Du ciel et de la terre

Zone moléculaire centrale de notre Voie Lactée

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Zone moléculaire centrale de notre Voie Lactée vue en infrarouge ; crédit image : NASA, JPL-Caltech

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Plan large : 407 x 1 191 pixels

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Un article fort complexe vient de paraître dans Astrophysical Journal Letters. Nous n’allons pas entrer en ce dimanche soir dans les détails, mais il nous permet de jeter un œil intéressé sur le centre de notre Voie Lactée.

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Le centre galactique est occupé par un système complexe de gaz et de poussières. Cette région dénommée Zone Moléculaire Centrale pour CMZ (Central Molecular Zone) bien que s’étendant sur 700 années-lumière seulement comprend près de 10% de la matière moléculaire de l’ensemble de notre Voie Lactée qui s’étend elle sur 100 000 années lumière !

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Avec une telle densité de matière, il devrait se former dans cette région beaucoup d’étoiles supergéantes. Mais comme nous regardons le centre galactique par la tranche du disque où nous nous trouvons, notre vision en est obstruée par d’énormes quantités de gaz et de poussières. La seule possibilité de s’affranchir de ces masses de matières pour scruter le cœur de la Voie Lactée, est de l’observer non dans la lumière visible mais dans l’infrarouge.

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Les astrophysiciens sont toujours très friands de comprendre les dynamiques de formations d’étoiles. La CMZ est une zone particulièrement intéressante car elle est soumise à des forces de marées, dues à la densité de matière et à l’action du trou noir central, tout à fait extraordinaires. Les chercheurs, dirigés par Howard Smith du Smithsonian Astrophysical Observatory, lors de leur étude basée à partir de données enregistrées par le télescope spatial infrarouge Spitzer de la NASA, ont découvert trois nouveaux embryons d’étoiles. Bien d’autres études seront nécessaires pour une meilleure compréhension de la dynamique de la formation d’étoiles dans la région centrale galactique.

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Source : Smithsonian Astrophysical Observatory

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Rayon X : du spin d’un cygne

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Cygnus X-1 ; Crédit image : NASA, CXC, SAO

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Plan très large : 2 400 x 2 400 pixels

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Ce soir, je vous présente Cygnus X-1 une « star » dans le monde de l’astronomie ! Plus de 1 000 articles ont été consacrés à son sujet ! Découvert en 1954, il est entré dans l’histoire de l’astronomie quand dans les années 1970, la combinaison entre observations optiques et rayons X a permis de l’identifier comme le premier trou noir observé. Il venait concrétiser enfin les théories de l’astrophysique sur les trous noirs !

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Physiquement Cygnus X-1 est constitué d’un trou noir d’environ 10 masses solaires orbitant avec une étoile supergéante bleue d’environ 20 masses solaires.

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Les interactions gravitationnelles entre les deux objets font qu’une partie du gaz de la supergéante vient former un disque spiralant autour du trou noir. La libération d’énergie due aux gaz en rotation autour du trou noir crée de forte radiations dans la gamme des rayons X.

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Outre son rôle de trou noir « premier né », Cygnus X-1, qui se situe comme son nom l’indique dans la Constellation du Cygne, ne se trouve qu’à 6 600 années lumière de nous. Sa grande luminosité en fait une cible de choix pour les observateurs.

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D’autant que la connaissance sur la physique et le comportement des trous noirs, a encore beaucoup de progrès à faire ! Les chercheurs ont longtemps pensé que les trous noirs tournaient tous à la même vitesse sur eux-mêmes. Les observations ont depuis démontré le contraire. Il semble que dans le cas de Cygnus X-1 cette rotation soit extrêmement lente. Ce qui fait annoncer aux scientifiques que la naissance du trou noir a du se dérouler dans des conditions bien particulières pour que sa vitesse de rotation soit inférieure à celle de beaucoup de membres de sa famille stellaire.

