Du ciel et de la terre

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Un article à paraître dans l’édition du premier mai 2008 de l’Astrophysical Journal va venir apporter une nouvelle « lumière » sur une nova récurrente dénommée RS Ophiuchi. Il est signé par Marc Kuchner, Richard Barry, William Danchi, (tous trois du Goddard Space Flight Center de la NASA) et Rachel L. Akeson ( Michelson Science Center qui gère le Keck Observatory).

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RS Ophiuchi est une binaire d’étoiles composée d’une naine blanche et d’une géante rouge. Elle est située dans la constellation d’Ophiuchus, (le Serpentaire), à 5 000 années lumière de nous. (Voir note du 15 avril 2006).

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Les deux étoiles sont proches l’une de l’autre, à tel point que la naine blanche attire une partie de la matière de sa compagne. Lorque la masse accumulée atteint un point critique se produit une explosion thermo-nucléaire cataclysmique. On parle alors de nova récurrente : nova pour distinguer l’explosion de celle d’une supernova où l’étoile massive originale meurt pour se transformer soit en étoile à neutrons, soit en trou noir, et récurrente car elle se produit approximativement tous les vingt ans.

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Les deux télescopes de 10 mètres du Keck ; crédit image : Rick Peterson

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Plan large : 769 x 1 024 pixels

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Plan original : 962 x 1 308 pixels

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Lorsque la dernière explosion eut lieu le 12 février 2006, au Keck à Hawaï un nouvel instrument était en expérimentation. Il permet d’obscurcir la lumière d’une étoile, par exemple, pour en étudier son voisinage. Allié au mode interférométrique qui combine la lumière des deux miroirs de 10 mètres, c’est le seul instrument au monde de ce type. Il permet d’agrandir de 10 fois la sensibilité obtenue par le fonctionnement d’un seul des deux télescopes du Keck.

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Vue d’artiste du système RS Ophiuchi crédit image Casey Reed

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Plan large : 1 024 x 598 pixels

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Plan original : 1 600 x 934 pixels

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Trois jours après que la nouvelle de la nova fut divulguée, les astronomes du Keck étaient à pied d’œuvre pour tester leur instrument sur RS Ophiuchi. Dans la zone lumineuse aucune trace de poussières n’était visible, celles-ci ayant été certainement volatisées par l’onde de choc de l’explosion. Mais un peu plus loin, à des distances correspondant à environ 20 UA (une unité astronomique équivaut à la distance moyenne Terre-Soleil, soit 150 millions de km) était repérable le spectre de poussières de silicate.

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L’onde de choc de la nova ne les ayant pas encore atteintes, ces poussières étaient donc antérieures à l’explosion. Ce qui est une surprise car la théorie prévoyait jusque là qu’au contraire les poussières étaient dues au souffle de l’explosion. Les auteurs de l’article en déduisent que ces poussières se sont créées dans la spirale de matières arrachées à la géante rouge. Elles viennent s’enrouler, un peu comme des bras galactiques , autour de la naine blanche. Les conditions de température y sont suffisamment basses et la densité assez élevée pour que les atomes puissent former ensemble des particules de poussières.

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Depuis les premières observations, les poussières de silicate ont disparu, balayées par le souffle de l’explosion. Il va falloir maintenant attendre plusieurs années pour qu’elles se reconstituent à partir des matériaux arrachés à la géante rouge.

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Les astronomes espèrent beaucoup de leur nouvel instrument. En particulier dans le domaine très en vogue de la chasse aux exoplanètes. En obscurcissant la lumière d’une étoile, il va devenir plus facile de scruter son environnement et peut-être même « voir » directement la lumière d’une planète en orbite autour de son étoile.

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Source : Keck Observatory

 

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Deux semaines après son survol de Mercure le 14 janvier 2008, (voir notes des 12, 16 et 22 janvier 2008), les scientifiques attachés à la sonde Messenger viennent de faire un premier bilan. Il est extrêmement positif et plein d’espoir pour l’avenir.

