Du ciel et de la terre

Dioné et Téthys

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Dioné et Téthys ; crédit image : NASA, JPL, Space Science Institute

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Les longs discours sont inutiles, l’image est impressionnante en soi ! Elle a été prise en lumière visible sous un filtre vert le 23 mars 2010 par la sonde Cassini en orbite autour de Saturne.

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Cassini se trouvait à 1,2 millions de kilomètres de Dioné (Dione) où la résolution est de 7 km/pixel et à 1,8 millions de kilomètres de Téthys (Tethys) où la résolution est de 11 km/pixel.

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Téthys (1 062 km de diamètre) semble plus lumineuse que Dioné (1 123 km de diamètre, son albédo est plus élevé (elle reflète plus la lumière du soleil) car elle reçoit des particules glacées en provenance des geysers d’Encelade et de l’anneau E “proches”.

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Source : site Cassini Equinox Mission

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NGC 3628

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NGC 3628 est une galaxie spirale, membre d’un groupe galactique dit le Triplet du Lion, et située à 35 millions d’années lumière de nous dans la constellation du Lion.

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Alors que ses deux sœurs M65 et M66 avaient été repérées en 1780 par Charles Messier, NGC 3628 était passée inaperçue de l’astronome, vu la qualité des instruments de son temps. Elle le sera quatre ans plus tard par un autre célèbre astronome : William Herschel. A cette époque, aucun des deux n’avait la moindre notion de ce que pouvait être une galaxie !

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NGC 3628 ; crédit image : ESO

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Plan large : 768 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 200 x 1 600 pixels

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NGC 3628 est bien une galaxie spirale, mais nous la voyons par la tranche. Ce cliché a été réalisé sur le télescope Yepun, l’un des quatre du Very Large Telescope de l’ESO au Chili, par l’intermédiaire de l’instrument FORS-2, pendant plus d’une heure de pause.

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La bande sombre de poussières qui se trouve à l’extérieur du disque galactique est visiblement déformée par l’interaction gravitationnelle des deux autres membres du Triplet. NGC 3628 est donc aussi considérée comme galaxie irrégulière et a été répertoriée dans le catalogue spécifique sous la référence Arp 317.

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La tache floue situé sous la galaxie au centre est une galaxie satellite diffuse. La profondeur de champs nous permet de visualiser une multitude de galaxies de toutes formes et de toutes couleurs dont certaines très loin en arrière. En dessous de la galaxie satellite, les deux points bleu près du bord inférieur de l’image correspondent à la lumière de deux quasars, l’extraordinaire activité du cœur de galaxies situées à des milliards d’années lumière en arrière !

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Source : site ESO

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Voir article original publié sur l’Astroport :

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Mars : au bord du cratère Magellan

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Au programme de ce soir une petite excursion vers Mars.

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Mars : cratère Magellan, carte locale ; crédit image : FU Berlin, MOLA

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Plan large : 965 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 557 x 1 653 pixels

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Nous nous rendons par 34° latitude Sud et 185° longitude Est sur les bords du cratère Magellan, nommé ainsi bien sur en l’honneur du célèbre navigateur portugais. Le cratère d’impact Magellan, large de 100 kilomètres, se situe au sud ouest du dôme volcanique de Tharsis, sur les hautes terres du sud martien.

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Mars : bord du cratère Magellan ; crédit image : ESA, DLR FU Berlin (G. Neukum)

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Plan large : 594 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 741 x 3 000 pixels

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L’image ci-dessus a été prise le 6 février 2009 par la caméra haute-résolution installée sur la sonde Mars Express de l’agence spatiale européenne (ESA). Elle couvre une région de 190 x 112 kilomètres de côté soit à peu près équivalente à celle de la Slovénie. La résolution au sol est de 25 mètres par pixel.