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Source : site Chandra

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Le volcanique Triton

Le 24 août 1889, la sonde Voyager 2 survolait le plus gros satellite de Neptune : Triton (2 700 km de diamètre). Pour marquer ce vingtième anniversaire, la NASA et Paul Schenk du Lunar & Planetary Institute nous ont concocté une série d’images réalisées à partir des données enregistrées par les deux caméras de Voyager 2.

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Les clichés de Triton étant par définition très rares, voici trois vues tout à fait étonnantes de ce corps probablement capturé par Neptune dans les premiers âges du système solaire, très froid puisque les températures de surface sont de l’ordre de – 235 ° Celsius.

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Chaque vue couvre une région de 500 km de diamètre sur la zone équatoriale de Triton. Les reliefs ont été exagérés d’un facteur 25 pour pouvoir apprécier les détails de la surface.

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Pour information, Voyager 2 se trouve actuellement à environ 90 unités astronomiques du Soleil (90 fois la distance moyenne Terre-Soleil). Elle quittera définitivement le système solaire vers 2017 !

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La surface de Triton est très accidentée, marquée par des monts glacés, des failles, des fosses volcaniques et des coulées de laves ; cette lave est constitué de glace d’eau et d’autres composants comme le méthane par exemple. Elle est aussi très jeune, peu cratérisée, signe d’une activité récente démontrée par Voyager 2. Son cryovolcanisme (volcanisme froid) est probablement encore actif.

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Triton 1 ; Crédit image : NASA, JPL, USRA, Lunar & Planetary Institute

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Plan large : 545 x 836 pixels

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Sur cette vue, au premier plan, nous avons un aperçu du chaos de la surface de Triton. Les monticules glacés atteignent quelques centaines de mètres de hauteur et s’étendent sur plusieurs kilomètres avant de se failler. Ils sont le témoin de l’activité de la croûte glacée de Triton. Les grandes plaines dont la profondeur atteint 150 mètres sont d’origine inconnue, encore que la fosse irrégulière dans le centre de l’arrière plan semble bien être le résultat d’une activité volcanique.

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Triton 2 ; Crédit image : NASA, JPL, USRA, Lunar & Planetary Institute

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Plan large : 407 x 823 pixels

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Ce deuxième cliché nous montre en gros plan une importante chaîne à caractère volcanique, entourée de plaines lisses formées par des laves volcaniques ou des dépôts de cendres, de glace d’eau ou d’autres éléments comme le méthane et l’ammoniaque. Les fosses les plus petites et les dômes ont généralement un diamètre de 10 km et une hauteur de quelques centaines de mètres. Les grandes dépressions à l’extrême gauche et à droite de la chaîne s’étendent sur une distance comprise entre 50 et 80 kilomètres de largeur.

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Triton 3 ; Crédit image : NASA, JPL, USRA, Lunar & Planetary Institute

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Plan large : 689 x 961 pixels

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Sur cette troisième image, nous pouvons contempler différents types de terrains caractéristiques de la surface de Triton. L’avant-plan est constitué d’une plaine formée par des laves de glaces. Certaines zones en sont érodées formant buttes et dépressions présentant des dénivelés de quelques centaines de mètres. Les fosses rondes et les monticules du centre de l’image sont probablement des cratères volcaniques d’explosion ou d’effondrement dont le plus important, en bas au centre, a une profondeur de 250 mètres pour un diamètre de 15 km. Beaucoup de ces puits sont alignés et sont semblables à ceux que l’on trouve sur Terre et sur la Lune dans les zones volcaniques basaltiques.

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Source principale : site NASA consacré à Voyager

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Un grand lac différent sur le pôle sud de Titan

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Les scientifiques qui analysent les images envoyées par la sonde Cassini, orbitant autour de Saturne, sont souvent étonnés lorsqu’ils essaient de reconstituer le puzzle des différents mondes saturniens.

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Pour preuve cette mosaïque d’enregistrements effectuées par l’instrument radar de Cassini entre décembre 2007 et juillet 2009.