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L’au-revoir

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Plan large : 761 x 1 024 pixels

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Plan original : 1 544 x 2 078 pixels

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Cette série de clichés a été pris alors que Messenger s’éloignait de Mercure. La première photo en haut à gauche a été enregistrée 100 minutes après le plus près du survol d’une distance de 34 000 km ; la dernière, en bas à droite, 19 heures plus tard d’une distance de 400 000 km.

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Tout d’abord ils se réjouissent de l’exactitude de leurs calculs, le survol s’est déroulé exactement comme prévu et le revêtement thermique spécialement conçu pour résister aux ardeurs du Soleil se révèle efficace. De plus les sept instruments de la sonde, ont parfaitement fonctionné. Cerise sur le gâteau : déjà les surprises ne manquent pas.

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Globalement, vu par Messenger, Mercure ressemble beaucoup moins à notre Lune qu’on ne le supposait. A été découvert une grande partie de la surface de Mercure qui n’avait pu être photographiée, il y a maintenant plus de trente ans, par la sonde Mariner 10. Une nouvelle formation géologique baptisée « l’araignée », vu sa forme, vient d’être identifiée. Elle n’avait jamais été répertoriée sur la Lune ni sur Mercure.

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L’araignée

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Plan large : 1 024 x 691 pixels

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Plan original : 3 000 x 2 025 pixels

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Cette formation se situe près du centre de l’immense bassin d’impact Caloris. Des vallées partent radialement d’un cratère large de 40 kilomètres. Ces auges sont peut-être le résultat de l’affaissement des parois des matériaux venus combler Caloris après son premier impact, le petit cratère ayant ébranlé les zones fragiles. Mais il est fort possible que certaines de ces auges se soient formées postérieurement à la date de création du petit cratère.

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Contrairement à la Lune, Mercure possède aussi de grandes falaises ou escarpements qui se prolongent sur des centaines de kilomètres. Elles sont le résultat de l’activité interne de Mercure.

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La haute densité et la petite taille de Mercure (4 880 km de diamètre) se combinent pour donner en surface une gravité équivalente à 38% celle de la Terre, presque identique à celle de Mars qui est pourtant presque 40% plus grand. Cette gravité plus importante que sur notre Lune explique l’aspect complètement différent des cratères d’impact. Les éjectas retombent beaucoup moins loin et de nombreuses chaines de cratères secondaires consécutifs au premier impact y sont visibles.

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Le diamètre de l’immense bassin Coriolis va être revu à la hausse pour atteindre peut-être 1 550 km. Contrairement à la Lune, avec le bassin Imbrium, ses plaines internes sont plus « lumineuses » que celles de son extérieur. La raison en est encore mystérieuse.

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Le champs magnétique de Mercure est similaire à celui observé par Mariner 10, il y a trente ans, avec la même légère inclinaison. Il reste à étudier complètement pour vérifier s’il se comporte comme celui de notre Terre. Le champs magnétique dépend de la structure interne des planètes. Si Mercure et la Terre possèdent leur champs magnétique, Venus et Mars n’en possèdent pas. L’effet dynamo est en principe provoqué par l’existence d’un noyau « liquide » Comment se fait-il que le coeur de Mercure au cours des milliards d’années ne se soit pas encore refroidi ?

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La sonde a bien enregistré, comme Mariner 10, l’existence d’une queue laissée par l’exosphère (l’atmosphère très tenue) de Mercure derrière son passage, contenant du sodium, du calcium et de l’hydrogène.

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Le survol de Mercure du 14 janvier a été trop rapide pour que les autres instruments de la sonde puissent apporter de nouveaux résultats significatifs.

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Mercure en vraies couleurs

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Plan large : 1 024 x 691 pixels

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Plan original : 3 000 x 2 025 pixels

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Pour conclure cet article, contemplons cette nouvelle vue de Mercure en couleurs réelles.

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Elle a été réalisée à partir d’une mosaïque de clichés pris d’une distance comprise entre 12 800 et 16 700 kilomètres. Toutefois, la longueur d’onde balayée étant plus grande que celle de la vision humaine, les couleurs sont accentuées par rapport à ce que pourrait voir dans les mêmes conditions un être humain. Elles démontrent les différences de textures des terrains. Certains points lumineux avec une teinte bleuâtre sont signes de cratères d’impacts récents. Coriolis est la grande zone circulaire en haut à droite. La résolution est de l’ordre de 2,5 kilomètres par pixel.

