Du ciel et de la terre

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Crédit illustration : NASA, JPL

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L’idée était dans l’air, si j’ose écrire, depuis quelques temps. La voici maintenant officialisée par la parution ce jour, d’un article publié dans la revue Nature.

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Son auteur principal est Ralph Lorenz de la Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory et chercheur en titre au radar équipant la sonde Cassini. Il nous rappelle que «Titan, avec ses dunes de matières organiques, ses lacs d’hydrocarbures et ses montagnes, possède avec la Terre une des surfaces les plus variées de tout le système solaire. Maintenant nous commençons à entrevoir ce qu’elle cache sous sa surface.»

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A partir de légères anomalies observées dans la rotation de Titan sur lui-même et des données enregistrées par le radar de Cassini lors de ses 19 survols effectués entre octobre 2005 et mai 2007, les scientifiques annoncent la probable existence d’un océan, sous la croûte glacée de Titan.

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Pour Bryan Stiles, autre auteur de l’article et membre du Jet Propulsion Laboratory de la NASA, il est situé 100 kilomètres sous la surface glacée riche en matière organique, et est composé d’un mélange d’eau et d’ammoniaque.

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Cette annonce confirme l’importance capitale portée à Titan dès la mise au point de la mission Cassini-Huygens. En effet, la plus grosse lune de Saturne, (elle est plus grande que Mercure), la seule du système solaire à posséder une épaisse atmosphère, 1,5 fois plus dense que celle de notre Terre, est le réservoir congelé des possibilités de combinaisons des matières organiques telles qu’elles ont pu se développer avant l’apparition de la vie sur Terre.

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«La juxtaposition de présence d’eau et de combinés organiques est très réjouissante pour les perspectives de recherches des astrobiologistes» confirme Lorenz. L’étude des légères modifications dans la rotation de Titan révèle les changements saisonniers consécutifs aux interactions entre l’atmosphère et la croûte glacée de Titan. C’est grâce à ces modifications minimes qu’a déjà pu être annoncé, par exemple, la présence d’un océan liquide sous la lune de Jupiter : Europe, (voir note du 22 novembre 2007).

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Le prochain survol de Titan par Cassini aura lieu dans quelques jours, le 25 mars prochain, à une altitude au plus près de 1 000 kilomètres. Au programme, l’étude de la haute-atmosphère ainsi que, par le spectromètre infrarouge, une analyse et l’enregistrement d’images des régions sud de la lune.

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Source principale : Cassini-Huygens, site NASA

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Supernova SNR 0509-67.5 dans le Grand Nuage de Magellan

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Crédit image : NASA, CXC, NOAO, AURA, NSF et autres

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Cette nuit, dirigeons nos regards vers la galaxie naine voisine de la nôtre, distante de 160 000 années lumière dans la Constellation de la Dorade, le Grand Nuage de Magellan.

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Sur cette image, trois clichés ont été réunis. Le grand cliché de gauche nous montre une partie du Grand Nuage de Magellan pris au travers de filtres qui mettent en évidence les régions de création d’étoiles. Il a été réalisé au foyer du télescope de 0,9 m de l’Université du Michigan, installé au Chili au CTIO ( Cerro Tololo Inter-American Observatory).

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Le but de notre plongée au cœur du Grand Nuage de Magellan est l’étude d’une supernova dénommée SNR 0509-67.5.

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Le cliché en haut à droite nous montre les restes de l’étoile explosée vus dans la gamme des rayons X par le télescope spatial Chandra. En rouge les rayonnements de basse énergie, en vert ceux des catégories intermédiaires et en bleu les rayonnements X de haute énergie.