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Un grand lac différent sur le pôle sud de Titan ; crédit image : NASA, JPL

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Nous avons déjà eu sur ce blog l’opportunité de voir des images radars des lacs de méthane liquide sur la surface de Titan, le plus gros satellite de Saturne. (voir par exemple, note du 2 août 2008)

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Ici nous regardons vers le pôle sud de Titan, par 82° de latitude Sud et 205° de longitude Est. Cette région sombre s’étend sur plusieurs centaines de kilomètres de long. Elle ressemble fort à un lac de méthane liquide mais son aspect est beaucoup moins sombre que ceux découverts ailleurs sur la surface de Titan ainsi qu’est légèrement dissemblable la physionomie des canaux qui l’entourent.

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Au nord le rivage ressemble par sa forme arrondie à une baie comme celles où se déversent les canaux qui peuvent s’étendre sur plusieurs dizaines de kilomètres de longueur. Ils sont bordés par des matériaux qui apparaissent très brillants au radar.

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Par opposé aux vues des lacs déjà reconnus sur Titan, des détails de l’intérieur de la surface sombres sont visibles dont certains semblent la prolongation des canaux des rivages se prolongeant dans la zone foncée.

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Source : Site Cassini Equinox Mission

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Note personnelle : Titan, comme notre Terre, connaît des cycles saisonniers. Récemment des pluies de méthane liquide ont été repérées sur l’hémisphère sud de Titan. Peut-être découvrons-nous ici un des anciens grands lacs de méthane en train de se remplir de nouveau.

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Berkel sur Mercure

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Cratère Berkel sur Mercure ; crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Plan large : 1 024 x 596 pixels

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Plan très large : 1 749 x 1 018 pixels

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Dans la série des cratères mercuriens voici Berkel, nouvellement nommé en mémoire du peintre et graveur turc Sabri Berkel (1909-1993). Ce cliché a été pris par la sonde Messenger lors de son second survol de Mercure le 6 octobre 2008 d’une altitude de 21 200 kilomètres. La résolution est de 540 mètres par pixel.

Ce cratère, large de 21 kilomètres, contient en son centre, et dans l’anneau qui l’entoure immédiatement, de la matière sombre. Par contre, de la matière lumineuse forme un halo tout autour de lui et est visible aussi dans les raies d’éjectas qui en irradient.

Par opposition les deux cratères qui lui sont voisins (indiqués par les flèches blanches) ne présentent au sol aucun signe de matière sombre.

Ces différences appréciables de surfaces permettent aux scientifiques de se demander qu’elle peuvent en être les raisons et par conséquence d’envisager la nature ainsi que les structures de la croûte mercurienne.

Pour mémoire, le prochain survol de Mercure par Messenger aura lieu le 29 septembre prochain.

Source : site Messenger

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RCW 38 ; couvain turbulent d’étoiles

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Au programme de ce soir, l’ESO nous offre une promenade dans un petit coin de notre galaxie. Levons notre regard vers la Constellation des Voiles. A 5 500 années lumière de nous se situe un nuage de gaz et de poussières, qui, à l’instar du nuage d’Orion, est une pépinière d’étoiles. RCW 38 est un dense amas ouvert d’étoiles entourant une étoile super-massive IRS2.

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Cette région a été étudiée par une équipe de scientifiques dirigée par Kim DeRose (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) qui a utilisé les télescopes de l’ESO à La Silla au Chili dont le VLT.

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Ci-dessous, les deux premières images ont été réalisée par la caméra grand champ du télescope de l’ESO MPG de 2,2 mètres. La dernière a été prise au VLT (Very Large Telescope) grâce à l’instrument d’optique adaptative NACO dans le proche infrarouge.

