Du ciel et de la terre

Éclipse annulaire solaire du 20 mai 2012

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La France n’était pas concernée mais l’Asie et en particulier une partie du Japon a pu observer une éclipse annulaire de Soleil, le matin du 21 mai 2012, date locale.

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Le site de l’Agence Spatiale Japonaise JAXA nous propose deux vues de l’événement.

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Éclipse annulaire solaire, mai 2012 ; crédit image : HINODE, JAXA

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Ce cliché a été enregistré par le satellite d’observation solaire japonais HINODE (ex Solar-B, construit en collaboration avec la NASA et l’ESA). Situé dans l’espace, il n’était pas situé exactement dans l’axe Terre-Lune-Soleil, et nous ne pouvons donc pas voir le magnifique anneau de feu caractéristique des éclipses annulaires. Par contre en 2011, le même satellite avait réalisé cette très belle image d’une éclipse annulaire solaire.

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Éclipse annulaire solaire, 2011 ; crédit image : HINODE, JAXA

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Enfin un autre satellite japonais, MICHIBIKI, a photographié l’ombre de la Lune sur le Japon au moment de l’éclipse.

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Éclipse annulaire solaire, mai 2012 ; crédit image : MICHIBIKI, JAXA

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Plan large : 1 024 x 864 pixels

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Source principale : site JAXA

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Galaxie spirale ESO 498-G5

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Grâce à l’acuité du système d’imagerie du télescope spatial Hubble, nous pouvons contempler cette magnifique vue d’une galaxie spirale cataloguée comme ESO 498-G5

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Galaxie spirale ESO 498-G5 ; crédit image : ESA, Hubble & NASA

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Plan large : 669 x 1 280 pixels

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ESO 498-G5 est située à 100 millions d’années lumière de nous dans la constellation australe de la Boussole.

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Cette spirale présente une caractéristique physique particulière. Ses bras continuent de spiraler jusqu’à son centre, ce qui lui donne l’impression d’être une galaxie spirale contenant en son cœur une autre spirale plus petite.

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Les astronomes opposent ce centre spiralé à celui ressemblant plus à un bulbe global de beaucoup d’autres galaxies spirales ou elliptiques. Ils ont observé que le taux de formation d’étoiles est plus important dans les galaxies aux bulbes centraux spiralés que dans les galaxies aux bulbes centraux classiques. Ici ESO 498-G5 resplendit sous l’éclat bleuté de ses jeunes étoiles.

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Autre différence mais invisible à l’œil nu, le déplacement des étoiles est aléatoire par grands essaims dans les bulbes centraux globaux alors qu’il suit celui des bras spiraux dans les galaxies aux bulbes spiralés.

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Les astronomes imaginent que cette différence de structure reflète aussi la genèse des galaxies. Les galaxies à bulbes globaux se sont formées par suite d’événements majeurs comme fusions ou collisions galactiques tandis que celles présentant un bulbe spiralé se sont formées plus doucement par transfert de matière des bras extérieurs vers leur centre.

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Pour le plaisir des yeux, à noter aussi, sur ce cliché d’Hubble, le très beau fond d’espace entourant ESO 498-G5, constellé d’autres galaxies.

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Source : site Hubble, ESA

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Méthone et Téthys

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Une image exceptionnelle pour débuter cet article.

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Méthone, 20 mai 2012 ; crédit image : NASA, JPL-Caltech, SSI

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Voici Méthone, l’une des petites lunes découvertes grâce à Cassini en 2004 par Sébastien Charmoz, membre de l’équipe scientifique de la sonde. Large de moins de trois kilomètres, elle est intégrée à l’anneau E et orbite à une distance de l’ordre de 194 000 kilomètres de Saturne.

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C’est la première vue “en gros plan” de Méthone. Lors du précédent croisement de Cassini avec elle en 2005, vue d’une distance de 225 000 kilomètres, Méthone n’était qu’un petit point sur les clichés. Cassini a pris celui-ci le 20 mai 2012 à une distance de seulement 1 900 kilomètres. Il ne fallait donc pas rater la prise de vue. Elle nous permet de mieux voir ce petit corps recouvert des particules émises par les geysers glacés de la lune Encélade.

