Du ciel et de la terre

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Crédit image : NASA, ESA, the Hubble Héritage Team (STScI, AURA)

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Plan large : 1 024 x 523 pixels

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Plan original : 2 302 x 1 176 pixels

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Ce couple de galaxies a pour nom Arp 87. Il se situe à environ 300 millions d’années lumière de nous dans la constellation du Lion. Il a fallu 6,3 heures d’observations à la caméra WFPC2, installée sur le télescope spatial Hubble pour enregistrer ce cliché qui couvre un angle apparent de 203 000 années lumière au travers de différents filtres.

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Nous les surprenons en pleine danse fusionnelle. Comme cadeau de noce, elles s’échangent leurs étoiles qui forment de magnifiques voiles nuptiaux se déployant au rythme de leur tournoiement dans l’espace.

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Source : Hubblesite

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Dans la catégorie trou noir poids lourds, un nouveau record vient d’être battu ! Alors que la note du 18 octobre dernier annonçait la découverte du plus lourd trou noir stellaire (créé à partir de la destruction de son étoile-mère) jamais observé, un article, à paraître le premier novembre 2007 dans l’Astrophysical Journal Letters, vient de lui ravir la vedette. De 15,7 masses solaires, le nouveau venu est estimé avoir entre 24 et 33 fois la masse de notre Soleil !

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L’article est signé par Andrea Prestwich du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, coordinateur de l’étude. Prestwich en reste d’ailleurs étonné : « Nous savons maintenant que les trous noirs stellaires peuvent être beaucoup plus grands que ce que nous imaginions »

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IC 10 Crédit image : Adam Block, NOAO, AURA, NSF

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Plan original : 2 184 x 1 472 pixels (1,1 MB)

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Le trou noir est localisé en périphérie d’une galaxie naine irrégulière, IC 10, dans la constellation de Cassiopée, à environ 1,8 millions d’années lumière de nous. En novembre 2006, Prestwich et ses collègues observaient IC 10 grâce au télescope spatial rayons X Chandra lorsqu’ils ont réalisé qu’une des sources les plus lumineuses de la galaxie en rayons X, IC 10 X - 1, variait brusquement de luminosité. Ces variations pouvaient s’expliquer par un phénomène d’éclipse d’une étoile passant devant un trou noir et bloquant temporairement le rayonnement X.

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Des observations complémentaires ont été réalisées fin novembre 2006 à l’aide du télescope spatial X et ultraviolet Swift de la NASA et de l’agence spatiale italienne.

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IC 10 X – 1 : Crédit image Aurore Simonnet, Sonoma State University, NASA

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Plan large : 1 024 x 740 pixels

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Plan original : 3 444 x 2490 pixels (1,2 MB)

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Sur cette illustration, l’artiste nous dresse le portrait de IC 10 X – 1. Le trou noir est représenté en haut à gauche et son compagnon, une étoile de type Wolf-Rayet, (explosive prête à se transformer en supernova), à droite. Le couple orbite autour d’un centre de gravité commun en 34,4 heures. Le trou noir est entouré d’une enveloppe de gaz extirpés par sa gravité à son étoile compagnon dans de puissants vents stellaires.

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Les premiers calculs, mais il s’agit-là d’une estimation basse, destinée à être relevée lors de prochaines observations, donnent au trou noir un minimum de 24 masses solaires. Son étoile génitrice devait elle avoir 60 masses solaires !

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Jusqu’à ces deux dernières découvertes, la théorie prévoyait qu’une étoile massive en mourant pouvait créer des trous noirs pouvant atteindre jusqu’à 15 masses solaires. L’observation nous prouve le contraire. Le nouveau détenteur du record, n’absorbe que très lentement la matière de sa compagne. Depuis sa naissance il n’a du lui arracher qu’une ou deux masses solaires. Les scientifiques restent donc perplexes devant l’explication d’un tel phénomène. Peut-être tient-elle dans la structure même de la galaxie. IC 10 ne contient que peu d’éléments lourds. Lors de l’explosion de la supernova, les vents stellaires auraient alors emporté moins de matériaux loin du trou noir en formation. Roy Kilgard de la Wesleyan University, Middletown, Conecticut, et co-auteur de l’article conclut : « il se pourrait qu’il existe des millions de trous noirs aussi massifs à l’affut dans notre Voie Lactée, produits au début de l’histoire de notre galaxie, quand elle n’avait pas encore eu la chance de générer beaucoup d’éléments lourds ».

