Du ciel et de la terre

Spongieux Hypérion

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Spongieux Hypérion ; crédit image : NASA, JPL-Caltech, SSI

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Plan large : 1 254 x 1 254 pixels

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Cette image d’Hypérion, lune de Saturne longue de 270 kilomètres, a été prise le 16 septembre 2016 par la sonde Cassini en lumière visible au travers d’un filtre bleu. Cassini se situait à 88 000 kilomètres d’Hypérion où la résolution est de 524 mètres par pixel.

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La rotation (le spin) d’Hypérion sur lui-même, pendant son orbite, est chaotique. Ce qui explique que pour l’instant aucun système de repérage géographique (latitude et longitude) ne lui a été appliqué. Les différentes rencontres de Cassini avec cette lune, a l’aspect très spongieux, permettent de déterminer ses caractéristiques géographiques et de mieux connaître sa rotation. Hypérion est le seul objet du système solaire a posséder une rotation aléatoire qui s’expliquerait par sa forme très irrégulière et sa proximité de Titan. Découvert en 1848 par Bond, père et fils, il est composé principalement de glace avec une faible quantité de roches et est recouvert d’une fiche couche de poussières. Il est possible qu’il soit en réalité le reste d’un objet plus grand percuté et brisé dans un lointain passé.

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Source image : CICLOPS

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Vesta, livraison du dimanche

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Nous avons pris maintenant l’habitude de visualiser le dimanche les photos de la semaine prises de Vesta et parues sur le site de la NASA consacré à la sonde Dawn en orbite actuellement autour de l’astéroïde géant (530 kilomètres de diamètre).

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Voici donc un nouveau lot de clichés dont certains très surprenants !

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

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Lundi 24 octobre 2011

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Cicatrices dans les rainures

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Dawn a pris ce cliché le 3 octobre 2011 d’une altitude de 670 kilomètres avec une résolution au sol de l’ordre de 66 mètres par pixel.

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Les petites cicatrices surtout visibles dans la partie droite de l’image sont probablement dues à des rochers expulsés lors d’impacts. Ils ont glissé et creusé la surface sur des distances dépassant plusieurs kilomètres ! Visibles grâce à leurs ombres comme de petits points noirs, ils semblent provenir de la structure lumineuse en haut à droite de l’image.

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Mardi 25 octobre 2011

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Vesta en couleurs composites

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Plan large : 672 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 968 x 3 000 pixels

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Les caméras de la sonde Dawn regardent la surface de Vesta sur bien d’autres longueurs d’ondes que celles du visible. Comme nous pouvons le constater sur les deux images ci-dessus, le choix des filtres permet de renseigner les scientifiques sur la nature des terrains. Par exemple sur l’image de droite, la couleur verte indique la présence de minéraux riches en fer.

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Le cliché original a été pris par Dawn le 11 août 2011 d’une altitude de 2 740 kilomètres avec une résolution au sol de 250 mètres par pixel.

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Mercredi 26 octobre 2011

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Régions nord et équatoriales de Vesta en couleurs vraies simulées

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La combinaison des différents filtres utilisés par les caméras de Vesta permet de reconstituer ce que verrait approximativement en couleurs un œil humain. Voici donc ci-dessus une partie de la région nord et des zones équatoriales de Vesta vues en “vraies couleurs simulées”. Le cliché original a été pris par le spectromètre de Dawn le 23 juillet 2011 d’une altitude de 5 200 kilomètres avec une résolution au sol de 1,5 kilomètres par pixel.

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Jeudi 27 octobre 2011

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Cratères Snowman en couleurs vraies simulées

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Plan large : 254 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 071 x 4 324 pixels

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L’alignement de ces trois cratères les a fait surnommé “Bonhomme de neige” pour leur forme générale. Les voici donc vus en “vraies couleurs simulées”. Leur différence de couleurs aide les astronomes à comprendre leur histoire géologique. Le cliché original a été pris par le spectromètre de Dawn le 23 juillet 2011 d’une altitude de 5 200 kilomètres avec une résolution au sol de 1,5 kilomètres par pixel.

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Vendredi 28 octobre 2011

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Région polaire sud de Vesta en couleurs vraies simulées

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Plan large : 225 x 920 pixels

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Voici selon le même principe la région polaire sud en “vraies couleurs simulées”. Toute cette région présente des diversités spectrales apparemment très complexes. Le cliché original a été pris par le spectromètre de Dawn le 15 août 2011 d’une altitude de 2 740 kilomètres avec une résolution au sol de 800 mètres par pixel.