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Ce même jour, Cassini a croisé la lune Téthys (1 062 kilomètres de diamètre) à une distance au plus près de 54 000 kilomètres.

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Téthys 1, 20 mai 2012 ; crédit image : NASA, JPL-Caltech, SSI

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Distance de Téthys : environ 131 300 kilomètres

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Téthys 2, 20 mai 2012 ; crédit image : NASA, JPL-Caltech, SSI

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Distance de Téthys : environ 59 900 kilomètres

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Ces trois vues sont brutes, offertes avec leurs imperfections de transmission au public. Elles seront rectifiées, analysées et archivées par la NASA dans l’avenir.

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Cassini va rencontrer le 22 mai 2012 la plus grosse lune de Saturne, Titan, avec un survol au plus près à 955 kilomètres d’altitude. A son programme, l’étude renouvelée de ses lacs d’hydrocarbures.

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Il ne s’agit là que du premier d’une nouvelle série de survols de Titan. Actuellement Cassini orbite pratiquement dans le plan des anneaux et des principales lunes de Saturne à 16° du plan équatorial de la planète géante.

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Comme annoncé dans les notes précédentes, Cassini va prendre de la “hauteur” par rapport à Saturne. Les concepteurs de Cassini n’ont pas prévu, (et pour cause puisque la sonde, en relativement bon état, année après année, se voit attribuer des missions supplémentaires), pour la sonde des micro-propulseurs capables de lui faire emprunter des orbites plus inclinées que celui du plan des anneaux.

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Qu’à cela ne tienne, les ingénieurs ont trouvé la solution en utilisant l’effet gravitationnel de Titan sur Cassini. Ainsi après plusieurs survols de Titan, Cassini en 2013 atteindra une orbite inclinée de 62° par rapport au plan équatorial de Saturne. Il faut remonter à 2008 pour retrouver Cassini sur de telles orbites ; elle avait alors atteint une inclinaison de 74° par rapport au plan équatorial. Pendant cette période, nous aurons l’occasion d’admirer des vues spectaculaires sur les pôles et les anneaux de Saturne, avant que Cassini ne retrouve Téthys sur le plan équatorial en 2015.

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Mission a hauts risques tant logistiques pour les ingénieurs que pour la sonde à tout moment susceptible de tomber en panne définitive. Mais depuis son lancement, Cassini n’a cessé de nous émerveiller !

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Sources principales :

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Site Cassini Solstice Mission

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Site CICLOPS

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Astéroïde Vesta, nouvelle série de cinq…

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Si Dagobert est le nom du chien d’un club célèbre ainsi que celui d’un astéroïde, en ce dimanche soir, il s’agit pour nous de retrouver le deuxième plus gros astéroïde de la ceinture du même nom : Vesta. Nous regardons une nouvelle série de cinq clichés pris par la sonde Dawn de la NASA en orbite actuellement autour de Vesta.

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Crédit image : NASA, JPL-Caltech, UCLA, MPS, DLR, IDA

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Source : site Dawn, NASA

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Vesta, cratère Rubria

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette image a été réalisée par la caméra de cadrage de Dawn au travers d’un filtre clair le 22 octobre 2011. Dawn se trouvait à 700 kilomètres d’altitude au-dessus de la région Gegania, juste au sud de l’équateur vestan. La résolution au sol est de l’ordre de 63 mètres par pixel.

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Rubria est le nom du cratère décalé vers la droite au centre du cliché. Ici les matériaux brillants sont plutôt répartis vers l’intérieur du cratère tandis que les plus sombres, sauf dans la zone d’affaissement sont situés tout autour, les plus lointains jusqu’à 15 kilomètres de la bordure.

