Du ciel et de la terre

Exoplanète 55 Cancri e

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Système planétaire 55 Cancri, vue d’artiste ; crédit image : NASA, JPL, Caltech

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Plan large : 720 x 1 280 pixels

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55 Cancri est une étoile assez similaire à notre Soleil, visible à l’oeil nu, située à 41 années lumière de nous dans la constellation du Cancer. 55 Cancri est une cible privilégiée des astronomes, car elle est la plus brillante étoile proche a posséder un système d’exoplanètes (voir dernière note sur le sujet du 6 novembre 2007).

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D’après les calculs de Rebekah Dawson, une étudiante du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, en relation avec Daniel Fabrycky (University of California, Santa-Cruz), basés sur la variabilité des oscillations d’une étoile lorsqu’une exoplanète transite devant elle par rapport à nous, une équipe d’astronomes a étudié, entre autres, les transits de l’exoplanète la plus proche de l’étoile : 55 Cancri e.

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Lorsque cette exoplanète avait été découverte en 2004 par une équipe texane par la méthode du transit, les mesures des variations de luminosité de 55 Cancri avaient permis d’annoncer une durée de 2,8 jours pour le parcours de son orbite.

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Les prévisions effectuées par Déborah Dawson grâce à la nouvelle méthode de calcul ont été corroborées par les observations effectuées par le satellite canadien MOST (Microvariability & Observations of Stars). 55 Cancri e est plus proche de son étoile qu’annoncé auparavant, elle parcourt son transit en un peu moins de 18 heures.

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Dawson est bien sur très heureuse de ce résultat. La nouvelle méthode de calcul permet de s’affranchir des artefacts dus au difficultés de mesures précises de la vitesse radiale d’une étoile dans certaines conditions.

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En conséquence, 55 Cancri e voit son statut changer. Elle n’est plus une planète considérée comme un Neptune chaud (2 700° C en surface). Son volume est estimé à 60 % supérieur à celui de la Terre, pour environ huit masses terrestres. Ce qui fait de 55 Cancri e l’exoplanète solide la plus dense connue, avec une densité légèrement inférieure à celle du plomb !

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Source : site Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

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Al-Hamadhani, Beethoven, Mickiewicz, X, Dürer : portraits d’artistes sur Mercure

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Un grand sourire pour débuter cette nouvelle série de clichés de Mercure pris par la sonde Messenger.

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Sourire d’Al-Hamadhani ; crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Plan large : 1 024 x 1 020 pixels

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Ce sourire provient du cratère Al-Hamadhani, large de 168 kilomètres, dénommé ainsi en l’honneur de l’écrivain iranien du Xe siècle : Badi’ al-Zaman al-Hamadhani. Nous sommes le 18 avril 2011 par 38,39° Latitude Nord et 266,0° Longitude Est. La résolution est de 320 mètres par pixel.

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Beethoven ; crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Plan large : 1 024 x 1 020 pixels

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Une seule image, et non une mosaïque, prise le 14 avril 2011 par la caméra grand angle de Messenger. Elle est centrée par 29,94° Latitude Sud et 244,8° Longitude Est avec une résolution de l’ordre de 2,3 kilomètres par pixel.

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Le bassin d’impact en haut à gauche près du “terminator” (la frontière jour-nuit) est Beethoven, large de 630 kilomètres. Si souvent, à première vue, Mercure est comparée à notre Lune, sa physionomie est fort différente par ses reliefs mais aussi par sa composition interne (un important noyau) et la présence d’un champs magnétique global.

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Mickiewicz ; crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Cette vue prise le 18 avril 2011 couvre une région large de 75,6 kilomètres avec une résolution de 144 mètres par pixel. Nous sommes par 23,55° Latitude Nord et 256,2° Longitude Est. La luminosité très claire des pics centraux du cratère Mickiewicz est due à l’angle de la lumière solaire, aux éboulis dévalant les pentes raides mettant à jour de nouvelles roches “fraiches” et à la composition intrinsèque des pics.

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Rayon X sur Mercure ; crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Ce X apparaissant sur le plancher d’un cratère non encore nommé est le résultat de deux chaines de cratères secondaires formés par les éjectas de deux autres impacts importants figurant hors champs. Messenger a pris ce cliché le 24 avril 2011 par 2,22° Latitude Nord et 216,0° Longitude Est avec une résolution de 233 mètres par pixel. L’image couvre une distance de 116,5 kilomètres de diamètre.

