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Ce soir, pas de long texte. Juste une image, mais qui se suffit par elle-même. Ce cliché a été pris le premier février 2007, en lumière “naturelle” d’une distance de 940 000 km de Saturne par la sonde Cassini. La résolution est de 106 km par pixel. Cliquez sur le « plan large » et laissez vous envoûter par la majesté de Saturne.
Crédit image : NASA/JPL/Space Science System
Source : Cassini site NASA
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Les naines brunes sont des étoiles ratées. Possédant entre 15 et 80 masses jupitériennes, elles sont bien trop grandes pour être considérées comme des planètes, mais trop petites pour que leur gravité déclenche les réactions thermonucléaires qui leur permettraient d’atteindre le statut d’étoile.
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Bien que leur existence soit prédit depuis longtemps par les théories stellaires, ce n’est qu’en 1995 que la première naine brune a pu être identifiée. A ce jour, seulement quelques douzaines de naines brunes sont connues.
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VLA source NRAO
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En 2001, un groupe d’étudiants en stage d’été au National Radio Astronomy Observatory a eu l’idée d’utiliser le VLA ( Very Large Array ) pour observer une naine brune en télescopie radio. Alors que les astronomes prévoyaient une absence de signal, grande fut la surprise lorsque les étudiants annoncèrent capter un signal important provenant de la naine brune. Leur découverte fut d’ailleurs l’objet d’une publication dans la prestigieuse revue scientifique américaine Nature.
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Plan large : 1267 x 950 pixels
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L’année dernière, Gregg Hallinan de la National University of Ireland, Galway, et son équipe ont utilisé le même VLA pour étudier dans le spectre radio, plusieurs naines brunes. Ils ont découvert que trois d’entre elles émettaient un signal long et répétitif. Celui-ci proviendrait de leurs pôles magnétiques d’un mécanisme semblable a celui connu sur Jupiter ou sur la Terre. Des électrons interagissent avec le champs magnétique de la naine brune, créant de magnifiques aurores. Leur émission radio est amplifiée par un phénomène naturel, les MASERs. Ceux-ci, constitués de molécules d’eau ou de cristaux proches du zéro absolu, permettent aux astronomes d’étudier les signaux radio d’objets lointains, trop faibles pour pouvoir être détecter normalement..
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Courbe chronologique des émissions radio provenant d’une naine brune.
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Aaron Golden, lui aussi de la National University of Ireland, Galway, précise : les émissions radio observées sont, en puissance, intermédiaires entre celles des planètes et des pulsars. Mais alors que les pulsars émettent jusqu’à plusieurs pulsations par seconde, celles des naines brunes sont beaucoup plus indolentes. Comme le représente la courbe ci-dessus, celles de la naine brune observée ont lieu toutes les 1,958 heures. Les pulsars, découverts il y a quarante ans, sont des étoiles à neutrons, restes d’anciennes étoiles, beaucoup plus denses que les naines brunes. Pour Golden, bien que les mécanismes en jeu dans les étoiles à neutrons et les naines brune soient différents, la meilleure compréhension des émissions radio des naines brunes, permettra peut-être d’élucider en partie celles des encore très mystérieux pulsars.
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Hallinan et Golden ont présenté leur étude à la Royal Astronomical Society’s National Astronomy réunie en congrès à l’University of Central Lancashire au Royaume Uni. Les membres de leur équipe étaient : Stephen Bourke et Caoilfhionn Lane de la National University of Ireland Galway, Tony Antonova et Gerry Doyle de l’Armagh Observatory in Northern Ireland ; Robert Zavala et Fred Vrba du U.S.Naval Observatory in Flagstaff, Arizona ; Walter Brisken du National Radio Astronomy Observatory à Socorro, New Mexico ; et Richard Boyle du Vatican Observatory Research Group at Steward Observatory dans l’Arizona.
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Crédit images : Hallinan et autres , NRAO, AUI, NSF
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Source : NRAO
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Dans la continuité de la recherche sur la théorie des geysers martiens ( voir notes du 20/08/2006 et du 26/03/2007 ) la livraison de cette semaine, par HiROC, des clichés pris par la caméra haute résolution HiRISE, installée sur la sonde Mars Reconnaissance Orbiter, nous offre de nouvelles vues détaillées.