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Vesta, cratère Scantia

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette vue a été réalisée par la caméra de cadrage de Dawn au travers d’un filtre clair le 30 septembre 2011. Dawn se trouvait à 700 kilomètres d’altitude au-dessus de la région Floronia, sur l’hémisphère nord vestan. La résolution au sol est de l’ordre de 62 mètres par pixel.

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Scantia est le grand cratère large de 20 kilomètres visible dans la région bas gauche de l’image. Sa bordure semble très dégradée. Sur sa partie gauche deux lobes arrondis laissent à penser qu’ils sont le résultat de deux impacts ultérieurs venus percuter son mur, créant deux zones d’effondrement vers le centre. De nombreux cratères environnent Scantia dans tous les états de conservation et plus ou moins récents. Sont visibles aussi des chaînes de cratères secondaires et dans le coin bas-droites en diagonales des raies linéaires de moins d’un kilomètre de largeur.

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Vesta, cratère Serena

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette photo a été réalisée par la caméra de cadrage de Dawn au travers d’un filtre clair le 28 octobre 2011. Dawn se trouvait à 700 kilomètres d’altitude au-dessus de la région Sextilia, sur l’hémisphère sud vestan. La résolution au sol est de l’ordre de 63 mètres par pixel.

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Le grand cratère, large de 19 kilomètres, au milieu gauche du cliché se nomme Serena. Sa bordure gauche est beaucoup plus dégradée que la droite qui semble plus fraîche. Des zones de matériaux brillants et sombres y alternent en s’étendant vers son centre sur plus de 5 kilomètres. Un amoncellement de matériaux est visible près du centre gauche. Tout autour de Serena, des cratères plus petits présentent la même alternance de matériaux brillants et sombres.

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Vesta, cratères Urbinia et Sossia

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette vue a été réalisée par la caméra de cadrage de Dawn au travers d’un filtre clair le 13 octobre 2011. Dawn se trouvait à 700 kilomètres d’altitude au-dessus de la région Urbinia, sur l’hémisphère sud vestan. La résolution au sol est de l’ordre de 67 mètres par pixel.

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Urbinia est le grand cratère qui domine le coin supérieur gauche de l’image et Sossia est le petit cratère entouré de matière sombre dans le bas du cliché. Urbinia a une forme très particulière et reconnaissable c’est pourquoi toute la région porte le même nom. Urbinia est large de 24 kilomètres, tandis que Sossia, plus petit avec un diamètre de 8 kilomètres, est lui aussi intéressant par la disposition de la matière sombre qui lui est associée.

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Vesta, cratère Sossia

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Ce cliché a été réalisé par la caméra de cadrage de Dawn au travers d’un filtre clair le 25 octobre 2011. Dawn se trouvait à 700 kilomètres d’altitude au-dessus de la région Urbania, l’hémisphère sud vestan La résolution au sol est de l’ordre de 64 mètres par pixel.

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Si le cratère Urbania est en partie tronqué, nous retrouvons dans le bas de l’image le cratère Sossia. Sa bordure nette dénote un impact relativement récent. Sont particulièrement remarquables les matériaux sombres s’étendant loin de la partie supérieure du cratère. Un autre petit cratère sur sa bordure inférieure semble entièrement recouvert des mêmes matériaux sombres. Les terrains environnants marqués de crêtes curvilignes et de rainures sont typiques des terrains de l’hémisphère sud de Vesta.

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Par ailleurs, les études scientifiques établies d’après les données assemblées par la sonde Dawn, confirment à Vesta le statut de protoplanète avec des particularités inédites dans l’exposition de ses couches géologiques.

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Rolling Stones Tour on the Moon, épisode 2

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Pour le divertissement, retrouvons la tournée des Rolling Stones sur la Lune (Voir dernière note sur le sujet du 23 septembre 2011). L’étoile, la star, sur la photo de cadrage ci-dessous, prise par le système d’imagerie de la sonde LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) de la NASA, indique notre point de chute.