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Les astronomes pour analyser un phénomène céleste utilisent toutes les informations qu’ils ont à leur disposition. La plus étonnante nous est montrée sur le cliché en bas à gauche de l’image. Il a été pris dans les longueurs d’ondes visibles par le télescope de 4 m de la Fondation scientifique nationale Blanco, installé lui aussi au Cerro Tololo. Il met en évidence l’écho de la lumière originale de l’explosion qui a rebondit sur les nuages de poussière voisinant la supernova. Cette lumière figure en bleu tandis que les étoiles locales sont en orange.

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La lumière des échos parcourant de bien plus grandes distances que celle qui nous est arrivée en droite ligne lors de l’explosion, elle reste encore visible plusieurs centaines d’années après l’événement. Nous avons la chance extraordinaire de suivre l’explosion en différé !

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Les scientifiques, en combinant les différentes données réunies avec celles des spectres enregistrés à l’Observatoire Gemini Sud, ont annoncé dans deux articles des précisions sur SNR 0509-67.5. La supernova est âgée d’environ 400 ans et a déployé une énergie particulièrement intense. Elle est de type Ia ce qui correspond à l’explosion très puissante d’une naine blanche (le reste d’une étoile semblable à notre Soleil) absorbant peu à peu la matière d’un compagnon proche lors de leur ballet en couple. L’étoile anthropophage, lorsqu’elle a atteint une masse critique, voit ses réactions thermonucléaires arrêtées faute de combustible au stade de naine blanche, se réactiver brusquement et s’emballer au point de la faire exploser dans l’espace !

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Source : Chandra X-Ray Observatory, site NASA

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Exoplanète HD 189733b, vue d’artiste

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Crédit image : ESA, NASA, UCL (G. Tinetti)

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HD 189733b aime faire la une de l’actualité astronomique. Un premier pas symbolique avait déjà été franchi quand, grâce au télescope spatial infrarouge Spitzer, pour la première fois, la présence d’eau avait été démontré dans l’atmosphère d’une exoplanète ! (voir à ce sujet la note du 11 juillet 2007).

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Un nouveau palier symbolique vient d’être dépassé mais cette fois-ci grâce au télescope spatial Hubble.

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La découverte vient d’être publiée dans l’édition du 20 mars 2008 de la revue Nature. L’article est signé : Mark Swain et Gautam Vashist, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, (NASA), ainsi que de Giovanna Tinetti, University College, Londres, (ESA).

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Alors que le méthane a été détecté autour de pratiquement toutes les planètes du système solaire, pour la première fois dans l’histoire de la connaissance scientifique, il a été détecté autour d’une planète extérieure à celles de notre Soleil. Pour Swain, il s’agit-là d’une étape cruciale dans la recherche de molécules organiques pré-biotiques autour de planètes lointaines.

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Il a fallu de longues observations pour que le spectromètre infrarouge de Hubble (NICMOS), reconnaisse le spectre du méthane en analysant la lumière de l’étoile mère traversant brièvement l’atmosphère de l’exoplanète lors de son transit. La présence d’eau a été confirmée par la même occasion.

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HD 189733b est une exoplanète orbitant très près de son étoile, située à 63 années lumière de nous, dans la constellation du Petit Renard. Si la découverte de méthane et d’eau est un bon test pour envisager la présence de vie autour d’autres planètes que la nôtre, Tinetti rappelle que la condition physique de l’exoplanète exclut toute possibilité de vie autour d’elle.

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En effet HD 189733b est de type «Jupiter chaud». Elle tourne autour de son étoile en 2,2 jours à une distance bien plus proche de celle de Mercure autour de notre Soleil. La température de son atmosphère atteint les 900° C !

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Si la vie ne peut exister sur HD 189733b, la voie est ouverte. Il est possible par cette technique et dans le futur par des instruments plus puissants comme le James Webb Telescope qui remplacera Hubble, de découvrir ces mêmes molécules dans l’atmosphère d’autres exoplanètes situées à des distances par rapport à leurs étoiles dans la zone où l’eau peut subsister à l’état liquide. Et nos rêves devenir réalité…

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Sources principales :

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Hubblesite, NASA

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ESA

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Dédié à Arthur C. Clarke, qui nous apporta une nouvelle lumière de Jupiter

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A l’occasion du survol de Jupiter par la sonde New Horizon, nous avons découvert les aurores jupitériennes dans la note du premier mars 2007.