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Sources :

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Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

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Goddard Space Flight Center

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Les vents qui parcourent la surface de Saturne ne rencontrent d’autres résistances que leurs homologues arrivant en sens inverse ! C’est ainsi que se créent dans une histoire sans fin, de gigantesques tempêtes, constamment alimentées par l’énergie des vents sauvages.

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Ce cliché a été pris par la sonde Cassini en infrarouge, le 18 septembre 2007 d’une distance de 3,4 millions de kilomètres. La résolution est de 20 km par pixels !

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Crédit image : NASA, JPL, Space Science Institute

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Source : CICLOPS

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Ce cliché a été pris par la caméra haute résolution HiRISE, installée sur la sonde Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), le 13 octobre 2007 par 27,2° de latitude sud et 180,5° de longitude est. MRO survolait Terra Cimmeria, la résolution est de 25 cm/pixel.

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Les terrains de l’hémisphère sud martien situés sous l’équateur ont une histoire tourmentée, modifiés par les successions de cratères d’impact, le volcanisme et l’érosion éolienne. Ils sont aussi morcelés par des vallées et des réseaux de canaux provenant du ruissellement d’eau en surface ou remontant des couches souterraines.

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Trois missions martiennes différentes ont analysé cette région grâce à leur spectromètre infrarouge. Les données enregistrées par Mars Orbiter, Mars Global Surveyor et MRO concordent. Elles démontrent un dépôt (sur une zone relativement étroite de 25 km carrés) d’un matériel riche en chlorures formés en présence d’eau liquide sur ces terrains datant du Noachian, la plus ancienne période géologique martienne.

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Plan large : 1 024 x 768 pixels

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Pour les grands écrans : 2 048 x 1 536 pixels

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Le détail ci-dessus nous montre, dans le proche infrarouge vu par HiRISE, cette zone caractérisée par les dépots salins. Nous contemplons une région de 900 m de large au centre de laquelle se trouve un cratère sans nom, partiellement enfoui. Le dépôt est mince, se retrouve dans les parties basses du terrain et est partiellement enlevé, probablement par l’érosion, preuves supplémentaires de son ancienneté.

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Les fissures polygonales visibles ressemblent à un effet de dessication rapide (évaporation et séchage de sol mouillé) ce qui confirme l’idée d’un dépôt par de l’eau en surface et non remontant des couches souterraines. Le calcul du volume et de la durée de la présence d’eau nécessaire à ses dépôts est en cours.

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Crédit images : NASA, JPL, University of Arizona

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Source : HiRISE

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17P Holmes est une petite comète ordinaire, orbitant autour du soleil en 6,9 ans. Depuis quelques jours, elle fait la une de l’actualité astronomique. Difficilement repérable avec de gros télescopes, elle est passée au plus près du Soleil le 4 mai 2007 à 2,16 unités astronomiques (UA) soit 325 millions de kilomètres et se trouve maintenant à 2,44 UA du Soleil (365 millions de km) et à 245 millions de km de la Terre. Début novembre, elle sera au plus près de nous, distante de 240 millions de km.

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Déjà en 1892, lorsqu’elle fut découverte par l’astronome anglais Erwin Holmes, elle avait présenté un sursaut d’éclat. De magnitude 16, des astronomes amateurs ont remarqué à partir du 24 octobre 2007 une brusque augmentation de sa luminosité. Elle a franchi le cap des 6 (plus le chiffre est petit, plus l’éclat est grand), pour devenir visible à l’oeil nu, et est estimée avoir atteint la magnitude 2,5, visible malgré l’éclat de la lune et en ville la nuit. Elle ne développe pas de queue, et ressemble, aux jumelles, a une étoile un peu floue de couleur blanc-jaune. Elle est visible en début de nuit au Nord-Est dans la direction des Pleïades, et au dessus de l’horizon Ouest au petit matin.

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Crédit image : Guillaume Cannat, Guide du ciel

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Devant un tel comportement, les astronomes du monde entier se sont penchés sur la belle, pour tenter d’en comprendre ses raisons.

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Voici une série de clichés pris par l’Observatoire du Pic du Midi montrant l’augmentation d’éclat de la comète depuis le 24 octobre.