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Plan large : 2048 x 1159 pixels
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Pour réaliser ce cliché, la sonde Mars Reconnaissance Orbiter, se trouvait le premier avril 2007 à 264,4 km d’altitude au dessus du pôle sud par 85,4 ° de latitude sud et 104,1 ° de longitude est. La résolution a été ramenée à 50 cm par pixels.
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Pendant l’hiver, le gaz carbonique s’accumule sous forme de glace sur le pôle sud martien. Au printemps, un système complexe de dégel se met en place. Les poussières sous-jascentes sont réchauffées et expulsées par des évents qui se créent au travers de la couche de gaz carbonique gelé.
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Le cliché suivant, détail de la vue générale, correspond à une zone couvrant 4 km de largeur.
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Plan large : 1012 x 815 pixels
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Enfin le dernier cliché est un zoom sur une des bouches de sortie des geysers du pôle sud. La zone couvre 800 m de large. Les poussières expulsées sont chassées et se déposent en fonction du vent au sol. Lorsque celui-ci change de direction, le nouveau panache suit la nouvelle direction du vent. Cette modification des conditions de vent est particulièrement évidente sur cette image qui est à ce jour, grace à l’acuité exceptionnelle de HiRISE, la meilleure prise de vue jamais réalisée d’une bouche de geyser martien.
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Plan large : 1451 x 953 pixels ( 4MB )
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Crédit images : NASA/JPL/University of Arizona
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Source : HiROC
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Crédit image : SDSS
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Plantons d’abord le décor. Dirigeons notre regard vers la frontière entre les constellations du Lynx et de la Grande Ourse. La cible, située à 7 400 années lumière de nous, est indiquée par une flèche sur ce cliché pris par le Sloan Digital Sky Survey couvrant une surface du ciel équivalente à un quarantième de pleine lune. Ce point blanc est une naine blanche du nom barbare J091709.55+463821.8 renommé, en guise de simplification relative, J0917+46.
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Une naine blanche est le dernier stade de la vie d’une étoile comme notre soleil. Après avoir terminé sa phase de géante rouge, notre soleil se recroquevillera sur lui-même pour former une naine blanche. Celle-ci se refroidira lentement au cours de plusieurs dizaines de milliards d’années pour finir en étoile morte, froide, n’émettant plus aucune lumière. Mais alors qu’une naine blanche ordinaire possède environ une demi-masse solaire, J0917+46 n’en a qu’un cinquième! C’est la plus petite naine blanche jamais découverte.
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« Cette étoile est bizarre, décrit Warren Brown du Harvard Smithsonian Center for Astrophysics. Il a fallu des circonstances extraordinaires pour que cette naine blanche ait une si faible masse » Et Mukremin Kilic, de l’Ohio State University, de souligner : si cette naine blanche a une faible masse, elle semble plutôt grosse physiquement, son diamètre apparent est neuf fois plus important que celui d’une naine blanche classique ».
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Pour expliquer cette cure d’amaigrissement, la présence d’un compagnon caché s’imposait. Après avoir éliminé l’hypothèse de la présence d’une petite étoile ou d’un trou noir, restaient candidats une étoile à neutrons (reliquat d’une supernova) ou une autre naine blanche. Pour Scott Kenyon, du Smithsonian Astrophysical Observatory, autre auteur de l’étude sur J0917+46, les calculs confirment la validité des théories de l’évolution stellaire.
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Et l’équipe de scientifiques de présenter le scénario de la vie extraordinaire du couple d’étoiles parentes. A l’origine, il s’agissait d’une binaire : la plus grosse ayant environ deux masses solaires, la plus petite un peu moins d’une masse solaire. Plus une étoile est importante, plus elle meurt vite. Ainsi la plus grosse des étoiles après avoir expulsé sa matière lors de sa phase de géante rouge est devenue une naine blanche d’environ un tiers de masse solaire. Dix milliards d’années plus tard, son compagnon est devenu lui aussi une naine blanche. A chaque étape une partie de la masse rejetée par les étoiles a été accaparée par l’autre, les forces de gravité modifiées les faisant se rapprocher de plus en plus. Elles orbitent maintenant l’une autour de l’autre en moins de 7,6 heures, à une distance moyenne de l’ordre d’un million de kilomètres et à la vitesse fabuleuse de 148,8 kilomètre par seconde !