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Ces aurores sont suivies par toute une série d’astronomes et de télescopes depuis de nombreuses années. Elles font de nouveau la une de l’actualité, cette fois dans les Geophysical Research Letters du 16 mars 2008, où deux articles leurs sont consacrés.

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Ils sont signés par Bertrand Bonfond, J.-C. Gérard, D. Grodent et A. Radioti de l’Université de Liège (Belgique) et d’autre part S. Jacobsen et J. Saur de l’Institut pour la Géophysique et la Météorologie de l’Université de Cologne en Allemagne.

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Voici deux clichés des aurores jupitériennes pris dans le spectre ultraviolet par le satellite spatial Hubble.

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Comme sur Terre, les aurores se déclenchent sur Jupiter simultanément au pôle nord et au pôle sud. Mais si, pour notre planète, les aurores sont directement tributaire de l’activité solaire, sur Jupiter elles sont principalement issues de la magnétosphère propre à la géante gazeuse.

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Les chercheurs viennent d’avancer une théorie fort surprenante sur les origines des aurores de Jupiter.

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Nous connaissons déjà l’activité volcanique impressionnante du satellite de Jupiter : Io (voir dernière note sur ce sujet du 28 février 2008). Ses volcans relâchent de grandes quantités de particules dans l’espace où elles s’électrisent et rentrent en rotation autour de Jupiter. Les chercheurs ont démontré en analysant des tâches formées par les aurores apparaissant en même temps aux deux pôles, la trace directe de l’activité de Io. Autre découverte, il existe une discontinuité systématique dans l’ovale des aurores nimbant les pôles jupitériens.

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Bien des surprises sont encore à découvrir dans le ballet lumineux des aurores de Jupiter. Plus généralement, les chercheurs estiment que de tels phénomènes doivent avoir lieu en dehors de notre système solaire, par exemple autour des exoplanètes orbitant très près de leurs étoiles.

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Sources principales :

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SpaceRef com

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Université de Liège

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American Geophysical Union

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Dernière minute : Arthur C. Clarke, qui fut entre autre le scénariste du film 2001 l’Odyssée de l’Espace de Kubrick, vient de s’éteindre au Sri Lanka, à l’âge de 90 ans.

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Le 19 juillet 2005, Mars Express survole Daedalia Planum par 235,4 longitude est et 26,2° latitude sud. La zone couverte, large d’une centaine de kilomètres, se situe au sud du volcan Arsia Mons, un des monstres de la grande région volcanique de Tharsis Montes. Avec une résolution au sol de 25 m/pixel, nous pouvons nettement discerner le front figé d’anciennes coulées de lave.

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Daedalia Planum ; crédit image : ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum)

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Plan original : 2 500 x 1 875 pixels

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Lors de la toute récente Lunar and Planetary Science Conference qui s’est déroulée à League City au Texas, Gerhard Neukum, responsable de la caméra haute résolution installée sur la sonde de l’ESA, Mars Express, a présenté, avec son équipe de la Freie Universität Berlin, une étude sur le volcanisme martien.

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Les astronomes se sont basés sur les enregistrements de la caméra haute-résolution de la sonde pour tenter de dater les grands épisodes volcaniques de la planète rouge.

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La datation des sols est empirique, tenant compte du nombre et de la grandeur des cratères qui ponctuent la surface martienne.

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Que le volcanisme de Mars fut important, est une évidence, comme en témoigne le plus grand volcan du système solaire Olympus Mons. Il recouvre une surface au sol presque équivalente à celle de la France sur Terre. Mais Mars ne connait pas comme sur Terre un volcanisme continu.