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Plan large : 900 x 184 pixels

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Crédit image : Observatoire du Pic du Midi, Observatoire de Paris.

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Malgré ce qui a été annoncé, les observations ne montrent aucun signe de fragmentation de la comète. Elle développe autour d’elle une chevelure de poussières et de gaz légèrement enflée sur son axe Nord-Sud. Les quantités de gaz observées sont supérieures à celles rejetées par la comète géante Hale-Bopp en 1996 alors qu’elle se trouvait à la même distance du soleil. Voici une représentation des poussières dans le halo de 17P Holmes vu par l’interféromètre de l’IRAM installé sur le plateau de Bure en France.

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Plan large : 759 x 700 pixels

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Crédit image : IRAM

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Les observations continuent pour tenter de mieux comprendre les phénomènes expliquant ce sursaut d’éclat. Il est possible que la comète, après son passage au plus près du Soleil, connaisse une réorganisation interne de sa structure, et qu’un grand cratère, ou une fissure, se soit formé sur sa surface, libérant une importante quantité de poussières et de gaz autour d’elle. Celles-ci sont éclairées par le rayonnement solaire et resplendissent sous nos yeux. La belle nous présente majestueusement sa chevelure illuminée de poussières d’étoiles.

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Sources principales :

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Guide du Ciel de Guillaume Cannat

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Observatoire de Paris

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Note préliminaire :

La découverte est importante. Comme elle a été réalisée sous l’égide d’un scientifique travaillant pour la recherche française, la publication des résultats de l’étude est très largement répandue sur les médias scientifiques français. Pour une fois, je n’ai pas à jongler avec les traductions, à essayer de comprendre de quoi il retourne. Voici, le copier-coller de l’article publié sur le site internet du CEA-DAPNIA où travaille Emanuele Daddi, l’auteur de l’article publié dans l’Astrophysical Journal. J’ai seulement modifié la mise en page pour présenter les travaux à ma façon. Le cocorico est agréable mais n’oublions pas que le travail fondamental de Daddi a pu être réalisé grâce aux enregistrements réalisés par deux télescopes spatiaux, Spitzer pour l’infrarouge, et Chandra pour le X. La coopération internationale est indispensable pour la progression de la connaissance humaine.

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Vue d’artiste d’une galaxie abritant un quasar

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Crédit image : CEA, CNRS, NASA, Spitzer

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Plan large : 900 x 720 pixels

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L’étude des images de plus de mille galaxies lointaines a permis à une équipe internationale conduite par Emanuele Daddi du Service d’Astrophysique du CEA-DAPNIA de découvrir une nouvelle population de trous noirs massifs. C’est en comparant les images en lumière infrarouge du satellite Spitzer et celles en rayons X du satellite Chandra que les astronomes ont pu montrer que 20% au moins des galaxies situées à des distances comprises entre 9 à 11 milliards d’années-lumière (correspondant à l’Univers jeune ayant seulement le quart de son âge actuel) contenait bien un trou noir mais que celui-ci était fortement masqué par des poussières. Cette nouvelle population de trous noirs géants montre que, dès son plus jeune âge, l’Univers aurait donc déjà formé plusieurs centaines de millions de trous noirs massifs. Ces travaux sont à paraitre dans le numéro du 10 novembre 2007 de la revue Astrophysical Journal.

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Depuis des années, les astronomes cherchent une population de trous noirs massifs (plusieurs centaines de millions de fois la masse du Soleil) qui manquent à l’appel. Des trous noirs géants ont bien été découvert au coeur de nombreuses galaxies proches mais trop peu jusqu’ici dans les galaxies lointaines par rapport aux prévisions théoriques. Les trous noirs supermassifs, parfois appelés « quasars » pour les plus énergétiques d’entre eux, sont situés au centre de galaxies et sont entourés d’un nuage de gaz et de poussières en forme d’anneau. Le gaz tombe progressivement vers le trou noir en émettant un rayonnement de très haute énergie sous forme de rayons X qui peut être détecté, mais qui est parfois absorbé par le gaz et les poussières environnantes, rendant le quasar invisible depuis la Terre.

