientifiques croient que la Lune a surgi environ 30 à 50 millions d'années après que notre Soleil soit né, et après que nos planètes rocheuses aient commencé à prendre forme. Un corps aussi gros que Mars aurait percuté notre jeune Terre, arrachant une partie de son manteau. Certains des débris résultants sont tombés en orbite autour de la Terre, fusionnant par la suite dans la Lune que nous voyons aujourd'hui. Les autres lunes dans notre Système solaire se sont formées simultanément avec leur planète ou ont été capturées par la pesanteur de leur planète.
Gorlova et ses collègues ont recherché les signes poussiéreux de semblables collisions autour de 400 étoiles qui sont toutes âgées d'environ 30 millions d'années - approximativement l'âge de notre Soleil quand la Lune de la Terre s'est formée. Les chercheurs ont constaté que seulement 1 sur les 400 étoiles est immergée dans la poussière révélatrice. En prenant en compte le temps nécessaire pour que la poussière puisse s'agglutiner, et l'éventail d'âge où les collisions pouvant former des lunes peuvent se produire, les scientifiques ont alors calculé que la probabilité d'un système solaire faisant une lune comme celle la Terre est tout au plus de 5 à 10 pour cent.
"Nous ne savons pas si la collision dont nous sommes témoins autour de cette étoile va à coup sûr produire une lune, aussi les événements de formation de lunes pourraient être beaucoup moins fréquents que le suggère notre calcul," ajoute George Rieke (University of Arizona, Tucson), co-auteur de l'étude.
En plus, les observations indiquent aux astronomes que le processus de construction de planètes lui-même touche à sa fin 30 millions d'années après la naissance d'une étoile. Comme notre Lune, les planètes rocheuses se sont accumulées par des collisions désordonnées qui pulvérisent la poussière tout autour. Les idées actuelles soutiennent que ce processus dure environ 10 à 50 millions d'années après qu'une étoile se forme. Le fait que Gorlova et son équipe ont trouvé seulement 1 étoile sur 400 avec de la poussière produite par collision indique que les étoiles âgées de 30 millions d'années dans l'étude ont, pour la plupart, fini de faire leurs planètes.
"Les astronomes ont observé de jeunes étoiles avec de la poussière tourbillonnant autour d'elles depuis plus de 20 ans maintenant," a indiqué Gorlova. "Mais ces étoiles sont d'habitude si jeunes que leur poussière pourrait rester du processus de formation de planètes. L'étoile que nous avons trouvée est plus ancienne, au même âge qu'était notre Soleil quand il a fini la fabrication des planètes et que le système Terre-lune se soit formé dans une collision."
Pour les amoureux de lunes, les nouvelles ne sont pas toutes mauvaises. Pour une chose, les lunes peuvent se former de différentes manières. Et, bien que la majorité des planètes rocheuses dans l'Univers pourrait ne pas avoir de lunes comme celle de la Terre, les astronomes croient qu'il y a des milliards de planètes rocheuses en dehors de notre Système solaire. Cinq à 10 pour cent sur des milliards fait encore beaucoup de lunes.
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La Terre, en couleurs réelles, vue par Rosetta
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Les images en couleurs réelles de la Terre vues par la caméra OSIRIS de Rosetta sont maintenant disponibles. Les photos ont été prises le 13 Novembre durant la bascule du vaisseau spatial par la Terre, et le 15 Novembre, lorsque Rosetta s'éloignait de notre planète sur son chemin vers le Système solaire extérieur, après la bascule.
Après son approche au plus près de la Terre, Rosetta a regardé en arrière et a pris un certain nombre d'images en utilisant la caméra à champ restreint (NAC, pour Narrow Angle Camera) d'OSIRIS (Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System). Cette image particulière a été acquise le 15 Novembre 2007 à 03h30 CET.
L'image ci-dessus est une composition couleur de filtres orange, vert et bleu de NAC.
En bas, on peut voir clairement l'Australie.
Cette image montre une vue simulée de la Terre comme vue de la position de Rosetta.
La même vue a été observée par la caméra grand angle (WAC, pour Wide Angle Camera) d'OSIRIS. Elle est montrée en fausse couleur pour souligner les lumières des villes vues la nuit.
Crédit : ESA ©2005 MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/RSSD /INTA/UPM/DASP/IDA
Cette image a été acquise le 13 Novembre 2007 à 20h30 CET en utilisant WAC avec un filtre rouge.
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Les nébuleuses « récalcitrantes » -- Quand les champs magnétiques fossiles protègent l'hélium 3 des étoiles mourantes
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Elles semblent préserver une substance que leurs consoeurs détruisent au cours de leur vie. Ce sont des nébuleuses planétaires rares, comme NGC 3242 et J320. Grâce à leur champ magnétique fossile, et contrairement à la majorité des étoiles évoluées de faible masse, elles ne détruisent pas l'hélium 3 qu'elles ont produit dans leur jeunesse. Cette nouvelle hypothèse réconcilie l'évolution stellaire avec l'évolution chimique de la Galaxie. Elle résulte d'une recherche menée par une équipe d'astrophysiciens de l'Observatoire de Genève, du CNRS et de l'Observatoire de Paris.
En mars 2007 déjà, les mêmes chercheurs franco-suisses, Corinne Charbonnel et Jean-Paul Zahn, avaient proposé une explication à l'évolution de l'hélium 3 dans la Galaxie. Fruit de la nucléosynthèse primordiale aux origines de l'Univers, cet élément léger est également produit par les réactions nucléaires qui opèrent au coeur des étoiles de faible masse comme notre Soleil. En conséquence, les modèles classiques d'évolution chimique de la Galaxie prédisent que l'abondance d'hélium 3 aurait dû fortement augmenter depuis le Big Bang. Or il n'en est rien, comme le montrent les observations des régions HII galactiques! Dans ces zones qui reflètent la composition actuelle de la matière interstellaire, « on ne décèle pas plus d'hélium 3 qu'au moment du Big Bang », explique Corinne Charbonnel. « Nous suggérons que l'hélium 3 est bien produit par les étoiles comme notre Soleil, comme le prédit la théorie, confirme la spécialiste. Mais quand l'étoile devient géante cet élément est détruit avant d'avoir eu le temps d'être rejeté dans la matière interstellaire. » Dans une publication parue dans Astronomy and Astrophysics (1), Corinne Charbonnel et Jean-Paul Zahn suggéraient alors que c'est le mélange thermohaline qui conduit à la destruction de l'hélium 3 dans les étoiles géantes, et qui concourt à stabiliser la concentration de l'hélium 3 au cours du temps dans la Galaxie. Ce mécanisme permet d'expliquer simultanément d'autres anomalies en carbone, azote et lithium observées à la surface de la majorité des étoiles évoluées de faible masse, et restées inexpliquées depuis plusieurs décennies. L'équipe franco-suisse a montré que ce processus devait désormais être pris en compte dans les modèles d'évolution stellaire.
Jean-Paul Zahn explique que le phénomène de mélange thermohaline est bien connu en laboratoire et dans les océans sous le nom d'« instabilité de doigts de sel » : il se déclenche dans l'eau salée lorsque la température et la salinité augmentent toutes les deux avec la hauteur. La même instabilité se produit dans les étoiles évoluées, quand la combustion de l'hydrogène est achevée au centre, et qu'elle se poursuit dans une mince couche à la périphérie du coeur de l'étoile: c'est alors l'hélium 3 qui joue en ce cas le rôle du sel. Dès que cette instabilité se déclenche, tout l'hélium 3 produit par l'étoile dans les phases antérieures de son évolution est détruit.
Corinne Charbonnel et Jean-Paul Zahn se sont cette fois penchés sur des observations «récalcitrantes » à ces explications : les éjecta de deux étoiles évoluées, les nébuleuses planétaires, NGC 3242 et J320, semblent avoir échappé au processus thermohaline, car ils présentent une abondance élevée en hélium 3. Dans leur prochaine publication à paraître dans Astronomy and Astrophysics (2), les chercheurs proposent l'explication suivante : c'est un champ magnétique fossile qui inhibe le mélange thermohaline dans une petite fraction des étoiles évoluées de faible masse, dont NGC 3242 et J320. Ils suggèrent que ces étoiles particulières seraient ainsi les descendantes des étoiles Ap qui furent les premiers objets après le Soleil dans lesquels un champ magnétique a pu être détecté et qui représentent environ 5% des étoiles de type-A. « Notre hypothèse pourra être testée prochainement grâce à des observations au Pic du Midi ou au télescope franco-canadien à Hawai » conclut Corinne Charbonnel.
Références : (1) Thermohaline mixing : a physical mechanism
governing the photospheric composition of low-mass giants
(2) Inhibition of thermohaline mixing by a magnetic
field in Ap star descendants: Implications for the Galactic evolution
of 3He
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Premières observations de la Lune par les détecteurs TC et MI de KAGUYA
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La JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency) a effectué une observation le 03 Novembre 2007 en utilisant deux détecteurs à bord de la sonde lunaire KUGAYA (SELENE), a traité les données acquises, et a confirmé qu'ils fonctionnaient correctement.