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Rolling Stones on Pikelner cratère ; crédit image : NASA, GSFC, University of Arizona

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Plan large : 1 000 x 1 000 pixels

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Nous regardons les hautes terres de la face cachée de la Lune, par 48,899° latitude Sud et 121,698° longitude Est. Nous sommes près d’un cratère sans nom, large de 4 kilomètres dans le cratère Pikelner S (62 kilomètres de diamètre), nommé ainsi en l’honneur de l’astronome russe Salomon Pikelner.

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Rolling Stones on Pikelner cratère, détail ; crédit image : NASA, GSFC, University of Arizona

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Plan large : 1 400 x 1 400 pixels

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Oh surprise ! Nos quatre Rolling Stones, parcourent simultanément un arc de cercle sur la surface cachée de la Lune ! L’image ci-dessus couvre une région de 756 mètres de côtés.

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Les rochers , à l’occasion d’un tremblement de Lune ou d’un impact de météorite, peuvent être déstabilisés et dévaler les pentes en laissant des traces plus ou moins rectilignes. Leurs traces peuvent connaître différentes formes en fonction de la morphologie des pierres, de leurs rebonds et des différences de gravité selon l’angle des pentes d’autant que la gravité est légère sur la Lune. Donc on peut s’attendre à trouver des traces globalement rectilignes en pointillés, alors comment expliquer ces quatre lignes courbes ?

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L’image détaillée montre un paysage relativement lisse, marqué par de petits cratères récents. Nous ne nous trouvons donc pas sur les bords du petit cratère, très récent, le sol serait moins lisse, mais plutôt sur la paroi très dégradée du cratère Pikelner S, comme nous l’indique l’image de contexte. Il est probable que ces quatre blocs rocheux larges de 7 à 9 mètres chacun, ont été projeté au loin lors de l’impact formant le petit cratère pour atterrir ici sur la pente de Pikelner.

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Les traces des blocs sont continues et lissées comme s’ils avaient roulé sur un tas de sable, et non en pointillés comme s’ils avaient rebondi sur ce même tas de sable. Ce qui apporte à l’observateur une idée de la vitesse des blocs, leur forme, l’angle d’impact et la cohérence de la surface (régolite compact ou moelleux).

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Après leur atterrissage, les rochers ont continué à rouler en fonction des pentes locales et de leurs caractéristiques physiques, ils ne sont pas ronds comme des billes, avec une belle synchronisation. Voilà une petite énigme géologique amusante résolue !

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Source principale : site LROC

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Sharpless 2-71, une nébuleuse planétaire en recherche de paternité

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Grâce au télescope Gemini Nord, au miroir de 8 mètres, installé à Hawaï sur le Mauna Kea, nous pouvons admirer cette nébuleuse planétaire, cataloguée comme Sharpless 2-71 (Sh 2-71) et située dans la Constellation de l’Aigle à 3 260 années lumière de nous.

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Nébuleuse planétaire Sharpless 2-71 ; crédit image : Gemini Observatory, AURA

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Plan original : 1 576 x 2 197 pixels

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Une nébuleuse planétaire est un terme bien inapproprié pour désigner les rejets dans l’espace émis par une étoile mourante. Au terme de son agonie, ne restera plus, brillant intensément dans l’espace, que son cœur mis à nu destiné à se refroidir au cours du temps. L’étoile morte est devenue une naine blanche.

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Depuis sa découverte en 1946 par Rudolph Minkovski, les astronomes acceptaient comme une évidence que la paternité de Sh 2-71 revenait à l’étoile brillante très visible en son centre, en réalité un système binaire d’étoiles connu. En astronomie, comme ailleurs, il faut se méfier des évidences !

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Ainsi, des études postérieures ont proposé un nouveau parent possible à Sh 2-71, l’étoile bleue moins lumineuse que la binaire centrale, visible un peu en dessous de sa droite (à 4 heures). Selon ces chercheurs la binaire centrale n’émet pas assez de rayonnements lumineux ultraviolets pour rendre si visible la nébuleuse planétaire, alors que l’étoile bleue semble avoir le profil correspondant. Par contre l’aspect bipolaire de Sh 2-71 peut s’expliquer aisément par l’interaction gravitationnelle des deux étoiles orbitant l’une autour de l’autre sur les jets de matières vers l’espace. Il a été impossible pour l’instant de découvrir un compagnon à l’étoile bleue.