Pour tenter de percer l’écran de la poussières, les chercheurs ont analysé les images d’un millier de galaxies lointaines dans lesquelles aucun quasar n’était jusqu’ici connu. Ces galaxies aussi massives que la notre, sont situées à une distance de 9 à 11 milliards d’années-lumière de la Terre, et en raison du temps mis par la lumière à nous parvenir, sont donc observées telles qu’elles existaient dans l’Univers jeune âgé de quelques 3 ou 4 milliards d’années. Pour les observer, deux des grand satellites actuellement en orbite ont été nécessaires, le satellite Spitzer pour capter la lumière infrarouge et le satellite Chandra pour détecter les rayons X. Ces observations ont été réalisées dans le cadre du programme GOODS” (pour “Great Observatories Origins Deep Survey“, programme d’observation simultanée de deux champs de l’Univers lointain par des satellites de la NASA, de l’ESA, et de télescopes au sol).

Les observations du satellite Spitzer ont révélé que 20% des galaxies observées émettaient une quantité anormale de rayonnement infrarouge mais aucun rayonnement X n’était visible sur les images correspondantes du satellite Chandra. C’est seulement en utilisant une méthode originale, qui consiste à fusionner ensemble par superposition toutes les images, que le faible rayonnement X est apparu, indiquant la présence de trous massifs en leur sein. Ces galaxies lointaines de l’Univers jeune sont en fait si poussiéreuses que le rayonnement X du trou noir est fortement absorbé par les grains de poussières et ne peut nous parvenir. Le rayonnement absorbé sert à chauffer la poussière, qui émet alors l’excès de rayonnement infrarouge détecté dans les images du satellite Spitzer.

“Nous avons sans doute trouvé l’essentiel de la population cachée des trous noirs massifs dans l’Univers jeune“, confie Emanuele Daddi. Auparavant, seuls quelques quasars particulièrement énergétiques avaient pu être détectés dans l’Univers jeune. L’observation de ces quasars implique la présence d’un grand nombre de trous noirs supermassifs en phase de croissance dans l’Univers. Selon les calculs des chercheurs, chaque région du ciel de la taille du disque solaire contient au moins 800 trous noirs massifs. Ce sont donc des centaines de millions de trous noirs supplémentaires par rapport à ceux dont on soupçonnait déjà l’existence qui auraient échappé aux observateurs.

Ces quasars nouvellement détectés permettent de mieux comprendre la formation des galaxies dans l’Univers lointain. Ils indiquent en particulier que les collisions entre galaxies ne joueraient pas un rôle déterminant dans l’évolution des galaxies jeunes comme on le pensait jusqu’ici. Les collisions de galaxies étaient souvent évoquées comme le mécanisme déclenchant les phases d’activité des quasars. En réalité, un grand nombre de galaxies massives, qu’elles soient ou non en collision, héberge un quasar.

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Source : CEA-DAPNIA

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Plan large : 1 024 x 573 pixels (les traits et points lumineux sont des artéfacts)

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Crédit image NASA, JPL, Space Science Institute, University of Colorado

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L’examen attentif des clichés pris par la sonde Cassini a permis à une équipe d’astronomes d’annoncer pour la première fois la présence d’une ceinture de lunules en périphérie de l’anneau A de Saturne.

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L’étude dirigée par Miodrag Sremcevic (Université du Colorado, Boulder) est publiée dans l’édition du 25 octobre du journal Nature. Les autres membres sont Juergen Schmidt, Martin Seiss et Frank Spahn (Université de Postdam en Allemagne), Heikko Salo (Université d’Oulu, Finlande) et Nicole Albers (Université du Colorado).

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Les lunules, trop petites pour être visibles directement, ne sont repérables que par la trace que laissent leurs passages dans l’environnement des anneaux. C’est ainsi que huit signatures en forme « d’hélice d’avion » ont été répertoriées aux abords de l’anneau A. L’anneau A se trouve lui-même en périphérie du système des anneaux de Saturne. Ceux-ci, en comparant Saturne et la Terre, s’étendent sur un rayon correspondant aux deux tiers de la distance Terre-Lune.

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Les vagues en forme d’hélice d’avion (entourées de pointillés sur le cliché ci-dessus) ont environ une longueur de dix kilomètres. Ce qui supposent que les objets qui les engendrent ont eux environ 150 mètres de long. Extropolant les données, les chercheurs pensent qu’au total, des milliers d’objets, allant de la taille d’un camion à celle d’un stade, gravitent dans cette région. Ils seraient les restes de la collision d’un corps parent de la taille de Pan (26 km de diamètre) avec un astéroïde ou une comète.