Des observations tridimensionnelles (stéréo) de la Lune par le détecteur TC (Terrain Camera) avec une résolution de 10 mètres et des observations multibandes par le MI (Multi-band Imager) avec une résolution de 20 mètres de la face cachée de la Lune et près du pôle ont été faites.
Image tridimensionnelle de terrain d'après les données stéréo de l'instrument TC Crédit : JAXA/SELENE
Image prise avec l'instrument MI (Multi-band Imager) dans la bande de 750 nm avec 20 mètres de résolution Crédit : JAXA/SELENE
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Première carte globale de l'ionosphère de Mars
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Avec Mars Express, les scientifiques continuent d'acquérir de nouveaux aperçus du mystérieux environnement de Mars. Certains des résultats les plus passionnants sont renvoyés par l'expérience MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding).
MARSIS transmet des ondes radio de basse fréquence vers la surface de la planète et enregistre les échos des différentes couches.
Bien que Mars soit parfois décrite comme la plus ressemblante à la Terre de toutes les planètes, il y a beaucoup de différences entre les deux mondes que les scientifiques essayent de comprendre. Un des aspects moins familiers des deux planètes est qu'elles possèdent une ionosphère - une couche de particules ionisées (électriquement chargées) - dans leurs atmosphères supérieures.
L'ionosphère de la Terre a été étudiée intensivement et est précieuse comme réflecteur d'ondes radio, mais, jusqu'à récemment, peu était connu au sujet de l'ionosphère de Mars.
Les mesures précédentes ont indiqué que l'ionosphère de Mars se trouve généralement à environ 110 à 130 kilomètres au-dessus de la planète. Dans cette région, le rayonnement et les particules solaires de grande énergie dans le vent solaire séparent les atomes et les molécules dans l'atmosphère supérieure, libérant les électrons libres. Un des résultats les plus étonnants de Mars Express a été la découverte d'une ionosphère au-dessus de l'hémisphère de la planète qui est dans l'obscurité.
Bien que la tâche principale de MARSIS soit de sonder sous la surface de la planète à la recherche des matériaux géologiques invisibles et des structures, le radar est également un outil valable pour se renseigner sur l'ionosphère. C'est parce que les ondes radio de MARSIS sont renvoyées et modifiées lorsqu'elles traversent la couche ionisée.
Maintenant, après environ deux années d'opération, une équipe internationale de scientifiques a pu analyser plus de 750.000 échos de MARSIS afin de faire la première mesure directe de la distribution globale des électrons dans l'ionosphère de Mars - ou le total d'électrons contenu (TEC).
Crédit : ASI/NASA/ESA/Univ. of Rome 'La Sapienza'/Univ. of Iowa/JPL
La distribution du TEC a été déterminée en employant une technique originale de "mode de transmission". Dans le mode de transmission, le radar transmet une impulsion qui voyage par l'ionosphère deux fois, une fois sur le chemin pour descendre vers la surface et à nouveau sur le trajet du retour.
Les échos reçus sont affaiblis, retardés et dispersés, selon la densité d'électrons dans l'ionosphère directement au-dessous du vaisseau spatial. Dans le processus de corriger le signal radar, l'équipe a pu estimer le TEC et sa distribution globale avec une résolution spatiale sans précédent d'environ 5 kilomètres.
"Nous avons pu analyser les données de MARSIS pour obtenir la première couverture à grande échelle de l'ionosphère au-dessus du côté nuit de la planète," commente Ali Safaeinili du JPL (Jet Propulsion Laboratory) de la NASA, auteur principal d'un papier scientifique présentant les nouveaux résultats. "L'ionosphère du côté nuit de Mars n'a jamais été cartographiée auparavant."
La cartographie des variations géographiques du côté de nuit à partir des données TEC indique un réseau complexe de régions avec une densité élevée d'électrons. Une des découvertes les plus intéressantes a été la corrélation étroite entre le nombre d'électrons dans l'ionosphère du côté nuit et la direction du champ magnétique local de Mars.
"Nous avons confirmé que les régions de densité élevée d'électrons sont associées aux secteurs fortement magnétisés, particulièrement du sud de l'équateur, les endroits proches où les lignes de champ magnétique sont perpendiculaires à la surface," ajoute Wlodek Kofman (Laboratoire de Planetologie de Grenoble, CNRS), co-auteur du papier.
"Sur Terre, cette situation est seulement trouvée aux deux pôles magnétiques."
L'enveloppement du vent solaire autour de la planète permet vraisemblablement à l'ionosphère de se former au-dessus du côté nuit. L'interaction avec le vent solaire active l'atmosphère et produit une population d'électrons libres.
Dans les années à venir, comme le point bas de l'orbite du vaisseau spatial dérive plus loin dans le côte nuit, on s'attend à ce que MARSIS fournisse une carte bien plus précise de l'ionosphère et des régions où le vent solaire correspond au champ magnétique de Mars.
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Un centre actif d'étoiles en formation
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Les données optiques (vues en rouge, orange, et jaune) montrent un petit amas ouvert d'étoiles, de grandes lignes de gaz et de poussières obscursissantes, et des noeuds denses où les étoiles peuvent encore se former. Les données de rayons X (en pourpre), basées sur une observation de Chandra durant plus d'un jour, montrent une vue différente. Plus de 300 sources différentes de rayons X sont vues, la plupart d'entre elles liées à IC 1590, l'amas central. L'apparence de profil de NGC 281 permet aux scientifiques d'étudier les effets des puissants rayons X sur le gaz dans la région, la matière brute pour la formation d'étoiles.
Un deuxième groupe de sources de rayons X
est vu de chaque côté d'un nuage moléculaire
dense, connu sous le nom de NGC 281 Ouest, un nuage froid de grains
de poussières et de gaz, dont beaucoup est sous forme de
molécules. La majeure partie des sources autour du nuage
moléculaire coïncide avec l'émission d'hydrocarbures
aromatiques polycycliques, une famille de molécules organiques
contenant le carbone et l'hydrogène. Il semble également
y avoir du gaz diffus froid lié à IC 1590 qui se prolonge
vers NGC 281 Ouest. Le spectre de rayons X de cette région
montre que le gaz est de quelques millions de degrés et contient
des quantités significatives de magnésium, de soufre
et de silicium. La présence de ces éléments
suggère qu'une supernova a récemment explosée
dans ce secteur.
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Formation de planètes dans l'amas des Pléiades
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Des petites planètes rocheuses qui pourraient ressembler à la Terre ou à Mars peuvent être en formation autour d'une des centaines d'étoiles de l'amas des Pléiades.
L'étoile, dénommée HD 23514, est entourée par un nombre extraordinaire de chaudes particules de poussières qui pourraient être des éléments constitutifs de planètes, selon Inseok Song, de l'équipe scientifique du Spitzer Science Center du Caltech (California Institute of Technology).
"C'est la première preuve claire de formation de planètes dans les Pléiades, et les résultats que nous présentons pourraient être la première preuve d'observation que des planètes terrestres comme celles dans notre Système solaire sont tout à fait communes", commente Joseph Rhee (University of California, Los Angeles), qui a dirigé l'étude.
Il y a des "centaines de milliers de fois plus de poussières qu'autour de notre Soleil", note Benjamin Zuckerman, professeur de physique et d'astronomie à l'UCLA. "Les poussières doivent être les débris d'une collision monstre, d'une catastrophe cosmique."
L'équipe a utilisé le télescope spatial Spitzer et le télescope Gemini Nord pour détecter la poussière. Les résultats sont rapportés dans Astrophysical Journal.
Situé à environ 400 années-lumière dans la constellation de Taureau, l'amas des Pleiades est l'un des amas d'étoiles les plus célèbres et parmi les plus proches de la Terre. Une année-lumière est la distance parcourue par la lumière en une année, soit environ 9,46 millions de kilomètres.
Le groupement a été appelé les Sept Soeurs, d'après les sept étoiles les plus lumineuses, mais il y a bien plus que ces sept étoiles dans l'amas. "L'amas contient en réalité quelques 1.400 étoiles", ajoute Song.
HD 23514 est seulement légèrement plus massive et plus lumineuse que notre Soleil, mais bien plus jeune. Alors que notre Soleil est supposé avoir 4.5 milliards d'années, les étoiles des Pléiades sont des adolescentes, avec des âges dans la gamme des 100 millions d'années.
Les jeunes étoiles sont entourées par des nuages de poussières, mais ces étoiles se classent parmi les plus poussiéreuses étoiles pas aussi jeunes dans le ciel, ajoute Song. La meilleure explication pour la quantité de poussières serait des collisions violentes d'objets massifs. Selon Song, la poussière peut s'accumuler dans des comètes et des petits astéroïdes, et ensuite se regrouper pour former des embryons planétaires, et finalement de vraies planètes.