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Samedi 29 octobre 2011

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Cratère et éjectas sous différentes longueurs d’ondes

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Plan large : 568 x 727 pixels

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Voici un autre exemple de l’intérêt de visionner un terrain sous différentes longueurs d’ondes. L’image du haut montre ce cratère et ses éjectas en “vraies couleurs simulées”. Celle du milieu en infrarouge thermique montre les différences de températures au sol, les plus claires aux températures les plus chaudes, les plus sombres au plus froides. L’image du bas tente de discerner les différences de composition des terrains.

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Le cliché original a été pris par le spectromètre de Dawn le 8 août 2011 d’une altitude de 2 740 kilomètres avec une résolution au sol de 800 mètres par pixel.

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Dimanche 30 octobre 2011

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Topographie des cratères du Bonhomme de neige et de ses environs

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Plan large : 595 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 830 x 3 150 pixels

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Établir la topographie des terrains de Vesta n’est pas évident vu les dénivelés impressionnants de l’astéroïde particulièrement dans son hémisphère sud. Voici la topographie des terrains avoisinant les cratères du Bonhomme de neige dans l’hémisphère nord de Vesta, la couleur blanche indique les terrains les plus élevés, la couleur bleue les plus basses altitudes.

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Le cliché original a été pris par la caméra de cadrage de Dawn le 6 août 2011 d’une altitude de 2 740 kilomètres avec une résolution au sol de 250 mètres par pixel.

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Source : site Dawn, NASA, JPL-Caltech

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Où Éris se révèle jumelle de Pluton

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Éris, vue d’artiste ; crédit ESO, L. Calçada

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Plan large : 853 x 1 280 pixels

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L’édition du 27 octobre de Nature relate les travaux qui ont permis de déterminer plus précisément la taille d’Éris, la planète-naine située bien au-delà de l’orbite de la déjà lointaine Pluton. Les mesures présentées par Bruno Sicardy (Observatoire de Paris) ont été possibles grâce à l’occultation par Éris d’une étoile de faible luminosité en novembre 2010.

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En raison de son éloignement de la Terre et de la petitesse de la taille de la planète naine, ces phénomènes d’occultations sont très rares et difficiles à observer. La prochaine occultation d’une étoile par Éris n’arrivera pas avant 2013. La survenue d’occultations constitue le meilleur et bien souvent l’unique moyen de déterminer avec précision la forme et la taille d’un corps distant du Système Solaire.

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Éris occultant une étoile, vue d’artiste ; crédit ESO, L. Calçada

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Plan large : 853 x 1 280 pixels

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“Observer des occultations de corps minuscules situés au-delà de Neptune dans le Système Solaire requiert une grande précision et une planification très soignée. C’est le meilleur moyen de déterminer la taille d’Éris, à défaut de pouvoir aller directement sur place,” explique Bruno Sicardy.

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Éris, ombre de l’occultation sur Terre ; crédit ESO, L. Calçada

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Plan large : 720 x 1 280 pixels

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26 sites situés sur la trajectoire prévue de l’ombre de l’occultation avaient été sélectionnés. Seuls deux d’entre eux, situés au Chili, ont noté la soudaine baisse de luminosité de l’étoile occultée par Éris : le site de La Silla de l’ESO équipé du télescope TRAPPIST et deux autres télescopes (Caisey Harlingten et ASH2) sur le site de San Pedro d’Atacama.

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Les observations combinées des deux sites chiliens montrent qu’Éris a une forme presque sphérique. Les mesures effectuées ont permis de déterminer avec précision sa forme et sa taille, aux incertitudes topographiques près (présence de montagnes élevées par exemple). De telles structures sont toutefois peu probables sur un corps glacé de si grande taille.

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Éris, du nom de la déesse de la discorde, avait été identifiée en 2005 comme un objet de grande taille du système solaire externe. Découverte qui avait entraîné un vif débat dans la communauté scientifique, la création d’une nouvelle classe d’objet : les planètes-naines, et le déclassement du titre de planète pour Pluton reléguée comme représentante idéale de cette nouvelle classe d’objet… Actuellement Éris est trois fois plus éloignée du Soleil que Pluton.