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Crédit images : John Hopkins University Applied Physics Laboratory, Carnegie Institution of Wahington, NASA

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Sources :

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APL

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Site Messenger

 

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Trois astronomes du Max Planck Institut für Radioastronomie de Bonn en Allemagne (Stephan Kraus, Thomas Preibisch et Keiichi Ohnaka) viennent de publier un article dans l’Astrophysical Journal relatant leurs travaux concernant une jeune étoile : MWC 147.

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Tout d’abord plantons le décor et dirigeons nos regards vers la constellation de la Licorne.

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Autour de MWC 147 ; crédit image : ESO, Stéphane Guisard

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Plan large : 1 003 x 800 pixels

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Ce cliché a été réalisé par Stéphane Guisard de l’ESO, au Mont Paranal, lieu d’implantation du VLT au Chili, avec un objectif de 200 mm. Réalisé en couleurs composites, il nous permet de visualiser deux des célèbres nébuleuses de la Licorne : au centre la nébuleuse du Cône et à droite celle de la Rosette.

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Notre cible se trouve dans le quart supérieur gauche de ce cliché. En voici un gros plan :

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MWC 147 ; crédit image : ESO, Stéphane Guisard

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Les astronomes ont mis à contribution les quatre miroirs de 8,20 m du VLT, par paire et par triplet en utilisant la technique d’interférométrie qui combine la lumière reçue par les différents télescopes.

Les observations ont été menées dans l’infrarouge par les instruments MIDI et AMBER.

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MWC 147, située à 2 600 années lumière de nous, est encore un bébé étoile qui n’a pas dépassé ses 500 000 ans d’existence. Une bagatelle par rapport au 4,6 milliards d’années de notre Soleil en pleine maturité. Elle est encore en pleine formation et pourrait atteindre, lorsque sa période de croissance sera terminée, jusqu’à huit masses solaires.

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L’étude du rayonnement infrarouge permet de mettre en évidence la présence des poussières autour de l’étoile et leur réchauffement lorsqu’elles s’approchent d’elle. D’après les enregistrements obtenus, les astronomes ont réalisé des simulations numériques pour modéliser l’environnement de MWC 147.

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Illustration d’artiste représentant une vue en coupe du disque de gaz et de poussières entourant MWC 147 ; crédit : ESO

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Plan large : 813 x 800 pixels

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Cette illustration d’artiste du disque de gaz et de poussières (en coupe) entourant MWC 147 nous permet de visualiser les résultats obtenus par les astronomes. Le disque se présente sur un angle de 50° par rapport à nous. Il s’étend sur 100 UA (une unité astronomique est égale à la distance moyenne Terre-Soleil soit 150 millions de km). Le rayonnement infrarouge démontre une forte augmentation de la chaleur des poussières à l’approche de une à deux unités astronomiques de l’étoile, jusqu’à atteindre des milliers de degrés. A cette distance, les poussières soumises à la grande énergie de l’étoile sont tout simplement détruites.

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De telles études sont précieuses pour l’amélioration de notre connaissance des phénomènes liés à la genèse des étoiles et de leurs systèmes planétaires.

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Les astronomes ont calculé que MWC 147 grossissait de 7 millionièmes de sa masse par an soit l’équivalent de deux masses terrestres. Croissance qui va encore continuer pendant des millions d’années !

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Source principale : ESO

 

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Le 29 janvier 2008, à 08h33 GMT, un astéroïde passera au plus près de la Terre, à une distance de 1,4 fois celle de la Terre à la Lune, soit environ 538 000 kilomètres.

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Dénommé 2007 TU24, il a été découvert par le Catalina Sky Survey le 11 octobre 2007 dans le cadre du programme de la NASA de surveillance des satellites géo-croiseurs.