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Mars : bord du cratère Magellan, encadrés ; crédit image : ESA, DLR FU Berlin (G. Neukum)

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Plan large : 594 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 741 x 3 000 pixels

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Sur ce même cliché en noir et blanc l’encadré 1 permet de mettre l’accent sur des saillies irrégulières de couleur claire. Leur origine est toujours débattue. Il pourrait s’agir d’un phénomène de brisure des couches supérieures rocheuses par l’onde de choc résultant de l’impact ayant créé le cratère Magellan. Ou, selon certains scientifiques, il s’agit là du résultat d’un phénomène de subrosion : sur Mars la subrosion est observée lorsque la montée du magma chauffe l’eau du sol gelé qui fond et entraîne les matières du sous-sol lorsqu’elle s’écoule. Ce qui conduit à une structure du sous-sol en nid d’abeille, les cavités finissant pas s’effondrer sous le poids des roches sus-jacentes, laissant en surface des monticules irréguliers.

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L’encadré 2 souligne des éléments linéaires avec une orientation préférentielle nord-ouest sud-est. La région est marquée par des vallées profondes, probablement des failles, soient formées lors d’un impact, soit résultantes de la surélévation de la région volcanique de Tharsis.

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L’encadré 3 nous montre un plateau plutôt lisse formé des mêmes matériaux que les monticules rocheux fracturés de l’encadré 1. Des sentiers le parcourent aussi dans la direction sud-ouest nord-est, peut être créés par l’érosion éolienne des petites particules de sable transportées par les vents.

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Nous pouvons apprécier ces détails sur les deux vues en perspective réalisées par les équipes de la Freie Universität Berlin sous la direction de G. Neukum, le concepteur de la caméra haute-résolution de la sonde Mars Express.

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Mars : bord du cratère Magellan, perspective 1 ; crédit image : ESA, DLR FU Berlin (G. Neukum)

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Plan large : 558 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 636 x 3 000 pixels

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Mars : bord du cratère Magellan, perspective 2 ; crédit image : ESA, DLR FU Berlin (G. Neukum)

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Plan large : 558 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 636 x 3 000 pixels

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Source : site ESA, Mars Express

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Un nouveau regard pour le Large Binocular Telescope

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Le Large Binocular Telescope ou LBT (voir note du 06 mars 2008) est le précurseur des très grands télescopes terrestres à venir. Composé de deux télescopes de 8,40 mètres de diamètre, sa vision binoculaire lui permet de scruter très profondément l’espace.

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Depuis mai 2010, ses astronomes testent son nouveau système d’optique adaptative, technologie qui permet de dégager la vision du télescope des turbulences de notre atmosphère. Ce système issu d’une collaboration italo-germano-américaine, représente la toute nouvelle génération d’instruments destinés à équiper les futurs très grands télescopes.

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Son nom de code est FLAO (First Light Adaptive Optics system). Il a été couplé à la caméra infrarouge LUCIFER, pour l’instant sur un seul des deux miroirs du LBT. Dès les premiers tests, les scientifiques ont été stupéfaits des résultats qui dépassent largement le cahier des charges prévu. Au premier essai ils ont d’abord cru à un “coup de chance”, mais les nuits suivantes les tests se sont révélés égaux dans leur qualité.

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Cœur de M92 par Hubble et le LBT ; crédit image : HST, LBT

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Plan large : 415 x 1 024 pixels

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Plan très large : 608 x 1 500 pixels

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Voici à titre d’exemple le cœur de l’amas globulaire d’étoiles M92, situé à 26 000 années lumière de nous dans la Constellation d’Hercule, vu en infrarouge. A gauche par le télescope spatial Hubble, à droite par le LBT avec le nouveau système d’optique adaptative.

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L’image corrigée du LBT est trois fois plus sensible que celle obtenue par le télescope spatial Hubble. Les concepteurs du FLAO estime que lorsque leur instrument gérera la vision binoculaire des deux télescopes simultanément, la sensibilité du LBT sera dix fois supérieure à celle de Hubble. Le LBT sera le télescope le plus puissant au monde !

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Source principale : Max Planck Institute für Astronomie

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Vénus a-t-elle pu être “habitable” dans son passé ?

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Foudre dans l’atmosphère vénusienne, vue d’artiste ; crédit image : J. Whatmore, 2006

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Plan large : 768 x 1 024 pixels

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Cette semaine, du 20 au 26 juin, se déroule à Aussois en France (73) une conférence internationale de planétologues consacrée à Vénus. De nombreuses communications scientifiques sont prévues dont beaucoup utilisent les données enregistrées par la sonde spatiale Venus Express de l’agence spatiale européenne (ESA)

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Vénus et la Terre sont souvent considérées comme des planètes jumelles, pourtant alors que notre planète est grouillante de vie, Vénus est une fournaise étouffante.

