Hubble soupçonne une exoplanète

 12/01/05

   Avec sa vision dans le proche infrarouge, le télescope spatial Hubble a peut-être trouvé la preuve d'un possible compagnon  planétaire à une jeune naine brune relativement brillante, localisée à 225 al dans la constellation australe de l'hydre. C'est en avril 2004 que le VLT, le très grand télescope européen de l'hémisphère sud, au Chili, a détecté, pour la première fois, ce candidat planète en infrarouge. Les astronomes ont identifié ce fin compagnon baptisée 2MASSWJ 1207334-393254 (2M1207). Ce suspect a été cataloguée comme planète  parce qu'il est plus fin et plus froid que la naine brune. Puisque aucune planète, au-delà de notre système solaire, n'a jamais été observée directement, cette observation remarquable a exigé les capacités uniques de Hubble pour effectuer le suivi, afin de tester et de valider si l'objet est en effet une planète. Selon les observations du VLT et de Hubble, les astronomes sont certains à 99 % qu'un compagnon orbite autour de la naine brune.
http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2005/03/

Voir les  images

Spitzer et Trifide

12/01/05

  Cet assemblage compare les images bien connues en lumière visible de la nébuleuse Trifide (à gauche) avec les vues infrarouge du télescope spatial Spitzer. La nébuleuse Trifide est un nuage géant de gaz et de poussières, localisé à 5 400 al dans la constellation du Sagittaire.

http://ipac.jpl.nasa.gov/media_images/ssc2005-02a_small.jpg Credit: NASA/JPL-Caltech/J. Rho (SSC/Caltech)

  Les images en fausse couleur révèlent les différents aspects de Trifide, là, où des traînées sombres de poussières sont visibles dans l'image  en 3 parties en lumière visible, sont régions brillantes de formation d'étoiles vues sur l'image de Spitzer, en IR. L'ensemble découvert, couvre 30 étoiles massives embryonnaires et 120 étoiles plus petites nées il y a très peu de temps, à l'échelle cosmologique, dans les traînées sombres et les nuages brillants. Toutes ces étoiles sont visibles par des points de couleur jaune ou rouge. Les étoiles embryonnaires se sont  formées. Les étoiles embryonnaires sont des étoiles qui se développent à la suite d'explosions. Dix étoiles sur trente découvertes, ont été trouvées dans 4 noyaux sombres ou incubateurs stellaires où naissent les étoiles.

   Les astronomes, employant des données du télescope de l'institut de radioastronomie millimétrique en Espagne avaient précédemment identifié ces noyaux, mais les chercheurs pensaient qu'ils n'étaient pas tout à fait mûrs pour devenir des étoiles. Les yeux infrarouges extrêmement sensibles de Spitzer pouvaient pénétrer chacun des quatre noyaux pour montrer les embryons qui se développent rapidement.

   Les astronomes peuvent actuellement compter les embryons individuels cachés à l'intérieur des noyaux en examinant minutieusement l'image de Spitzer prise par sa caméra infrarouge (en haut et à droite). Cet instrument a la résolution spatiale la plus élevée des imageurs à bord de Spitzer. D'autre part, l'image (en bas et à droite) est prise avec le photomètre multibande spécialisé pour la détection des matériaux plus froids. Sa vision accentue la matière relativement froide, tombant vers  les embryons en pleine croissance, de Trifide. L'image du milieu est une combinaison des données des deux instruments.

  Les chercheurs pensent que les embryons sont au seuil des étoiles massives de type O, qui peuvent être aperçues comme des points blancs au centre des 4 images de la nébuleuse. Les étoiles de type O sont les plus massives. Elles terminent leur brève vie en explosant en supernovae. Les jeunes étoiles se forment probablement au même moment que les étoiles 0, à partir d'un nuage originel de gaz et de poussières. 

   Les images infrarouge de Spitzer sont formées à partir des longueurs d'onde en infrarouge, invisibles pour notre oeil. Elles montrent des émissions à 3,6 µm (bleu), 4,5 µm (vert) et entre 5,8 et 8 µm (rouge). Le photomètre imageur montre des émissions sur 24 µm (infrarouge lointain). L'image en lumière visible est issue du NOAO (National Optical Astronomy Observatory) à Tucson Arizona.

http://www.spitzer.caltech.edu/Media/?msource=release14

Deep Impact et Tempel 1

12/01/05

     Le lancement de Deep Impact a débuté son voyage de 431 millions de km vers la comète Tempel 1, le 12 janvier 2004 à 19h47mn08 heure européenne.

   Pour en savoir plus sur la mission: Deep Impact

Jason / Topex-Poséidon et le tsunami

12/01/05

   Les équipes franco-américaines, travaillant sur les données altimétriques des 2 satellites océanographiques Jason et Topex-Poséidon, ont indépendamment confirmé les mesures de hauteur de la vague qui a irradié autour de l'épicentre du tremblement de Terre. Les satellites ont survolé l'épicentre 2 heures après et à 150 km d'altitude. Les 2 satellites ne font que 13 orbites par jour et chaque orbite passe 3 000 km au-delà de la précédente. Les infos du tsunami furent recherchés dans les signaux du radar altimétrique de Topex-Poséidon (lancé en 1992). Il y avait une faible probabilité d'observer dans un endroit donné et en moins de deux heures un événement comme celui-là.  Le fait que Jason a capturé les signaux du tsunami est vraiment une chance, mais c'est néanmoins un avantage important pour les océanographes.