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Alors qu’auparavant Éris était estimée 25% plus grande que Pluton, les nouvelles mesures lui donnent un diamètre de 2 326 kilomètres avec une marge d’erreur de 12 kilomètres. De ce fait, sa taille est connue avec plus de précision que celle de son homologue, Pluton dont le diamètre est estimé entre 2300 et 2400 kilomètres. L’incertitude entourant le diamètre de Pluton résulte de la présence d’une atmosphère, qui rend les limites de sa surface impossibles à déterminer par la méthode directe des occultations.

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En mesurant les mouvements de Dysnomie, (fille d’Éris, déesse de l’anarchie), son satellite, sa masse est estimée 27% plus importante que celle de Pluton (22% de la masse de notre Lune) avec une densité de 2,53 gramme par centimètre cube (3,3 grammes par centimètre cube pour notre Lune). “La valeur de cette densité suggère qu’Éris est probablement un vaste corps rocheux recouvert d’un fin manteau de glace,” commente Emmanuel Jehin (Institut Astrophysique Université de Liège), qui a contribué à l’étude. La valeur de la densité suggère qu’Eris est principalement composée de roches (85%) et à moindre titre de glace (15%). La glace forme une couche d’environ 100 kilomètres d’épaisseur qui entoure le vaste noyau rocheux. Cette couche très épaisse principalement composée d’eau glacée ne doit pas être confondue avec la très mince couche d’atmosphère gelée située en surface et qui rend la surface d’Eris si réfléchissante.

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La surface d’Éris est apparue extrêmement réfléchissante, plus brillante encore qu’une portion de surface terrestre recouverte de neige fraîche, ce qui fait d’Éris l’un des objets les plus réfléchissants du Système Solaire avec Encélade, la lune glacée de Saturne. La surface brillante d’Éris est très vraisemblablement constituée de glace riche en azote mélangée avec du méthane gelé – comme l’indique le spectre de la planète – recouvrant sa surface d’une couche de glace mince et très réfléchissante de moins d’un millimètre d’épaisseur.

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“Cette couche de glace pourrait résulter de la condensation, sous forme de givre à sa surface, de l’atmosphère d’azote ou de méthane de la planète naine lorsqu’elle s’éloigne du Soleil sur son orbite très allongée et dans un environnement toujours plus froid” ajoute Emmanuel Jehin. Lorsqu’Éris se trouve au plus près du Soleil, à environ 5.7 milliards de kilomètres, la glace pourrait se retransformer en gaz.

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Les nouveaux résultats ont également permis à l’équipe d’effectuer une nouvelle mesure de la température de surface de la planète naine. Les estimations suggèrent que la température de surface de la face ensoleillée est au maximum de -238 degrés Celsius et a une valeur encore plus basse à la surface du côté plongé dans l’obscurité.

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“C’est extraordinaire tout ce que nous pouvons déduire d’un objet aussi petit et distant qu’Éris en observant son passage devant une étoile de faible luminosité, avec des télescopes relativement petits. Cinq ans après la création de la nouvelle classe des planètes naines, nous sommes enfin parvenus à connaître l’un de ses membres fondateurs”, conclut Bruno Sicardy.

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Source : site ESO

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La longue route de Rosetta, épisode XIII-4 : des nouvelles de 21 Lutetia

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L’épisode précédent est lisible en cliquant : “ici, note du 11 juillet 2010“

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En poursuivant sa longue route vers la comète 67/P Churyumov-Gerasimenko qu’elle retrouvera en 2014, le 10 juillet 2010, la sonde Rosetta de l’Agence Spatiale Européenne avait survolé, à une altitude au plus près de 3 170 kilomètres et à la vitesse de 54 000 km/h, l’astéroïde 21 Lutetia (130 kilomètres de diamètre).

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21 Lutetia ; crédit image : ESA et autres

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Plan large : 1 012 x 1 024 pixels

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Plan très large : 2 017 x 2 103 pixels

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Les données enregistrées par la sonde ont été traitées et les scientifiques rendent maintenant publiques leurs conclusions.

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Grande surprise : alors que généralement les astéroïdes sont généralement des restes d’anciens objets morcelés, 21 Lutetia semble être un corps primitif du système solaire, formé en même temps que les planètes. “Nous ne pensons pas que 21 Lutetia soit né sous la forme que nous lui voyons maintenant” annonce Holger Sierks, Max Planck Institüt. “Il devait à l’origine avoir une forme sphérique”.