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Le 23 janvier dernier, 2007 TU24 a été suivi durant 5 heures par l’antenne de 70 mètres du radiotélescope Goldstone situé dans le désert de Mojave. Voici le résultat de l’observation :

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Crédit image : NASA, JPL-Caltech

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L’astéroïde possède un diamètre d’environ 250 mètres. Asymétrique, il est peut-être le résultat de la fusion de deux astéroïdes parents. Sa période de rotation est plutôt lente, un tour sur lui-même prend entre 10 et 30 heures. Les astronomes qui calculent actuellement sa périodicité affirment qu’il n’y a aucune chance qu’il percute la Terre au moins avant 2170. Pour l’instant, ils ne peuvent préciser la composition de 2007 TU 24 : monolithe de roche ou conglomérat de plus petites structures.

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Connaître l’orbite exacte des astéroïdes et leur composition est primordiale dans l’éventualité d’une action à entreprendre pour éviter la collision avec la Terre d’un des géo-croiseurs, qui comme leur nom l’indique, sont amenés périodiquement à croiser l’orbite de la Terre.

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Si la théorie prévoit l’existence de 7 000 objets de cette taille, seulement 20% sont répertoriés. Les astéroïdes plus petits passent eux complètement inaperçus dans nos parages bien qu’ils puissent aussi commettre des dégâts notables. Selon certaines statistiques, il devrait en tomber un tous les 5 ans, or en réalité, une collision importante n’a lieu que tous les 37 000 ans !

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Des observations complémentaires de 2007 TU24 sont en cours, en particulier par le radiotélescope de Arecibo, elles se poursuivront dans les jours à venir.

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Sources principales :

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Jet Propulsion Laboratory

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NewScientistSpace

 

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Dans la note du 29 novembre 2007 était relatée la découverte, par une équipe de scientifiques, de la présence des radicaux chimiques des molécules organiques, les briques élémentaires de la vie, dans la haute atmosphère du plus gros satellite de Saturne : Titan (5 150 km de diamètre).

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Titan cache son intimité sous une épaisse couverture de brume. Le 20 décembre 2007, la sonde Cassini se trouvait à 190 000 km de Titan. Elle a réussi à enregistrer ce cliché grace à un filtre sensible ultraviolet. Il nous permet de visualiser les couches de la haute atmosphère de Titan. La résolution est de 1 km/pixel.

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Plan original : 896 x 1 016 pixels

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Crédit image : NASA, JPL, Space Science Institut

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Source : Cassini-Huygens, site JPL-NASA

 

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Pour compléter la note d’hier, je me suis aperçu que dans la livraison hebdomadaire du 24 janvier 2008 des clichés pris par la caméra haute-résolution HiRISE, installée sur la sonde Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), figurait aussi une photo du cratère Terbi.

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Plan large : 2 048 x 6 600 pixels

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Elle a été prise le 13 décembre 2007 par 27° de latitude sud et 75,1° de longitude est. La résolution de 25,8 cm/pixel permet aux objets de 77 cm d’être entièrement résolus. L’action de l’érosion est ici aussi très visible, les mésas, plateaux découpés, montrent leurs flancs érodés en terrasse.

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Plan large : 1 024 x 736 pixels

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Plan original : 2 048 x 1 536 pixels

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Le détail ci-dessus, en fausses couleurs, permet d’apprécier les différences de structures des matériaux. Il est difficile d’en affirmer la composition car plusieurs phénomènes géologiques ont pu agir sur le cratère : couches sédimentaires formées à partir de dépots de cendres volcaniques ou d’anciens lacs ?

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Erosion par l’action du vent ou de l’eau, effondrement des pentes raides, les dépots peuvent avoir de multiples causes. Toutefois, certains semblent bien d’origine fluviale.

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Crédit images : Nasa, JPL, University of Arizona

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Source : HiRISE, University of Arizona

 

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Le cratère Terbi présente un grand intérêt pour les planétologues martiens car l’action de l’eau y est très marquée. Il est d’ailleurs l’un des 33 sites possibles d’amarrissage pour la future mission Mars Science Laboratory dont le lancement est prévu en 2009.