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Dürer ; crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Lorsque les cratères d’impact dépassent les 200 kilomètres de diamètre, les scientifiques les qualifient alors de bassins d’impact.

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Voici un cliché d’une partie du plancher du bassin Dürer mettant en valeur des détails des anneaux concentriques habituellement vus dans les bassins d’impact. L’image a été prise le 20 avril 2011 avec une résolution de 156 mètres par pixel. Elle couvre un périmètre de 80 kilomètres de côté. Nous sommes par 20,14° de Latitude Nord et 241,9° Longitude Est.

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Source : site Messenger

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(596) Scheila, épisode II

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Alors que jusque là le gros astéroïde large de 113 kilomètres (596) Scheila ne s’était jamais fait remarquer en aucune manière, début décembre l’astronome Steve Larson remarqua qu’une queue lui était poussée !

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La note du 23 décembre 2010 consacrée à l’événement annonçait que Scheila allait être observé en détail par le télescope spatial Hubble. Ce qui a été fait le 27 décembre 2010 et le 4 janvier 2011.

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Deux études consacrées à (596) Scheila vont être publiées dans l’édition du 20 mai d’Astrophysical Journal Letters.

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La première signée par Denis Bodewitz (Maryland University, College Park) analyse les données recueillies par le télescope spatial de la NASA Swift dans la gamme optique et ultraviolet.

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(596) Scheila ; crédit image : NASA, Swift, DSS, D. Bodewitz (UMD)

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Plan large : 675 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 803 x 2 735 pixels

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La lumière de Scheila est surexposée pour mettre en évidence celle des poussières qui l’environnent. L’enregistrement a été effectué le 15 décembre 2010 alors que l’astéroïde se trouvait à environ 373 millions de kilomètres de nous. Le fond numérisé de l’image provient du Digital Sky Survey.

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Swift a analysé le spectre lumineux des nuages environnant Scheila, sans y relevé la présence des gaz   habituellement associés à l’activité des comètes. Certains astronomes, au vu des premières observations de la queue cométaire et de la luminosité de Scheila, se demandaient si l’astéroïde n’était pas en réalité le coeur “éteint” d’une énorme comète situé fort étonnamment dans la ceinture d’astéroïde entre Mars et Jupiter.

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Swift voit deux nuages de poussières autour de Scheila, plus important au Nord qu’au Sud.

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Données confirmées par le télescope spatial Hubble dont l’analyse est rapportée par David Jewitt (University of California, Los Angeles).

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(596) Scheila ; crédit image : NASA, Hubble Team, D. Jewitt

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Plan large : 728 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 935 x 2 721 pixels

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Scheila sur ce cliché de Hubble est lui aussi surexposé pour faire ressortir son environnement. Hubble voit un nuage en forme de C ainsi qu’une queue de poussière à l’arrière de l’astéroïde.

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Les conclusions des deux équipes sont similaires. (596) Scheila a été heurté par un petit corps d’une trentaine de mètres de diamètre à la vitesse de 11 000 km/h entre le 11 novembre et le 3 décembre 2010. L’angle de la chute devait être inférieur à 30° car des simulations numériques démontrent qu’au-delà de 30°, deux panaches de poussières distincts n’auraient pu se former. La collision a créé un nouveau cratère de 300 mètres de large sur Scheila et libéré dans l’espace quelques 660 000 tonnes de poussières.

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Les collisions dans la ceinture d’astéroïdes sont théoriquement fréquentes mais en général elles ne laissent pas de traces ou trop vagues pour être exploitables. Par chance, Scheila a été observé très rapidement après l’impact. “Les collisions nous permettent de regarder l’intérieur des comètes et des astéroïdes”, souligne Michael Kelley (University of Maryland), autre auteur du second rapport. “L’absence de détection de glace nous montre que Scheila n’a pas de caractère cométaire.”

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Source : site NASA, Goddard Space Flight Center

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Saturne, Téthys et Épiméthée

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Plusieurs publications scientifiques sur les mondes saturniens ont été publiées ces derniers temps analysant les données recueillies au fil des années par la sonde Cassini. Cassini a effectué un travail de Titan, qu’elle survolera d’ailleurs de nouveau le 8 mai prochain à une altitude de 1 873 kilomètres, entraînant un effort de traitement tout aussi important pour les scientifiques et techniciens au sol.

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Mais, pour le grand public, son apport le plus important est de nous faire voyager et rêver auprès d’une géante gazeuse majestueuse entourée de mondes glacés qui se découvrent formant un “écosystème” complexe et étrangement beau.