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« La relation entre notre nain blanc et son compagnon est comme un mariage cosmique dans lequel les deux personnes doivent donner beaucoup » commente Kilic. L’une engloutit l’autre et lui céde beaucoup de sa matière, puis l’autre engloutit la première à son tour en lui donnant beaucoup d’elle-même. Ainsi elles se rapprochent de plus en plus étroitement. Leur danse d’amour va encore durer pendant au moins dix milliards d’années avant qu’elles ne s’unissent complètement prévoient les astronomes.
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Pour terminer cet article, voici une vue d’artiste nous présentant ce couple d’amour fusionnel.
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plan large 1024 x 1024 pixels. Crédit image David A. Aguilar (CfA)
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Source : Harvard Smithsonian Center for Astrophysics
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Dans la dernière livraison publiée par HiROC, le centre qui gère la publication des clichés enregistrés par la caméra haute résolution HiRISE, installée sur la sonde Mars Reconnaissance Orbiter, j’ai choisi cette image prise le 07 mars 2007 d’une altitude de 259 km par 14,8 ° latitude sud et 127,9 ° longitude est. La résolution a été ramenée à 25 cm par pixel.
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Plan large : 2048 x 4599 pixels ( 2,2 MB )
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La sonde se trouvait à l’aplomb du cratère Herschel, un imposant cratère d’impact de 300 km de large. Sur le fond du cratère érodé, apparaîssent ces gracieuses dunes de sable sombre. Sur Terre, on les appelle barkhanes ( barkhane signifiant corne en arabe, autre orthographe barchan ) ou dunes en forme de croissant. Elles se forment dans des régions de vents forts mais où il y a peu de sable. Sur ce cliché le nord est en haut ; il est ainsi facile de deviner la direction générale des vents : du nord au sud.
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Le cliché ci-dessus, permet de visionner un gros plan de ces dunes. Leurs surfaces laissent voir des structures cannelées. Ces structures ont donné à penser à certains astronomes que les dunes étaient figées, que leur sable sombre, d’origine certainement basaltique, s’était cimenté sous cette forme. Des observations menées par la sonde Mars Global Surveyor sur deux ans (une année martienne) n’ont montré aucun déplacement des barkhanes.
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Crédit images : NASA/JPL/University of Arizona
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Sources principales :
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Connaître le passé géologique martien est souvent un casse-tête pour les géologues, qui ne pouvant faire des analyses sur place, n’ont pour yeux que les caméras des sondes orbitant autour de Mars. Un des endroits les plus complexes qu’ils ont pu observer se trouve au sud de Melas Chasma, une des gorges constituant la grande faille martienne.
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Le premier cliché, qui montre les environs du site en question (l’en cadré), a été pris par la sonde Mars Reconnaissance Orbiter le 4 mars 2007.
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Plan large : 1572 x 1573 pixels ( 1,6 MB )
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L’érosion qui a creusé ses canyons permet de remettre à jour les anciennes couches sédimentaires.Les deux clichés suivants ont été pris par la défunte sonde Mars Global Surveyor en 2003 et 2004. Sur la première image ont été colorisés, pour les mettre en évidence, deux zones de dépots probablement d’origine alluviale. Ces dépots proviennent d’anciennes roches érodées, qui une fois déposées par les flots se sont sédimentées et de nouveau transformées en roche sous le poids des dépots suivants.
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Plan large : 1900 x 963 pixels (1,5 MB )
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Crédit images : NASA/JPL/Malin Space Science Systems
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Sur l’ensemble des clichés, la lumière solaire provient de la gauche. Pour les amateurs, il est possible de télécharger des résolutions plus grandes sur la page dédiée du site de Malin.
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Source : Malin Space Science Systems
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Voir directement un trou noir est par définition impossible, puisqu’il retient jusqu’aux photons de lumière. Les astronomes peuvent malgré tout détecter la présence d’un trou noir de manière indirecte. La matière avant d’être happée par le trou noir, s’accumule à son alentour sous forme de disque d’accrétion. Celui-ci, surchauffé à des millions de degrés émet de forts rayonnements X qui sont enregistrés par les télescopes spécialisés.