"Dans le processus de création de planètes rocheuses et terrestres, quelques objets se heurtent et se développent en planètes, alors que d'autres se brisent en poussières ; nous voyons cette poussière," ajoute Song.
"Nos observations indiquent que les planètes terrestres semblables à celles dans notre Système solaire sont probablement tout à fait courantes," ajoute Zuckerman.
Les chercheurs ont observé environ 200 planètes autour d'étoiles en dehors de notre Système solaire mais aucune n'est aussi petite que la Terre et juste une, repérée au début de cette année, semble potentiellement capable de voir la vie se développer.
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La galaxie sombre ne serait qu'un banal débris de collisions
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Qu'est-ce qu'une galaxie ? A priori, des étoiles, du gaz, un peu de poussière et surtout un halo de matière « noire » invisible englobant le tout. La découverte il y a quelques années de VirgoHI 21, une galaxie dite « sombre » dépourvue d'étoiles, a suscité beaucoup d'intérêt auprès des chercheurs, troublés par un tel spécimen que les modèles ne prévoyaient pas. Une équipe du laboratoire AIM (CEA, Université Paris Diderot, CNRS) vient de montrer, à l'aide de simulations numériques, que VirgoHI 21 n'était en fait probablement qu'un banal débris d'une collision passée entre deux galaxies massives. Ainsi disparait le prototype de galaxie sombre massive. Ces résultats seront publiés dans Astrophysical Journal de février 2008.
A première vue, VirgoHI 21 apparaît comme un nuage de gaz isolé dans l'amas de galaxies de la Vierge. Il ne contiendrait aucune étoile : même les images optiques profondes fournies par le télescope spatial Hubble n'en révèlent aucune trace. Or la rotation rapide de ce nuage de gaz indique qu'il est mû par une masse invisible de plusieurs centaines de milliards de fois celle du Soleil. Il s'agirait donc d'un halo de matière noire, muni d'un peu de gaz, mais sans étoiles : une « galaxie sombre ».
Les modèles théoriques prévoient que des galaxies de très faible masse puissent ne pas contenir d'étoiles. Il pourrait y en avoir de nombreuses orbitant autour de la Voie Lactée ; plusieurs expériences cherchent actuellement à les dépister. Mais qu'une galaxie presque aussi massive que la Voie Lactée n'ait jamais réussi à former d'étoiles ou les ait intégralement perdues, voilà de quoi rendre perplexe les astrophysiciens. Depuis, une course s'est engagée pour trouver d'autres galaxies fantômes.
Or, une équipe du laboratoire AIM (CEA, Université Paris Diderot, CNRS) vient de montrer, à l'aide de simulations numériques réalisées par le calculateur du CEA/CCRT, que VirgoHI 21 n'était en fait probablement qu'un banal débris d'une collision passée entre deux galaxies massives de l'amas de la Vierge. Lorsque deux galaxies se rencontrent, des forces dites « de marée » arrachent une partie des constituants de leurs disques. Ces débris apparaissent le plus souvent sous forme de filaments dénommés « queues de marée », composés à la fois de gaz et d'étoiles. Les chercheurs ont montré que dans certaines conditions, de la matière purement gazeuse pouvait être éjectée à de grandes distances et se recondenser dans le milieu-intergalactique, prenant l'apparence de nuages isolés en rotation, comme pour les galaxies sombres. C'est notamment le cas lorsque des galaxies spirales riches en gaz se croisent à des vitesses aussi élevées que 1000 km/s, fréquentes dans les amas de galaxies tels que celui de la Vierge. Jusqu'à ces derniers travaux, on les pensait incapables de produire de longues queues de marée. Mais les chercheurs ont constaté la présence d'un pont ténu de gaz liant VirgoHI 21 et une galaxie spirale au Sud (Messier 99) qui déjà pouvait suggérer une interaction de marée. Manquait toutefois un des protagonistes de la collision. En réalisant un modèle numérique réaliste de cette structure, les chercheurs d'AIM ont compris que le compagnon se trouvait désormais très loin dans l'amas, hors du champ de vue jusqu'alors considéré : la galaxie spirale Messier 98.
Autant d'arguments pour conclure que VirgoHI 21 n'est qu'un banal nuage de gaz en train de s'échapper de sa galaxie parente suite à un télescopage à haute vitesse avec une autre galaxie. Disparaît ainsi le prototype des galaxies sombres massives.
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Hubble fait un zoom sur le coeur de la comète Holmes
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Le télescope spatial Hubble a sondé le brillant noyau de la comète 17P/Holmes, qui, pour le plaisir des observateurs du ciel, a mystérieusement brillé par près d'un million de fois dans une période de 24 heures qui a débuté le 23 Octobre 2007. Les astronomes ont utilisé la puissante résolution de Hubble pour étudier le noyau de la comète Holmes à la recherche d'indices sur la façon dont la comète a brillé. L'instrument WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) a surveillé la comète pendant plusieurs jours, prenant des images les 29 et 31 Octobre et le 04 Novembre.
Credit for Hubble image: NASA, ESA, and H. Weaver (The Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory) - Credit for ground-based image: A. Dyer, Alberta, Canada
Les "yeux" d'Hubble peuvent voir des détails aussi petits que 54 kilomètres de large, fournissant la vision la plus nette à ce jour de la source de la spectaculaire illumination.
L'image d'Hubble à droite, prise le 04 Novembre, montre le coeur de la comète. La partie centrale de l'image a été spécialement traitée pour rehausser les variations dans la distribution de poussières près du noyau. Environ deux fois plus de poussières se trouvent le long de la direction est-ouest (la direction horizontale) que le long de la direction nord-sud (direction verticale), donnant à la comète l'apparence d'un nœud-papillon.
L'image composée en couleur à gauche, prise le 01 Novembre par l'astronome amateur Alan Dyer, montre la structure complexe de l'entière coma, se composant d'enveloppes concentriques de poussières et une faible queue émanant du côté droit de la comète.
Le noyau - le petit corps solide qui est la source de l'activité de la comète - est toujours emmitouflé dans la brillante poussière, même 12 jours après le spectaculaire sursaut d'activité. "Tout ce que Hubble peut voir est la lumière du Soleil dispersée des particules microscopiques", a expliqué Hal Weaver (The Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory of Laurel, Maryland, USA), qui a dirigé les investigations d'Hubble. "Mais nous pouvons finalement commencer à détecter l'émergeance du noyau lui-même dans l'image finale d'Hubble".
Hubble a observé pour la première fois la comète 17P/Holmes le 15 Juin 1999, quant il n'y avait pratiquement pas de poussières enveloppant le noyau. Bien que Hubble ne peut pas résoudre le noyau, les astronomes ont déduit sa taille en mesurant son éclat. Les astronomes ont déduit que le diamètre du noyau était approximativement de 3,4 kilomètres, environ la distance entre l'Arc de Triomphe et la Pyramide du Louvre à Paris. Ils espèrent utiliser les nouvelles images d'Hubble pour déterminer la taille du noyau de la comète pour voir quelle quantité a été volatilisée au cours du sursaut.
Les deux premières prises de vue de la comète Holmes montrent également des caractéristiques intéressantes. Le 29 Octobre, le télescope a remarqué trois "branches" de poussières émanant du noyau tandis que les images d'Hubble prises le 31 Octobre ont révélé une éruption de poussières à l'ouest du noyau.
Les images d'Hubble ne montrent toutefois aucun large fragment près du noyau de la comète Holmes, contrairement au cas de la comète 73P/Schwassmann-Wachmann 3 (SW3). Au printemps 2006 les observations d'Hubble ont révélé une multitude de "mini-comètes" éjectées par SW3 après que la comète ait augmenté en éclat de façon spectaculaire. Les images au sol de la comète Holmes montre un large nuage sphérique et symétrique de poussières qui est excentré du noyau, suggérant qu'un grand fragment s'est détaché et s'est désintégré par la suite en de minuscules particules de poussière après s'être éloigné du noyau principal. Malheureusement, l'énorme quantité de poussières près du noyau de la comète et la distance relativement grande à la Terre (240 millions de kilomètres, ou 1,6 Unités Astronomiques pour Holmes contre 15 millions de kilomètres, 0.1 Unité Astronomique pour SW3), concourent a rendre la détection de fragments près d'Holmes presque impossible en ce moment, à moins que les fragments soit presque aussi large que le noyau lui-même.
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Images de la Terre et de la Lune capturées par Rosetta
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Une étape importante a été accomplie avec la bascule de Rosetta par la Terre à 21h57 CET. Le vaisseau spatial sera maintenant catapulté vers le Système solaire externe avec de l'énergie économisée avant de revenir vers la Terre pour une autre poussée.