    Les observations faites par Jason et Topex/Poseidon sont uniques et d'une très grande valeur. Elles vont permettre d'examiner et d'améliorer les modèles de tsunami et les futurs systèmes en développement pour la détection précoce des tsunamis. Les données altimétriques des satellites demandent actuellement cinq heures minimum de traitement, ainsi elles ne peuvent pas détecter en temps réel de tels événements. Ce n'est que le 27 décembre au matin que les données de Jason furent réceptionnées.

 
http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpegMod/PIA07219_modest.jpg

    La figure principale montre des changements de la hauteur de l'océan à partir des observations faites précédemment le long de la même orbite, 20 à 30 jours avant le tremblement de terre, faisant apparaître les signaux de l'onde du tsunami. L'insert est une simulation par ordinateur des changements de la hauteur de la mer, créée par Kenji Satake de l'institut national des sciences et technologies industrielles avancées au Japon. Il fournit une perspective du large bassin pour interpréter les observations satellitaires de Jason et de Topex/Poséidon, qui sont en bon accord avec les modèles. 

    Jason et Topex/Poséidon sont issus d'une collaboration entre la Nasa et le CNES (Centre National d'Etudes Spatiales). Les premiers objectifs de ces 2 missions sont de faire des mesures sur le long terme de la hauteur de la surface des océans pour une meilleure compréhension de la circulation des océans et des effets sur le climat. Au départ, les applications de leurs mesures devaient servir à l'aide pour la navigation sur les océans, les opérations pétrolières, la prévision des ouragans, la pêche, etc.... La détection des tsunamis est devenue une autre application des mesures altimétriques. 

   La Nasa et le CNES travaillent avec le NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration) et l' OEESM (Organisation Européenne pour l'Exploitation des Satellites Météorologiques) pour développer la prochaine mission du radar altimétrique MTSO (mission pour la topographie de la surface des océans), dont le lancement est prévu pour 2008. A l'avenir, les mesures du radar altimétrique seront une opération courante, pour ces organismes.

   Plusieurs jours après le Tsunami, les scientifiques du Laboratoire d'altimétrie par satellite du NOAA à Silver Spring, Maryland, examinèrent les données des 4 sondes:

• Topex/Poséidon et Jason une coopération NASA et CNES (France)

• Envisat de l'ESA

• Geosat Follow-on de l'US Navy.

   En outre, les USA et les équipes françaises, travaillant parallèlement sur les données de Jason et de TOPEX/Poséidon,  ont indépendamment confirmé les mesures des satellites et la taille des vagues du Tsunami.

   La taille de la vague diminue avec le temps tant qu'elle s'étale à travers l'océan et l'énergie est dépensée sur le rivage. Deux heures après le tremblement de Terre, elle faisait 60 cm de hauteur. Après 3h15, elle faisait encore 40 cm. Après 8h50mn, la vague avait couvert tout l'Océan Indien et faisait de 5 à 10 cm, à la limite de résolution des satellites. Cependant, après  tout ce temps, la vague était encore suffisamment haute pour rebondir au fond du golfe du Bengale où les satellites ont mesuré environ 25 cm de hauteur. 

   C'est à la rencontre avec le rivage, et selon la nature des fonds, que la vague prend de l'ampleur. Elle est constituée d'ondes qui sont ralenties, selon la profondeur et la pente du rivage.

  Lorsque la première onde atteint les bords, elle est ralentie. L'onde suivante arrivant à pleine vitesse, bute contre la première et elles s'additionnent. Mais elles sont très nettement ralenties et elles sont alors percutées  par la troisième qui dévale à 800 km/h. Cela donne un effet multiplicateur expliquant pourquoi en haute mer la vague est petite et sur les rivages elle soit haute. Pour les spécialiste, mon explication est simpliste, mais elle permet d'expliquer le phénomène.

Informations complémentaires: http://sealevel.jpl.nasa.gov/   
et aussi http://www.jason.oceanobs.com/html/portail/general/welcome_uk.php3   

http://www.spacedaily.com/news/eo-05f.html

Tremblements de Terre et l'axe de rotation

10/01/05

  Les scientifiques de la Nasa, utilisant les données du tremblement de Terre Indonésien, ont calculé les effets sur la rotation terrestre, la diminution de la longueur du jour, le changement dans la forme du globe et le décalage du pôle nord. Le tremblement de Terre a créé un tsunami énorme et a également modifié la rotation de la Terre.

  Le Dr. Richard Gross du JPL (Jet Propulsion Laboratory) à Pasadena en Californie et le Dr. Benjamin Fong Chao du centre aéronautique Goddard à Greenbelt dans le Maryland ont déclaré que tous les tremblements de Terre ont affecté quelque peu la rotation de la Terre. Habituellement, c'est à peine apparent. Chaque événement mondial qui comporte un mouvement de masse, affecte la rotation de la Terre.

  Brut et Chao avaient, par habitude, calculé les effets des tremblements de Terre, en changeant la rotation de la Terre pour voir les effets sur aussi bien la longueur du jour que sur les changements du champ gravitationnel de la Terre. Ils ont aussi étudié le décalage du pôle nord. Le pôle nord moyen a été décalé d'environ 2,5 centimètres en direction des 145 degrés de longitude est. Ce décalage vers l'est, poursuit une tendance séismique à long terme, identifiée dans des études précédentes. Il faut savoir que la rotation de la Terre se fait autour d'un axe, qui possède une précession (balancement) de 2 m environ. C'est cette précession qui a varié de 1%. Or, nous ne ressentons pas la précision de 2 m, à plus forte raison, nous ne ressentirons pas une variation de 2 cm (1%).