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Une nouvelle étude utilisant les données du télescope Gemini Nord a essayé de répondre à cette question de paternité stellaire. La structure de la nébuleuse s’est montrée encore plus complexe qu’imaginée jusqu’à présent. Les jets de matières ont changé de direction et de puissance au fil du temps. Selon Luis Miranda (Institut d’Astrophysique d’Andalousie, Espagne), principal responsable des nouveaux travaux, l’aspect de la nébuleuse planétaire est difficile à expliquer sans l’existence d’un couple d’étoiles en interaction. Mais les données manquent pour affirmer avec certitude quelle est l’étoile progénitrice de Sharpless 2-71.

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Source principale : site Gemini Observatory

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Mercure, huit deuxième

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Nous voici de retour sur Mercure pour visionner une nouvelle série de huit images prises par le système d’imagerie de la sonde de la NASA, Messenger, en orbite autour de la planète la plus proche du Soleil.

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Crédit images : NASA, JHUAPL, Carnegie Institution Washington

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Source principale : site Messenger

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Mercure, cratère Fonteyn

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Plan large : 1 024 x 1 020 pixels

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Cette image a été prise le 02 février 2012 par 32,81° latitude Nord et 95,58° longitude Est, avec une résolution de l’ordre de 17 mètres par pixel.

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Ce cratère large de 29 kilomètres est l’un des plus récents formés sur Mercure. Il a été nommé Fonteyn en l’honneur de la célèbre danseuse britannique Margot Fonteyn. Cette haute résolution nous permet d’apprécier en détail en particulier la masse des pics centraux ou les terrasses le long des parois du cratère.

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Mercure, cratère Noureev

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Plan large : 1 363 x 1 255 pixels

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Cette image a été prise le 03 mai 2011 par 11,78° latitude Nord et 187,0° longitude Est, avec une résolution de l’ordre de 76 mètres par pixel.

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Tout comme le cratère Fonteyn, décrit ci-dessus, le cratère Noureev, au centre de l’image, s’est formé récemment sur Mercure. Large de 16 kilomètres, il a été nommé en l’honneur du danseur Rudolf Noureev, d’origine russe puis britannique et qui fut, bien sur, partenaire de danse de Margot Fonteyn.

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Mercure, cratère Abedin en couleurs

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Plan large : 1 406 x 1 188 pixels

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Cette image en couleurs a été prise le 21 mars 2012 par 60,41° latitude Nord et 351,5° longitude Est, avec une résolution de l’ordre de 147 mètres par pixel.

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Le cratère Abedin, large de 116 kilomètres est l’un des grands cratères qui se sont formés “récemment” sur les plaines du Nord formées de dépôts volcaniques. Ces grandes plaines apparaissent très uniformes sous l’épaisseur des dépôts de laves ; les éjectas du cratère Abedin laissent apparaître de légères nuances de couleurs rouges dans les matériaux fondus redéposés.

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Mercure, région du pôle Nord

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Plan large : 1 449 x 1 378 pixels

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Cette image a été prise le 24 avril 2012 par 86,55° latitude Nord et 220,2° longitude Est, avec une résolution de l’ordre de 59 mètres par pixel.

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Lors de la première campagne d’observation de Messenger, la sonde a photographié de nombreuses fois le pôle sud et des zones en permanence dans l’ombre ont ainsi pu être repérées. Depuis le prolongement de sa mission, la sonde fait le même travail en passant régulièrement dans la région du pôle nord de Mercure pour combler les manques, les régions non encore filmées. La zone couverte ici est large de 60 kilomètres.

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Mercure, pic central massif

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Plan large : 1 332 x 1 345 pixels

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Cette image a été prise le 11 avril 2012 par 48,17° latitude Nord et 219,0° longitude Est, avec une résolution de l’ordre de 22 mètres par pixel.

