Astronomie

Étoile tournant une étoile

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Existe-t-il un système stellaire (système planétaire) où une étoile tourne autour d'une étoile ? Est-ce théoriquement possible ?


Ce que vous demandez concerne l'existence d'une étoile binaire.

Il y a beaucoup d'étoiles binaires dans l'univers. Ils sont en fait plus fréquents que les étoiles simples. Voici des explications intéressantes pour les dernières.


Variables explosives

L'évolution d'un membre d'un système d'étoiles doubles proche peut être fortement affectée par la présence de son compagnon. À mesure que les étoiles vieillissent, la plus massive gonfle plus rapidement à mesure qu'elle s'éloigne de la séquence principale. Elle devient si grande que son enveloppe extérieure tombe sous l'influence gravitationnelle de la plus petite étoile. La matière est continuellement alimentée de l'étoile évoluant le plus rapidement à l'étoile la moins massive, qui reste toujours sur la séquence principale. U Cephei est un exemple classique d'un tel système pour lequel des preuves spectroscopiques montrent des flux de gaz s'écoulant de l'étoile la plus évoluée vers le compagnon le plus chaud, qui est maintenant le plus massif des deux. Finalement, ce dernier quittera également la séquence principale et deviendra une étoile géante, seulement pour perdre son enveloppe extérieure au profit du compagnon, qui à ce moment-là pourrait avoir atteint le stade de naine blanche.

Les novas semblent être des étoiles binaires qui ont évolué à partir de binaires de contact du type W Ursae Majoris, qui sont des paires d'étoiles apparemment de taille similaire au Soleil mais tournant l'une autour de l'autre tout en se touchant presque. Un membre peut avoir atteint le stade de naine blanche. La matière alimentée par son compagnon distendu semble produire des instabilités qui se traduisent par de violentes explosions ou des explosions de nova. L'intervalle de temps entre les explosions peut aller de quelques dizaines d'années à des centaines de milliers d'années.

Dans les novas ordinaires, l'explosion semble n'impliquer que les couches externes, car l'étoile revient plus tard à son ancienne luminosité dans les supernovas, l'explosion est catastrophique. Normalement, les novas sont de petites étoiles bleues beaucoup plus faibles que le Soleil, bien que beaucoup plus chaudes. Lorsqu'une explosion se produit, l'étoile peut s'éclaircir très rapidement, de 10 magnitudes ou plus en quelques heures. Par la suite, il s'estompe, le taux d'évanouissement est lié à la luminosité de la nova. Les novas les plus brillantes, qui atteignent des magnitudes absolues d'environ -10, s'estompent le plus rapidement, tandis qu'une nova lente typique, qui atteint une magnitude absolue de -5, peut mettre 10 ou 20 fois plus de temps à décliner en luminosité. Cette propriété, lorsqu'elle est calibrée comme la magnitude absolue à la luminosité maximale par rapport au temps nécessaire pour décliner de deux magnitudes, permet aux novas d'être utilisées comme indicateurs de distance pour les galaxies proches. Les changements de lumière s'accompagnent de changements spectroscopiques prononcés qui peuvent être interprétés comme résultant d'altérations dans une coquille éjectée qui se dissipe lentement dans l'espace. Dans ses premières phases, la coquille en expansion est opaque. Au fur et à mesure que sa superficie augmente, avec une température de surface proche de 7 000 K, la nova s'éclaircit rapidement. Ensuite, près de la lumière maximale, la coquille devient transparente et sa luminosité totale chute rapidement, provoquant une atténuation de la nova.

On pense que la masse de la coquille est plutôt petite, environ 10 à 100 fois la masse de la Terre. Seules les couches externes de l'étoile semblent être affectées, la masse principale s'installe après l'explosion dans un état semblable à celui d'avant jusqu'à ce qu'une nouvelle explosion se produise. L'existence de novas répétitives, comme l'étoile T Coronae Borealis, suggère que peut-être toutes les novas se répètent à des intervalles allant jusqu'à des milliers ou peut-être des millions d'années et probablement, plus l'explosion est grande, plus l'intervalle est long. Il existe de fortes preuves que les novas sont des composants d'étoiles doubles proches et, en particulier, qu'elles ont évolué à partir du type de binaires à éclipse le plus courant, ceux du type W Ursae Majoris.