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Nébuleuse autour de l’amas d’étoiles RCW 38 ; crédit image : ESO

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Plan très large : 1 582 x 1 600 pixels

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Amas d’étoiles RCW 38 ; crédit image : ESO

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Plan très large : 1 599 x 1 600 pixels

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Partie de l’amas d’étoiles RCW 38 autour de l‘étoile massive IRS2 ; crédit image : ESO

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Plan large : 789 x 800 pixels

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Les chercheurs ont détectés beaucoup d’étoiles relativement petites, rougeâtres, dans RCW 38. Ces étoiles de faibles masses sont de loin les plus courantes dans l’Univers, ce qui fait de RCW 38 un laboratoire idéal pour étudier les processus de formations d’étoiles « in situ ».

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La région entourant l’étoile massive IRS2, très chaude et de couleur blanc-bleu, est particulièrement intéressante. Les chercheurs à l’aide de l’instrument d’optique adaptative NACO du VLT, ont découvert qu’en réalité IRS2 était une étoile double, les deux monstres torrides orbitant l’un autour de l’autre à une distance d’à peine 500 fois celle de la Terre au Soleil !

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Les astronomes y ont découvert aussi quelques proto-étoiles et une poignée d’étoiles en gestation qui n’ont pas encore atteint le stade de proto-étoile. Mais les fortes radiations émises par IRS2 ont tendance par leur souffle à disperser les noyaux de matière et les empêcher de s’effondrer pour former les proto-étoiles. Celles-ci, quand elles arrivent à se constituer sont entourées de disques proto-planétaires. En quelques millions d’années, ces disques permettent la constitution des planètes des nouveaux systèmes solaires identiques au nôtre avec leurs lunes et leurs comètes.

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La naissance des étoiles n’est pas de tout repos au milieu de leurs limbes de poussières et de gaz constituant leurs nuages primordiaux. RCW 38, en plus du rayonnement ultraviolet d’IRS2, subit périodiquement le souffle puissant des supernovæ, la mort cataclysmique des jeunes étoiles super-géantes du couvain. Ces explosions rejettent dans l’espace la matière synthétisée au cœur des étoiles défuntes, y compris des isotopes très rares qui seront absorbées par les futures étoiles à venir.

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Parce que ces isotopes ont été retrouvés dans notre Soleil, les scientifiques savent, depuis déjà un certain temps, que notre Soleil est né dans un environnement fort semblable à celui de RCW 38 : le souffle d’une supernova a engendré l’effondrement du nuage primordial qui a été enrichi d’une partie de la matière d’une étoile morte. Notre Soleil est né probablement dans un amas ouvert d’étoiles identique à celui de RCW 38. Depuis 5 milliards d’années, il a parcouru plusieurs fois le tour de notre Voie Lactée, et il semble impossible maintenant de pouvoir déterminer son lieu de naissance exact.

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Source principale : ESO

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Des acides aminés d’origine extraterrestre

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Stardust à l’approche de la comète Wild 2, vue d’artiste ; crédit image : NASA, JPL

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Plan large : 900 x 720 pixels

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Les scientifiques estiment que la pluie de comètes tombant sur notre planète, dans les premiers temps de son histoire, a été un élément déterminant de l’apparition de la vie sur Terre. De même, il est possible que celle-ci ne soit pas si rare dans l’espace que certains l’affirment.

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S’il est bien sur difficile de répondre par l’absolu à ces interrogations, les résultats d’une mission réalisée par la sonde Stardust en 2004, viennent apporter un éclairage révélateur sur ces possibilités.

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La comète Wild 2, par suite de perturbations gravitationnelles, a quitté les confins du système solaire où elle errait depuis sa genèse, il y a environ 4,5 milliards d’années, pour se rapprocher du soleil. Les astronomes ont profité de son passage proche pour envoyer une sonde automatique Stardust côtoyer la comète et récolter quelques unes des poussières laissées sur son passage.

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Stardust, lorsque son orbite l’a ramenée vers la Terre en janvier 2006, a largué une capsule contenant les précieux échantillons emprisonnés dans un aérogel, une matière spécialement conçue pour recueillir les précieuses poussières.