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Les chercheurs pensent avoir décelé cinq épisodes volcaniques suffisamment important pour profondément transformer de grandes surfaces de Mars. Ils remontent respectivement dans le passé à 3,5 milliards d’années, 1,5 milliard d’années, entre 800 et 400 millions d’années, 200 millions d’années et enfin 100 millions. Avec une marge d’erreur pour les trois premiers épisodes de l’ordre de 100 à 200 millions d’années et pour les deux derniers, de 20 à 30 millions d’années.

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Entre ces cinq périodes paroxystiques, l’activité volcanique martienne aurait été plutôt calme. Mais lors des grandes éruptions, le paysage martien s’en trouve profondément transformé. De plus, la chaleur entraîne une remontée d’eau du sous-sol et des inondations gigantesques.

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Sur Terre, le volcanisme est lié à la tectonique des plaques. Des géologues ont réalisé des simulations numériques à partir des données fournies par Gerhard Neukum. Il semble, pour les scientifiques, que les grands épisodes volcaniques correspondent à des essais non concluant de mise en place d’un système de tectonique similaire par la planète rouge.

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Et Neukum de remarquer : le cœur de Mars est encore chaud, de tels épisodes pourraient bien s’y reproduire…

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Source : ESA Space Science

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Note de l’auteur : selon certaines rumeurs, il est bien possible que prochainement l’analyse des vues détaillées prises par les sondes en orbite démontre l’existence de phénomènes de volcanisme actif sur Mars. Voir sur un sujet similaire la note du 22 octobre 2007.

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Vue d’artiste d’un disque protoplanétaire autour d’une jeune étoile

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Crédit illustration : NASA, JPL

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Plan original : 3 000 x 2 400 pixels

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En utilisant les ressources du télescope spatial infrarouge Spitzer de la NASA, deux équipes d’astronomes viennent de rendre public leur travaux qui cernent le même sujet de préoccupation et aboutissent aux mêmes conclusions.

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John Carr, du Naval Research Laboratory, Washington, et Joan Najita du National Optical Astronomy Observatory, Tucson, Arizona voient le résultat de leurs travaux publiés dans l’édition du 14 mars de Science.

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Ils proposent une nouvelle technique d’utilisation du spectrographe infrarouge de Spitzer pour pouvoir mesurer et analyser la composition des gaz formant les disques protoplanétaires autour des jeunes étoiles.

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Ces disques sont, en théorie, le lieu où naissent les planètes qui formeront les futurs systèmes solaires.

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Leur nouvelle procédure a été mise à l’essai pour l’observation d’une jeune étoile âgée seulement d’un million d’années : AA Tauri, située à 450 années lumière de nous dans la constellation du Taureau. Dans le spectre scrutant le disque protoplanètaire qui l’entoure, les astronomes ont pu reconnaître la présence de trois molécules organiques simples : cyanure d’hydrogène, acétylène et dioxyde de carbone ainsi que de l’eau. Ils ont aussi décelé les mêmes molécules dans le nuage interstellaire dont est issu le disque protoplanètaire de AA Tauri.

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Les molécules organiques sont courantes dans le milieu interstellaire mais jusqu’à présent elles n’avaient été repérées qu’une seule fois dans un disque protoplanétaire. La possibilité de les reconnaître plus facilement grâce à la nouvelle technique des chercheurs, va permettre de suivre leur évolution dans les disques protoplanétaires. Sont-elles détruites, conservées ou « améliorées » lors du stade de formation des planètes ?

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Une autre équipe , (dont les travaux seront publiés dans l’édition en ligne du 20 mars de l’Astrophysical Journal Letters avec comme signataire principale, Colette Salyk, une étudiante du Caltech, Pasadena), a aussi utilisé le spectrographe infrarouge de Spitzer dans un but similaire.

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Ils ont examiné une dizaine de jeunes étoiles avec disques protoplanétaires et y ont décelé de l’eau dans de nombreux cas. Pour deux de ces étoiles, ils ont obtenu des données complémentaires et concomitantes du télescope terrestre Keck (10 mètres) à Hawaï.