  Ils ont également trouvé que le tremblement de Terre a diminué la durée le jour de 2,68 microsecondes. Physiquement c'est comme les bras d'un patineur en rotation, qui sont ramenés plus près du corps, avec pour résultat une rotation plus rapide (voir mouvement angulaire). Les tremblements de Terre affectent aussi la forme du globe. Ils ont trouvé que l'aplatissement de la Terre (aplatissement aux pôles et renflement à l'équateur) avait un peu diminué. Il a diminué d'environ 1.10^-10 continuant la tendance qui fait que les tremblements de Terre réduisent l'aplatissement.

    Pour faire une comparaison au sujet de la masse qui a été décalée en raison du tremblement de Terre, et comment cela a affecté la Terre, Chao compare avec le grand réservoir de Trois Gorges en Chine. Lorsqu'il sera rempli, le réservoir contiendra 40 km³ d'eau. Ce décalage de masse augmentera la durée le jour de seulement 60 picosecondes (6.10^-12) et  la Terre sera très légèrement plus enflée à l'équateur et plate aux pôles. En conséquence, l'axe de rotation se décalera de 2 cm. Les chercheurs ont déclaré que ces modifications sont imperceptibles, mais peuvent être calculées. Il en est de même pour l'aplatissement et le renflement qui sont totalement indétectables. Par contre, le décalage du pôle nord pourrait être identifié. Ils espèrent détecter la modification de la longueur du jour et le décalage des pôles quand des données  des sondes en orbite seront analysées.

   Les chercheurs ont utilisé des données du catalogue de l'université de Harvard sur les grands tremblements de Terre. Les données sont calculées avec un ensemble de formules et les résultats sont rendus publiés et mis à jour sur un site Web de la NASA.

   Ce tremblement de Terre est le 4e plus important sur un siècle et le plus important depuis celui de Prince William Sound (mag 9,2) en Alaska en 1964. En 1960 au Chili (mag 9,5), en 1957 à Andreanof, Alaska (mag 9.1) et en 1952 au Kamchatka (mag 9).

   Ce tremblement de Terre  dévastateur  s'est produit en raison d'une poussée commune des plaques de l'Inde et de la Birmanie . Il a été provoqué par la libération d'énergie (100 milliards mégatonnes de TNT) qui s'est développée pendant que la plaque indienne coulissait sous l'importante plaque birmane. La dislocation par défaut, ou tremblement de Terre, consista en un glissement de haut en bas d'une plaque par rapport à la plaque du dessus. L'effet net était une Terre légèrement plus compacte. La plaque indienne a commencé sa descente dans le manteau à la fosse de Sunda (ci-contre) dans la baie du Bengale, qui se trouve à l'ouest de l'épicentre du tremblement de Terre.

   La partie supérieure de la croûte terrestre n'est pas uniforme. Sous les océans elle n'est épaisse que de 5 km, alors que sous les continents elle peut atteindre 65 km. La croûte océanique est constituée de matériaux plus denses que ceux de la croûte continentale

      http://www.ioc.unesco.org/itsu/templates/itsu/images/animation.gif

http://earthquake.usgs.gov/eqinthenews/2004/usslav/tectsetting_lg.gif

Tectonique de l'océan indien et du golfe du Bengale

News India:   http://www.newsindia-times.com/2005/01/07/tow9-top.html

Plus d'informations: http://www.nasa.gov/vision/earth/lookingatearth/indonesia_quake.html .

Plus de détails sur les sites de l'USGS: http://neic.usgs.gov/neis/bulletin/neic_slav_ts.html .

http://earthquake.usgs.gov/eqinthenews/2004/usslav/

Informations de la Nasa:  http://www.nasa.gov  .

Images en gros plan du satellite Quickbird: http://www.satimagingcorp.com/gallery/sri-lanka-tsunami-lg.html

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07219?msource=release13

Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.

Gretchen Cook-Anderson/Dolores Beasley (202) 358-0836/1753

NASA Headquarters, Washington, D.C.

8 janvier 2005

    Les données de Hubble, utilisant l'effet de lentille gravitationnelle, analysées par un astronome de l'université Yale, a permis de créer une carte spatiale démontrant la présence de structures de matière "noire" à l'intérieur d'amas de galaxies.

   Des amas galactiques de millions et de millions de fois la masse du Soleil sont typiquement faits de centaines de galaxies liées par la gravitation. Environ 90 % de leur masse serait constitué de masse "noire". Le reste c'est la matière ordinaire composée d'atomes sous forme de gaz et d'étoiles.

   Bien que les scientifiques aient peu d'informations à son sujet, il est possible que la matière "noire" froide ait des structures de toutes tailles. Des modèles théoriques, sur les propriétés des groupements, furent dérivés de simulations détaillées, et en haute résolution, de la croissance de structures dans l'univers. Bien que la preuve précédente ait renforcé le  modèle en accord  avec un univers, la plupart du temps composé de matière froide et "noire", la structure prédite n'avait jamais été détectée.

    Dans cette étude, le professeur auxiliaire en astronomie et en physique de l'université Yale, Priyamvada Natarajan et ses collègues ont démontré que, au moins dans la gamme de masse des galaxies typiques dans les amas, il y a un excellent accord entre les observations et les prévisions théoriques du modèle.

    En utilisant l'effet de lentille gravitationnelle, cela permet aux observateurs de visualiser la lumière des galaxies éloignées comme si elles étaient courbées sur la ligne de visée. Ceci a permis aux chercheurs de mesurer les légères déflexions qui entourent les blocs structuraux de la matière "noire".

   Pour Natarajan, l'utilisation de cette technique novatrice permet de mesurer, avec précision, l'effet des structures qui pourraient autrement être obscurcis par la présence de structures plus massives. Quand les résultats furent comparés aux modèles théoriques, une excellente concordance fut trouvée. Cette technique très sensible confirme la masse du modèle. "Nous pensons que les propriétés de telles structures contiennent la clef de la nature de la matière "noire", qui est inconnue actuellement" a déclaré Natarajan. Il ajoute que si ces prévisions et observations conviennent pour de plus petits blocs de masse, ceux-ci n'ont jamais, jusqu'ici, été détectés.

