Du ciel et de la terre

Où un flash lumineux enténèbre la théorie scientifique

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Lorsqu’une étoile massive meurt dans une explosion cataclysmique, le flash lumineux de la supernova est visible de bien des galaxies à la ronde. C’est ainsi qu’un astronome amateur, Ron Arbour, a repéré un tel événement en février 2008 dans une galaxie distante de 17 millions d’année-lumière de nous à la limite des constellations de Céphée et du Cygne : NGC 6946.

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La supernova a été répertoriée sous le nom : SN 2008S. Le premier réflexe d’un astronome est de rechercher quelle est l’étoile qui a déclenché la supernova. Tâche prise en charge par José Prieto et son équipe de l’université de l’Ohio à Colombus. Ils ont consulté les archives des enregistrements effectués dans la visible par le Large Binocular Telescope Observatory (LBT) de la région supposée de l’explosion. A leur grande surprise ils n’ont trouvé aucune source possible pour la supernova.

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Prieto a alors eu l’idée de visionner les données prises par le télescope spatial infrarouge Spitzer trois ans auparavant de la même région. Spitzer est particulièrement capable de mettre en évidence les nuages de poussières échauffés dans l’espace. A l’endroit supposé de l’explosion existait bien avant le cataclysme un nuage de poussières chaudes. Ces poussières expliquent pourquoi l’étoile originale n’était pas détectable dans le visible, elles absorbent les rayonnements lumineux visible et ultraviolet avant de les ré-émettre dans la gamme infrarouge. Les calculs réalisés ont alors apporté un grand étonnement à l’équipe de Prieto : ils démontrent que l’étoile qui a développé le flash lumineux ne possède environ que dix masses solaires. Rappelons que les scientifiques estiment qu’une étoile ne peut déclencher une supernova qu’à partir d’une masse critique de 30 masses solaires.

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Dans une supernova classique, de type II, l’étoile en fin de vie a consommé tout son hydrogène. Faute de combustible, ses réactions thermonucléaires fusionnent les atomes de plus en plus lourds jusqu’au fer du cœur de l’étoile. A ce stade, le noyau de l’étoile s’effondre sur lui-même à la vitesse de 70 000 km/s créant l’explosion finale pour ne laisser subsister qu’un corps hyper-dense où la matière ne peut subsister que sous forme de neutron : une étoile à neutrons. Pour Prieto, les premières observations optiques laissaient à penser que SN 2008S pouvait être une variante des supernovas de type II, les supernovas IIN qui présentent de grandes quantités d’hydrogène liées à d’importantes masses de poussières expulsées probablement par l’étoile en fin de vie.

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Une autre explication possible du phénomène concerne des étoiles d’un type beaucoup plus rare dont Eta Carinae est l’exemple le plus proche dans notre Voie Lactée (voir note du 24 avril 2006 sur le sujet). Ces géantes bleues sont dites variables car leur éclat lumineux varie avec le temps. En fin de vie, elles éjectent d’importantes masses dans l’espace; le flash lumineux correspondant peut-être confondu avec celui d’une supernova.

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Toujours est-il, constate Prieto, que les supernovas de type IIN ou les explosions des variables bleues ont toujours été associées à des étoiles massives. Dans le cas de SN 2008S, c’est la première fois qu’elles sont apparentées à une étoile de dix masses solaires. Et la tâche s’annonce ardue pour pouvoir en expliquer le processus !

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L’étude de Prieto est acceptée pour parution dans l’édition du premier juillet de The Astrophysical Journal Letters. Les autres co-auteurs de l’article sont Matthew Kistler, Todd Thomson, Hasan Yuksel, Chris Kochanek, Krzysztof Stanek, John Beacom et Paul Martini, tous de la Ohio State University, Anna Pasquali du Max-Planck Institut (Allemagne) et Jill Bechtold de l’University of Arizona.