Comme prévu, la sonde Rosetta est passée directement au-dessus de 74° 35' sud et de 63° 46' ouest, à 21h57 CET (au-dessus de l'Océan Pacifique, au sud-ouest du Chili). Rosetta est passée à 5.295 km dans le ciel, à une vitesse de 45.000 km/h (12.5 km/s).
Le chasseur de la comète de l'Europe a maintenant parcouru plus 3 milliards de kilomètres sur les 7.1 milliards de kilomètres l'amenant vers sa comète de destination, 67/P Churyumov-Gerasimenko. C'était la troisième bascule planétaire pour Rosetta et son second survol de la Terre.
Les images prises bien après la seconde bascule par la Terre de Rosetta la nuit passée sont maintenant disponibles. L'instrument NAVCAM (Navigation Camera) a pris des photos de régions dans l'Antarctique et des clichés de la Terre et de la Lune.
Toutes les photos ont été prises juste après l'approche de la Terre au plus près de Rosetta, entre 21h55 CET le 13 Novembre et 00h10 le 14 Novembre alors que Rosetta volait à des altitudes entre 5.500 à 6.250 kilomètres de la surface de la Terre.
L'instrument OSIRIS (Optical Spectroscopic and Infrared Remote Imaging System) à bord de Rosetta a observé la Terre durant son survol la nuit dernière.
Cette image a été prise avec la caméra grand champ (Wide Angle Camera) d'OSIRIS à 19h45 CET, environ 2 heures après l'approche du vaisseau spatial au plus près de la Terre. A ce moment, Rosetta était à environ 80.000 km au-dessus de l'Océan Indien où l'heure locale s'approchait de minuit.
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KAGUYA filme la Terre
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L'explorateur lunaire japonais "KAGUYA" (SELENE), qui a été injecté dans une orbite lunaire à une altitude d'environ 100 kilomètres le 18 Octobre 2007, a filmé en haute définition la Terre flotttant dans l'espace.
La prise d'images a été exécutée le 07 Novembre 2007 par la caméra haute définition (HDTV) embarquée sur l'explorateur lunaire. Les données du film acquises par KAGUYA ont été reçues par le Centre Spatial Usuda de la JAXA, et traitées par la NHK. Ce sont les premières images de notre planète en haute définition prises à environ 380.000 km de la Terre.
Dans cette image extraite du film, la surface de la lune est près du Pôle sud, et nous pouvons voir le continent australien (au centre à gauche) et le continent asiatique (en bas à droite) sur la Terre. (Dans cette image, l'hémisphère sud de la Terre apparaît en haut du disque terrestre, aussi le continent australien semble à l'envers.) Crédit : JAXA/NHK
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La comète 17P/Holmes en 1892
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La comète 17P/Holmes, découverte à proximité de la galaxie d'Andromède le 06 Novembre 1892 par Edwin Holmes, a été photographiée à l'époque par le célèbre astronome américain Edward Emerson Barnard à l'Observatoire Lick (Californie, USA).
Les images de 1892 montrent un aspect et une évolution de sa morphologie comparables à ce que nous pouvons voir aujourd'hui, 115 ans plus tard, suite au sursaut d'activité de la comète 17P/Holmes du 24 Octobre 2007.
****************************************************************** Message transmis le 10 Novembre 2007 sur la liste Minor Planet Mailing List (MPML) par James McGaha, MS, FRAS Director, Grasslands Observatory
: Photographs of Comet 17P/ Holmes
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Comète P/2007 V2 (Hill)
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Une nouvelle comète, de magnitude 18.8, a été découverte par R. E. Hill (Mt. Lemmon Survey) le 09 Novembre 2007, et confirmée par les observations ultérieures. Des observations supplémentaires antérieures à la découverte, faites par M. T. Read (Steward Observatory, Kitt Peak) le 14 Octobre, ont été retrouvées.
Les éléments orbitaux de la comète P/2007 V2 (Hill) indiquent un passage au périhélie le 31 Juillet 2007 à une distance de 2,7 UA du Soleil, et une période de 8,2 ans.
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Comète P/2007 V1 (Larson)
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Steve M. Larson a découvert une comète de magnitude 17.5 sur les images prises le 08 Novembre 2007 dans le cadre du Catalina Sky Survey. Après publication, la comète a été confirmée par de nombreux observateurs. Des observations supplémentaires antérieures à la découverte, faites par Catalina les 10 Septembre et 21 Octobre, par LONEOS le 10 Octobre, et par LINEAR le 08 Novembre, ont été retrouvées.
Les éléments orbitaux de la comète P/2007 V1 (Larson) indiquent un passage au périhélie le 08 Décembre 2007 à une distance de 2,6 UA du Soleil, et une période de 11,7 ans.
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Une galaxie pour la science et la recherche
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Au cours de sa visite au VLT (Very Large Telescope) à Paranal, le Commissaire Européen pour la Science et la Recherche, Janez Potocnik, a participé à une séquence d'observation et a pris des images d'une belle galaxie spirale.
La visite a eu lieu le 27 Octobre et le Comminssaire a observé avec l'un des instruments FORS sur ANTU, le premier Télescope Unitaire de 8,2 mètres du VLT.
"A deux heures d'autobus de la ville la plus proche, Antofagasta, au milieu de nulle part et à 2.600 mètres d'altitudes, s'élève un observatoire astronomique ultramoderne qui permet aux scientifiques de toute l'Europe d'exploiter certaines des technologies les plus avancées et les techniques sophistiquées disponibles en astronomie. Un des équipements est le VLT, le Very Large Telescope, avec lequel, ensemble avec les autres télescopes, les scientifiques peuvent étudier des objets au fin fond de l'Univers," écrit Potocnik sur son blog.
Connue jusqu'à maintenant comme un simple numéro dans un catalogue, NGC 134, ''l'Ile dans l'Univers" qui a été observée par le Commissaire regorge d'attributs remarquables, et le VLT a posé ses yeux sur eux. Comme notre propre Galaxie, NGC 134 est une spirale barrée avec ses bras en spirale vaguement enroulés autour d'une région centrale lumineuse en forme de barre.
Les déformations ne sont pas réellement atypiques. Plus de la moitié des galaxies en spirale montrent des déformations d'une manière ou d'une autre, et notre propre Voie lactée a également une petite déformation.
De nombreuses théories existent pour expliquer les déformations. Une possibilité est que les déformations sont la conséquence des interactions ou des collisions entre les galaxies. Celles-ci peuvent également produire des queues de matière sortant de la galaxie. L'image du VLT indique que NGC 134 semble également avoir une queue de gaz arrachée du bord supérieur du disque.
Est-ce que NGC 134 a eu une rencontre avec une autre galaxie dans le passé ? Ou est-ce qu'une autre galaxie au-dehors exerce une attraction gravitationnelle sur elle ? C'est une énigme que les astronomes doivent résoudre.
La superbe image du VLT montre également que la galaxie a sa part de régions ionisées d'hydrogène (régions HII) flânant le long de ses bras en spirale. Vues dans l'image comme des dispositifs rouges, ce sont des nuages rougeoyants de gaz chaud dans lesquels les étoiles se forment. La galaxie montre également d'importantes lignes foncées de poussières à travers le disque, obscurcissant une partie de la lumière des étoiles de la galaxie.
Étudier des galaxies comme NGC 134 est une excellente manière d'en apprendre plus sur notre propre Galaxie.
NGC 134 a été découverte par Sir John Herschel au Cap de Bonne-Espérance et est située dans la constellation australe du Sculpteur. La galaxie est située à environ 60 millions d'années-lumière - lorsque la lumière qui a été capturée par le VLT a quitté au départ la galaxie, un épisode dramatique d'extinction de masse a conduit à la disparition des dinosaures sur Terre, préparant le terrain pour l'apparition des mammifères et plus tard plus particulièrement des humains, lesquels ont construit les installations high-tech uniques dans le désert d'Atacama pour satisfaire leur curiosité sur les fonctionnements de l'Univers. Encore, NGC 134 n'est pas très lointain, au point de vue cosmologique. C'est le membre dominant d'un petit groupe de galaxies qui appartient à la Vierge ou Super Amas local et est l'une des 200 galaxies les plus lumineuses dans nos cieux.
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La comète 17P/Holmes continue son show
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La comète 17P/Holmes continue son show et montre désormais une nébulosité dans son sillage, comme le montrent les images datées du 08 Novembre de notre ami Bernard Bayle, de Carlos Luis Vazquez Darias, ou encore de Klaas Jobse. La structure nébuleuse, qui pourrait être une partie des queues, s'est détachée et s'éloigne de l'enveloppe.
Cependant, John Bortle n'est pas sûr que nous soyons témoins d'un événement de détachement de la queue, et suggère qu'il pourrait s'agir d'une sorte de structure discrète résultant du sursaut initial et non d'une vraie queue. Le spécialiste a en effet observé cette "structure" reculant lentement dans l'enveloppe intérieure lumineuse de la comète pendant plus d'une semaine.