Les étoiles de type SS Cygni, également connues sous le nom de novas naines, subissent des explosions de type nova mais d'une amplitude beaucoup plus faible. Les intervalles entre les crises sont de quelques mois à un an. De telles variables sont des binaires proches. Le développement de ce type particulier n'est possible que dans des systèmes binaires proches.

Il existe deux principaux types de supernovas, désignés Type I (ou SNe I) et Type II (ou SNe II). Ils peuvent être distingués par le fait que les supernovas de type II ont des caractéristiques d'hydrogène dans leurs spectres, contrairement aux supernovas de type I. Les supernovas de type II résultent de l'effondrement d'une seule étoile plus massive qu'environ huit masses solaires, résultant en une étoile à neutrons ou un trou noir. Il existe trois classes de supernovas de type I : Ia, Ib et Ic. On pense que les supernovas de type Ia proviennent d'un système binaire contenant une naine blanche, un peu comme le cas des novas ordinaires. Contrairement à ce dernier, cependant, dans lequel seules les couches externes de la naine blanche semblent être affectées, dans une supernova de type I, la naine blanche est probablement complètement détruite, les détails ne sont pas encore entièrement compris. Certes, la production d'énergie d'une supernova est énormément supérieure à celle d'une nova ordinaire. Les supernovas de type Ib et Ic ressemblent au type II en ce sens qu'elles sont chacune l'effondrement du noyau d'une étoile massive. Cependant, une supernova de type II conserve son enveloppe d'hydrogène, contrairement aux supernovas de type Ib et Ic, ce qui conduit à des caractéristiques différentes de l'hydrogène dans leurs spectres. Le type Ib conserve une enveloppe d'hélium et a donc un spectre riche en raies d'hélium. Le type Ic ne conserve pas l'enveloppe d'hydrogène ou d'hélium.

Des preuves empiriques indiquent que dans une supernova de type Ia, la magnitude absolue à la lumière maximale peut être déterminée par une combinaison de données dérivées du taux de gradation après le maximum, de la forme de la courbe de lumière et de certaines mesures de couleur. Une comparaison des magnitudes absolue et apparente du maximum de lumière permet à son tour de trouver la distance de la supernova. C'est une question d'une grande utilité car les supernovas de type Ia à la lumière maximale sont les "bougies standard" les plus lumineuses disponibles pour déterminer les distances par rapport aux galaxies externes et peuvent donc être observées dans des galaxies plus éloignées que tout autre type de bougie standard. En 1999, l'application de cette technique a conduit à la découverte totalement inattendue que l'expansion de l'univers s'accélère plutôt qu'elle ne ralentit. Cette accélération est causée par l'énergie noire, une force de répulsion gravitationnelle qui est la composante dominante (73 %) de l'énergie de masse de l'univers.

Une variable explosive particulière sans contrepartie connue est Eta Carinae (NGC 3372), qui apparaît dans les télescopes sur Terre comme une « étoile » rouge floue d'un peu moins de deux secondes d'arc de diamètre. L'entourant est une coquille de gaz et de poussière en forme à peu près comme un sablier divisé par un disque mince. Observée pour la première fois comme une étoile d'environ la quatrième magnitude en 1677, elle s'éclaircit irrégulièrement, subissant une explosion en 1843, lorsqu'elle devint pendant quelques années la deuxième étoile la plus brillante du ciel. Par la suite, il s'est lentement estompé, devenant trop faible pour l'œil nu au tournant du 20e siècle. La décoloration était due, au moins en partie, à l'obscurcissement par la poussière émise lors de l'éruption précédente. L'étoile est restée proche de la septième magnitude avec des variations irrégulières pendant la majeure partie du 20e siècle, mais elle a recommencé à briller d'un ou deux dixièmes de magnitude par an au milieu des années 1990. En 2005, les astronomes ont découvert qu'Eta Carinae est, en fait, un système stellaire binaire avec une période orbitale de 5,52 ans. Sa composante A a une température d'environ 15 000 K, sa composante B, environ 35 000 K. Eta Carinae est considérée comme l'une des petites étoiles connues sous le nom de variables bleues lumineuses. Sa luminosité a été estimée à cinq millions de fois celle du Soleil. Des phénomènes de torchage produisant non seulement des effets visibles, mais aussi des effets de rayons X, d'ultraviolets et d'ondes radio ont été observés.