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L’ équipe de scientifiques travaillant sur les données recueillies au sol par le télescope spatial rayons X Chandra de la NASA, vient de réaliser une belle prouesse technique. Du 10 au 23 avril 2006, au cours de 6 observations pour une durée totale de 25 heures, Chandra a observé une éclipse de trou noir.
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NGC 1365 dans le visible par le VLT de l’ESO
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L’action se passe à 60 millions d’années lumière de nous dans la constellation de l’hémisphère sud du Fourneau (Fornax). NGC 1365 est l’un des membres éminent de l’amas galactique du Fourneau. Cette magnifique galaxie spirale barrée s’étend sur 200 000 années lumière. Elle posséde un noyau galactique actif (AGN) dû à la présence d’un trou noir super-massif.
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Eclipse du trou noir de NGC 1365, vue d’artiste
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Plan large 995 x 792 Crédit: NASA/CXC/M.Weiss
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Guido Risaliti du Centre pour l’astrophysique Harvard Smithsonian Cambridge (Mass. USA) et membre de l’INAF (Institut d’astronomie italien) explique : « depuis des années nous essayons d’estimer la taille du disque d’accrétion autour du trou noir central de NGC 1365, l’éclipse accidentelle a permis de concrétiser cette mesure » .En effet un nuage très dense de gaz est venu s’intercaler entre le trou noir et Chandra.
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Résultat des calculs : le disque d’accrétion entourant le trou noir s’étend sur 7 UA ( une unité astronomique correspond à la distance moyenne Terre Soleil, soit 150 millions de km). Martin Elvis, autre membre du Harvard Smithsonian Center for Astrophysics, précise, le disque d’accrétion, sans apport de matière supplémentaire, sera complètement absorbé par le trou noir d’ici 100 millions d’années, ce qui n’est qu’un clin d’oeil dans l’histoire de l’univers. Le nuage dense de gaz est passé, quand à lui, à moins d’un centième d’année lumière de l’horizon du trou noir.
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Et Guido Risaliti de conclure : cette mesure est importante car les AGN (noyau galactique actif) sont les objets les plus actifs de l’univers et un jalon pour la connaissance du tout premier Univers. Il est nécessaire de bien connaître leur processus et leur structure de base. Beaucoup de travail reste à faire dans ce domaine.
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Sur ce dernier cliché de NGC 1365 pris dans le visible par le VLT est rajouté dans l’encadré le centre galactique vu aux rayons X par Chandra.
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Crédit image X-ray: NASA/CXC/CfA/INAF/Risaliti Optical: ESO/VLT
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Source principale : Chandra site NASA
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A cette époque de l’année, les débuts de nuit sont marqués par le rapprochement de Venus et des Pleïades.
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Ce cliché a été pris le 11 avril 2007 par un estonien, habitant à Tallin, Raivo Hein (source Sky & Telescope)
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Les Pleïades sont un amas ouvert d’étoiles, facilement reconnaissable dans notre ciel par l’éclat de ses étoiles proches les unes des autres. Appelé aussi les sept soeurs, il se situe à 430 années lumière de nous dans la Constellation du Taureau. Très récentes à l’échelle du temps universel, elles sont apparues dans notre ciel il y a 100 millions d’années seulement, lorsque les dinosaures peuplaient la Terre.
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Les étoiles les plus massives de l’amas ont été dénommées en fonction de la mythologie grecque. Les parents, Atlas et Pleione ont eu sept filles: Alcyone, Electra, Maia, Merope, Taygeta, Celaeno et Asterope. Mais en réalité l’amas comprend des milliers d’étoiles de faibles masses comme celle de notre Soleil. A ce sujet, beaucoup d’astronomes estiment que notre Soleil est né dans le même type d’environnement avant d’accomplir sa course solitaire autour de la Voie Lactée, voici 5 milliards d’années.