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21 Lutetia, surface vue par Rosetta ; crédit image : ESA et autres

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Plan large : 536 x 1 024 pixels

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Plan très large : 2 041 x 3 898 pixels

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Cette image combine les clichés pris par Rosetta de 21 Lutetia. Ils couvrent plus de 50% de la surface de l’astéroïde

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Les astronomes ont estimé l’âge des terrains de surface d’après leur cratérisation. Certaines parties ont au moins 3,6 milliards d’années alors que les plus récentes sont très jeunes astronomiquement parlant, entre 50 et 80 millions d’années. Ces jeunes terrains se sont formés suite à des glissements de terrains consécutifs à des impacts voisins.

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21 Lutetia, détail, terrains récents ; crédit image : ESA et autres

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Plan large : 832 x 1 092 pixels

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Le bombardement a été tel que la surface de 21 Lutetia est recouverte d’une couche fine de roches pulvérisées épaisse de plus d’un kilomètre ! On y discerne, éparpillés sur la surface, des rochers dont le diamètre atteint entre 300 et 400 mètres, soit la moitié d’Ayers Rock en Australie.

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21 Lutetia, carte centrée sur le pôle nord ; crédit image : ESA et autres

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Plan large : 975 x 975 pixels

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Certains impacts ont été si importants qu’ils ont brisé des pans entiers de 21 Lutetia jusqu’à lui donner son allure actuelle. Le spectromètre de Rosetta révèle une composition uniforme dans toutes les régions observées. “Il est frappant de constater qu’un objet de cette taille peut présenter des cicatrices d’événements si différents à travers le temps, tout en ne montrant aucun signe de variation de composition de sa surface”, commente Fabrizio Capaccioni, INAF, Rome.

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Les données de la sonde suggèrent également que 21 Lutetia, comme les planètes du système solaire, a essayé en se formant de se doter d’un cœur en métal !

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La masse de 21 Lutetia est estimée à 1,7 million de milliard de tonnes. “Masse plus faible que prévue d’après les données enregistrées précédemment depuis la Terre”, constate Martin Pätzold, Université de Cologne, Allemagne. 21 Lutetia a probablement était soumis à un échauffement de son noyau par libération des éléments radioactifs au début de son histoire mais non suffisamment pour former un noyau de fer entièrement fondu et bien défini.

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Ce bref survol de Rosetta apporte des éléments d’informations très importants sur la période où se formait le système solaire. “21 Lutetia se révèle avoir été le bon choix parmi les astéroïdes de la ceinture”, se réjouit Rita Schulz, scientifique de l’équipe Rosetta, “car il présente à la fois des éléments primitifs du système solaire et d’autres particuliers à son histoire. Nous avons encore beaucoup à apprendre des objets de la ceinture d’astéroïdes”.

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Source : site Rosetta, ESA

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Et n’oubliez pas ! Un petit rappel : dimanche 30 octobre passage à l’heure d’hiver ! (à 3 heures du matin il sera 2 heures) Pour 2012 et les suivantes (pour l’instant) aucune directive européenne n’a été fixée…

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Quatre lunes saturniennes

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Quatre lunes saturniennes ; crédit image : NASA, JPL-Caltech, SSI

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Plan large : 940 x 1 004 pixels

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Cette fois-ci, il ne vous sera pas difficile de retrouver les quatre lunes de Saturne photographiées en même temps par la sonde Cassini le 17 septembre 2011 en lumière bleue visible.

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La plus importante des lunes de Saturne, Titan avec ses 5 150 kilomètres de diamètre apparaît voilée sous sa couche atmosphérique tandis que devant elle brille la glacée Dioné (1 123 kilomètres de diamètre).

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A droite, à l’extérieur des anneaux, voici Pandore (81 kilomètres de diamètre, alors qu’à gauche, dans l’anneau A, le petit point dans la division d’Encke correspond à Pan (28 kilomètres de diamètre)

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Cassini regarde juste au-dessus du côté ensoleillé du plan des anneaux, vers le Nord. La sonde se situe alors à 2 100 000 kilomètres de Dioné où la résolution est de 13 kilomètres par pixel.