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Le vue couvre une zone de 25 kilomètres de large environ. Sa haute résolution nous permet de voir le pic central d’un cratère non encore nommé, large de plus de 100 kilomètres. De tels pics se forment par la remontée de matériaux profondément enfuis lors de l’impact formant le cratère. La hauteur de ce pic avoisine le kilomètre d’altitude au-dessus du plancher du cratère.

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Mercure, exemple de fluage

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Plan large : 1 500 x 1 498 pixels

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Cette image a été prise le 26 février 2012 par 45,43° latitude Nord et 298,8° longitude Est, avec une résolution de l’ordre de 13 mètres par pixel.

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La vue couvre une zone d’environ 14 kilomètres de large. Nous regardons à très haute résolution l’intérieur d’un cratère de l’hémisphère nord martien. Près de la base de la paroi Nord du cratère apparaît une subtile ligne courbe indiquée par les flèches. Elle correspond à la bordure d’un lobe de matériaux probablement formé par le lent mouvement du régolite sous l’action de la pesanteur dans le sens de la pente de la paroi. Les géologues appellent ce type de mouvement de matériaux un “fluage”.

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Mercure, Blue Velvet

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Plan large : 1 214 x 1 270 pixels

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Cette image, prise au travers de 8 filtres de couleurs le 10 avril 2011, est centrée par 2,5° latitude Sud et 316,5° longitude Est, avec une résolution de l’ordre de 975 mètres par pixel.

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La vue couvre une distance d’environ 1 040 kilomètres et regroupe les cratères Kuiper, Yeats, Dominici et Homère. Son intérêt principal consiste en son centre dans les terrains qui apparaissent en bleu profond. Ces matériaux sombres dans toutes les longueurs d’ondes, reflètent aussi moins la lumière que la moyenne des autres terrains en surface de Mercure.

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Mercure, joli désert

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Plan large : 1 353 x 1 352 pixels

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Cette image a été prise le 25 février 2012 par 35,73° latitude Nord et 306,8° longitude Est, avec une résolution de l’ordre de 17 mètres par pixel.

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Même un paysage aride possède sa propre beauté austère. L’image couvre une zone d’environ 17 kilomètres de longueur. Les terrains semblent doux par suite d’une longue érosion. Les vieux cratères sont très érodés et juste marqués par quelques petits cratères plus récents. Un tel site serait idéal pour un atterrissage en toute sécurité sur Mercure, encore que pour des raisons thermiques, il serait choisi plus près des pôles (le point le plus chaud au sol dépasse les 400°C alors que les régions à l’ombre atteignent les – 180° C).

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 Galaxie Centaurus A alias NGC 5128

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Ce mercredi, grâce au télescope MPG de 2,2 mètres de l’ESO construit sur le site de La Silla au Chili, nous avons l’occasion de retrouver la, souvent citée en référence dans les articles scientifiques, galaxie Centaurus A, alias NGC 5128 (voir dernière note sur le sujet du 9 février 2009).

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Galaxie Centaurus A alias NGC 5128 ; crédit image : ESO

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Plan large : 1 536 x 2 048 pixels

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Centaurus A est une grande galaxie elliptique située à environ 12 millions d’années lumière de nous dans la constellation du Centaure. La lettre A lui a été attribuée lorsque dans les années 1950 elle a été repérée comme la plus puissante source de rayonnements radio dans la constellation du Centaure.

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Ces rayonnements sont la conséquence de l’activité de son trou noir hypermassif, dont la masse est estimée a au moins cent millions de masses solaires. La forme lisse de la galaxie elliptique est perturbée par la grande masse sombre de gaz et de poussières qui vient obscurcir son centre. En son sein naissent des millions de jeunes étoiles dont les amas sont repérables en rouge sur le cliché, couleur correspondant (grâce à un filtre spécial) à la présence d’hydrogène ionisé.