Probablement toutes les étoiles variables représentent des phases plus ou moins éphémères dans l'évolution d'une étoile. Mis à part les événements catastrophiques du type de ceux qui produisent une supernova, certaines phases de variabilité stellaire pourraient être d'une durée si brève qu'elles permettent des changements reconnaissables au cours d'un intervalle de 50 à 100 ans. D'autres étapes peuvent nécessiter plusieurs milliers d'années. Par exemple, la période de Delta Cephei, l'étoile prototype des variables Céphéides, a à peine changé d'une quantité détectable depuis que sa variabilité a été découverte en 1784.


La carte ne bouge pas/ne pointe pas au mauvais endroit

Assurez-vous que vous n'êtes pas passé en mode manuel. Votre téléphone a-t-il une boussole ? Sinon, Sky Map ne peut pas indiquer votre orientation. Recherchez-le ici : http://www.gsmarena.com/

Essayez de calibrer votre boussole en la déplaçant selon un mouvement en huit ou comme décrit ici : https://www.youtube.com/watch?v=k1EPbAapaeI.

Y a-t-il des aimants ou du métal à proximité qui pourraient interférer avec la boussole ?

Essayez de désactiver la "correction magnétique" (dans les paramètres) et voyez si c'est plus précis.

Pourquoi la localisation automatique n'est-elle pas prise en charge pour mon téléphone ?

Dans Android 6, le fonctionnement des autorisations a changé. Vous devez activer le paramètre d'autorisation de localisation pour Sky Map comme décrit ici : https://support.google.com/googleplay/answer/6270602?p=app_permissons_m

La carte est nerveuse

Essayez de régler la vitesse et l'amortissement du capteur (dans les paramètres). Nous avons bientôt une meilleure solution !

Ai-je besoin d'une connexion Internet ?

Non, mais certaines fonctions (comme la saisie manuelle de votre position) ne fonctionneront pas sans. Vous devrez utiliser le GPS ou saisir une latitude et une longitude à la place.


Sujet : Est-il possible que le soleil tourne autour d'une étoile hôte massive.

J'ai eu cette idée basée sur ce qui suit:

Discussions connexes :

Publié à l'origine par Dave Lee

Sauf que les bras spiraux ne sont pas formés par des groupes d'étoiles se déplaçant ensemble, mais plutôt par des ondes de compression balayant la galaxie, de sorte que les mouvements individuels des étoiles ne sont pas un facteur dans leur structure.

De plus, en plus de ne voir aucune étoile hôte, vous devrez montrer que les divers mouvements des étoiles sont en fait compatibles avec leur orbite autour d'une autre étoile. (les vitesses radiales prendraient un sur un modèle donné contraint par la mécanique orbitale)

Il y a une limite inférieure à la masse d'une telle étoile. Par exemple, Alpha Centauri a une vitesse radiale de -21 km/sec. Même à une distance d'une année-lumière seulement, pour qu'une étoile hôte maintienne une emprise sur Alpha C en se déplaçant à cette vitesse, l'étoile hôte devrait avoir une masse d'au moins 16 537 fois celle du Soleil. Si vous parlez d'un groupe d'étoiles locales en orbite autour de la même étoile hôte, vous parlez de quelque chose de beaucoup plus massif.

« Les hommes ont tendance à confondre la force de leurs sentiments avec la force de leur argumentation.
L'esprit échauffé n'aime pas le toucher froid et l'examen minutieux de la logique "-W.E. Gladstone

Publié à l'origine par Janus Publié à l'origine par Janus Publié à l'origine par Dave Lee Publié à l'origine par Janus

10 masses solaires. Si la vitesse radiale d'Alpha C était due à sa mise en orbite autour d'un tel trou noir, alors la mécanique orbitale exigerait qu'il soit en orbite autour de ce trou noir avec une période de 81 ans. Même en une fraction de ce temps, nous aurions noté un changement dans le mouvement radial et propre d'Alpha C qui aurait trahi l'existence de la masse en orbite. Il y aurait également eu un effet notable sur les orbites respectives d'Alpha C A et B. Le fait que ces autres étoiles étaient en orbite autour d'autres corps plus massifs n'est pas quelque chose qui aurait pu être manqué.

Dans le cas de la mesure de Sir William, ce n'est pas comme s'il l'avait mesurée en 1868, et que personne d'autre ne l'avait mesurée jusqu'à tout récemment. Il y a eu de nombreuses mesures entre les deux. Et ceux-ci auraient montré un changement progressif de la vitesse radiale au fil du temps si la différence entre ses valeurs et celles d'aujourd'hui était en fait due à un changement réel de la vitesse radiale. Il aurait également dû y avoir un changement correspondant dans le mouvement propre mesuré si cela était dû à sa mise en orbite autour d'un autre corps. Ni l'un ni l'autre n'a été le cas.