   Le co-auteur sur l'étude, financée par l'université de Yale, est Volker Springel du MPA à Garching en Allemagne. Les autres collaborateurs incluent Jean-Paul Knee, LAM - OAMP de Marseille,  Ian Smail de l'université de Durham en Grande Bretagne et Richard Ellis du Caltech.

Iapetus alias Japet, une grosse noix

08/05/01

  Cassini a survolé, à 2 km/s,  la surface de Iapetus le 31 décembre, à 123 400 kilomètres .  Le satellite Iapetus, est connu pour avoir 2 faces différenciées: l'une claire et l'autre foncée. Iapetus est le nom latin de Japet. Le nom latin a été adopté par les anglo-saxons.

  La scène est dominée par une région sombre, fortement cratérisée, appelée Cassini Regio, qui couvre à peu tout l'hémisphère. Iapetus mesure 1 436 km de diamètre. La vue est centrée sur l'équateur et par 90° de latitude ouest une zone qui fait toujours face à la direction du mouvement orbital autour de Saturne.

   A l'intérieur de Cassini Regio, et particulièrement près de l'équateur, des dépôts sombres avec une réflectivité visuelle de surface d'environ 4 %  englobent presque tout avec une remarquable uniformité. Cependant, aux latitudes moyennes ( 40°), les zones de transition vers les terrains beaucoup plus brillants, des surfaces gelées proches des pôles où les glaces sont très brillantes, ont une réflectivité de plus de 60%. 

http://photojournal.jpl.nasa.gov/jpeg/PIA06166.jpg

   
   La structure unique et peut-être la plus remarquable, découverte sur les images de Cassini est une arête topographique qui coïncide presque exactement avec l'équateur géographique. L'arête, visible sur cette image, fait approximativement 20 km de largeur et s'étend de l'ouest (côté gauche) du disque jusqu'à presque la limite jour/nuit (côté droit). 

  L'origine de Cassini Regio est un vieux débat parmi les scientifiques. Une théorie propose que la matière sombre ait pu jaillir, en provenance de l'intérieur, sur la surface glacée de Iapetus. Une autre théorie soutient que la matière sombre représente une accumulation de débris, éjectés par l'impact d'objets sur la surface des satellites extérieurs de Saturne.

    Cassini Regio peut être né à partir d'éruptions avec panaches dans lesquelles les matériaux particulièrement  sombres se sont accumulés sur la surface lors de leurs retombées, peut-être en même temps que la création de l'arête équatoriale.

   Le nord est en haut de l'image. Cassini a acquis cette image à partir d'une mosaïque d'images prises en longue focale le 31 décembre 2004 à une distance de 172 400 km, l'angle Soleil Iapetus Cassini fait 50°. L'échelle est de 1 km/pxl. Le contraste a été renforcé pour améliorer la visibilité des fines structures de surface.

Pour en savoir plus

Mars Reconnaissance Orbiter 

07/01/05

   Pendant que les rovers Spirit et Opportunity bouclent leur première année de mission martienne, la Nasa prépare la prochaine étape, toute aussi importante, mais moins spectaculaire pour le public. Il s'agit d'une sonde d'observation qui va compléter les observations de Mars Global Surveyor et Mars Odyssey. Le lancement de Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) avec une Atlas V AV-007 est prévu pour le mois d'août 2005 depuis cap Canaveral. La fenêtre de lancement s'ouvrira le 10 août. Le lancement utilise un laceur lourd car Mars Reconnaissance Orbiter est relativement lourd 2 180 kg. C'est 3 fois la masse de Mars Odyssey qui est de 725 kg. Quant à Mars Global Surveyor sa masse est de 1 060 kg. La moitié de la masse est constituée par le carburant pour alimenter les 20 petites tuyères servant à contrôler la vitesse lors de sa mise en orbite et modifier l'orbite au cours de la mission autour de Mars tout en filmant la surface.

http://mars4.jpl.nasa.gov/mro/newsroom/pressreleases/images/20030923a-01_th200.jpg

   Mars Reconnaissance Orbiter porte six instruments de base: Imageur scientifique à haute résolution, Caméra de contexte, Imageur couleur, Spectromètre imageur compact pour la reconnaissance, Sondeur climatique et radar topographique. Tous, sauf le spectromètre imageur, sont actuellement à bord du satellite. Cet instrument est le dernier de plusieurs instruments qui furent retirés pour changement de composants. Il sera mis en place à la fin du mois. L'Orbiter emporte des relais de télécommunications et des ensembles de démonstration. Mars Reconnaissance Orbiter fera une cartographie globale, une surveillance régionale, ciblera des observations proches du pôle à faible altitude. Ces observations seront sans précédent en termes de résolution et de couvertures spatiales, réalisées par les instruments de la sonde tout en observant l'atmosphère et la surface martienne,  tandis qu'elle sondera le sous-sol à faible profondeur pour suivre "l'eau".

     Les dernières découvertes de Spirit et Opportunity dans le cratère Gusev et Meridiani planum indiquent que l'eau a persisté sur la surface de la planète pendant une longue période, rendant possible la recherche de l'eau en sous-sol. Cependant les rovers ont exploré deux petites surfaces. Un des buts de cette mission est de trouver beaucoup, beaucoup d'endroits où l'eau était en activité sur la surface pendant de longues périodes, fournissant ainsi une suite d'emplacements permettant aux futurs landers d'explorer des zones où les chances de trouver de l'eau seront maximales et les risques minimaux.