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Crédit image : NASA/JPL-Caltech/ J. Stauffer (Spitzer Science Center, Caltech)
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Plan large : 2400 x 3000 pixels (1,7 MB)
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Pour l’occasion, les astronomes travaillant sur le télescope spatial infrarouge Spitzer nous offrent ce cliché pris au travers de 3 filtres, bleu, vert et rouge correspondant à différentes longueurs d’ondes infrarouge.
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Les draperies qui recouvrent les sept soeurs sont en réalité les poussières, vues en infrarouge, composant les nuages qu’elles traversent. La couleur dépend de leur densité : jaune et rouge pour les zones où elle est élevée, verte pour les régions où elle est plus diffuse.
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L’examen détaillé du cliché pris par Spitzer a permis aux astronomes de « voir » les petites étoiles difficilement discernables dans le visible, des disques de poussières autour de certaines d’entre elles, jusqu’aux naines brunes (des proto-étoiles trop petites pour démarrer les réactions thermonucléaires internes et atteindre ainsi le statut d’étoile).
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Sources principales :
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Spitzer Space Telescope site NASA
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Osiris, vue d’artiste. Crédit : NASA/ESA/G.Ballester University of Arizona
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Dans la continuité de la note d’hier, la chasse aux molécules extra-terrestres est à l’ordre du jour. A notre menu ce soir de l’eau. Rien de particulier à première vue, car des molècules d’eau ont déjà été détectées dans l’espace. Mais cette fois-ci, il ne s’agit pas d’un nuage de gaz quelconque.
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Dans un article à paraître dans la revue Astrophysical Journal, Travis Barman (le nom est amusant vu le sujet), astronome de son état au Lowell Observatory, et Heather Knutson, étudiant à Harvard, viennent de démontrer, pour la première fois en astronomie, la présence d’eau autour d’une exoplanète. HD 209458b n ‘est autre qu’Osiris, la plus célèbre des explanètes, située à 150 années lumière de nous dans la constellation de Pégase. Elle orbite en 3,5 jours autour de son étoile à une distance inférieure de dix fois celle de Mercure au Soleil.
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La note du 21 février 2007 relatait l’absence étonnante d’eau autour des exoplanètes proches de leur étoile, et proposait une solution présentant ce type de Jupiter chauds comme des planètes très sombres entourées de nuages de silicates.
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Travis Barman avait déjà présenté de nouveaux modèles théoriques permettant de retrouver la présence d’eau même dans le spectre infrarouge. Heather Knutson, de son côté, a repris les enregistrements réalisés par le satellite spatial Spitzer en infrarouge, en considération des travaux de Barman. Les calculs correspondent : l’atmosphère d’Osiris contient bien des molécules d’eau.
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Nous assistons note après note au travail d’élaboration de la science de demain.
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Source : Space Daily
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La recherche des molécules connues dans les nuages interstellaires est une préoccupation constante des astronomes. Aujourd’hui une dépêche AFP est tombée sur ce domaine particulier de l’astronomie, mais en attendant de posséder les sources sures, je préfère aborder la première démonstration de l’oxygène moléculaire dans l’espace.
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L’oxygène est le troisième élément le plus abondant de l’univers, après l’hydrogène et l’hélium, juste avant le carbone dont il est deux fois plus abondant. S’il a déjà été détecté dans l’espace sous sa forme atomique ( O ), OH, ou H2O ( eau ), curieusement il ne l’a jamais été encore sous sa forme moléculaire O2.
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L’atmosphère terrestre étant saturée de di-oxygène, il est nécessaire de s’en éloigner pour le rechercher. La traque a commencé dans les années 1980 sans succès. Le satellite Odin construit par la Suède, la France, la Finlande et le Canada, vient de relever le défi en démontrant la présence d’ O2 dans un nuage moléculaire froid Rho Oph A dans la constellation du Serpent.
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Crédit image Alex Mellinger, plan large 767 x 510 pixels
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Odin n’ayant pas une vision angulaire extraordinaire, la source d’émission d’O2, n’a pu être déterminée précisément. Ce sera l’un des travaux du satellite Herschel de l’ESA dont le lancement est prévu en 2008. Reste aussi à qualifier les résultats car la quantité d’O2 découverte est 1000 fois inférieure que prévue.
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Source : Observatoire de Paris
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