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Source : CICLOPS

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Mercure : Dominici et Homère en couleurs

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Mercure, cratère Dominici sur le bassin d’impact Homère ; crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Plan large : 1 265 x 1 378 pixels

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Ce cliché a été pris, en couleurs, le 3 septembre 2011 par la sonde Messenger de la NASA avec une résolution de 338 mètres par pixel sur le sol de Mercure. Il est centré par 1,38° latitude Sud et 323,5° longitude Est.

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Le petit cratère Dominici sur la bordure nord au centre de l’image est large de 20 kilomètres. Il se distingue en creux sur le grand bassin d’impact Homère et est entouré d’éjectas très brillants. Homère a été rempli par d’importants écoulements volcaniques. Sur cette image Dominici n’est pas le seul cratère a avoir creusé profondément le sol d’Homère. Les couches excavées se distinguent spectralement des terrains avoisinant de la surface et les astronomes estiment approximativement leurs profondeurs originales en tenant compte des connaissances sur la façon dont les impacts extraient les matériaux enfouis lors de la formation des cratères.

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Source : site Messenger

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Mystère résolu pour RCW 86

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Brian J. Williams, astronome de la North Carolina State University, Raleigh, rapporteur principal d’une étude parue dans l’édition en ligne de Astrophysical Journal, nous permet de retrouver les restes d’une étrange supernova historique, voir le dernier article publié ici sur ce sujet du 09 août 2007.

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En 185 de notre ère, les annales chinoises rapportent l’apparition dans le ciel pendant 8 mois d’une étoile brillant comme Mars. Il a fallu attendre la deuxième partie du XXe siècle pour que les scientifiques fassent le rapprochement avec l’éclat d’une supernova puis, peu après, qu’il s’agissait de l’objet catalogué comme RCW 86, situé à 8 000 années lumières de nous dans la Constellation du Compas.

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Les restes de la supernova s’étendent sur 85 années lumière, ce qui correspond vu de la Terre à un peu plus d’une pleine lune. Les scientifiques ont tout de suite été étonnés par l’ampleur de l’étendue des rémanents, deux à trois plus larges que prévus.

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L’analyse des données recueillies par pas moins de quatre télescopes spatiaux a permis aux savants de résoudre ce mystère et de déterminer la nature de la supernova originelle.

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RCW 86, vue composite de quatre télescopes spatiaux ; crédit image : NASA, JPL-Caltech, Williams

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Plan large : 785 x 1 024 pixels

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Plan très large : 2 154 x 2 811 pixels

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Sur cette image, en bleu et vert apparaissent les données rayons X recueillies par le télescope spatial XXM-Newton de l’Agence Spatiale Européenne et par le télescope spatial Chandra de la NASA. Les rayons X permettent de mettre en évidence les gaz interstellaires chauffés à des millions de degrés par le passage de l’onde de choc de l’explosion. En jaune et rouge sont représentées les données infrarouge enregistrées par les télescopes spatiaux de la NASA : Spitzer et WISE. Elles révèlent le rayonnement des poussières “chauffées” à moins 200 ° C, beaucoup plus “chaudes” que les poussières ambiantes de la Voie Lactée.

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L’évolution des connaissances des différents types de supernova a permis aux chercheurs d’écarter l’idée d’une origine classique de l’explosion d’une étoile massive en fin de vie pour RCW 86. Au contraire, la supernova est de type Ia, c’est à dire l’explosion d’une naine blanche, (le cœur ardent et dépouillé d’une étoile morte de type solaire), par l’accumulation de matériaux en provenance probablement d’une étoile compagnon.

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Par conséquence, les chercheurs ont démontré pour la première fois qu’une étoile en train de se transformer en naine blanche pouvait souffler une énorme cavité autour d’elle comme peut le faire une étoile massive en explosant. Lors de l’explosion de la naine blanche, la matière expulsée a pu parcourir rapidement une grande distance sans rencontrer de résistance interstellaire. Ce qui explique l’ampleur actuelle des rémanents de RCW 86 .

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Source : site Spitzer, NASA, JPL-Caltech

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Galaxie Messier 96

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Elle n’est pas parfaite mais quelle beauté !

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Voici dans la constellation du Lion la plus importante galaxie du groupe galactique Lion 1, cataloguée comme Messier 96 ou NGC 3368. Elle est située à environ 38 millions d’années lumière de nous. L’image ci-dessous a été réalisée par l’instrument FORS 1 sur le Very Large Telescope de l’ESO au Chili

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M96 ou NGC 3368 ; crédit image : ESO

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Plan large : 1 279 x 1 280 pixels

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Son noyau est légèrement excentré mais brillant et entouré de délicates bandes de poussières sombres. Ses bras spiraux sont inégaux, mais ils se déroulent offrant à notre regard des milliards de jeunes étoiles bleues, petites perles alignées dans l’espace. De nombreuses galaxies sont visibles en arrière-plan dont l’une, plus proche en haut à gauche de l’image, est vue directement par sa tranche.