    Mars Reconnaissance Orbiter est la base pour des missions futures: un lander appelé Phoenix a été choisi le mois dernier pour un lancement en 2007 et un rover lourd pour une mission scientifique pour 2009. Les opportunités de lancement sont présentes tous les 26 mois, chaque fois que les 2 planètes sont au plus proche, sachant que cette distance minimale varie de 50 à 100 millions de km.

05/01/05

   Les astronomes ont découvert l'éruption la plus violente de l'univers grâce au satellite X Chandra. Un trou noir supermassif a produit  cette éruption en s'accroissant à un taux remarquable.  Cette découverte montre l'énorme appétit des grands trous noirs et l'impact profond qu'ils peuvent avoir sur leur environnement.

L'image de Chandra nous montre 2 vastes cavités dans le gaz chaud, chacune de 600 000 al de diamètre, émettant des rayons X  qui pénètrent l'amas galactique  MS 0735.6+7421 (plus habituellement appelé MS 0735). Bien que les cavités contiennent très peu de gaz chaud, elles sont remplies de bulles allongées, magnétisées, contenant des électrons à très grande énergie qui émettent des ondes radio.  Credit: NASA/CXC/Ohio U./B.McNamara

     L'énorme éruption, photographiée par Chandra, a été vue sur l'image de gaz chaud émettant un rayonnement X qui pénètre un amas galactique appelé  MS 0735,6+7421. Les deux vastes cavités se prolongent assez loin du trou noir supermassif, dans la galaxie au centre de l'amas. L'éruption, qui  a duré pendant plus de 100 millions d'années, a produit  l'énergie équivalente à des centaines de millions d'explosions gigantesques, provoquant des émissions de rayons gamma.

  Cet événement a été provoqué par le dégagement d'énergie gravitationnelle lorsque d'énormes quantités de matière sont tombées vers le trou noir. La majeure partie de la matière a été avalée, mais une partie a été violemment éjectée avant d'être capturée par le trou noir.

   " J'ai été assommé en constatant qu'une masse d'environ 300 millions de soleils ait été avalée, " a déclaré Brian McNamara de l'université de l'Ohio à Athènes. " C'est aussi grand qu'un autre trou noir supermassif ". Il est l'auteur d'une étude sur la découverte, qui fut publiée dans l'édition du 6 janvier  2005 de la revue scientifique Nature.

   Les astronomes ne sont pas certains de l'origine d'une telle quantité de matière. Une théorie serait que le gaz de la galaxie hôte se soit refroidi de manière catastrophique  et a été avalée par le trou noir. L'énergie libérée montre que le trou noir dans MS 0735 a grossi pendant cette éruption. Des études précédentes suggèrent que d'autres grands trous noirs se sont légèrement agrandis dans un passé récent et que ce sont seulement les plus petits qui se développeraient toujours rapidement.

   Les émissions radio à l'intérieur des cavités montrent que des jets, issus du trou noir en éruption, peuvent créer de telles cavités. Le gaz, éjecté du trou noir à des vitesses supersoniques, s'éloigne à plus d'un million d'années-lumière. La masse de gaz déplacée est équivalente à 1 000 milliards de masses solaires, soit beaucoup plus que toutes les étoiles de la Voie Lactée

   L'accroissement rapide d'un trou noir supermassif est habituellement détecté en observant un rayonnement très puissant du centre des galaxies en bande optique ou bande X ou bien dans les jets visibles en émissions radio. Dans MS 0735 aucune brillance centrale ne fut découverte et les jets sont très peu détectables en radio. La vraie nature de MS 0735 est seulement révélée en rayonnement X par les amas de gaz chaud.

   Les astronomes ont estimé ce que  coûtait l'énergie nécessaire pour créer les cavités en calculant la densité, la température et la pression du gaz chaud. En formulant l'hypothèse qu'une énergie  gravitationnelle de 10 pour cent est nécessaire pour la formation des jets, ils ont pu estimer la quantité de matière ingurgitée par le trou noir. Sans compter que pour produire des cavités, une partie de l'énergie de cette éruption devrait conserver le gaz chaud autour du trou noir et une autre partie peut également produire des champs magnétiques à grande échelle dans l'amas galactique. Les observateurs de Chandra ont découvert d'autres cavités dans des amas de galaxies, mais celle-ci est facilement la plus grande et la plus puissante de toutes.

   Le Marshall Space Flight Center de Huntsville dans l'Alabama, dirige programma Chandra pour la direction des missions spatiales de la Nasa à Washington. Northrop Grumman de Redondo Beach, Californie, est la principale entreprise ayant  développé  l'observatoire. Le Smithsonian Astrophysical Observatory contrôle les opérations scientifiques et des conditions de vol au centre de Chandra à Cambridge au Massachusetts. 

http://spaceflightnow.com/index.html

La comète Machholz C/2004 Q2

3/01/05
 

Le 11 septembre 2004, Gianluca Masi, Franco Mallia, and Roger Wilcox ont pris cette image de la comète C/2004 Q2 à Las Campanas au Chili.  http://www.astronomy.com/asy/objects /images/masi_c2004q2_250.jpg

 C'est un astronome amateur, Donald Machholz, qui a découvert cette nouvelle comète le 27 août 2004. Elle s'approche de la Terre et sera peut-être l'attraction de janvier 2005. Elle devrait être visible dans les bons sites astronomiques (loin des villes et des lumières) à l'oeil nu. A nos latitudes, elle sera visible pendant de longues heures, car elle est inclinée à 40° par rapport à l'écliptique. Un sursaut d'éclat n'est pas exclu. La comète Machholz C/2004 Q2 passera au plus près de la Terre le 5/6 janvier 2005 à 51 millions km.