L'examen plus approfondie des images à venir nous en dira plus sur cette structure insolite émanant de cette comète surprenante à plus d'un titre.
Une affaire à suivre...
Crédit : Bernard Bayle
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L'Observatoire Pierre Auger remonte aux sources des rayons cosmiques d'énergie extrême
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Les chercheurs de la collaboration Pierre Auger ont démontré l'origine extragalactique des rayons cosmiques d'énergie extrême qui bombardent la Terre. Les noyaux actifs de galaxie en seraient les sources les plus plausibles. L'Observatoire Pierre Auger est le plus grand instrument consacré à l'étude des rayons cosmiques. Il regroupe des chercheurs de 17 pays et de plus de 70 institutions, dont une partie importante sont des chercheurs du CNRS et des universités françaises (de cinq laboratoires de l'IN2P3 et d'un laboratoire de l'INSU). Les résultats obtenus sont le prélude à une nouvelle astronomie et sont publiés dans la revue Science du 9 novembre 2007.
Les rayons cosmiques sont des protons ou des noyaux atomiques qui traversent notre Univers à une vitesse proche de celle de la lumière. Quand ces rayons entrent en collision avec la haute atmosphère de notre planète, ils créent une cascade de particules secondaires, appelée gerbe atmosphérique, qui peut s'étendre sur plus de 40 kilomètres carrés quand elle arrive au sol. Le physicien français Pierre Auger (1899-1993) a été le premier à observer, en 1938, les gerbes atmosphériques produites par l'interaction des rayons cosmiques avec l'atmosphère terrestre.
L'Observatoire Pierre Auger détecte les gerbes atmosphériques grâce à un réseau de 1 600 détecteurs de particules, espacés d'1,5 kilomètre, qui s'étendent sur une surface de 3 000 kilomètres carrés. En plus, 24 télescopes observent la lumière fluorescente produite par la gerbe lors de son passage dans l'atmosphère. Cette combinaison de détecteurs permet une étude optimale et très précise de ces rayons cosmiques.
L'un des 1600 détecteurs de surface des particules produites par l'interaction des rayons cosmiques avec l'atmosphère terrestre. Les Andes forment l'arrière-plan. Crédit : Observatoire Pierre Auger
L'Observatoire a détecté plus d'un million de rayons cosmiques depuis le démarrage de la prise de données en janvier 2004, mais seuls 81 d'entre eux ont une énergie supérieure à 40.1018 électron-Volts (40 EeV), seuil à partir duquel leur direction d'arrivée pointe raisonnablement vers leur source. Et parmi ceux-là, 27 ont une énergie supérieure à 60 EeV. Ces derniers perdent leur énergie dans des collisions avec les photons du rayonnement fossile du Big Bang qui remplissent tout l'Univers. Les chercheurs de la collaboration Auger ont découvert que la plupart de ces 27 rayons cosmiques d'énergie extrême pointent vers les positions des noyaux actifs de galaxies les plus proches, à moins de quelques centaines de millions d'années lumière de la Terre. Leur identification en tant que sources est rendue difficile par l'existence de nombreux autres objets astrophysique dans ces régions.
Mais qu'est-ce qu'un noyau actif de galaxie ? La plupart des galaxies ont un trou noir super massif (plusieurs millions de fois la masse du soleil) en leur centre, qui dévore la matière alentour en quantités gigantesques. Au centre de certaines galaxies il y a un noyau extrêmement brillant : on parle alors d'un noyau actif de galaxie. Ces objets sont les sources de lumière les plus puissantes de l'Univers. Dans certains cas, l'effondrement vers le trou noir central des gaz, de la poussière et des étoiles de la galaxie hôte s'accompagne d'émissions spectaculaires de matière sous forme de jets de milliers de milliards de kilomètres de longueur. Les rayons cosmiques pourraient être le produit de collisions dans ces jets monumentaux... Le mécanisme par lequel les noyaux actifs de galaxies accélèrent des particules à une énergie dix millions de fois plus grande que les énergies atteintes par les accélérateurs terrestres reste mystérieux.
Les rayons cosmiques très énergétiques étudiés à l'Observatoire Pierre Auger ouvrent une fenêtre sur l'Univers proche, point de départ d'une nouvelle astronomie alternative à celle qui utilise la lumière. Les rayons cosmiques de basse énergie ne donnent pas d'information sur la position de leur source, car les champs magnétiques (galactique et extragalactique) brouillent cette information en les défléchissant en tous sens. Ceux d'énergie extrême qui permettent de pointer vers les sources sont hélas très rares : seulement un par kilomètre carré et par siècle. Leur étude nécessite un observatoire gigantesque. L'Observatoire Pierre Auger, avec ses 3 000 kilomètre carrés, permet d'enregistrer quelques dizaines de ces rayons cosmiques (au delà de 60 EeV) par an.
L'observatoire a été construit par plus de 370 chercheurs et ingénieurs de 17 pays, pour un montant total d'environ 40 millions d'euros. Il est situé dans la province de Mendoza, en Argentine. Le CNRS est le principal organisme français de financement de l'observatoire. Si l'Américain Jim Cronin (prix Nobel) et l'Anglais Alan Watson sont à l'origine de l'observatoire, Murat Boratav, professeur au Laboratoire de physique nucléaire et des hautes énergies (CNRS/IN2P3, Universités Paris 6 et 7) en est le pionnier en France et les chercheurs français sont nombreux à participer à la collaboration Auger. Les laboratoires qui y ont contribués sont les suivants :
- Institut de Physique Nucléaire d'Orsay (IN2P3/CNRS, Université Paris Sud-11) - Laboratoire Astroparticule et Cosmologie (IN2P3/CNRS, Université Paris 7, CEA, Observatoire de Paris) - Laboratoire de l'Accélérateur Linéaire (IN2P3/CNRS, Université Paris Sud-11) - Laboratoire de Physique Nucléaire et des Hautes Énergies (IN2P3/CNRS, Universités Paris 6 et 7) - Laboratoire de Physique Subatomique et de Cosmologie (IN2P3/CNRS, Université Grenoble 1, Institut Polytechnique de Grenoble.) - Observatoire des Sciences de l'Univers de Besançon (INSU/CNRS, Université de Besançon)
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Rosetta passe près de la Terre pour la seconde fois
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Rosetta est sur le trajet de sa seconde rencontre rapprochée avec la Terre le 13 Novembre. Les opérateurs du vaisseau spatial ne négligent aucun détail pour bien faire attention que la pesanteur de la Terre lui donne exactement l'impulsion nécessaire pour l'expédier vers sa destination.
Le basculement par la Terre de ce mois est la troisième étape majeure de Rosetta dans son voyage de 10 ans vers 67/P Churyumov-Gerasimenko. La manoeuvre de correction de trajectoire réalisée avec succès le mois dernier a préparé le chasseur de comète pour la rencontre prochaine. Le vaisseau spatial est maintenant exactement sur la voie pour tirer bénéfice de l'assistance gravitationnelle de la Terre et pour économiser du carburant pour plus tard.
L'approche au plus près aura lieu 13 Novembre 2007 à 21h57 CET (20h00 UTC), lorsque Rosetta passera à la vitesse de 45.000 km/h (environ 12.5 km/s) par rapport à la Terre. A ce moment-là, Rosetta sera à 5.301 km au-dessus de l'Océan Pacifique, au sud-ouest du Chili, à 63° 46’ Sud et 74° 35’ Ouest.
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L'énigme de la période radio variable de Saturne
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Les émissions radio aurorales des planètes géantes servent normalement à estimer leur vitesse de rotation interne. Mais dans le cas de Saturne, ces émissions présentent des variations importantes à l'échelle de quelques mois, qui ne peuvent pas être dues à la rotation. Une équipe d'astronomes conduite par le LESIA de l'Observatoire de Paris, a montré que ces variations étaient controlées de l'extérieur par le vent solaire.
La mesure de la période de rotation des planètes géantes dans le domaine visible est imprécise car elle ne donne que la combinaison entre rotation interne et vitesse des nuages, toutes deux inconnues a priori. Comme les émissions radio aurorales des planètes sont produites par des électrons en mouvement dans le champ magnétique planétaire, elles sont en principe liées à l'intérieur planétaire, et c'est pourquoi on les utilise pour mesurer la rotation interne des planètes géantes. Pour Jupiter, on mesure ainsi une période stable à mieux qu'un millionième près. Dans le cas de Saturne, les mesures radio de Voyager avaient fourni une période de 10h 39m 24s ±7s, adoptée comme la période de rotation de Saturne. Mais des mesures ultérieures par Ulysse et Cassini ont montré que cette valeur pouvait varier de ±6 min (donc ±1%) à l'échelle de quelques mois ou quelques années. Les mêmes variations semblent affecter le champ magnétique mesuré dans la magnétosphère de Saturne par Cassini.