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M96 s’étend ainsi sur 100 000 années lumières, diamètre équivalent à celui de notre Voie Lactée. Ses “imperfections” sont probablement la signature d’interactions passées avec ses galaxies voisines.

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Source : site ESO

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Sélection de la semaine en provenance de Vesta

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Ce soir, petit retour sur le grand astéroïde Vesta (530 kilomètres de diamètre) pour notre nouvelle sélection hebdomadaire de clichés envoyés vers la Terre par la sonde Dawn de la NASA.

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

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Dimanche 16 octobre 2011

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Rainures équatoriales et matériaux sombres 1

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette image a été prise le 20 août 2011 par la caméra de cadrage de Dawn d’une altitude de 2 740 kilomètres avec une résolution au sol de l’ordre de 260 mètres par pixel.

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Nous retrouvons les rainures qui ceinturent la plus grande partie de l’équateur de Vesta. Elles sont recouvertes de nombreux cratères d’impact. Une grande structure linéaire semble couper au travers des creux dans la partie inférieure gauche de l’image. Quelques soient les sources d’ensoleillement sur les différents clichés pris par Dawn de la région, la zone sombre centrale reste identique. Les scientifiques étudient différents scénarios pouvant expliquer la formation de cette colline en matériaux sombres.

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Lundi 17 octobre 2011

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Rainures équatoriales et matériaux sombres 2

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette image a été prise le 20 septembre 2011 par la caméra de cadrage de Dawn d’une altitude de 673 kilomètres avec une résolution au sol de l’ordre de 66 mètres par pixel.

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Voici la même colline sombre vue sur l’image précédente mais avec une résolution améliorée d’un facteur 4. Apparaissent maintenant la formation de graben (fossés d’effondrement), en parallèle et à l’intérieur des creux. Les plus petits cratères visibles ont un diamètre de l’ordre de 100 à 200 mètres. Pour ce qui concerne la colline sombre, de nouveaux détails sont visibles. Le matériau sombre qui l’entoure prend une forme lobée et sa frontière avec la surface de Vesta est assez irrégulière.

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Jeudi 20 octobre 2011

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Cratères inhabituels 1

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette image a été prise le 20 août 2011 par la caméra de cadrage de Dawn d’une altitude de 2 740 kilomètres avec une résolution au sol de l’ordre de 250 mètres par pixel.

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Beaucoup de cratères de tailles et de formes différentes sont visibles ici sur l’hémisphère sud de Vesta. On peut estimer leur ancienneté en fonction de l’état de netteté de leur bordure. Certains cratères, en particulier dans le coin inférieur gauche de l’image, montrent des caractéristiques à la fois de récents et d’anciens cratères lorsque l’on examine leurs bordures. En général les cratères plus récents sont plus clairs que les plus âgés. La densité des cratères augmente en passant de l’hémisphère sud vers l’hémisphère nord comme on peut le voir en haut à droite de l’image.

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Vendredi 21 octobre 2011

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Cratères inhabituels 2

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette image a été prise le 30 septembre 2011 par la caméra de cadrage de Dawn d’une altitude de 702 kilomètres avec une résolution au sol de l’ordre de 63 mètres par pixel.

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Comme évoqués à propos de l’image ci-dessus, voici une vue plus détaillée de cratères présentant à la fois des jantes nettes et dégradées, en particulier pour le grand cratère en bas à gauche de l’image. Son côté gauche a une bordure très tranchante alors que sa partie droite est arrondie et floue. Un tas de matériaux est généralement visible en bas des parties dégradées ce qui implique l’existence de glissements de terrains de ce côté des cratères. Ce phénomène est assez habituel sur Vesta. Autre caractéristique spécifique mais habituelle sur Vesta, la répartition des matériaux clairs et sombres sous forme de petites parcelles le long des pentes des cratères. A noter sur la bordure gauche de l’image un petit cratère entouré d’éjectas très clairs.

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Source : site Dawn, NASA, JPL-Caltech

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