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Les débats sont (et seront toujours) vifs et intéressants entre les spécialistes pour tenter de répondre à une question qui hante tous les esprits des planétologues : Vénus a-t-elle pu être “habitable” dans le passé ?

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Outre leur taille identique, “la combinaison de base de Vénus et de la Terre est très similaire” explique Hakan Swedem, scientifique attaché à la sonde Vénus Express.

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Une différence principale s’impose au premier regard : Vénus a très peu d’eau. Si toute l’eau sur la Terre était répartie uniformément elle formerait une couche de 3 kilomètres de profondeur ; sur Vénus, la condensation de toute l’eau de son atmosphère formerait une flaque épaisse de trois centimètres seulement.

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Pourtant, il y a des milliards d’années, Vénus a du posséder beaucoup plus d’eau. Vénus Express a mesuré une perte dans l’espace deux fois supérieure d’ions d’hydrogène que d’oxygène (ce qui correspond à la formule chimique de l’eau). Le rayonnement ultraviolet du Soleil entre “à flots” dans l’atmosphère vénusienne et y brise les molécules d’eau en atomes d’hydrogène et d’oxygène qui se libèrent dans l’espace sous forme d’ions.

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“Tout indique qu’il y ait eu de grandes quantités d’eau sur Vénus dans le passé”, affirme Colin Wilson, Université d’Oxford, Royaume Uni. Mais cela ne signifie pas forcément que l’eau était présente sous forme d’océans sur la planète.

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Eric Chassefière, université Paris-Sud, a développé un modèle informatique suggérant que sous le rayonnement ultraviolet du Soleil, l’eau n’a pu exister en grande quantité que dans le premier âge de Vénus et dans son atmosphère uniquement. Autrement dit, il n’y a jamais eu d’océans sur Vénus. Encore que ce modèle informatique ne tienne pas compte de la pluie de comètes des débuts de l’histoire du système solaire qui sur Terre, par exemple, a apporté une énorme quantité d’eau de l’espace (et probablement les briques élémentaires de la vie, note personnelle) .

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Les débats sont ouverts. Chassefière remarque qu’il est nécessaire de modéliser beaucoup plus précisément le système complexe des rapports entre océan-atmosphère-magma en cours de cristallisation, pour mieux comprendre l’évolution de la jeune Vénus.

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Source : site ESA, Vénus Express

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Mercure : cratère Geddes

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Mercure, cratère Geddes ; crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Plan large : 614 x 1 024 pixels

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Plan très large : 840 x 1 400 pixels

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Ce cratère large de 80 kilomètres au centre des images a été nommé, en mars 2010, Geddes en l’honneur de Wilhelmina Geddes, (1887-1955), graphiste et créatrice de vitraux irlandaise.

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Geddes a attiré l’attention des scientifiques en raison de son histoire géologique complexe comprenant déformation tectonique et volcanisme.

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Lors du survol de Mercure par la sonde Mariner 10 en 1974-75, la lumière rasante du soleil avait accentué les reliefs dont la faille Antoniadi Dos qui le traverse (image bas droite).

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En revanche les clichés réalisés par la sonde Messenger, le six octobre 2008, mettent en valeur les différentes caractéristiques des terrains. Ainsi en haut à droite, sur la vue réalisée en couleurs exagérées par la caméra WAC, l’orange caractéristique du plancher du cratère correspond à des terrains liés à l’existence d’une activité volcanique explosive et répertoriés sur d’autres endroits de Mercure. Ce plancher présente aussi une fosse qui pourrait avoir été créée par le retrait du magma du sous-sol.

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Source : site Messenger

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Note dédiée à Ariaga

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Super-tempêtes pour une exoplanète : HD209458b

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La découverte des exoplanètes, les planètes orbitant autour d’autres étoiles que la nôtre, étant récente, chaque nouvelle étude les concernant apporte son lot de premières scientifiques et de records battus.