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Pour Geoffrey Blake du Caltech et co-auteur de l’article : en ne pouvant scruter que la surface extérieur des disques, nous ne pouvons détecter autant de masse d’eau que celle formant les océans sur Terre, mais nous pouvons en déduire que la masse d’eau totale est assez conséquente. Et Blake de poursuivre : nous ne sommes qu’au début de la découverte d’eau. Au-delà de ces deux étoiles, Spitzer devrait nous permettre de reconnaître la présence de l’eau dans bien d’autres objets.

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Ce que confirme de son côté Carr : avec notre nouvelle technique pour les futures observations de Spitzer, « nous allons développer une bonne compréhension de la distribution et de l’abondance de l’eau et des matières organiques dans les disques protoplanètaires ».

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Source : Spitzer Space Telescope, site NASA

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Puisque nous sommes en fin de semaine, allons faire une excursion sur Mars et suivons les traces de la sonde Mars Express de l’ESA. Sa caméra haute résolution a filmé le 22 septembre 2005, Promethei Planum, une région avoisinant le pôle sud martien et qui peut-être, selon les saisons, recouverte jusqu’à 3 500 mètres de glace !

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Voici une carte situant la région enregistrée par la caméra HRSC.

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Promethei Planum : carte locale

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Plan large : 677 x 1 024 pixels

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Et maintenant nous pouvons découvrir avec une résolution de 40 mètres par pixel, la région de notre promenade. Elle est centrée approximativement par 76° latitude sud et 105° longitude est.

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Promethei Planum vue par Mars Express

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Plan large : 1 024 x 433 pixels

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Le cratère situé au nord, à droite, est large de 100 km pour une profondeur de 800 m. Les structures du centre de l’image, recouvertes de glace, peuvent être des coulées de laves basaltiques d’un volcan. Les dunes très sombres du bas de l’image sont peut-être construites à partir des poussières provenant de ces coulées de lave ou de retombées de cendres volcaniques. La large couche de glace visible à gauche de l’image est une prolongation de la calotte du pôle sud. Ses flancs escarpés, très blancs car composés de glace pure, ont un dénivelé estimé entre 900 et 1 100 mètres.

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Les scientifiques ont calculé que si toute la glace accumulée aux pôles martiens fondait, la planète rouge serait recouverte d’une épaisseur de 11 mètres d’eau !

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Le briefing est terminé. Maintenant nous pouvons contempler en détail les paysages décrits ci-dessus sur les deux vues en perspective réalisées par G. Neukum (le responsable de la caméra haute-résolution de Mars Express), et son équipe de la Freie Universität Berlin. Quartier libre !

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Promethei Planum : perspective 1

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Promethei Planum : perspective 2

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Plan large : 1 024 x 819 pixels

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Plan original : 2 000 x 1 600 pixels

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Crédit images : ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum)

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Source : Mars Express, site ESA

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Lorsque la sonde Venus Express de l’ESA est venue se satelliser autour de Vénus, elle a démontré l’existence au pôle sud de la planète d’un double vortex semblable à celui du pôle nord, découvert, lui, par les sondes Mariner 10 en 1974 et Pioneer en 1979 (voir note du 27 juin 2006).

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Observé dans l’infrarouge par l’instrument VIRTIS de la sonde, le double cyclone est apparu sujet à des transformations rapides ce qui laisse perplexe les chercheurs.

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Dans l’infrarouge l’«œil» du cyclone apparaît extrêmement brillant. La vision de VIRTIS, dans la gamme d’onde infrarouge choisie pour les observations, permet de discerner la structure des nuages situés à 60 kilomètres d’altitude au dessus du sol.