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Depuis l’annonce des résultats de l’équipe de Prieto, une flash lumineux similaire a été repéré dans l’environnement de la galaxie NGC 300 (voir note du 17 novembre 2007 décrivant cette galaxie). Dans le visible aucune trace de l’étoile génitrice de l’événement mais dans l’infrarouge une étoile enveloppée d’une couche de poussière et aussi d’une dizaine de masses solaires a été découverte.

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NGC 6946 en infrarouge; crédit image: NASA, JPL-Caltech, University of Arizona, University of Cambridge, SINGS Team

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Plan large : 687 x 1 024 pixels

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Plan très large : 954 x 1423 pixels

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La croix blanche marque l’emplacement de l’étoile suspectée être à l’origine de SN 2008S

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Source : Spitzer Space Telescope site NASA

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Alpha du Centaure vu par Cassini

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Cette nuit, pour le plaisir, admirons l’étoile la plus proche de nous vue de la sonde Cassini juste au dessus du plan des anneaux de Saturne. Ce cliché à été réalisé le 17 mai 2008.

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Alpha du Centaure vu par Cassini; crédit image : NASA, JPL, Space Science Institute

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Plan large : 1 017 x 477 pixels

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Alpha du Centaure est à l’œil nu, la troisième étoile la plus brillante du ciel. Au télescope, elle apparaît comme un système de trois étoiles Alpha Centauri A et B qui orbitent l’une autour de l’autre en 80 ans et Proxima Centauri, une naine rouge, l’étoile la plus proche du Soleil, à une distance de 4,22 année-lumière. Proxima Centauri (non visible sur ce cliché car trop petite) est éloignée du couple Alpha Centauri A et B de 13 000 unités astronomiques (distance moyenne Terre-Soleil). Elle leur est liée gravitationnellement car elle se déplace de même manière dans l’espace. Mais pour l’instant, le calcul de son orbite autour du couple reste très incertain, estimé entre 500 000 et 2 millions d’années.

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Sources :

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CICLOPS

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Wikipédia

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Sublime : première preuve directe de présence de glace d’eau dans le sous-sol martien

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« C’est avec fierté et beaucoup de joie que j’annonce qu’aujourd’hui nous avons la preuve que le matériau brillant est bien de la glace d’eau et aucun autre matériau » tels étaient les mots prononcés vendredi par Peter Smith (University of Arizona, Tucson), responsable principal du Phœnix Mars Lander.

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Sublimation de la glace d’eau sur Mars; crédit image: NASA, JPL-Caltech, Universiy of Arizona, Texas A&M University

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Plan large : 1 071 x 1 200 pixels

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Pour preuve ces deux clichés pris aux sols 20 et 24, les 15 et 19 juin 2008, par le bras manipulateur de Phœnix de la tranchée Dodo-Goldilocks (voir note du 17 juin 2008). Durant cette période, le matériau brillant mis à jour lors de l’excavation a en partie disparu, particulièrement dans la zone inférieure gauche du sillon.

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Sur Mars, les conditions physiques de pression et de température empêche l’eau de prendre la forme liquide. Elle passe directement de l’état solide (la glace) à l’état gazeux (la vapeur d’eau). Ce processus de « sublimation » vient d’être observé par le lander Phœnix. Bien que cela ne soit pas une surprise à proprement dit, c’est la première fois que les scientifiques ont la preuve « visible » que de l’eau se trouve prisonnière dans le sous-sol martien, et dans cette région proche de la calotte glaciaire nord de Mars, à quelques centimètres sous la surface du sol.

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Une disparition de matériel, mais plus sombre celui-ci, a aussi été repérée dans une autre tranchée creusée par le bras manipulateur de Phœnix. Le lander quand à lui a présenté des signes d’emballement de ses programmes informatiques, un patch correctif va lui être envoyé dans les sols à venir.

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Météo locale pour le lander au sol 23 , temps ensoleillé, température maximale : -32° C, minimale : -79° C

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Source principale : Phœnix Mars Mission, University of Arizona

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Où des étoiles jumelles s’avèrent à l’observation être des faux-jumeaux.