L'origine de cette variation énorme (qui équivaudrait à ±15 min. par rapport à la durée du jour terrestre) ne peut évidemment pas refléter celle de la rotation interne de la planète : Saturne n'a pas de bras à replier (à l'instar du patineur sur glace) pour modifier sa vitesse de rotation en conservant son moment angulaire, ni de source ou de possibilité de dissipation rapide de ce moment angulaire. C'est une des énigmes majeures étudiées par la communauté travaillant autour la mission Cassini. Sa résolution conditionne entre autres la mesure des vents et de la structure interne de Saturne, l'aplatissement de la planète et la définition d'un système de longitude fiable permettant d'organiser les observations de Saturne sur un long intervalle de temps.
Les astronomes se sont intéressés aux variations de période à plus court terme (quelques jours), dans le but de rechercher des corrélations avec d'autres phénomènes plus aisément que pour des variations à l'échelle de plusieurs mois. Ils ont développé une méthode permettant de mesurer ces variations brèves avec une précision meilleure que 1% à l'échelle d'environ 8 jours, et avons obtenu les 2 résultats suivants [réf. 1] :
(i) la période radio de Saturne varie à l'échelle de 20-30 jours, avec une amplitude supérieure à celle des variations à long terme (qui pourraient n'être qu'un résidu de la moyenne des variations à court terme) ;
(ii) ces variations à 20-30 jours sont corrélées à celles de la vitesse du vent solaire près de Saturne (et seulement sa vitesse, à l'exclusion de sa pression ou sa densité), ce qui prouve que l'origine des variations de l' « horloge radio » Kronienne est --au moins en partie -- externe au système de Saturne, et que la vitesse du vent solaire est le paramètre clé de ce contrôle externe.
Une des théories précédemment proposées pour expliquer la variation de période radio à long terme suggérait précisément un tel contrôle externe et un rôle spécifique de la vitesse du vent solaire [réf. 2]. Cette théorie, qui s'applique également aux variations à court terme, est renforcée par les résultats ci-dessus, et offre un cadre dans lequel on devrait être capable de retrancher les variations dues au vent solaire pour obtenir la véritable période de rotation interne de Saturne (si tant est qu'une période de rotation interne existe), et ce grâce aux capacités goniométriques (i.e. d' « astrométrie radio ») de l'expérience de radioastronomie (RPWS) de la sonde Cassini.
[1] P. Zarka, L. Lamy, B. Cecconi, R. Prangé & H. O. Rucker, Modulation of Saturn's radio clock by solar wind speed, Nature, 8 Nov. 2007. [2] B. Cecconi & P. Zarka, Model of a variable radio period for Saturn,, J. Geophys. Res. 110, A12203, 2005.
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Discovery se pose en Floride
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La navette spatiale Discovery est descendue pour un atterrissage en douceur au Kennedy Space Center, en Floride, concluant une mission réussie d'assemblage vers la Station Spatiale Internationale (ISS). Avec le Commandant Pam Melroy et le pilote George Zamka aux commandes, Discovery s'est posée à 18h10 UTC.
Durant son séjour à la Station, qui a débuté le 25 Octobre, l'équipage de STS-120 a continué la construction en orbite de la Station avec l'installation du module Harmony et le repositionnement du segment P6.
L'équipage a installé Harmony le 26 Octobre et a effectué quatre sorties extravéhiculaires à la Station. Au cours de la troisième sortie dans l'espace, l'équipage a installé le segment P6 et la paire de panneaux solaires à son emplacement permanent. La quatrième sortie dans l'espace a été modifié au cours de la mission pour permettre à l'équipage de réparer un panneau solaire déchiré sur le segment P6. Après le travail de réparation, l'équipage a pu déployer complètement le panneau solaire.
Discovery a aussi apporté un nouveau membre d'équipage à la Station, l'ingénieur de vol Daniel Tani.
STS-120 est la 120ème mission de navette et la 23ème mission à visiter la Station Spatiale. La prochaine mission, STS-122, a des chances d'être lancée en Décembre.
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KAGUYA : premières images haute définition de la Lune
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L'explorateur lunaire "KAGUYA" (SELENE), qui a été injecté dans une orbite lunaire à une altitude d'environ 100 kilomètres le 18 Octobre 2007, a commencé à filmer la Lune en haute définition.
La prise d'image a été exécutée en deux fois le 31 Octobre par la caméra haute définition (HDTV) embarquée sur KAGUYA. C'est la première acquisition de données d'image haute définition au monde de la Lune à une altitude d'environ 100 kilomètres de notre satellite naturel.
La première prise couvre du secteur nord d'Oceanus Precellarum vers le centre du pôle Nord, alors que la seconde allait du sud vers le nord sur le côté ouest d'Oceanus Precellarum. Les données du film acquises par KAGUYA ont été reçues par le Centre Spatial Usuda de la JAXA, et traitées par la NHK.
Secteur du Pôle Nord (extraite de la première prise) Crédit : JAXA/NHK
Le côté ouest d'Oceanus Procellarum (extraite de la seconde prise) Crédit : JAXA/NHK
Le côté ouest d'Oceanus Procellarum (extraite de la seconde prise) avec le cratère "Repsold" d'un diamètre de 107 km (au centre à l'avant de l'image), qui est traversé sur une longueur de 180 km par le canal appelé "Repsold Valley". Crédit : JAXA/NHK
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Effet d'une planète sur la distribution de poussière dans un disque protoplanétaire
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Une équipe internationale,
conduite par des astronomes du Centre de Recherche Astrophysique
de Lyon (UMR, CNRS, Université de Lyon I, Ecole Normale Supérieure
de Lyon) vient de réaliser une étude du comportement
du gaz et de la poussière dans des disques protoplanétaires.
Appliquant une série de simulations 3D à un disque
protoplanétaire qui possède déjà une
planète, ces chercheurs montrent que la taille de la poussière,
ou la masse de cette première planète, jouent un rôle
déterminant dans la morphologie du disque... voire dans la
formation d'une seconde planète ! Ces travaux font l'objet
d'une publication dans Astronomy and Astrophysics.
Un nouveau programme de simulation de disques protoplanétaires à deux composantes (gaz + poussières) a été développé au CRAL. Son utilisation a permis de déterminer la distribution spatiale de la poussière en fonction de la taille des grains et de la masse d'une planète déjà formée. Il s'avère que la distribution de la matière dans le disque, et donc sa morphologie, dépend fortement de la taille des grains de poussière présents dans le disque. Cet éventail de morphologies pose le problème de l'interprétation des futures observations de disques protoplanétaires qui seront réalisées avec ALMA (Atacama Large Millimeter Array), et de la nécessité de tels modèles de simulation numérique 3D.
Ce travail a de plus montré que la présence d'une planète dans un disque protoplanétaire engendre un sillon, dont la formation est plus rapide et plus marquée dans le disque de poussière que dans celui de gaz. Il semble alors que la poussière s'accumule sur le bord extérieur du sillon, ce qui peut accroître la formation d'une seconde planète, en facilitant la croissance des planétésimaux dans cette région de forte densité.
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Une cinquième planète pour 55 Cancri
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Des astronomes ont annoncé la découverte d'une cinquième planète circulant autour de 55 Cancri, une étoile au-dela de notre Système solaire. L'étoile détient mantenant le record du nombre de planètes extrasolaires confirmées en orbite dans un système planétaire.
55 Cancri est située à 41 années-lumière dans la constellation du Cancer et à pratiquement la même masse et le même âge que notre Soleil. Elle est facilement visible aux jumelles. Les chercheurs ont découvert la cinquième planète en utilisant la technique Doppler, par laquelle une attraction gravitationnelle de planète est détectée par l'oscillation qu'elle produit dans l'étoile parente.
"il est étonnant de voir notre capacité à détecter les planètes extrasolaires s'accroître," note Alan Stern, administrateur associé pour la Direction de Mission Scientifique au quartier général de la NASA, à Washington. "Nous trouvons des systèmes solaires avec une richesse de planètes et une variété de types planétaires comparables à la nôtre."
La planète nouvellement découverte pèse environ 45 fois la masse de la Terre et peut être semblable à Saturne dans sa composition et son aspect. La planète est la quatrième de 55 Cancri et accomplit une orbite tous les 260 jours. Son emplacement situe la planète dans la "zone habitable", une bande autour de l'étoile où la température permettrait à l'eau liquide de couler sur des surfaces solides. La distance à son étoile est d'approximativement 116.7 millions de kilomètres, légèrement plus proche que la Terre de notre Soleil, mais elle satellise une étoile qui est légèrement plus faible.
Les planètes géantes gazeuses dans notre Système solaire ont de grandes lunes," ajoute Debra Fischer (San Francisco State University), astronome et auteur principal d'un papier qui paraîtra dans une future édition d'Astrophysical Journal. "S'il y a une lune satellisant cette nouvelle et massive planète, elle pourrait avoir des nappes d'eau liquide sur une surface rocheuse."