L'idée que les différentes vitesses radiales et appropriées des étoiles sont dues à leur orbite autour d'autres corps n'est tout simplement pas viable. Nous avons suffisamment de données d'observation étalées sur suffisamment d'années pour exclure cela.


La NASA confirme que papa californien a aidé à découvrir 2 exoplanètes tournant autour d'une étoile semblable au soleil

Un père californien a été nommé comme l'un des co-auteurs de la NASA dans une étude sur deux exoplanètes nouvellement découvertes.

Cesar Rubio, un machiniste basé à Pomona, en Californie, passe la plupart de ses nuits à parler des planètes et des étoiles avec son fils de sept ans, Miguel.

"J'essaie de nourrir cela", a déclaré Rubio à la NASA. Mais Rubio peut maintenant ajouter quelque chose d'autre à leurs conversations nocturnes – l'histoire de la façon dont il a aidé la NASA à découvrir deux nouvelles exoplanètes.

Rubio est l'un des milliers de volontaires pour Planet Hunters TESS, un projet financé par la NASA qui recherche des preuves d'exoplanètes ou de planètes au-delà de notre système solaire. Le projet permet à des citoyens comme Rubio de collaborer avec des scientifiques à la recherche d'exoplanètes.

Grâce à la curiosité et au dévouement des volontaires de Planet Hunters TESS, deux nouvelles exoplanètes ont été découvertes à environ 352 années-lumière. Selon une déclaration de la NASA, les planètes orbitent autour d'une étoile appelée HD 152843. L'étoile aurait la même masse que le soleil mais serait 1,5 plus grande et légèrement plus lumineuse.

Les scientifiques souhaitent maintenant en savoir plus sur les deux planètes en orbite autour de HD 152843. La première exoplanète, identifiée comme la planète b, serait 3,4 fois plus grosse que la Terre et terminerait une orbite en seulement 12 jours.

La planète c, en revanche, est encore plus grande. Environ 5,8 fois plus grande que la Terre, cette exoplanète a été considérée comme une "sous-Saturne" avec une période orbitale comprise entre 19 et 35 jours.

"Les étudier ensemble, les deux en même temps, est vraiment intéressant pour contraindre les théories sur la façon dont les planètes se forment et évoluent au fil du temps", a déclaré Nora Eisner, doctorante en astrophysique à l'Université d'Oxford au Royaume-Uni et auteur de l'étude, qui est maintenant publiée dans Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Eisner et son équipe ont partagé que les deux exoplanètes sont beaucoup trop gazeuses pour pouvoir supporter la vie. Néanmoins, leur découverte est cruciale pour en savoir plus sur la gamme de planètes possibles dans la galaxie de la Voie lactée.

"Nous faisons de petits pas vers la recherche d'une planète semblable à la Terre et l'étude de son atmosphère, et continuons à repousser les limites de ce que nous pouvons voir", a déclaré Eisner.

L'étude publiée est la première publication scientifique de Rubio. Selon Rubio, sa contribution à la recherche est un moment de fierté pour lui et son fils, car l'astronomie l'intéresse depuis toujours.

"Je sens que je contribue, même si ce n'est qu'une petite partie", a déclaré Rubio. « Surtout la recherche scientifique, c’est satisfaisant pour moi. »

Image : Première image directe d'une étoile semblable au Soleil accompagnée de deux exoplanètes géantes. L'image a été prise par le très grand télescope de l'Observatoire européen austral. Photo : ESO/Bohn et al.


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Des astronomes découvrent une planète semblable à Saturne avec une orbite similaire à Mercure tournant autour d'une étoile froide

Une équipe internationale d'astronomes a découvert une planète semblable à Saturne en orbite autour d'une petite étoile froide. Cela a été détecté par quelque chose appelé "l'oscillation" dans le mouvement de l'étoile. Pour les non-versés, cette oscillation est due à l'attraction gravitationnelle de la planète.

Selon un rapport publié dans Spaceref, c'est la première fois qu'une telle technique est utilisée avec succès avec des observations obtenues aux longueurs d'onde radio. La planète qui a été détectée est connue sous le nom de TVLM 513b. Cette planète particulière a une masse similaire à celle de Saturne et une orbite analogue qui est assez similaire à Mercure.