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Par 1802 dans la nébuleuse d’Orion, crédit image NASA, JPL-HST et pour l’encadré David James

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Plan large : 800 x 798 pixels

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La nébuleuse d’Orion est la pépinière d’étoiles la plus proche de nous, éloignée d’environ 1 500 années lumière. D’un point de vue statistique les étoiles solitaires comme notre Soleil sont minoritaires. La plupart des étoiles naissent en couples, triplets, ou amas d’étoiles. En majorité, elles se forment en binaires, des étoiles jumelles que les astronomes considèrent posséder les mêmes caractéristiques.

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Or un article publié dans l’édition du 19 juin de Nature vient remettre en question ce qui semblait à tous comme une évidence. Le chef de projet est Eric Stempels de l’Université St Andrews, Ecosse, assisté de Keivan Stassum, Université Vandenbilt, Nashville, Tennessee et Robert D. Mathieu de l’Université Wisconsin-Madison.

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Parmi les milliers d’étoiles observées depuis 15 ans par l’un des télescopes du Kitt Peak National Observatory en Arizona et l’un des « SMARTS-telescope » du Cerro Tololo Inter American Observatory au Chili, l’équipe d’astronomes a repéré une binaire d’étoiles, Par 1802, dans la nébuleuse d’Orion. Elles sont jeunes, âgées de cinq millions d’années. Apparemment elles sont bien jumelles : même masse d’environ 41 % celle de notre Soleil, et même composition.

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Mais les observations précises réalisées par les scientifiques démontre une dissemblance étonnante entre elles. L’une des étoiles est plus âgées que l’autre d’environ 500 000 ans, elle est deux fois plus lumineuse, plus large de 10% et présente une température de surface de 300° C supérieurs à sa jumelle.

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Ces chiffres laissent les astronomes perplexes car dans une binaire les étoiles naissent en même temps à partir de l’effondrement du même nuage de gaz primordial. Ayant la même masse et la même composition, elles devraient donc présenter leurs autres caractéristiques de manière similaire. Cette découverte vient rappeler que les processus de formation d’étoiles dans les systèmes multiples sont encore loin d’être parfaitement compris.

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Sources :

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Science AAAS

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University of St Andrews

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Vanderbilt University

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M81, brillant sujet d’étude pour la classe des trous noirs

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Dans la classe des trous noirs il existe deux grandes catégories d’individus : les trous noirs stellaires de quelques dizaines de masses solaires issus de la mort cataclysmique d’une étoile super géante et les trous noirs super massifs situés au cœur des galaxies, lourds de plusieurs dizaines de millions de masses solaires. Depuis peu, les astronomes découvrent quelques trous noirs de masse intermédiaire dont le plus proche de nous se trouve au centre de l’amas globulaire Oméga du Centaure (voir dernière note sur le sujet du 12 avril 2008).

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Une étude à paraître dans The Astrophysical Journal avec pour auteurs principaux Sera Markoff de l’Institut d’Astronomie de l’Université d’Amsterdam aux Pays-Bas et Michael Nowak du Massachusetts Institute of Technology présente les résultats d’une très importante campagne d’observation d’un trou noir super massif.

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La cible est M81, une galaxie spirale assez semblable à la nôtre, située à 12 millions d’années lumière dans la Constellation de la Grande Ourse. Très lumineuse pour les télescopes, (pour le plaisir des yeux consultez la note du 29 mai 2007: M81 vu par Hubble), son cœur contient un trou noir d’environ 70 millions de masses solaires. Si le trou noir lui-même, par définition, ne peut-être vu directement, son environnement immédiat peut-être observé. Dans le cas d’un trou noir super massif, il est très complexe et nécessite une vision dans toutes les fréquences possibles pour tenter de comprendre les forces et les événements en action.