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Alors ce soir, une fois de plus, imaginons-nous à bord de Cassini et suivons son regard.

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Saturne, Téthys et Épiméthée ; crédit image : NASA, JPL, SSI

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Plan large : 1 016 x 1 016 pixels

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Ce cliché effectué au travers d’un filtre spectral sensible à la lumière rouge visible date du 8 mars 2011. Cassini se situe juste au-dessus du plan des anneaux (côté ensoleillé) et regarde vers le Nord Saturne, distant de 3,2 millions de kilomètres. La résolution sur Saturne est de l’ordre de 19 kilomètres par pixel. L’angle de phase Soleil-Saturne-Cassini est de 87°.

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L’ombre des anneaux se projette sur l’hémisphère Sud de Saturne, semblant tronquer brusquement la planète de sa partie inférieure. La lune sur la droite de l’image est Téthys (1 062 kilomètres de diamètre), tandis que la petite lune, au centre de l’image, juste sous le plan des anneaux est Épiméthée (113 kilomètres de diamètre).

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A suivre et beaux rêves…

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Source : CICLOPS

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Rayon vert lunaire

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Peut-être avez-vous eu dans votre existence la chance de voir le fameux rayon vert, instant rare ou apparaît au lever ou au coucher du soleil un point vert à son sommet. Il s’agit d’un phénomène d’optique où l’atmosphère terrestre agit comme un prisme diffusant les différentes longueurs d’ondes de la lumière. Voir pour plus d’explications l’article de Wikipédia qui lui est consacré.

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Ce n’est pas mon cas. J’ai rencontré pour la première fois le rayon vert pendant mon adolescence, en lisant un roman d’aventure de Jules Verne du même nom : Le rayon vert.

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Ce soir voici une photo extrêmement rare. Dans le désert d’Atacama au Chili et plus précisément au Cerro Paranal, un sommet à 2 600 mètres d’altitude où est construit le Very Large Télescope de l’ESO, les conditions atmosphériques sont exceptionnelles. Le rayon vert solaire peut s’y observer relativement “souvent”. Conditions tellement exceptionnelles que Gerhard Hüdepohl, photographe ambassadeur de l’ESO, y a pris à ce jour probablement la meilleure photo d’un rayon vert tout à fait particulier. Le photographe a lui-même été surpris de sa prise par un matin clair.

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Rayon vert lunaire ; crédit image : ESO, G. Hüdepohl

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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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Ici ce ne sont pas les derniers rayons du Soleil diffractés par l’atmosphère terrestre qui forment le rayon vert. Celui-ci émane de la Lune. La lumière lunaire nous offre un matin de pleine lune son propre rayon vert. Je ne pensais pas qu’un tel phénomène était détectable !

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Source : site ESO

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Ultraviolet : où à propos de supernovae superbrillantes il est question de lutteurs de Sumo dans de petites voitures.

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Au cours des années précédentes, les astronomes analysant les données de surveillance céleste enregistrées par le Palomar Observatory près de San Diego aux Etats-Unis ont découvert avec surprise que les galaxies naines montraient des explosions d’étoiles massives (supernovae) plus brillantes que celles observées dans les grandes galaxies semblables à notre Voie Lactée.

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La conclusion des observations impliquait donc les galaxies naines (jusqu’à mille fois moins grandes que la nôtre) comme étant la raison majeure de cet état de fait, sans qu’aucune explication particulière ne puisse être avancée. Mystère d’autant plus important à résoudre dans une perspective cosmologique : les galaxies naines étant supposées être assez similaires à celles qui ont peuplé les premiers âges de l’Univers.

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Une nouvelle équipe d’astronomes dirigée par Don Neill (NASA, CALTECH-GALEX) et Michael Rich (UCLA) a eu l’idée d’utiliser les données enregistrées par le satellite spatial ultraviolet GALEX (Galaxy Evolution Explorer) de la NASA pour examiner de plus près les galaxies naines. Les étoiles massives nouvellement formées émettent de grandes quantités de rayonnements ultraviolets ce qui fait de GALEX un instrument idéal pour mesurer le taux de naissance des étoiles. “Cela revient au même de trouver un lutteur de Sumo dans une toute petite voiture” commente Neill avec humour.