Selon le rapport, cette tendance des planètes extrasolaires en orbite autour de petites étoiles froides - connues sous le nom de naines ultra-froides n'est pas courante. Cette découverte par les astronomes a été faite en utilisant le Very Long Baseline Array (VLBA) à l'échelle du continent. La distance de cette planète à la Terre est de 35 années-lumière.

Cette technique astrométrique est généralement bonne pour détecter des planètes semblables à Jupiter sur des orbites éloignées de l'étoile. Cela se produit parce que lorsqu'une énorme planète orbite autour d'une étoile, l'oscillation produite dans l'étoile augmente avec une plus grande séparation entre la planète et l'étoile. La quantité d'oscillation est directement proportionnelle à la taille de la planète.

Salvador Curiel, de l'Université nationale autonome du Mexique, qui était également l'un des astronomes participant à ce projet, a déclaré : « Les planètes géantes, comme Jupiter et Saturne, devraient être rares autour de petites étoiles comme celle-ci, et la technique astrométrique est meilleur pour trouver des planètes semblables à Jupiter sur des orbites larges, nous avons donc été surpris de trouver une planète de masse inférieure, semblable à Saturne, sur une orbite relativement compacte. Nous nous attendions à trouver une planète plus massive, semblable à Jupiter, sur une orbite plus large.

Il a en outre mentionné: "Détecter les mouvements orbitaux de ce compagnon planétaire de masse sub-Jupiter dans une orbite aussi compacte était un grand défi".


FAMILLE D'ASTREE

PARENTS

[1.1] KRIOS & EURYBIA (Hésiode Théogonie 375, Apollodore 1,8)
[2.1] TARTAROS & GAIA (ici listé comme Gigante) (Préface Hyginus)

PROGÉNITURE

[1.1] LES ANEMOI (BOREAS, ZEPHYROS, NOTOS), L'ASTRA (EOSPHOROS) (par Eos) (Hésiode Théogonie 378, Apollodore 1.9)
[1.2] BOREAS, ZEPHYROS, NOTOS (par Eos) (Préface d'Hyginus)
[1.3] BOREAS, ZEPHYROS, NOTOS, EUROS, EOSPHOROS (par Eos) (Nonnus Dionysiaca 6.18 & 37.70 & 47.340)
[2.1] ASTRAIA (par Eos) (Aratus Phaenomena 96, Hyginus Astronomica)


Construction de l'observatoire de Lin Hall

Avec l'achèvement du nouveau bâtiment de recherche Chun Lin Hall fin 2018, une nouvelle installation d'observation publique a été construite au sommet du bâtiment à la pointe de la technologie. Le bâtiment, construit avec une tolérance élevée aux vibrations, offrira la meilleure expérience visuelle pour la vision et l'imagerie astronomiques. Au sommet du bâtiment, au 3ème étage, repose un tout nouveau télescope polaire Meade SCT de 14 pouces avec un imageur fixe, capable d'observations à distance et d'images astronomiques sans précédent prises à l'OU. En plus de ce télescope de qualité recherche, 9 nouveaux télescopes de 8 pouces ont également été installés avec des supports réglables verticalement pour faciliter la sensibilisation du public et les nombreux laboratoires d'astronomie enseignés à l'OU. On estime que plus d'une centaine d'étudiants utilisent les télescopes chaque semestre et que plus de deux cents membres de la communauté se joignent à nous pour des soirées d'étoiles. Avec l'introduction de cette installation unique en son genre, nous pouvons désormais fournir le meilleur service à la communauté et à nos camarades étudiants. Ciel clair!


Plus d'un million d'étoiles se forment dans un mystérieux nuage de gaz poussiéreux dans une galaxie voisine

Le fond bleu est une image du télescope spatial Hubble de la galaxie NGC 5253 les taches blanches sont de jeunes amas d'étoiles. Superposé est le gaz (rouge flou à jaune) vu par le Submillimeter Array. La partie la plus lumineuse de l'image est Cloud D.

Plus d'un million de jeunes étoiles se forment dans un nuage chaud et poussiéreux de gaz moléculaires dans une minuscule galaxie près de la nôtre, a découvert une équipe internationale d'astronomes.