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M81; crédit image: NASA, CXC, CfA, ESA, JPL-Caltech et autres

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Plan large : 828 x 792 pixels

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A titre d’exemple de cette vision multi-fréquences, le cliché ci-dessus reprend en vert les données reçues par le télescope spatial Hubble dans le visible, en rouge les données infrarouge du télescope spatial Spitzer, en violet les données ultraviolet du télescope spatial GALEX, et en bleu, agrandies dans l’encadré pour le centre galactique, celles des rayonnements X par le télescope spatial Chandra.

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Pour l’étude de Markoff ont aussi été mobilisés : trois radio-télescopes (le Giant Meterwave Radio Telescope, le Very Large Array et le Very Long Baseline Array), deux télescopes millimétriques (l’interféromètre du Plateau de Bure en France et le Submillimeter Array) et dans le domaine du visible le Lick Observatory.

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Une telle armada d’instruments a permis aux chercheurs de vérifier une des conséquences prévues par la théorie de la relativité d’Einstein. Quelles que soient leur taille, les trous noirs présentent les mêmes caractéristiques dans toutes les longueurs d’ondes observées. Trous noirs super-massifs et trous noirs stellaires avalent les nuages de gaz ou les étoiles proches de manière similaire même si leur environnement est extrêmement différent.

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Actuellement la controverse est forte parmi les spécialistes quand au comportement des trous noirs intermédiaires encore fort mystérieux et très mal connus. Cette étude va aider considérablement les astrophysiciens à mettre de l’ordre dans la classe des trous noirs.

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Source principale : Chandra X-ray Observatory

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Où les griffes d’Encelade marquent les pôles de Saturne

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Depuis longtemps les astronomes connaissent l’existence d’aurores entourant les pôles de Saturne. Pour preuve, ce cliché pris en infrarouge par le télescope spatial Hubble en 1998.

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Aurores saturniennes ; crédit image : J. Trauger (JPL), NASA

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Comme sur Terre, ils pensent qu’elles sont dues aux particules du vent solaire détournées par le champs magnétique puissant de la planète.

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Un article publié dans Nature et signé par le planétologue Tom Stallard de l’Université de Leicester en Grande Bretagne, annonce la découverte d’un type d’aurores secondaires selon lui dues à l’activité de la lune de Saturne Encelade.

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Ce même phénomène a déjà été démontré pour Jupiter, dont une partie des aurores sont la conséquence des rejets dans l’espace des volcans de Io.

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Stallard et son équipe ont observé Saturne dans la gamme infrarouge depuis un télescope basé sur le sol terrestre. Ils ont repéré l’existence d’un anneau secondaire d’aurores entourant les pôles de Saturne.

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Les panaches d’eau glacée s’échappant des « Griffes du Tigre » d’Encelade, découverts en 2005 par la sonde Cassini, ont souvent été évoqués sur ce blog (voir entre autres la note du 26 mars 2008). Les griffes rejettent chaque seconde environ 100 kg de matière dans l’espace. Pour Stallard l’anneau secondaire d’aurores est entretenu par l’apport de matière issues du système d’anneaux de Saturne, et principalement des geysers d’Encelade.

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Pour l’instant aucune corrélation directe n’a pu être établie entre l’activité d’Encelade et les aurores secondaires. Mais il est fort logique que le processus d’interaction existant entre Io et Jupiter soit aussi effectif entre Encelade et Saturne. Vu de la Terre la position de Saturne n’est actuellement pas très favorable aux observations nécessaires. Il va falloir attendre au moins cinq ans avant qu’une nouvelle campagne d’observations destinée à prouver la relation entre Encelade et les aurores de Saturne ne soit possible.