  Ne vous attendez pas à voir un point brillant. Non, une comète est une petite tache pâle et floue. C'est ce qui va permettre de la différencier des étoiles qui sont des points brillants, bien nets. Avec des jumelles 10 x 50, montées sur un point d'appui solide, la queue de gaz de la comète sera visible et peut-être la queue de poussières. Avec un télescope de 100 à 150 mm d'ouverture, le spectacle devra satisfaire les passionnés.

  Pour photographier la comète Machholz C/2004 Q2, il faudra utiliser un film à 800 ISO et une pose de 2 à 4 mn. La focale devra être choisie entre 100 et 400 mm. Ne dépassez pas  200 à 300 mm de focale pour un numérique.

  Des sondes ont visité des comètes. Après la comète de Halley, la comète Borelli, la comète 81P/Wild 2 (retour d'échantillons), une nouvelle sonde Deep Impact va décoller début janvier 2005 pour aller voir la comète Tempel 1. L'Europe a envoyé la sonde Rosetta vers Churyumov-Gerasimenko .

http://www.aerith.net/comet/catalog/2004Q2/chart2.gif

  Le 1er janvier elle sera non loin d'Aldébaran (Taureau) avec une magnitude inférieure à 4,5. C'est à droite d'Orion et au-dessus.

  Le 5 janvier elle atteint son périgée à 0,34 UA. Son déplacement apparent est > à 2° par jour.

• AD: 3h41,93mn   DEC: + 17°17,7mn

Epoque 2005 Jan. 30.0 TT = JDT 2453400.5
T 2005 Jan. 24.91460 TT                                 MPC
q   1.2050877            (2000.0)            P               Q
z  +0.0004132      Peri.   19.50231     -0.32005307     -0.71420060
 +/-0.0000149      Node    93.62688     +0.76513824     -0.58231754
e   0.9995021      Incl.   38.58911     +0.55868552     +0.38836039
A partir de 332 observations du 27 août au 22 octobre 2004, 
moyenne résiduelle 0".35.

D'autres mesures de C/2004 Q2 (Machholz): http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets/2004Q2.html

Epoque 30 janvier 2005      TT = Jour julien 2453400,5

T 2005 Jan. 24.9127 TT                                          MPC

q   1.205035             (2000.0)               P                      Q

z  +0.000437       Peri.   19,5064      - 0,3200553      - 0,7141945

+/- 0.000003       Node   93,6239      +0,7651114     - 0,5823396

e   0.999473       Incl.    38,5894      +0,5587210       +0,3883386

 Calculs élaborés à partir de 781 observations du 27 août au 18 décembre 2004

Quadrantides

31/12/04

   Lundi 3 janvier 2005 va traverser à grande vitesse un nuage de poussières laissé par les débris de l'astéroïde 2003 EH1, causant une brève incursion de météorites dans le ciel 4 h avant le lever du SoleiL. Le taux sera très faible à raison d'une météorite toutes les 30 s à 2 minutes, en moyenne. Le radiant se trouve dans la constellation du Bouvier, à l'est vers 3h du matin, la principale étoile étant Arcturus. La magnitude pourrait atteindre 3.

   N'oubliez pas la comète Machholz dans le Taureau. Voir ci-dessus.

http://spaceweather.com

Cassini et Iapetus

31/12/04

   Voici la carte de Iapetus (1 436 km) dont Cassini a survolé, à 2 km/s,  la surface le 31 décembre, à 123 400 kilomètres .  Le satellite Iapetus, est connu pour avoir 2 faces différenciées: l'une claire et l'autre foncée. Un scénario possible, la surface serait couverte par un certain matériel se répandant de poussières provenant de l'intérieur. Il y a aussi la possibilité que Phoebé lui envoie des poussières. Mais un mystère intrigue les chercheurs, ces poussières sont plus rouges que celles de Phoebé. Il est possible que des modifications chimiques aient joué sur ces poussières. Peut-être que des volcans expulsent quelque chose d'insoupçonnée. Un modèle propose une éjection de méthane qui s'obscurcirait par le rayonnement ultraviolet.

     Iapetus est original à d'autres égards. C'est le seul grand satellite de Saturne ayant une orbite fortement inclinée,très haute au-dessus du plan des anneaux. Il est moins dense que les objets ayant un albédo semblable, ce qui implique une plus grande proportion de glace ou probablement de méthane ou d'ammoniaque.

http://www.nasa.gov/images/content/104592main_pia06165-516.jpg

  Les lignes colorées sur la carte englobe les régions couvertes à différentes échelles par Cassini, lors de l'approche.

  Les images obtenues sont d'une résolution nettement supérieure (1,5 km/pxl) à celle de la sonde Voyager 2 (8 km/pxl) qui survola Iapetus en Août 1981 à 909 000 km.