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Les analyses des échantillons ont alors commencé (voir note du 21 février 2006). Une étude à paraître dans Météoritics and Planetary Science nous apporte de nouveaux résultats. Les scientifiques ont découvert dans les particules capturées dans l’aérogel de la glycine. La glycine est un acide aminé utilisé par les organismes vivants pour synthétiser des protéines. « C’est la première fois qu’un acide aminé est découvert dans une comète », commente Jamie Elsila, auteur principal de l’article, Goddard Space Science Center, NASA. « Notre découverte appuie la théorie selon laquelle certains ingrédients de la vie formés dans l’espace, ont été apportés à la Terre, il y a longtemps, par les impacts des météorites et des comètes. »

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Les 20 types d’acide aminés répertoriés sont les briques élémentaires constituant les protéines. Elles permettent, par assemblage, la formation de millions de protéines différentes, vecteurs indispensables de la vie.

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Pour Carl Pilcher, directeur du NASA Astrobiology Institute : « la découverte de la glycine dans une comète soutient l’idée que les éléments constitutifs de la vie sont répandus dans l’espace et renforce l’argument selon lequel la vie dans l’Univers serait plus commune que rare. »

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Il a fallu deux ans aux chercheurs pour mettre au point une technique permettant d’exclure la possibilité que la glycine ait pu contaminer l’aérogel directement depuis la Terre. Ils ont utilisé une analyse isotypique du carbone constituant la glycine pour pouvoir affirmer son origine extraterrestre. Pour simplifier, un noyau de carbone terrestre contient en général 6 protons et 6 neutrons (carbone 12) ; ceux de la glycine présentent six protons et 7 neutrons (carbone 13).

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L’analyse des échantillons est encore en cours d’étude par la communauté scientifique mondiale. Il est probable que d’autres molécules de glycine y soit retrouvées voir peut-être d’autres acides animés.

Source principale : Solar System Exploration, site NASA

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HD 217086 dans Cepheus B où comment le rayonnement d’une étoile permet l’éclosion de nouveaux talents

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Depuis longtemps, les astronomes ont compris que les étoiles naissent à partir de grands nuages de gaz interstellaires. Deux scénarii ont pu être établis. D’une part, un nuage moléculaire en se refroidissant permet aux forces de gravitation d’entrer en action et de le faire s’effondrer sur lui-même. D’autre part cet effondrement peut-être aussi déclenché par une source extérieure au nuage, comme le rayonnement d’une étoile super-géante où le souffle d’une supernova. Ces deux possibilités pouvant être complémentaires.

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Par exemple, notre soleil est probablement né, en compagnie d’autres étoiles, de l’action d’une supernova sur le nuage de gaz interstellaire primordial. Ce même phénomène est à l’origine de la genèse d’étoiles dans la région du ciel dénommée W5 (voir note du 22 août 2008). Jusqu’à présent les scientifiques estimaient que l’action d’étoiles extérieures au nuage de gaz n’entrait que pour une faible part dans la création de jeunes étoiles.

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Une nouvelle étude parue le 10 juillet dans Astrophysical Journal s’est attachée à une pépinière d’étoiles, un nuage de gaz, Cepheus B, situé dans la constellation de Céphée à 2 400 années lumière de nous. Bien que plus éloigné que le célèbre nuage d’Orion, Cepheus B est idéalement placé pour une observation détaillée de l’intérieur de son cocon. L’étude, dirigée par Konstantin Getman, Penn State University, a mobilisé deux télescopes spatiaux Chandra, pour les rayons X, et Spitzer, pour les infrarouges, afin de scruter les entrailles de Cepheus B.

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Formation d’étoiles dans Cepheus B ; crédit image : NASA, CXC, JPL- Caltech, PSU, CfA

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Plan large : 1 024 x 819 pixels

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Plan très large : 3 000 x 2 400 pixels

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Dans l’image composite ci-dessus, les données de Spitzer montrent en rouge, vert et bleu la structure moléculaire du nuage et les étoiles jeunes , les données de Chandra en bleu permettent de découvrir aux rayons X la présence des jeunes étoiles à l’intérieur et autour de Cepheus B.