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Sources :

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Cassini-Huygens site NASA

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Université du Colorado

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Les radio-galaxies sont des galaxies très lointaines. Elles sont discernables par l’intense rayonnement dans la gamme des ondes radio, émis par les jets de particules expulsés sur de très grandes distances par leurs trous noirs centraux.

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Patrick Ogle (NASA Spitzer Science Center) et Robert Antonucci (University of California, Santa Barbara) ont co-signé un article paru dans l’Astrophysical Journal du 20 octobre 2007 auquel ont participé Phil N. Appleton (Caltech) et David Whysong (NRAO).

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Plan large : 720 x 900 pixels

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Crédit image : NASA, JPL-Caltech, P. Ogle (SSC, Caltech)

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Les astronomes ont eu l’idée d’utiliser le télescope spatial infrarouge Spitzer pour étudier des radio-galaxies, dont 3C 326, située à un milliard d’années lumière de nous dans la constellation du Serpent. Ils ont alors constaté que la galaxie était double : 3C 326 nord a une taille équivalente à notre galaxie, 3C 326 sud possède quand à elle une masse de moitié inférieure; un pont de matière chaude les relie l’une à l’autre.

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La spécificité de Spitzer est de pouvoir mettre en valeur la matière chaude. Les galaxies baignent dans une énorme quantité de gaz chaud, de l’hydrogène moléculaire (deux atomes d’hydrogène unis, pouvant atteindre jusqu’à 730° Celsius). Ce type d’hydrogène est la brique élémentaire permettant la création des étoiles lorsqu’il se refroidit. Il est aussi l’espoir d’une énergie peu coûteuse pour notre humanité dans l’avenir.

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Les deux galaxies sont en interaction gravitationnelle, et peut-être même lancées dans un processus de collision-fusion galactique. Le pont de matière décelé par Spitzer est un effet de marée : l’équivalent d’un milliard de masses solaires est arraché à 3C 326 sud au profit de 3C 326 nord. La plus grosse galaxie cannibalise la plus petite !

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Pour l’instant les gaz sont trop chauds pour former des étoiles, mais suffisamment pour pouvoir absorber des atomes d’oxygène et former de grandes quantités d’eau. Lorsque le processus se sera stabilisé, le nouveau visage de 3C 326 brillera de l’éclat de nombreuses jeunes étoiles. L’eau pourra alors s’incorporer aux planètes et aux comètes qui les entoureront.

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Source : Spitzer Space Telescope

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Crédit image : Rayons X : NASA, CXC, Penn State, Park et autres, pour le visible : Pal Obs DSS

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Plan large : 792 x 792 pixels

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Cette nébuleuse, pour nom de code G292.0+1.8, se situe à 20 000 années lumière de nous dans la constellation du Centaure. Il s’agit des restes d’une supernova, âgée probablement de plusieurs milliers d’années.

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Elle fait l’objet d’une étude à paraître dans l’Astrophysical Journal Letters, signée par Sangwook Park (Penn State University) et John Hughes (Rutgers University). 142 heures d’observations étalées entre septembre et octobre 2006 ont été nécessaires au télescope spatial rayons X Chandra, pour réaliser ce cliché en fausses couleurs : le bleu correspond au silicium et au soufre, le vert au magnésium, le jaune et l’orange à l’oxygène. Le fond d’étoiles en blanc (en lumière visible) provient du Digitized Sky Survey.

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Légèrement en bas et à gauche du centre est visible l’étoile résiduelle de la supernova. Il s’agit d’un pulsar, une étoile à neutrons, (la matière y est tellement dense qu’elle ne peut survivre que sous forme de neutrons), tournant très rapidement sur elle-même. Le décalage, par rapport au centre des rémanants de la supernova, laisse à penser que la puissance de l’explosion lui a infligé un effet de recul dans l’espace.