Tsumani asiatique

31/12/04

   Le centre NOAA de surveillance du Pacifique a enregistré le 26 décembre 2004 à 0h58 UTC, un tremblement de Terre de magnitude 9, qui a provoqué un tsunami.  L'image ci-dessus de Banda Aceh, avant et après, est une ville au nord de Djakarta qui était proche de l'épicentre (à 320 km à l'ouest de Medan) et qui fut complètement détruite comme en témoigne cette image. Dix milles personnes y périrent.

http://www.universetoday.com/am/uploads/aceh.jpg

   Aujourd'hui, on annonce 150 000 morts et un nombre très important de disparus. Les autorités s'attendent à 200 000 morts. Il y aurait 100 000 à Sumatra. Les Maldives ont été très fortement touchées. De l'autre côté, en Inde et au Sri Lanka, 20 000 à 30 000 morts sont recensés. Un train de 1 300 passagers fut balayé comme un fétu de paille. Tous les passagers sont morts. L'onde de choc, qui provoque la vague et qui se déplace à 800 km/h, a atteint la côte Est de l'Afrique 8h plus tard, au préalable, ce fut l'Inde et le Sri Lanka, 2h plus tard. Ainsi, le Kenya, la Somalie, Tanzanie, les Seychelles et Madagascar furent concernés avec des milliers de victimes. Plus de 5 millions de personnes sont directement concernées par la perte des membres de leur famille et de tous leurs biens, l'absence d'eau potable, de nourriture, etc.... Des bateaux furent retrouvés à 1 km à l'intérieur des terres. Tel est le nombre effroyable laissé derrière lui, par ce tsunami qui a ravagé l'océan Indien. L'origine de cette catastrophe est un tremblement de Terre, d'une magnitude de 8,9 sur l'échelle ouverte de Richter (ouverte signifie non limitée), à une centaine de km au nord et au large de Sumatra. Une plaque d'une longueur estimée à 800 de km et  30 km  de large s'est déplacée vers la côte ouest de Sumatra. Le choc a perturbé l'axe de rotation de la Terre. Ainsi la Terre tourne un tout petit peu plus vite, de 3 microsecondes. C'est l'un des plus violents de ces 40 dernières années.

   C'est en 1963 que le terme de tsunami, fut adopté internationalement pour décrire ce phénomène. Il vient du japonais tsu (qui nourrit) et nami (ondes). Le tsunami est souvent associé à un tremblement de Terre. Il ne faut pas confondre une marée et un tsunami. La vague peut atteindre une centaine de mètres de haut. Dans ce cas ci, elle n'était haute que de quelques mètres, mais elle a atteint des régions plates.

   Nous venons d'assister à l'effet d'un tout petit tsunami. Mais celui causé par l'impact d'un astéroïde dans l'océan donnera quelque chose de beaucoup plus important, avec une vague monstrueuse. Voir à la page des extinctions, ce que sera un vrai tsunami.

  Si vous le pouvez, il faut aider ces gens qui font partie des populations les plus pauvres de la Terre. Ils ne demandent que de l'eau et de produits sanitaires. C'est le minimum pour combattre un autre fléau: les maladies comme le choléra.

  Voici les centres de secours qui accepteront toute aides et dons: http://www.google.com/tsunami_relief.html

Voici une animation en MPEG 4Mo.

Océan Indien   http://www.disasterscharter.org/disasters/CALLID_079_e.html

Sri Lanka   http://www.disasterscharter.org/disasters/CALLID_078_e.html

      http://www.disasterscharter.org/disasters/CALLID_077_e.html

D'autres sites pour des images satellites du désastre:

Liaisons laser pour les Rovers martiens

25/12/04

     La largeur de bande correspond a une certaine quantité de fréquences (a) ou de bits (b) nécessaires pour transmettre une information. Il faut savoir que la largeur de bande nécessaire pour l'oreille humaine est 15 kHz. Cela signifie que nous entendons des sons qui vont de 50 Hz à 15 000 Hz. Le Hertz (Hz) correspond à une vibration dont la période dure une seconde. Ainsi la fréquence maximale entendue par l'oreille humaine est de 15 000 vibrations par seconde ou 15 000 Hz. Une image de télévision se compose de points et de lignes. Pour une image de bonne qualité 600 points minimum sont nécessaires pour une ligne. Il y a 625 lignes par image, donc 375 000 points. Or pour que l'oeil voit l'image, à cause de la persistance rétinienne, il faut 25 images par seconde, ce qui nous donne 9,375.10⁶ points par seconde. Pour arrondir nous dirons que la largeur de bande pour voir une image de télévision de bonne qualité est de 10.10⁶ Hz ou 10 MHz. Nous voyons très bien que si la quantité d'informations s'accroît, la largeur de bande augmente. Or pour les véhiculer il faut un support. Ce support sera une onde dont la fréquence minimale devra être 20 fois cette largeur. C'est ainsi que pour 10 MHz cette fréquence porteuse sera de 200 MHz. Nous nous rendons compte tout de suite que la nécessité d'avoir plus informations, doit accroître, de la même façon, la fréquence porteuse. Les ingénieurs ont contourné l'obstacle en comprimant les informations pour réduire la bande passante. Mais le problème n'est pas résolu, car le nombre d'informations s'accroît toujours. 

    Les chercheurs de l'université de Rochester travaillent sur un nouveau genre de système de communications  laser qui pourrait spectaculairement améliorer la largeur de bande que les futurs Rovers martiens emploieraient pour transmettre des données, de la vidéo et des images vers la Terre. L'équipe a réussi à surmonter un des problèmes rencontrés au cours du développement du nouveau système de transmissions à laser à fibres. Des difficultés étaient apparues aux puissances élevées. 

   Mis en route sur Mars, un laser traditionnel s'étalerait sur des centaines de kilomètres pour un trajet de plusieurs millions de km, mais avec un laser à fibres, le faisceau de photons reste concentré à l'intérieur d'un cercle de quelques kilomètres et permettrait aux Rovers de transmettre des données sur une très grande largeur de bande.