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Source principale : NewScientistSpace

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Où pour Phœnix, le Dodo est signe de boulot

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Continuons de suivre l’actualité du lander Phœnix sur Mars. Nous avons vu dans la note consacrée à ce sujet du 11 juin 2008 qu’un des fours avait été rempli après bien des difficultés par des échantillons du sol. Le four va monter en température jusqu’à atteindre 1000° C. A l’étape 175° C le « nez » de l’instrument TEGA, n’a relevé aucune présence de vapeur d’eau. Ce qui n’étonne pas outre mesure les scientifiques, l’échantillon analysé ayant eu le temps de « sécher » pendant plusieurs sols au soleil.

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Tranchée Dodo-Goldikocks; crédit image: NASA, JPL-Caltech, University of Arizona, Texas A&M University

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Le bras manipulateur du lander pendant ce temps a creusé plus profondément à l’endroit où se trouvaient les sillons « Dodo » et « Goldilocks » (du nom de la petite fille venue visiter la maison des trois ours en leur absence) . La nouvelle tranchée, appelée « Dodo-Goldilocks », est maintenant large de 22 cm, longue de 35 cm et sa plus grande profondeur, du côté du lander, atteint 7 à 8 cm. Le matériau blanc observé précédemment est toujours visible. Les scientifiques estiment qu’il s’agit là du bord d’un bloc de matériau ne couvrant pas l’ensemble de la fouille. Il est difficile par simple observation à distance de pouvoir affirmer sa nature : glace d’eau ou sels. S’il s’agit de glace, son aspect devrait se modifier au cours des sols à venir.

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Source : The University of Arizona

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Où il est question de l’arrivée en masse de Super-Terres

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Triplet de Super-Terres, vue d’artiste, crédit ESO

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Plan large : 909 x 800 pixels

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Nous connaissons déjà les « Jupiters-chauds », de très grosses planètes orbitant très près de leurs étoiles, le premier type d’exoplanète a avoir été découvert. Avec l’amélioration des techniques nous devons maintenant nous familiariser avec une nouvelle classe d’exoplanètes : les « Super-Terres ». Ces planètes sont plus massives que notre Terre (entre deux et dix masses terrestres), mais moins par exemple que Neptune ou Uranus (15 masses terrestres) Dans la liste déjà longue des 270 exoplanètes recensées, une sur quatorze est rangée dans la catégorie des Super-Terres.

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Du 16 au 18 juin se tient à Nantes une conférence internationale consacrée à ces Super-Terres. Lors de la première journée, les deux astronomes suisses Michel Mayor et Didier Queloz de l’Observatoire de Genève, ont annoncé la découverte d’une nouveau système de trois Super-Terres orbitant autour d’une étoile.

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Pour mémoire Mayor et Queloz ont été historiquement les premiers découvreurs d’une planète orbitant autour d’une étoile (51 Pégase) autre que la nôtre. C’était en 1995 seulement et il s’agissait bien sur d’un Jupiter-chaud.

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L’équipe de Mayor a utilisé l’instrument HARPS (High Accuracy Radial velocity Planetary Search), un spectrographe installé au foyer du télescope de 3,6 mètres de l’ESO à La Silla au Chili. Pour donner une idée de la difficulté de la recherche, lors de l’analyse des oscillations d’une étoile, la perturbation générée par la présence d’une Super-Terre en orbite est de l’ordre de quelques mètres/seconde soit un cent millième de l’oscillation de l’étoile !

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La cible était une étoile HD 40307, assez semblable à notre Soleil mais moins massive, située à 42 années lumière de nous, aux confins des constellations du Peintre et de la Dorade. La campagne d’observation s’est étalée sur cinq années.

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Résultat des calculs : un triplet de Super-Terres nous est né. HD 40307b, la plus petite, a une masse de 4,2 fois celle de notre Terre et orbite en 4,3 jours autour de l’étoile; HD 40307c possède 6,7 masses terrestres et orbite en 9,6 jours; la dernière HD 40307d, de 9,4 masses terrestres, orbite en 20,4 jours. Nul ne peut affirmer que ces planètes sont de type rocheux mais à cette distance de leur étoile, leur surface doit atteindre au moins 500° C.