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Supernovae dans leurs galaxies hôtes vues par GALEX, crédit image NASA, JPL-Caltech

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Plan large : 717 x 1 024 pixels

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Plan très large : 2 100 x 3 000 pixels

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Dans le poster ci-dessus toutes les galaxies se trouvent au centre même de leur image. La rangée du haut nous montre des supernovae classiques dans des galaxies de tailles similaires à la nôtre. Sur celle du bas apparaissent des supernovae superbrillantes dans des galaxies naines.

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Les résultats montrent que les galaxies naines ont de faibles taux de naissance d’étoiles. En d’autres termes ces galaxies ne produisent que peu d’étoiles massives. “Même dans les galaxies naines où ont été vues des supernovae superbrillantes, les étoiles massives sont rares”, déclare Michael Rich.

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En outre, les astronomes avancent une explication sur l’apparition de supernovae superbrillantes dans les galaxies naines. Les galaxies naines ont tendance à posséder moins d’éléments lourds comme le carbone ou l’oxygène que les grandes galaxies. Car elles sont beaucoup plus jeunes, leurs étoiles ont eu moins de temps pour enrichir leur environnement en éléments lourds.

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Selon les astronomes, le manque d’éléments lourds dans l’atmosphère d’une étoile massive lui fait rejeter moins de matériaux dans l’espace au fur et à mesure de son vieillissement. En substance, les étoiles massives des galaxies naines sont plus grosses dans leur vieillesse que celles d’une grande galaxie. “Ces étoiles sont comme des champions poids-lourds, elles battent tous les records”, annonce Neill. Au moment de leur fin cataclysmique, beaucoup plus massives que les étoiles massives des grandes galaxies, leur supernovae sont beaucoup plus brillantes.

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CQFD

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Source : site GALEX

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Mercure, promenade en haute résolution

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Ce soir petite promenade sur Mercure au fil des clichés en haute résolution envoyés par la sonde Messenger de la NASA

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Mercure, érosion ; crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Plan large : 1 020 x 1 024 pixels

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Cette scène prise le 05 avril 2011 couvre une zone de 16 kilomètres de large. Nous sommes par 73,0° latitude Nord et 4,0 longitude Est. La résolution est de 16 mètres par pixel.

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Mercure ne possède pas d’eau, de vent, son atmosphère est très tenue ; sans aucune protection son érosion est importante. Elle subit au fil du temps les collisions avec météorites et comètes qui ont pu avoir des tailles importantes mais aussi une pluie continuelle de poussières de tailles micrométriques. Sur cette image, nous voyons des cratères à tous les stades de leurs dégradations. Certains ne sont plus que traces sur le sol, tandis que d’autres plus récents ont encore leurs formes d’origines. Les cratères qui n’ont pas de formes circulaires ou qui se regroupent en amas sont probablement des cratères secondaires issus des retombées d’impacts primaires plus importants.

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Mercure, cratère et escarpement ; crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Plan large : 576 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 080 x 1 920 pixels

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Voici une mosaïque d’images prises les 15 et 17 avril dernier avec une résolution au sol de 250 mètres par pixel. Elle est centrée par 24,4° latitude Nord et 264,6° longitude Est. Pour donner une idée de la zone couverte, le cratère central possède un diamètre de 105 kilomètres. Il est divisé en son centre par un escarpement prononcé.

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Mercure, Spitteler et Holberg ; crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Plan large : 576 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 080 x 1 920 pixels

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Une autre mosaïque d’images prises le 30 mars 2011. Nous sommes par 67,2° latitude Sud et 305,9° de longitude Est. La résolution est de 150 mètres par pixel.

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Sur cette vue très impressionnante par la mise à valeur des reliefs, découvrons sur la gauche le cratère Spitteler large de 67 kilomètres et son voisin supérieur droit le cratère Holberg.

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Source : site Messenger

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Les vents poussiéreux du Toucan

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Ce soir, à l’occasion d’un article publié dans Astrophysical Journal, revenons sur un trésor de la constellation australe du Toucan : l’amas globulaire d’étoiles 47 Tucanae.

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Amas globulaire 47 Tucanae ; crédit image : South African Astronomical Observatory

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Lorsque les astronomes regardent l’espace, ils voient partout de grandes quantités de poussières. Elles sont les catalyseurs qui permettent aux gaz interstellaires de se transformer en molécules plus complexes. La plupart de ces poussières sont créées par les vents des étoiles en fin de vie, des vieilles étoiles dénommées AGB (acronyme de Asymptotic Giant Branch). Les astronomes pensent que ce processus de formation de poussières est répandu partout dans l’Univers, même primitif. Mais ceci-dit, le phénomène de création de ces poussières reste encore profondément mystérieux.