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Pour résumer les détails techniques G292.0+1.8.est l’une des trois seules supernovae visibles dans notre Voie Lactée contenant beaucoup d’oxygène. Elle est considérée comme un cas d’école pour tenter de comprendre comment une étoile retransmet dans l’espace les éléments qu’elle a fabriqué, permettant ainsi la génération suivante d’étoiles. Les filaments démontrent une structure extraordinairement complexe. L’explosion n’a pas été symétrique. Par exemple, silicium, soufre et magnésium sont plus présents dans le coin supérieur droit alors que l’oxygène l’est dans le coin inférieur gauche. Les rayonnements X détectent en conséquence une chaleur initiale plus importante dans le coin supérieur droit. La bande équatoriale blanche est suspectée provenir du matériel rejeté par l’étoile avant son explosion. L’étoile aurait gardé son même axe de rotation avant et après sa mort. Par contre, le jet de particules de hautes énergies provenant des pôles du pulsar est lui décalé par rapport à l’axe, ce qui n’a pas été identifié sur les autres supernovae du même type.

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La vision dans la gamme des rayonnements X, permet de mettre au point une nouvelle technique d’étude des supernovae, en concluent les auteurs.

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Source : Chandra X-Ray Observatory

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Jacob Bleacher (Arizona State University et NASA Goddard Space Flight Center), a signé une étude le 19 septembre 2007, dans le Journal of Geophysical Reserch, Planets. Les membres de son équipe ont étudié la région des grands volcans martiens, Tharsis Montes, en comparaison avec celle sur Terre d’Hawaï.

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Plan large : 963 x 1 024 pixels

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Plan original : 2 149 x 2 286 pixels

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L’image ci-dessus (crédit NASA) a été établie grâce à l’altimètre laser installé sur la sonde Mars Global Surveyor. A côté d’Olympus Mons, les trois volcans de la chaîne de Tharsis Montes s’égrènent de part et d’autre de l’équateur martien : en dessous Arsia Mons, juste à l’aplomb Pavonis Mons, et 10° au-dessus Ascraeus Mons.

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A la différence des volcans hawaïens, dont le plus important atteint 92 km à sa base, ils sont énormes avec chacun plus de 300 km de diamètre. Si aucune éruption n’y a jamais été observée, l’absence de grands cratères d’impacts indiquent qu’ils ont été actifs jusqu’à encore assez récemment, géologiquement parlant.

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Sur Hawaï les volcans se situent sur un « point chaud » en provenance du magma profond. La tectonique des plaques fait que les volcans hawaïens forment une chaine, chaque nouveau volcan naissant à l’aplomb du point chaud, tandis que la plaque qui les supporte éloigne les plus anciens.

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Aucune activité révélatrice d’une tectonique des plaques importante n’a jamais été découverte sur Mars. La taille de la planète ne le permettant probablement pas. Les chercheurs ont étudié attentivement les flux de laves émanant de Tharsis Montes. Les flancs des trois volcans sont identiques. Comme à Hawaï des tunnels de lave sont visibles, (leur effondrement, lorsque le flux de lave se tarit les rend discernables) mais leur nombre augmente du sud vers le nord de l’équateur martien. Autrement dit les flux de lave se sont déplacés de Pavonis Mons vers Ascreus Mons.

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A l’inverse d’Hawaï, où le magma se déverse d’un point fixe au-dessus duquel se déplace la croûte terrestre, les chercheurs pensent que le magma s’est accumulé sous la croûte martienne, et, comme une fumée accumulée sous un toit, a cherché une sortie plus au nord vers Ascraeus Mons. Ils ne prétendent pas apporter une explication complète du grand volcanisme martien mais seulement en dressent une tendance générale.

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Il fut un temps (vers le premier milliard d’années) où le visage de Mars présentait un aspect fort différent. Le volcanisme lui avait conféré une atmosphère bien plus dense et un sol bien plus chaud et humide que le désert gelé et l’air tenu et sec actuels. Beaucoup de spécialistes se demandent si cet épisode a été assez long pour permettre l’éclosion de la vie sur Mars. Les conclusions des chercheurs vont, peut-être, vous laisser songeurs. Il est fort possible que l’activité volcanique martienne puisse reprendre. Les grands volcans ne sont pas éteints, comme on l’admet géologiquement pour les anciens volcans terrestres, coupés définitivement des sources magmatiques. Le magma pourrait de nouveau ressurgir ! Si les éruptions étaient suffisamment importantes, elles pourraient fort bien apporter à nouveau de grandes quantités de gaz et d’eau vers la surface et l’atmosphère martiennes…

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Source : NASA Goddard Space Flight Center

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