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Mars, carte locale du cratère Terbi

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Crédit : FU Berlin, MOLA

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Plan large : 822 x 1 000 pixels

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Le cratère Terbi, du nom de l’astronome belge François Terbi (1846-1911), se situe dans l’hémisphère sud de Mars; par 27° latitude sud et 74° longitude est, sur le bord de l’immense bassin d’impact Hellas Planitia.

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Cratère Terbi vu par Mars Express

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Crédit image : ESA, DLR, FU Berlin (G Neukum)

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Plan large : 1 280 x 611 pixels

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Globalement le cratère s’étend sur 170 km de diamètre. La vue ci-dessus correspond à une partie de la zone nord du cratère au niveau d’un second cratère imbriqué dans le premier. Elle a été prise par la caméra haute résolution (HRSC) installée sur la sonde Mars Express de l’ESA, le 13 avril 2007. La résolution est de 13 m/pixel.

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Cratère Terbi vu par Mars Express (fausses couleurs)

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Crédit image : ESA, DLR, FU Berlin (G Neukum)

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Plan large : 1 280 x 611 pixels

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Voici la même vue mais présentée en fausses couleurs. Cette technique permet de mettre en valeur les différents matériaux de la surface. Le cratère Terbi, relativement ancien a été rempli de sédiments. L’érosion, liquide ou éolienne, a agi différemment selon la roche rencontrée formant des couches de terrains en terrasses. Les plateaux supérieurs dominent de 2 000 mètres les terrains avoisinants, des vallées entaillées par des ravines ou des canaux. Surtout dans la partie nord de cette vue, l’érosion semble bien être due à l’action de l’eau.

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Et maintenant, admirons le travail réalisé par Gerhardt Neukum, le responsable de la caméra haute-résolution de la sonde Mars Express, et son équipe de la Freie Universität de Berlin. Voici deux vues en perspective réalisées à partir des différents canaux enregistrés par la caméra. De quoi faire une jolie excursion virtuelle en cette fin de semaine au milieu des reliefs du cratère Terbi !

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Cratère Terbi vu par Mars Express, perspective 1

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Crédit image : ESA, DLR, FU Berlin (G Neukum)

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Plan large : 1 024 x 576 pixels

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Plan original : 1 500 x 844 pixels

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Cratère Terbi vu par Mars Express, perspective 2

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Crédit image : ESA, DLR, FU Berlin (G Neukum)

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Plan large : 1 024 x 819 pixels

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Plan original : 1 500 x 1 200 pixels

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Source : ESA Space Science

 

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Crédit image : NASA, IRTF, Zac Pujic

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Si l’on ne tient pas compte des ouragans comme la Grande Tache Rouge, quasi permanente, puisque visible depuis l’époque de Galilée, les orages importants sont des phénomènes plutôt rares sur la surface de Jupiter. Les derniers observés remontaient à 1975 et 1990. Aussi lorsque le télescope spatial Hubble repéra, par hasard, la naissance d’une tempête le 25 mars 2007, puis d’une seconde 9 jours plus tard, l’évènement a été suivi par la communauté scientifique avec intérêt.

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Ont été mobilisés : Hubble, le Infrared Telescope Facility (IRTF) à Hawaï et tout un réseau d’astronomes amateurs. Le résultat des travaux menés sous l’égide de Augustin Sanchez-Lavega (Universidad del Pais Vasco, Bilbao, Espagne) est publié dans l’édition du 24 janvier 2008 de la revue Nature.

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En une journée, les orages se sont étendus sur 2 000 kilomètres pour atteindre un maximum de 4 000 kilomètres avant de disparaître courant mai. Si ce n’est la taille et la vitesse des vents (de l’ordre de 600 km/h), ils sont assez semblables aux orages terriens, ponctués d’éclairs.

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Crédit image : NASA, ESA, IRTF, A. Sanchez-Lavega et R. Hueso (Universidad del Pais Vasco, Bilbao, Espagne)

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Plan large : 1 024 x 819 pixels

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Plan original : 3 000 x 2 400 pixels

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S’ils ont surplombé l’atmosphère jupitérienne de 30 km, la vision infrarouge permet de démontrer qu’ils ont pris naissance à environ 100 km sous la surface nuageuse, donc loin des effets possibles du rayonnement solaire.