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Ainsi en atteste une étude publiée cette semaine dans Nature, signée par Ignas AG Snellen et Ernst JW de Mooij (Observatoire de Leyde aux Pays-Bas), Remco J. de Kok (Institut néerlandais de recherche spatiale, SRON, Utrecht) et Simon Albrecht (Massachusetts Institute of Technology, USA)

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Nous nous rendons dans la constellation de Pégase autour d’une étoile de type solaire dénommée HD209458 et située à 150 années lumière de nous.

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Par la méthode du transit avait été découvert l’existence d’une exoplanète : HD209458b. Celle-ci est de type “Jupiter-chaud”. D’une masse de 60% de celle de Jupiter, elle orbite en 3,5 jours autour de son étoile à une distance de seulement un vingtième de celle correspondant à la distance moyenne Terre-Soleil. En phase avec son étoile, elle lui présente toujours la même face, surchauffée à 1 000° C, tandis que l’autre dans l’ombre est beaucoup plus fraîche.

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Super-tempêtes pour une exoplanète, vue d’artiste ; crédit image : ESO, L. Calçada

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Plan large : 768 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 200 x 1 600 pixels

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Les chercheurs ont utilisé l’instrument CRIRES, un spectrographe monté sur l’un des quatre télescopes du Very Large Telescope de l’ESO au Chili, pour suivre pendant 5 heures l’orbite de HD209458b et analyser les spectres du monoxyde de carbone de l’atmosphère de l’exoplanète.

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Sur Terre, des différences importantes de température entraînent des vents violents. Ce même phénomène se retrouve sur HD209458b mais a une bien plus grande échelle. Les chercheurs y ont découvert des super-tempêtes dont les vents varient entre 5 000 et 10 000 km/h !

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Les données recueillies par le VLT sont suffisamment précises pour que les chercheurs annoncent d’autres premières. Pour la première fois a pu être mesurée directement la vitesse orbitale d’une exoplanète (140 km/s). En sont déduits sa masse (64% de celle de Jupiter) et celle de son étoile, pratiquement identique à celle de notre Soleil. (Les chiffres sont arrondis).

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D’autre par la teneur en carbone de l’atmosphère de l’exoplanète est assez semblable à celle de Jupiter ou de Saturne, ce qui, selon Snellen, pourrait indiquer que HD209458b s’est formée de la même manière que les planètes géantes de notre système solaire.

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Source : site ESO

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LHA 120-N11, pouponnière d’étoiles dans le Grand Nuage de Magellan

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Ce soir nous retournons dans notre galaxie naine voisine : le Grand Nuage de Magellan, à 160 000 années lumière de nous, constellation australe de la Dorade.

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LHA 120-N11 ; crédit image : ESO, Digitized Sky Survey 2, D. De Martin

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Plan large : 1 024 x 1 022 pixels

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Plan très large : 2 500 x 2 495 pixels

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Plus précisément nous visitons un réseau complexe de nuages de gaz et d’amas d’étoiles dénommé LHA 120-N11, dans le catalogue de 1956 compilé par l’astronome et astronaute Karl Henize, officieusement simplifier en N11 et trivialement surnommé par certains astronomes : nébuleuse du Haricot.

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N11 s’étend sur 1 000 années lumière. Elle est la deuxième région la plus active de formation d’étoiles dans le Grand Nuage de Magellan. Sa forme générale de haricot provient du souffle de trois générations de jeunes étoiles qui se succèdent à partir de son centre. Leur souffle éclaire et chasse le nuage primordial sous forme de bulles et entraine son effondrement gravitationnel par effet de boule de neige créant la génération suivante d’étoiles. Parmi elles, certaines des étoiles les plus massives de notre univers proche.

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LHA 120-N11 , détail vu par Hubble ; crédit image : NASA, ESA, J. M. Apellaniz (Instituto de Astrofisica de Andalucia, Espagne)

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Plan large : 1 007 x 1 024 pixels

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Plan très large : 2 458 x 2 500 pixels

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Voici une vue détaillée, correspondant à l’encadré dans le cliché ci-dessus, regroupant cinq clichés pris par la caméra avancée du télescope spatial Hubble

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Le nuage de pétales roses, formé de gaz et de poussières, en haut à gauche, est dénommé N11A. Dense, il est éclairé par les jeunes étoiles qu’il contient. C’est ici que se forme actuellement la nouvelle génération d’étoiles.