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A la même conférence Mayor a annoncé autour de l’étoile HD 181433 l’existence d’une Super-Terre de 7,5 masses terrestres orbitant en 9,5 jours, et d’une planète de masse équivalente à celle de Jupiter orbitant en 3 ans. De plus, autour d’une autre étoile, un système planétaire comprenant une planète de 22 masses terrestres orbitant en quatre jours et une planète possédant une masse comparable à celle de Saturne orbitant elle en trois ans.

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Les résultats des travaux seront publiés dans Astronomy and Astrophysics. L’équipe de Mayor et Queloz est composée de Stéphane Udry, Christophe Lovis, Francisco Pepe (Observatoire de Genève, Université de Genève, Suisse), François Bouchy (Institut d’Astrophysique de Paris), Willy Benz et Christophe Mordasini (université de Berne, Suisse), et Jean-Louis Bertaux, (service d’aéronomie du CNRS, université de Versailles-St Quentin).

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Note personnelle

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Cette augmentation du nombre des Super-Terres découvertes est significatif des progrès extraordinaires réalisés par la recherche scientifique. Selon des sources scientifiques près d’une trentaine d’autres Super-Terres sont en cours d’homologation. La rumeur s’amplifie dans le milieu, il est possible que pour la première fois une exoplanète de masse similaire à celle de notre Terre soit prochainement annoncée !

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Source principale : ESO

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Nébuleuse de la Rosette

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La nébuleuse de la Rosette, est l’une des cibles préférées de beaucoup d’astronomes. Curieusement, aucune vue rapprochée n’en avait encore été montrée sur ce blog. Comme elle fait l’objet de la une pour le mois de juin du calendrier édité par le CFHT (Canada France Hawaï Telescope), l’occasion est toute trouvée pour nous en régaler les yeux.

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Nébuleuse de la Rosette; crédit image: CFHT (Jean Charles Cuillandre), Coelum (Giovanni Anselmi)

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Plan large : 740 x 880 pixels

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La nébuleuse de la Rosette ou NGC 2237, est en réalité un immense nuage de gaz et de poussières s’étendant sur environ 100 d’années lumière. Il est situé à 5 000 années lumière de nous dans la constellation de la Licorne. Au centre de ce cliché, nous pouvons découvrir un amas ouvert d’étoiles, très jeunes, NGC 2244. Leur souffle a déjà creusé une cavité centrale large d’une douzaine d’années lumière et ionise les atomes d’hydrogène de la nébuleuse, nous permettant d’admirer les nuages de la nébuleuse dans cette magnifique couleur rouge.

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Source principale: CFHT

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Lorsque Phœnix regarde au nord puis au sud-est

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Ce soir, rendez-vous sur Mars pour découvrir ces vues panoramiques prises directement au niveau du sol par le lander Phœnix.

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La première est une mosaïque de clichés pris au sol 14 (le 08 juin 2008, 14 jours après l’atterrissage de Phœnix sur Mars). La caméra regarde l’horizon nord du lander.

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Phœnix, vue nord, sol 14; crédit image: NASA, JPL-Caltech, University of Arizona

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Plan large : 1 024 x 385 pixels

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Plan très large: 5 132 x 1 928 pixels

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La deuxième vue est aussi une combinaison de clichés réalisés au sol 15. La caméra regarde dans la direction du sud-est. La tache lumineuse à l’horizon serait le bouclier de protection arrière de Phœnix, largué au cours de la descente lors de l’allumage des rétrofusées.

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Phœnix, vue sud-ouest, sol 15; crédit image: NASA, JPL-Caltech, University of Arizona, Texas A&M University

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Plan large : 1 024 x 562 pixels

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Plan très large: 3 240 x 1 779 pixels

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Sur ces deux vues est aisément reconnaissable la structure en polygone caractéristique des terrains proches des zones polaires martiennes.

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Source : Phœnix Mars Mission site University of Arizona, NASA

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