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La luminosité centrale indique aux astronomes une région plus chaude. Les gaz atmosphériques y sont descendants, créant ainsi une dépression au-dessus du pôle. Pour Giuseppe Piccioni, de l’IASF-INAF (Rome, Italie) et co-responsable de l’instrument VIRTIS, l’énorme tourbillon large de 2 000 km ressemble un peu au tourbillon qui se crée lorsque l’eau d’une baignoire se vide.

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Mais le double vortex fait preuve d’une grande instabilité. Pour preuve ces quatre enregistrements pris par VIRTIS en février 2007. Le point jaune permet de situer le pôle sud vénusien.

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Crédit pour les quatre images : ESA, VIRTIS, INAF-IASF, Observatoire de Paris-LESIA, Université d’Oxford

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La deuxième image a été prise seulement quatre heures après la précédente. Les troisième et quatrième images ont été prises respectivement 24 h et 48 h après la première.

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Le tourbillon est donc très complexe, contenant des gaz atmosphériques circulant dans des directions et à des altitudes différentes. Le double vortex devient circulaire avant de reprendre sa forme de sablier.

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Les scientifiques ne connaissent pas exactement l’origine des forces qui alimentent le tourbillon. Pour Colin Wilson de l’Université d’Oxford : il est possible que les gaz atmosphériques chauffés par le Soleil à l’équateur s’élèvent, se dirigent vers les pôles en déviant du fait de la rotation de la planète avant de redescendre au niveau des pôles.

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Source : Venus Express, site ESA

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Hier, 12 mars 2008, la sonde Cassini a survolé la lune de Saturne, Encelade, à la vitesse de 14,4 km/s. Depuis la découverte de geysers glacés provenant de la région des « griffes » de la lune, (voir dernière note sur ce sujet du 8 février 2008), les scientifiques ont modifié la trajectoire de leur sonde pour qu’elle puisse s’en approcher au plus près.

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Elle a donc frôlé Encelade a seulement 52 kilomètres d’altitude, sa trajectoire l’amenant à couper les panaches glacés qui peuvent s’élever jusqu’à une hauteur de 500 kilomètres.

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Trois autres survols sont prévus dans les mois à venir.

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Voici, en avant-première, deux clichés impressionnants pris par la sonde et publiés par le centre d’imagerie de Cassini CICLOPS.

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Encelade distance 32 000 km, résolution 190 m/pixel

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Encelade distance 30 000 km, résolution 176m/pixel

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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A suivre…

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Crédit images : NASA, JPL, Space Science Institute

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Source : CICLOPS

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N132D dans le Grand Nuage de Magellan

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Crédit image : NASA, CXC, NCSU, K. J. Borkowski et autres

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Plan large : 720 x 720 pixels

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Retrouvons avec plaisir N132D, (voir note du 17 juin 2007), le vestige de supernova le plus brillant de notre proche voisine, la galaxie du Grand Nuage de Magellan, visible dans la Constellation de la Dorade, à environ 163 000 années lumière de nous.

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Voici N132D revisitée par le télescope spatial Chandra, donc dans la gamme des rayons X. Le rouge correspond aux basses énergies rayons X, le vert aux énergies intermédiaires et le bleu aux rayonnements X de haute énergie.

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N132D, dont l’explosion remonte à environ 3 000 ans, possède une particularité rare pour des restes de supernova : ils contiennent de grandes quantités d’oxygène, figurant en particulier dans les régions en vert au centre de l’image. Certains pensent, par ailleurs, qu’une grande partie de l’oxygène de notre Terre provient également des débris rejetés par une ancienne supernova.

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L’origine de cet oxygène est inconnue mais la théorie prévoit qu’il pourrait se former sous l’énergie radioactive du nickel libérée lors de l’explosion.

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De telles études détaillées des supernovae permet de mieux connaître la taille des étoiles-mère , le processus de leur explosion et la manière dont les éléments lourds comme l’oxygène sont réensemencés dans l’espace.

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Source : Chandra X-Ray Observatory, NASA

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