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Un certain nombre de difficultés viennent compliquer l’effort de la recherche en ce sens. Il est ardu de mesurer les vents provenants des étoiles de faible luminosité. De même, il est difficile de déterminer les tailles, formes, densités, compositions de ces poussières. Enfin, et surtout, personne ne connait la variation de la production des poussières en fonction de la taille des étoiles AGB, de leur stade d’évolution ou de la puissance de leurs vents.

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Une équipe de chercheurs dirigée par Joe Hora et Tom Robitaille du Harvard Smithsonian Center for Astrophysics, a analysé dans cette optique l’amas globulaire 47 Tucanae comprenant des millions d’étoiles, toutes formées en même temps et situées à peu près à la même distance de nous. Ils les ont étudiées en lumière visible et plus particulièrement en infrarouge à l’aide des données recueillies par le télescope spatial infrarouge de la NASA : Spitzer.

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Ils ont enregistré statistiquement l’ensemble des spectres stellaires pour en dresser leurs gammes de paramètres physiques (leurs masses par exemple) et pour en établir une modélisation de l’ensemble du système.

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Résultats de leurs travaux : 47 Tucanae se situe à 15 040 années lumière de nous avec une marge d’erreur de 4% et est âgé de 12 milliards d’années avec une incertitude de 8%. Quand aux poussières, les astronomes rapportent que les étoiles dont la luminosité est 2000 fois supérieure à celle de notre Soleil sont toutes des usines à poussières ; la plupart des étoiles avec la moitié de cette luminosité, ou moins, ne produisent pas de poussières.

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Ce résultat vient clore un débat précédent sur la production des poussières des étoiles peu lumineuses et va aider à mieux cerner les masses et caractéristiques des étoiles émettant de forts vents de poussières.

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Source : site Harvard Smithsonian Center for Astrophysics

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22 avril, journée de la Terre

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Terre vue de l’espace ; crédit image : NASA

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Plan large : 768 x 1 024 pixels

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Plan très large : 2 732 x 3 643 pixels

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Journée de la Terre aujourd’hui mais l’on pourrait aussi bien parler de journée de l’eau puisqu’elle couvre 75 % de la surface de notre planète comme nous le voyons sur ce cliché pris par l’instrument MODIS installé sur le satellite de la NASA, Terra. L’eau est partout sur Terre, dans l’atmosphère (les nuages), dans notre propre corps d’humain, et même sous Terre dans la croûte terrestre.

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Source : sites NASA

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Duo galactique interactionnel : NGC 3169 et NGC 3166

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En continuité de l’article précédent, voici un autre couple de galaxies en interaction gravitationnelle.

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Duo galactique NGC 3169 et NGC 3166 ; crédit image : ESO, Igor Chekalin

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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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Ce cliché a été réalisé par la caméra WFI au foyer du télescope MPG/ESO de 2,2 mètres, construit sur le site de La Silla au Chili.

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Nous plongeons notre regard dans l’espace de la constellation du Sextant, à une distance de 70 millions d’années lumière de nous.

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A gauche NGC 3169, à sa droite NGC 3166 et, plus petite et plus éloignée, semblant contempler la scène de la droite NGC 3165. La distance entre NGC 3169 et NGC 3166 est estimée à 50 000 années lumière soit un demi diamètre de notre Voie Lactée. Cette distance est suffisante pour entrainer des perturbations gravitationnelles entre les deux galaxies.

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Les bras spiraux de NGC 3169 sont faussés. Ils rayonnent des mille feux de jeunes et massives étoiles bleues, sont étirés. Une grande quantité de gaz lumineux s’échappent d’elles. NGC 3166 ne connait pas encore de flambée de jeunes étoiles mais ses bandes de poussières sont complétement inorganisées.

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Proche du centre galactique de NGC 3169, sur la gauche, le point jaune correspond aux restes d’une supernova détectée en 2003 et donc homologuée comme SN 2003SG. Elle est de type Ia : le reliquat, le coeur incandescent d’une étoile moyenne comme le Soleil, une naine blanche, aspire gravitationnellement la matière d’une étoile compagnon. S’en suit une reprise des réactions nucléaires en chaîne et finalement l’explosion de la naine blanche en supernova. Les supernovae de type Ia, présentant la même luminescence quelques soient leurs distances, servent d’étalon de mesure d’éloignement aux galaxies lointaines.

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Source : site ESO

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