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Globalement Cepheus B contient des centaines de jeunes étoiles, allant de quelques millions d’années autour de la nébulosité à moins d’un million à l’intérieur. Spitzer permet de révéler la présence de disques « proto-planétaires » autour des étoiles. Or ces disques ne se forment qu’au tout début de la formation d’une étoile, permettant ainsi de préciser son âge. De même les turbulences lors de la genèse des jeunes étoiles entraînent la création de forts rayonnements X, détectés par Chandra.

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Pour résumer l’étude de Getman et de ses associés, la formation d’étoiles dans Cepheus B est provoquée principalement par le rayonnement d’une très lumineuse étoile massive située à l’extérieur du nuage d’hydrogène : HD 207186. Or ici l’action de l’étoile ne se cantonne pas à la création de quelques étoiles voisines, ce sont des centaines de nouvelles étoiles qui se sont générées du nuage de gaz en train de s’effondrer !

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Sources :

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Chandra X-Ray Observatory

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Spitzer Space Telescope

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Dust Devil

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Dust Devil martien, vue générale ; crédit image : NASA, JPL, University of Arizona

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Plan très long : 14 546 x 1 024 pixels

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Voici un nouveau cliché de mes martiens préférés : un dust devil. Comme sur Terre, ces tourbillons de poussières naissent d’une différence de température entre la surface et les couches supérieures de l’atmosphère plus froides créant des courants d’airs ascendants. Survient une rafale de vent dans le sens horizontal et le diable se déchaîne en tournoyant. Certains dust devils martiens peuvent atteindre une dizaine de kilomètres en hauteur !

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Celui-ci a été enregistré par la caméra haute résolution installée sur la sonde de la NASA, Mars Reconnaissance Orbiter. La scène se situe par 68,6° de latitude sud et 11,4° longitude est. La résolution au sol est de l’ordre de 25 cm/pixel.

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Dust Devil martien, détail ; crédit image : NASA, JPL, University of Arizona

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Plan large : 768 x 1024 pixels

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Plan très large : 1 920 x 2 560 pixels

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La trace laissé au sol par le passage du dust devil est visible vers le coin supérieur gauche, son ombre se dessine sur le sol vers le coin inférieur droit.

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Source : HiRISE, (University of Arizona)

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Équinoxe de Saturne

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Comme annoncé dans les notes précédentes, l’équinoxe de Saturne vient d’avoir lieu le 11 août 2009. Événement exceptionnel puisqu’une demie-année saturnienne dure 15 années terrestres et que nous avons la chance de pouvoir y assister de très près grâce aux yeux électroniques de la sonde Cassini en orbite autour du Seigneur des Anneaux.

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Le centre d’imagerie de Cassini, nous offre déjà quatre clichés réalisés par la sonde juste après l’équinoxe. Ils sont bruts, c’est à dire non encore traités des imperfections de transmissions des données dans l’espace et autres artefacts.

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Équinoxe de Saturne 2009 1 ; crédit image : NASA, JPL, Space Science Institute

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette première image a été réalisée d’une distance de 805 000 km de Saturne au travers d’un filtre proche de l’infrarouge. La résolution est de 45 km/pixel.

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Équinoxe de Saturne 2009 2 ; crédit image : NASA, JPL, Space Science Institute

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette vue a été prise en lumière visible au travers d’un filtre rouge d’une distance de 857 000 km de Saturne, la résolution est de 48 km/pixel.

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Équinoxe de Saturne 2009 3 ; crédit image : NASA, JPL, Space Science Institute

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Effectué dans le visible au travers d’un filtre violet, Cassini se situait alors à 764 000 km de Saturne. La résolution est de 42 km/pixel.

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Équinoxe de Saturne 2009 4 ; crédit image ; NASA, JPL, Space Science Institute

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Ce quatrième cliché a été réalisé en lumière visible. Cassini se trouvait alors à 856 000 km de Saturne ; la résolution est de l’ordre de 5 km/pixel.

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Source : CICLOPS

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