    Ce serait le rêve d'un scientifique planétaire de contempler, en temps réel, par l'intermédiaire des objectifs d'un Rover, éloigné de plusieurs dizaines ou centaines de millions de km, un paysage extraterrestre comme s'il était réellement sur place. Mais les émetteurs radio actuels ne peuvent pas utiliser la largeur de bande nécessaire à une transmission vidéo sur ces distances. Ainsi, en raison de l'éloignement,  il y a une diminution de la quantité d'informations, reçues sur Terre, selon qu'elles viennent de Jupiter ou de Saturne dans un rapport de 3. Pour les sondes Voyager le débit était passé de 110 kHz à 30 kHz, accroissant d'autant la durée de transmissions. L'augmentation de la puissance d'émission, en raison de la distance (plus vous êtes loin, plus il vous faut crier plus fort), se fait au détriment de la bande passante. D'ailleurs cela a été un problème rencontré sur la liaison entre Cassini et Huygens, où un ingénieur Italien à augmenter la puissance d'un ampli et ce n'est qu'après le décollage que, lors de tests, les ingénieurs se sont aperçus de la réduction de bande passante.

    Cependant, la nouvelle technologie, récemment brevetée par les scientifiques de l'université de Rochester, peut avoir des applications avec, entre autres, une utilisation dans une vidéo transmission de Mars, à l'aide de lasers au lieu de la technologie radio actuelle. Un tissage spécial, à l'intérieur du verre d'un laser à fibres, élimine presque entièrement la dispersion nuisible, l'obstacle principal à la recherche pour des lasers haute puissance à fibres.

    Govind Agrawal, professeur de systèmes optiques à l'université de Rochester a expliqué qu'ils utilisaient des lasers pour toutes les télécommunications dans les armements avancés, mais quand ils ont besoin d'un laser haute puissance, ils devaient employer d'anciennes méthodes inefficaces. Depuis, ils ont trouvé une manière incroyablement simple de faire les lasers haute puissance à fibres, qui offrent d'énormes possibilités.

    En retirant une des principales limitations de ces lasers, la découverte d'Agrawal leur a permis de remplacer les lasers traditionnels, plus puissants, mais moins efficaces et de qualité moindre. Actuellement, les industries emploient du dioxyde de carbone et des lasers à semi-conducteurs pour souder des métaux ou les découper ou pour usiner des pièces minuscules, mais ce genre de lasers est encombrant et difficile à refroidir. En revanche, la plus nouvelle découverte est efficace, facile à refroidir, davantage compact et plus précis. Cependant, le problème avec les lasers à fibres est qu'au fur et à mesure que leur puissance augmente, la fibre elle-même commence à créer des réflexions qui court-circuitent le laser.

   Agrawal a travaillé sur une manière d'éliminer les réflexions provoquées par une condition appelée dispersion  Brillouin stimulée, qui traite un signal à l'aide d'un effet non linéaire. Ce phénomène résulte de la présence d’une onde de forte intensité dans un milieu matériel qui peut comprimer le milieu matériel par électrostriction. Dans ce cas, il y a création de phonons acoustiques qui vont créer un réseau de Bragg dans le matériau. L’interaction entre l’onde optique et le réseau acoustique va alors engendrer une onde optique rétrodiffusée. En clair, quand la lumière d'assez forte puissance parcourt une fibre, elle change la composition de la fibre. Les ondes lumineuses causent des zones de fibres de verre plus et moins denses. Lorsque la lumière traverse ses zones de haute ou basse densité, elle est diffractée, tout comme l'image est perturbée lorsqu'elle passe entre l'air et l'eau, dans un verre. Lorsque la puissance du laser s'accroît, la diffraction s'accroît jusqu'à ce qu'une grande partie de la lumière, issue du laser, soit renvoyée vers la source, le laser lui-même, au lieu de sortir de la fibre.

   Lors d'une discussion avec  Hojoon Lee, professeur Coréen, Agrawal s'est demandé si les réflexions à l'intérieur de la fibre pourraient aider à arrêter le problème de réflexion. Le tissage peut être conçu pour agir comme un miroir bi-directionnel, fonctionnant presque exactement de la même manière que le problème initial, en provoquant de légères réflexions vers la sortie et non pas vers la source.

   Avec cette nouvelle conception, simple, le tissage atténue la lumière dans la fibre et une partie crée encore des changements de densité qui réfléchissent une partie de la lumière vers l'arrière, mais cette fois, le tissage ramène la réflexion arrière  vers l'avant, grâce à cette nouvelle méthode de fabrication. Le résultat rend possible la délivrance de puissances plus élevées qu'auparavant,  rivalisant ainsi avec les lasers conventionnels et permettant des applications qu'ils ne pouvaient pas exécuter, comme la communication laser, avec une très grande largeur de bande, entre les Rovers et la Terre.

   Tandis qu'un rayon laser voyage entre les planètes, il s'étire et se diffracte tellement qu'avant qu'un faisceau en provenance de Mars nous atteigne, son diamètre dépasserait les 1 000 km, rendant incroyablement difficile l'extraction d'informations codées. Un laser à fibre, avec sa capacité de fournir plus de puissance, aidera en apportant, aux stations de réception, un signal plus intense. Agrawal travaille maintenant avec la NASA pour développer un système de communications laser qui se disperserait  moins. Il attend une dispersion nettement inférieure, par exemple moins de 2 km pour un signal en provenance de Mars.

   Beaucoup d'industriels utilisent des lasers à fibre pour remplacer les lasers conventionnels à partir du laser militaire Omega du laboratoire pour laser énergétique  LLE ( Laboratory for Laser Energetics) à l'université de Rochester, qui est le laser ultraviolet le plus puissant dans le monde. Agrawal travaillera avec les scientifiques du LLE pour mettre en application ce système de tissage dans le nouveau système du laser à fibre Omega.



Source: University of Rochester News Release

Recherche de Thalès: Benjamin ROBERT   http://benbob.free.fr/03-latex/rapport.pdf

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