Fischer et l'astronome Geoff Marcy (University of California, Berkeley), plus une équipe de collaborateurs, ont découvert cette planète après l'observation minutieuse de 2.000 étoiles voisines avec le télescope Shane à l'observatoire Lick situé sur le Mt Hamilton, à l'est de San Jose, Californie, et le télescope du W.M. Keck Observatory de Mauna Kea, Hawaï. Plus de 320 mesures de vitesse ont été requises pour démêler les signaux de chacune des planètes.
"C'est le premier système de quintuple planète", note Fischer. "Ce système a une planète géante de gaz dominante dans une orbite semblable à notre Jupiter. Comme les planètes satellisant notre Soleil, la plupart de ces planètes résident dans des orbites presque circulaires."
"Découvrir ces cinq planètes nous a pris 18 années d'observations continues à l'Observatoire Lick, commençant avant que des planètes extrasolaires soient connues n'importe où dans l'Univers," ajoute Marcy, qui a contribué au papier. "Mais trouver cinq planètes extrasolaires satelliser une étoile est seulement une petite étape. Des planètes comme la Terre sont la prochaine destination."
Les planètes autour de 55 Cancri sont quelque peu différentes de celles orbitant autour de notre Soleil. On pense que la planète la plus intérieure est d'environ de la taille de Neptune et file autour de l'étoile en moins de trois jours à une distance de l'étoile d'approximativement 5.6 millions de kilomètres. La deuxième planète est un peu plus petite que Jupiter et accomplit une orbite tous les 14.7 jours à une distance de l'étoile d'approximativement 18 millions de kilomètres. La troisième planète, semblable en masse à Saturne, accomplit une orbite tous les 44 jours à une distance de l'étoile d'approximativement 35.9 millions de kilomètres. La planète nouvellement découverte est la quatrième planète. La cinquième planète connue et la plus éloignée est de quatre fois la masse de Jupiter et accomplit une orbite tous les 14 ans à une distance de l'étoile d'approximativement 867.6 millions de kilomètres. Elle est toujours la seule géante gazeuse comme Jupiter connue pour résider aussi loin de son étoile que notre propre Jupiter l'est de notre Soleil.
"Ce travail marque une prochaine étape passionnante dans la recherche de mondes comme le nôtre," commente Michael Briley, un astronome à la NSF (National Science Foundation). "Aller des premières détections de planètes autour d'étoiles comme le Soleil à trouver un véritable système solaire avec une planète dans une zone habitable en juste 12 ans est une réussite étonnante et un hommage aux années de dur labeur consacrées par ces investigateurs."
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CoRoT : 300 jours en orbite déjà très fructueux
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Le satellite CoRoT a fêté ses 300 jours en orbite, depuis son lancement du cosmodrome de Baïkonour le 27 décembre 2006. Le satellite vient d'achever sa première longue séquence d'observation (150 jours) vers le centre galactique et s'est retourné vers l'anti-centre, afin de tourner le dos au Soleil, le 15 octobre. Après les opérations de pointage fin réalisées depuis le centre de Toulouse, il a entamé sa deuxième longue séquence d'observation le 23 octobre. Celle-ci devrait se poursuivre jusqu'en mars prochain.
Depuis le début de sa mission, CoRoT a observé 3 régions du ciel soigneusement sélectionnées :
- une zone en direction de la constellation de la Licorne (Monoceros) pendant 60 jours, - suivis d'une courte période (26 jours) et d'une très longue période (150 jours) de pointages dans la direction opposée, vers la constellation de la Queue du Serpent (Serpens Cauda).
CoRoT obtient des "courbes de lumière", c'est-à-dire qu'il mesure la lumière émise par un très grand nombre d'étoiles avec une précision et sur une durée inégalées. Au cours de chaque série d'observations, plus de 12 000 courbes de lumière ont ainsi été obtenues, avec des données pratiquement ininterrompues.
On peut désormais affirmer que CoRoT permettra des avancées majeures dans les deux disciplines scientifiques, enjeux majeurs de l'astronomie, auxquelles il est dédié : la recherche de planètes telluriques hors de notre système solaire et la photométrie stellaire de très grande précision pour "voir" l'intérieur des étoiles.
Rappelons que l'impact scientifique de CoRoT repose sur ses 3 principales caractéristiques de performances, jamais atteintes auparavant, et dépassant les spécifications originales :
- la précision de fonctionnement du satellite, qui est définie par les lois de la physique et non par les caractéristiques de l'instrument ; ainsi, la précision des données est fixée par la valuer ultime imposée par les lois de la physique et non par les carcteristiques de l'instrument ; - la durée des observations effectuées pour une même étoile ; - la continuité de ces observations, pratiquement ininterrompues au cours de ces très longues périodes.
On peut affirmer en ce jour anniversaire :
- que les observations effectuées par CoRoT montrent que pratiquement toutes les étoiles observées oscillent ; - que CoRoT découvre des exoplanètes selon une fréquence uniquement contrainte par la rapidité à mettre en oeuvre les gros télescopes au sol chargés de confirmer chaque détection ; - qu'il a détecté des oscillations de type solaire dans des étoiles de type solaire à un niveau jamais atteint jusqu'à présent, à l'exception des observations de notre propre Soleil ; - qu'il observe toutes sortes d'activités sur une large gamme de fréquences, des oscillations multimodes à la signature de mouvements erratiques superficiels et de rotations différentielles tel que le montrent les différentes périodes de passage des tâches solaires à des latitudes différentes.
L'exemple suivant en est une illustration. Les données ci-après couvrent une période de 120 jours d'observations ininterrompues.
Crédit : CNRS
Il ne s'agit encore que de données brutes (ou données N0), qui seront affinées ultérieurement.Sur cette « courbe de lumière » on peut immédiatement observer un certain nombre de variations et d'échelles de temps : - une variation "périodique" sur environ 1,5 jours, - une variation à long terme, produisant une sorte de phénomène de battement sur une période d'environ 40.Cet effet a pu être détecté grâce à la continuité des observations sur une durée de 120 jours. Ces variations significatives sont probablement dues à la rotation de l'étoile, dont la surface n'est pas uniforme (comme observé à plus petite échelle sur le Soleil), bien qu'une interprétation définitive soit encore prématurée. - Des pics très étroits correspondant à des "transits" (ou passages) réguliers se superposent à ces variations à long terme. Ce phénomène est très certainement dû à un petit corps en orbite autour de l'étoile cible, avec une période de presque 5 jours et dont la taille est à peu près vingt fois plus faible. Ce sont des observations complémentaires avec des télescopes au sol qui permettront d'en déterminer la nature exacte (êtite étoile ou grosse planète).
L'interprétation scientifique de ces données sera très prochainement présentée dans plusieurs communications préparées pour des revues à comité de lecture.
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Mission CASSINI-HUYGENS
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Publiée le 05 Novembre 2007
Des fractures fines et lumineuses traversent le côté opposé au sens de la marche de Dioné. Après les survols de Voyager au début des années 1980, les scientifiques ont considéré la possibilité que les stries étaient du matériel brillant expulsé par cryovolcanisme. Un quart de siècle plus tard, les passages de près et la vision perçante de Cassini ont montré que ces dispositifs étaient un système de canyons enchevêtrés avec des parois lumineuses.
Date : 30 Septembre 2007 Distance : 145.000 kilomètres de Dioné |
Réparation du panneau solaire de l'ISS
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Lors d'une sortie dans l'espace, la quatrième de la mission STS-120, les spécialistes de mission Scott Parazynski et Doug Wheelock ont réusssi la réparation urgente et risquée d'un panneau solaire déchiré empêchant la poursuite de l'assemblage de la Station Spatiale Internationale.
Lors du déploiement des panneaux solaires de P6, installés tout récemment, le panneau 4B s'était déchiré sur une longueur de 75 centimètres. Une situation d'autant plus gênante que la section tribord de la poutre située à l'opposé connaît également un dysfonctionnement en raison du joint SARJ défectueux, avec pour conséquence que les panneaux solaires de cette poutre ne peuvent plus bouger pour faire face au Soleil.
Crédit : NASA TV
La sortie extra-véhiculaire, d'une durée de sept heures et dix-neuf minutes, s'est achevée à 17h22 UTC. Doug Wheelock guidait de l'extérieur les astronautes Stéphanie Wilson et Dan Tani aux commandes du bras robotique de l'ISS au bout duquel se trouvait Scott Parazynski, médecin de formation, lequel a effectué toutes les tâches prévues sans difficulté apparente en près de quatre heures environ. Parazynski a posé cinq agrafes sur le panneau 4B et coupé les câbles qui avaient été arrachés pour les remplacer par plusieurs câbles de fortune fabriqués à bord de l'ISS. Une fois les travaux achevés, l'équipage a ensuite procédé avec succès au déploiement complet du panneau solaire.