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La structure sombre, la formation frénétique d’étoiles, et l’hyperactivité du trou noir, sont des indices laissant à penser que la galaxie elliptique géante (formée en grande majorité de vieilles étoiles) est entrée en collision avec une galaxie spirale de taille semblable à la nôtre ; elle est en train de finir de la digérer.

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Le trou noir central de Centaurus A émet deux puissants jets de matières à des vitesses proches de celle de la lumière. Ils correspondent aux jets signalés par les rayonnements radio. Un de ses jets est visible en partie sur ce cliché à partir du centre galactique à une distance de 65 000 années lumière en direction du coin supérieur gauche de l’image. Son alter ego est à peine estompé dans la partie inférieure droite de la galaxie.

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Cette très belle vue de Centaurus A et de son environnement profond a nécessité au total plus de 50 heures d’observations par le télescope MPG de l’ESO. Elle a servi de base à une étude scientifique : plus de 200 nouvelles étoiles variables ont été découvertes dans la bande sombre où se créent les nouvelles étoiles.

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Source : site ESO

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Galaxie spirale NGC 891

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Galaxie spirale NGC 891 ; crédit image : ESA, Hubble, NASA

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Plan large : 1 200 x 1 920 pixels

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Le système d’imagerie du télescope spatial Hubble nous permet d’admirer un des côtés de la galaxie spirale NGC 691, située à 30 millions d’années lumière de nous dans la constellation d’Andromède. Le bulbe central galactique correspond à l’angle bas gauche de l’image.

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La galaxie, s’étendant sur 100 000 années lumière, est vue exactement par sa tranche ; ce qui nous permet de distinguer l’importance des poussières et des gaz interstellaires du plan galactique. Si elle fut d’abord pensée assez semblable à notre Voie Lactée, un examen détaillé montre l’existence de filaments de gaz et de poussières s’échappant du plan galactique. Ils peuvent ici être vus assez clairement se prolongeant sur des centaines d’années lumière sur le fond lumineux du halo galactique.

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Les scientifiques expliquent leur présence par l’important taux de création d’étoiles que connaît la galaxie ainsi que par le souffle des supernovæ résultantes ; ces deux éléments sont à l’origine de puissants vents stellaires chassant les matériaux hors de la galaxie sur des centaines d’années lumières. NGC 891 fait partie d’un petit groupe de galaxies reliées gravitationnellement les unes aux autres ; son fort taux de natalité stellaire en étant probablement une conséquence.

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En arrière plan, sont visibles dans la partie bas-droite de l’image plusieurs galaxies elliptiques alors qu’en avant plan brillent quelques étoiles de notre Galaxie.

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Source : site Hubble, ESA

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Effets de lunes aux anneaux

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Daphnis et Pan jouent aux anneaux ; crédit image : NASA, JPL, SSI

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Plan large : 1 016 x 1 016 pixels

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Ce cliché a été pris dans le visible par la sonde Cassini le 3 juin 2010 d’une distance de 539 000 kilomètres de Saturne. Cassini regarde en dessous du côté non ensoleillé des anneaux où la résolution est de l’ordre de 3 kilomètres par pixel.

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Nous aurons bientôt de plus en plus l’occasion de contempler les anneaux du dessus ou du dessous puisque la sonde s’éloigne peu à peu du plan des anneaux pour orbiter vers les pôles de Saturne sur une durée de deux ans.

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Et le spectacle aussi y est magnifique puisque, comme ici, nous pouvons voir les effets de la gravitation de deux petites lunes sur les anneaux qui les entourent.

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Par exemple sur le côté gauche de l’image, Daphnis, 8 kilomètres de diamètre, située dans la division Keeler de l’anneau A, sculpte ses bords tant de façon radiale que verticale, tandis que Pan (28 kilomètres de diamètre) sur la droite de l’image, agit de même au sein de la division Encke de l’anneau A. Son influence se propage aussi sous la forme de jolies courbes radiales plus sombres en direction du centre de l’image.

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Source : site CICLOPS

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