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Les étoiles naissent en groupe formant des amas d’étoiles. Celui visible dans la partie inférieure de l’image comprend beaucoup de jeunes étoiles chaudes et massives rayonnant activement dans l’ultraviolet. Son nom de code est NGC 1761.

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A proche portée de nos télescopes modernes, les pouponnières d’étoiles du Grand et du Petit Nuage de Magellan, écartées de l’opacité des gaz et des poussières du plan de notre galaxie, sont des cibles de choix pour les astronomes désireux d’étudier et d’élucider les mystères relatifs à la genèse des étoiles et à leur évolutions individuelles.

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Source : site ESA Space Science

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2002 TX300 : “An Old Word with a Fresh Surface”

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Je n’avais encore jamais évoqué sur ce blog l’existence de 2002 TX300 ou 55636, son n° dans la liste des astéroïdes et petits objets du système solaire. C’est l’un des dizaines de milliers d’objets de la Ceinture de Kuiper, bien au-delà de l’orbite de Neptune. Il orbite entre 37,8 et 48,5 unités astronomiques autour du Soleil en 283 ans (chiffres arrondis).

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Et bien 2002 TX300 vient d’avoir l’honneur de se retrouver dans l’édition du 17 juin 2010 de la prestigieuse revue Nature, dans un article signé par une quarantaine d’astronomes, dont l’un des chefs de file est Jay Pasachoff du Williams College.

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2002 TX300 ; crédit image : Dick Steinberg (Drexel University USA)

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Plan large : 683 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 024 x 1 530 pixels

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Jay Pasachoff et ses collègues du Massachusetts Institute of Technology (MIT) avaient déjà eu l’occasion de tester l’occultation d’une étoile par Pluton pour étudier l’atmosphère de la planète naine dans le cadre des études préparant l’arrivée de la sonde New Horizon vers elle.

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Les astronomes ont pu renouveler l’expérience avec 2002 TX300 qui est l’un des objets de la Ceinture de Kuiper les plus lointains jamais répertoriés. Ils ont mobilisé un réseau de 21 télescopes répartis au États-Unis, en Nouvelle Zélande ou à Hawaï. Les meilleurs résultats proviennent du télescope de 2 mètres de Las Cumbras à Hawaï.

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Le dépouillement des données permet d’affirmer aux astronomes que 2002 TX300 est bien plus petit qu’estimé auparavant. Son diamètre est de 143 kilomètres à plus ou moins 5 kilomètres près.

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Ils confirment que 2002 TX300 est un fragment d’une autre objet important de la Ceinture de Kuiper : Haumea (voir note du 27 juin 2009). Les calculs d’orbites permettent d’estimer la collision fragmentant Haumea à un milliard d’années dans le passé. Or 2002 TX300 est l’un des objets les plus brillants connus, sa surface reflète 88% de l’ensoleillement qu’elle reçoit. Ce qui implique qu’elle est principalement composée de glace fraiche et non de poussières. La question est posée : quelle est la source qui alimente la surface de 2002 TX300 en glace fraiche ? D’où le titre choisi par les astronomes pour leur article paru dans Nature : An Old Word with a Fresh Surface

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Source principale : site Williams College

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VDB 152

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VDB 152 ; crédit image : Canada-France-Hawaï-Telescope, Coelum

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Plan large : 848 x 717 pixels

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Terminons cette semaine par le magnifique cliché qui sert d’illustration pour le mois de juin du calendrier proposé par le Canada-France-Hawaï-Telescope équipé d’un miroir de 3,6 mètres.

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Nous regardons grâce au télescope vers la direction de la Constellation de Céphée, à 1 400 années lumière de nous. Ce bien mystérieux nuage est une nébuleuse dite de réflexion au nom de code VdB 152. Il s’étend sur 7 années lumière et reflète la lumière des étoiles en arrière plan. Bien que ce genre de nuage soit le lieu de gestation des nouvelles étoiles, celle située à son sommet n’en est pas issue. Il s’agit d’une coïncidence, car l’étoile a une vitesse de déplacement bien supérieure à celle du nuage moléculaire.

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Source principale : site CFHT

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