La réparation du joint rotatif alpha du côté tribord de la poutre servant à orienter les panneaux solaires de façon à suivre le mouvement du Soleil et de capter le maximum de lumière, et qui devait faire à l'origine l'objet de cette quatrième sortie dans l'espace, a été remise à plus tard.
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Nouvelles brèves
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Deux naines blanches rivales explosent en supernova Des astronomes du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) ont trouvé qu'une supernova découverte l'année dernière a été provoquée par la collision de deux étoiles naines blanches. Les naines blanches soeurs orbitent l'une autour de l'autre. Elles se sont approchés lentement avant de fusionner, déclenchant une explosion titanesque.
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Supernovae exceptionnellement lumineuses d'explosions stellaires asymétriques Des scientifiques du Max Planck Institute for Astrophysics (MPA) ont proposé un nouveau modèle pour une supernova extraordinairement lumineuse récemment observée.
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Bételgeuse : une étoile dans une enveloppe Qu'elle est la cause des variations de luminosité de Bételgeuse ? Comme beaucoup de supergéantes rouges elle change lentement et irrégulièrement, parfois d'environ une demi-magnitude ou plus d'une année sur l'autre, assez pour être remarqué à l'oeil nu. Des nouvelles mesures avec le VLTI (Very Large Telescope interferometer) au Chili pourraient aider à trouver une réponse.
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Mars Express sonde les dépôts les plus insolites de la planète rouge
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Le radar embarqué sur la sonde Mars Express de l'ESA nous révèle des détails inédits sur certains des dépôts les plus mystérieux de Mars : la formation Medusae Fossae. En effet, l'orbiteur européen a obtenu une première mesure directe de la profondeur et des propriétés électriques de ces strates, fournissant de nouveaux indices sur leur origine.
La formation Medusae Fossae est constituée de dépôts uniques sur Mars, qui constituent aujourd'hui encore une énigme. Situés à proximité de l'équateur, le long de la ligne séparant la zone de moyenne montagne de celle des basses terres, ces dépôts pourraient bien figurer parmi les plus jeunes présents à la surface de Mars. Cette datation est suggérée par l'absence remarquée de cratères d'impact sur ce terrain alors que les sols plus anciens en sont parsemés.
Crédit : ESA/ASI/NASA/Univ. of Rome/JPL/Smithsonian
Mars Express a recueilli des données sur les dépôts de la formation Medusae Fossae en utilisant l'instrument MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface et Ionosphere Sounding). La sonde a survolé plusieurs fois la région entre mars 2006 et avril 2007, la scrutant à l'aide de ce radar à chaque passage.
Ces sondages ont pour la première fois révélé la profondeur des strates, dont le calcul se base sur le temps mis par le faisceau radar pour traverser les couches supérieures avant d'être réfléchi par la surface rocheuse sous-jacente. « Nous n'avions aucune idée précise de l'épaisseur des dépôts » a commenté Thomas Watters du Centre d'études terrestres et planétaires du Musée national de l'air et de l'espace de la Smithsonian Institution (États-Unis) et principal auteur des résultats.
Les dépôts de la formation Medusae Fossae intriguent les spécialistes car ils sont associés à des régions qui absorbent certaines longueurs d'onde d'un radar basé sur Terre. MARSIS fonctionne toutefois à des longueurs d'onde auxquelles les ondes radio traversent en grande partie les dépôts, des échos étant renvoyés lorsque le signal est réfléchi par les couches rocheuses inférieures.
Les données acquises par MARSIS révèlent les propriétés électriques des couches géologiques, ce qui donne ensuite des indices sur leur nature (peu compacte, floconneuse voire poussiéreuse). Il reste toutefois difficile de comprendre comment des couches poreuses formées de poussières poussées par les vents peuvent atteindre des kilomètres d'épaisseur sans se compacter sous le poids des couches supérieures.
Par ailleurs, si les propriétés électriques sont compatibles avec la présence de strates d'eau gelée, il n'y a encore aujourd'hui aucun autre élément prouvant la présence de glace d'eau dans les régions équatoriales de Mars. « S'il y a de l'eau gelée à l'équateur de Mars, celle-ci est très certainement enfouie au minimum plusieurs mètres sous la surface » explique Jeffrey Plaut, du Jet Propulsion Laboratory (États-Unis), co-responsable de la recherche pour MARSIS. Cela est dû au fait que la pression de la vapeur d'eau sur Mars est si faible que la glace qui se trouverait à proximité de la surface s'évaporerait rapidement.
Ainsi, la formation Medusae Fossae de Mars reste encore un mystère.
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Sources ou Documentations non francophones
Ressemblant
aux guirlandes de fêtes de fin d'année, cette image
du télescope spatial Hubble de la galaxie spirale voisine
M74 est un rappel en image de la saison imminente. De lumineux regroupements
de gaz rougeoyant illuminent les bras en spirale, indiquant un environnement
riche en formation d'étoiles.
Vous penseriez
que les astronomes auraient toutes les statistiques essentielles
sur la Nébuleuse d'Orion (Messier 42) à ce jour. Visible
à l'oeil nu, ce chef d'oeuvre du ciel profond a été
étudié pour la première fois avec un spectroscope
en 1864 et photographié pour la première fois en 1880.
C'est la première chose que beaucoup de gens regarde avec
leur premier télescope, et la dernière que William
Herschel a voulu voir avec son dernier. La nébuleuse a été
étudiée à toutes les longueurs d'onde, abrite
beaucoup d'étoiles variables, et est le siège du Trapèze,
l'étoile multiple la plus connue dans le ciel.
Une équipe internationale d'astrophysiciens,
à laquelle participe Céline Péroux, chercheuse
au Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM-Observatoire Astronomique
de Marseille Provence / INSU-CNRS / Université de Provence)
a pu détecter la très faible lumière émise
par de "jeunes galaxies" situées à des milliards
d'années-lumière. Selon cette équipe, ces galaxies
qui n'ont jamais pu être détectées malgré
d'intensives recherches menées au cours des trente dernières
années, pourraient être les blocs élémentaires
des galaxies "normales" telle que notre Galaxie, la Voie
Lactée.
Ces deux images prises par
l'instrument CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer
for Mars) montrent les deux petites lunes de Mars, Phobos et Deimos,
vues depuis l'orbite basse de la navette spatiale Mars Reconnaissance
Orbite autour de Mars. Les deux images ont été prises
alors que le vaisseau spatial était au-dessus du côté
nuit de Mars, avec le vaisseau spatial détourné de
sa géométrie normale de vision vers le nadir pour
apercevoir les lunes. L'image de Phobos, montrée en haut,
a été prise à 01h19 UTC le 23 Octobre 2007,
et montre des dispositifs aussi petits que 400 mètres de
large. L'image de Deimos, montrée en bas, a été
prise à 20h16 UTC le 07 Juin 2007, et montre des dispositifs
aussi petits que 1.3 kilomètre de large. Les deux images
de CRISM ont été prises dans 544 couleurs couvrant
0.36-3.92 micromètres, et sont présentées à
une taille de deux fois celle des données d'origine pour
une meilleure vue.
La comète
17P/Holmes, qui a ébloui les observateurs du ciel avec un
sursaut d'activité spectaculaire qui l'a rendu visible à
l'oeil nu, s'estompe maintenant de la vue. Cependant, avant qu'elle
retourne vers l'obscurité d'où elle est venue, les
astronomes à l'observatoire MMT ont jeté un coup d'oeil
final.
La
Chine a publié lundi matin la première image de la
Lune capturée par Chang'e-1, marquant le succès du
premier projet de sonde lunaire du pays. La photo en noir et balnc
encadrée a été dévoilée par le
Premier ministre chinois Wen Jiabao au Centre de Commande Aérospatial
de Pékin (BACC, pour Beijing Aerospace Control Center). L'image
a montré une surface de la Lune avec des grands et petits
cratères dispersés tout autour. Le secteur couvert
par l'image, d'environ 460 kilomètres de longueur et 280
kilomètres de largeur, était situé entre 54
à 70 degrés de latitude sud et 57 à 83 degrés
de longitude est, selon le BACC. Le secteur décrit faisait
partie d'une région montagneuse de la Lune et était
principalement composé de plagioclase, un élément
commun constituant de roches. Sur la surface étaient des
cratères de différents tailles, formes, structures
et âges.
Pendant
la bascule, OSIRIS a observé le nuit côté de
la Terre.
NGC
281 est un centre actif de formation d'étoiles à environ
10.000 années-lumière. Cette image composée
d'émission optique et de rayons X inclut des régions
où de nouvelles étoiles sont en formation et des régions
plus anciennes contenant des étoiles âgées d'environ
3 millions d'années.
Un dispositif qui
sort de l'ordinaire est son disque déformé. Bien que
le disque d'une galaxie est souvent décrit comme une structure
plate de gaz et d'étoiles entourant le centre de la galaxie,
un disque déformé est une structure qui, une fois
vue de biais, ressemble à un disque microsillon voilé
resté trop longtemps sous le Soleil brûlant.