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Ils sont vraisemblablement la conséquence de la remontée de panaches d’hydrogène chaud issus des profondeurs de l’atmosphère. L’aspect blanc lumineux de leurs nuages vus depuis la Terre est due à la présence en surface d’une glace formée d’un mélange d’eau et d’ammoniaque. Des simulations réalisées à partir des données analysées démontre la présence de 300 fois plus de vapeur d’eau que ne l’avait enregistré, par exemple, la sonde Galileo en 1995.

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Imke de Pater (University of California, Berkeley), co-auteur de l’article, note que depuis quelques temps, l’ensemble de l’atmosphère de Jupiter montre des transformations. Pour lui, elles sont certainement liées au phénomène qui a engendré les deux tempêtes. Reste à en comprendre les raisons profondes…

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Sources :

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Hubblesite

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NewScientitSpace

 

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Cette nuit, dirigeons notre regard vers la constellation du Centaure. A environ 14 000 années lumière de nous, se situe une nébuleuse : RCW 49.

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La voici inspectée par les yeux électroniques puissants du télescope spatial infrarouge Spitzer. L’image est en fausses couleurs.

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Crédit image : NASA, JPL-Caltech, Université du Wisconsin, E Churchwell

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Plan large : 792 x 790 pixels

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Nous zoomons maintenant à l’intérieur de RCW 49. L’image correspond à l’encadré délimité ci-dessus. Apparaît alors, un amas ouvert d’étoiles, dénommé Westerlund 2. Il est composé de jeunes étoiles âgées seulement d’un ou deux millions d’années. Certaines font partie des plus massives connues.

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Crédit image : NASA, JPL-Caltech, Université du Wisconsin, E Churchwell

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Plan large : 720 x 720 pixels

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Découvrons maintenant le regard qu’en obtient le télescope spatial Chandra, dans la gamme des rayons X. L’image est composite, en fausses couleurs.

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Crédit image : NASA, CXC, Université de Liège, Y. Naze et autres

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Plan large : 1 008 x 1 008 pixels

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Le point jaune, en-dessous du centre de l’amas, à droite, est un couple d’étoiles : WR20a. Chacune d’elle contient l’équivalent de 82 à 83 masses stellaires. Elles orbitent l’une autour de l’autre en 3,7 jours en produisant de forts vents stellaires. Lorsque dans leurs tourbillons autour des étoiles, ils se télescopent, sont émis de puissants rayonnements X. D’autres sources de rayonnements X, sont aussi décelables dans l’ensemble de Westerlund 2.

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Source principale : Chandra site NASA

 

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Tous les jours le site de la NASA, consacré à la sonde Messenger publie quelques clichés pris lors du survol de Mercure le 14 janvier dernier par la sonde.

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Parmi les plus récents, j’en ai choisi deux.

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Le premier a été pris environ 80 minutes avant le survol au plus près, d’une distance de 27 000 km. La résolution est d’environ 10 km/pixel. Nous découvrons-là le premier cliché édité en couleurs de Mercure. Réalisé à partir de filtres, il couvre des spectres plus larges que ceux de la vision humaine. Les couleurs sont donc accentuées par rapport à ce que verrait un observateur. Ces informations sont précieuses car elles permettent de différencier les différents types de matériaux recouvrant la surface de Mercure, et d’en déduire son éventuelle évolution.

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Plan large : 1 016 x 601 pixels

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Le deuxième cliché lui a été enregistré 98 minutes après le survol au plus près, d’une distance de 33 000 km. Messenger regarde vers le pôle sud de Mercure, une zone non encore observée lors des passages en 1974 et 1975 de la sonde Mariner 10. Le terminateur, la frontière jour-nuit, se trouve en bas à gauche. La faible incidence des rayons du Soleil sur la surface permet d’accentuer les reliefs

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Crédit images : John Hopkins University Applied Physics Laboratory, Carnegie Institution of Wahington, NASA

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Source : Messenger site NASA

 

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