L'amas d'étoiles est enterré dans une supernébuleuse dans une galaxie naine connue sous le nom de NGC 5253, dans la constellation du Centaure. L'amas a un milliard de fois la luminosité de notre soleil, mais est invisible à la lumière ordinaire, caché par ses propres gaz chauds.

"Nous sommes de la poussière d'étoile, et cet amas est une usine d'étoiles et de suie", a déclaré Jean Turner, professeur de physique et d'astronomie à l'UCLA College et auteur principal de la recherche, publiée le 19 mars dans la revue Nature. &ldquoNous voyons la poussière que les étoiles ont créée. Normalement, lorsque nous regardons un amas d'étoiles, les étoiles ont depuis longtemps dispersé tout leur gaz et leur poussière, mais dans cet amas, nous voyons la poussière.

« J'ai cherché pendant des années le nuage de gaz qui forme la supernébuleuse et son amas d'étoiles », a-t-elle déclaré. &ldquoNous l'avons détecté.&rdquo

La quantité de poussière entourant les étoiles est extraordinaire et représente environ 15 000 fois la masse de notre soleil en éléments tels que le carbone et l'oxygène.

"Nous avons été stupéfaits", a déclaré Turner, président du département de physique et d'astronomie.

L'amas a environ 3 millions d'années, ce qui, en termes astronomiques, est remarquablement jeune. Il est susceptible de vivre plus d'un milliard d'années, a-t-elle déclaré.

La Voie lactée n'a pas formé d'amas d'étoiles gigantesques depuis des milliards d'années, a déclaré Turner. Il forme toujours de nouvelles étoiles, mais pas en si grand nombre, a-t-elle déclaré. Certains astronomes pensaient que de tels amas d'étoiles géantes ne pouvaient se former que dans l'univers primitif.

La Voie lactée a des nuages ​​​​de gaz, mais rien de comparable à cette galaxie & rsquos Cloud D & mdash voit la zone blanche brillante sur la photo & mdash qui abrite l'énorme amas d'étoiles enveloppé de gaz épais et de poussière, a déclaré Turner.

La quantité d'un nuage de gaz transformé en étoiles varie selon les différentes parties de l'univers. Dans la Voie lactée, le taux de nuages ​​de gaz de la taille du nuage D est inférieur à 5 %. Dans Cloud D, le taux est au moins 10 fois plus élevé, et peut-être bien plus.

Turner et ses collègues ont mené la recherche avec le Réseau submillimétrique, un projet conjoint du Smithsonian Astrophysical Observatory et de l'Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics, sur le Mauna Kea d'Hawaï.

NGC 5253 compte des centaines de grands amas d'étoiles, dont au moins plusieurs sont jeunes, rapportent les astronomes. Le plus spectaculaire se trouve au sein de Cloud D.

&ldquoNous&rsquor attrapons ce cluster à un moment spécial,&rdquo Turner a déclaré. &ldquoAvec un amas de cette taille, nous nous attendrions à ce que plusieurs milliers d'étoiles soient devenues des supernovae et explosent maintenant. Nous n'avons encore trouvé aucune preuve d'une supernova.&rdquo

L'amas contient plus de 7 000 étoiles massives &ldquoO&rdquo &mdash la plus lumineuse de toutes les étoiles connues, chacune un million de fois plus brillante que notre soleil.

NGC 5253 contient environ neuf fois plus de matière noire que de matière visible et un taux beaucoup plus élevé que les parties internes de la Voie lactée, a déclaré Turner.

Dans les années à venir, le nuage pourrait être détruit par des étoiles qui deviendraient des supernovae, a déclaré Turner, "qui feraient tourner tout le gaz et les éléments créés par les étoiles dans l'espace interstellaire".

Les co-auteurs de la recherche incluent S. Michelle Consiglio, une étudiante diplômée de l'UCLA de Turner & rsquos David Meier, un ancien étudiant diplômé de l'UCLA qui est maintenant à l'Institut des mines et de la technologie du Nouveau-Mexique Sara Beck, professeur d'astronomie à l'école de l'Université d'Israël de Tel Aviv. de physique et d'astronomie Paul Ho de Taïwan&rsquos Academia Sinica Astronomy and Astrophysics et Jun-Hui Zhao du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Turner et ses collègues ont détecté pour la première fois l'émission radio de l'amas d'étoiles en 1996. Ils continueront à étudier la galaxie à l'aide du grand réseau millimétrique/submillimétrique d'Atacama au Chili.


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