Du ciel et de la terre

Pismis 24

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Ce soir en complément de l’article du 12/12/2006, nous retournons dans la constellation du Scorpion. A 8 000 années lumière de nous luit, au sein de la nébuleuse NGC 6357, un amas stellaire dénommé Pismis 24.

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Son étoile principale est en réalité un couple d’étoiles supergéantes de 100 masses stellaires chacune! Leur souffle façonne de manière spectaculaire les nuages de gaz et de poussières qui les environnent.

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Voici Pismis 24 tel qu’il a pu être observé à partir du télescope danois de 1,5 mètres installé sur le site de l’ESO, à La Silla au Chili.

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Pismis 24 ; crédit image : ESO, IDA/Danish 1,5 m, Gendler et autres

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Plan large : 768 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 200 x 1 600 pixels

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Source : ESO

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Cassini : Dione et au-delà

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Tout d’abord, une bonne nouvelle vient d’être annoncée concernant l’avenir de la sonde Cassini en orbite autour de Saturne. La sonde est en bonne état et dépasse allégrement le cahier des charges octroyé par ses concepteurs.

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Une première extension de sa durée de vie lui avait été accordée par l’ajout de la mission “Equinox Mission”. Celle-ci se terminant, les budgets nécessaires ont été débloqués pour une deuxième prolongation de l’activité de la sonde. Cette seconde mission commencera à partir d’Octobre 2010 et s’appellera “Solstice Mission”

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Dans l’espace Cassini a réalisé cette semaine un double survol de Titan le 5 avril puis de Dione le 7 avril. Une réinitialisation automatique de la caméra de Cassini inopportune a privé la Terre des photos prévues de Titan, par contre voici deux clichés de Dione réalisés le 7 et reçus sur Terre le même jour. Ils sont bruts, je n’ai pas de renseignements techniques spécifiques les concernant. La deuxième structure est particulièrement intrigante. Les instruments de Cassini ont aussi tenté de mesurer l’existence possible de particules émanant de la surface de Dione et venant alimenter les anneaux de Saturne.

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Il arrive périodiquement que Cassini ait la chance de survoler un alignement entre Titan et Dioné sur son orbite. Ce phénomène s’est déroulé trois fois dans le passé, et aura encore lieu deux fois dans les années à venir.

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Dione 07/04/2010 1 ; crédit image : NASA, JPL, Space Science Institute

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Dione 07/04/2010 2 ; crédit image : NASA, JPL, Space Science Institute

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Source : site Cassini Equinox Mission

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Proto-étoiles dans la Rosette

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Ce soir, un article rapide, pour nous régaler de cette image prise par le jeune télescope spatial infrarouge Herschel de l’Agence Spatiale Européenne (ESA). Ce cliché servira de support à un colloque scientifique qui se déroulera du 4 au 7 mai au Pays-Bas.

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Les astronomes amateurs connaissent bien la nébuleuse de la Rosette, située à 5 000 années lumière de nous dans la Constellation de la Licorne. (Voir le très beau cliché du CFHT publié dans la note du 15 juin 2008)

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Proto-étoiles dans la Rosette ; crédit image : ESA, PACS & SPIRE, HOBYS

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Plan large : 598 x 783 pixels

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Voici une relecture de la Rosette, effectuée en infrarouge cette fois-ci, par Herschel. La nébuleuse de la Rosette contient assez de gaz et de poussières pour créer 10 000 étoiles semblables à la nôtre ! Celles-ci se créent par l’effondrement gravitationnel du nuage primordial froid. Dans la gamme infrarouge nous pouvons discerner ces nuages de poussières selon leurs températures : de - 263° C (10 ° seulement au dessus du zéro absolu) pour le rouge à - 233° C pour le bleu.

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Les étoiles centrales très massives du cœur de la Rosette, se situent sur la droite et ne sont pas visibles sur ce cliché. Les tâches lumineuses correspondent aux cocons de poussières où sont actuellement en train de se former des étoiles massives de l’ordre de dix masses solaires ! De même les petites taches lumineuses au centre et dans les zones plus rouges des nuages révèlent la formation de proto-étoiles d’une masse inférieure ou équivalente à celle de notre Soleil.

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La technologie de Herschel permet pour la première fois de discerner avec autant de précision le cœur même des étoiles massives en formation. Il est important de bien connaître leur genèse dans notre galaxie, car ce sont ces étoiles, qui permettent la création de la génération suivante d’étoiles par leur action sur leur environnement. Et par analogie, d’estimer le processus de génération d’étoiles dans d’autres galaxies… Le colloque du mois de mai a justement pour but de présenter la nouvelle technologie apportée par Herschel à la communauté scientifique mondiale.

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Source : ESA Space Science

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Du volcanisme vénusien

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La dense couverture nuageuse de Vénus, 25 km d’épaisseur, empêche toute observation directe de sa surface. Pour y remédier, il faut utiliser d’autres longueurs d’ondes comme le radar ou l’infrarouge. Dès les premières observations réalisées par les sondes russes et américaines, les scientifiques ont constaté l’absence de nombreux cratères d’impacts (un millier seulement) sur le sol de notre planète jumelle. Ce qui implique son renouvellement périodique par une activité volcanique. Mais celle-ci se fait-elle par des épisodes globaux ou comme sur Terre par des éruptions locales ? Vénus ne semble pas posséder comme pour la croûte terrestre de “tectonique des plaques”.

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La dernière note consacrée sur ce blog à Vénus (voir article du 15 juillet 2009) présentait une carte des températures au sol de l’hémisphère sud vénusien réalisée à partir des données recueillies en infrarouge par l’instrument VIRTIS installé sur la sonde Venus Express de l’Agence Spatiale Européenne (ESA).

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La combinaison des données radar et infrarouge été utilisée par un groupe de chercheurs dirigé par Sue Smrekar du JPL-Caltech de la NASA. Ils ont réussi à localiser trois “points chauds” volcaniques assez semblables à celui de Hawaï sur notre planète.

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Vénus, Idunn Mons ; crédit image : NASA, ESA, JPL

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Plan large : 576 x 1 024 pixels

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Plan très large : 4 500 x 8 000 pixels

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Voici un exemple de ces points chauds avec Idunn Mons, situé dans Imdr Regio par 46° de latitude Sud et 214,5° de longitude Est. Les données en brun sont celles recueillies par radar par la sonde Magellan de la NASA. Les données superposées en couleurs sont celles obtenues par le spectomètre infrarouge VIRTIS installé sur la sonde Venus Express de l’ESA. L’échelle des verticales est amplifiée d’un facteur 30 pour accroitre le relief de la zone. Idunn Mons culmine en réalité à 2 500 mètres au dessus des plaines et s’étend sur une largeur de 200 kilomètres !

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Les zones rouge-orange sont les plus chaudes, les violette les plus froides. La différence de couleurs correspond aussi à des différences de matériaux. Ces coulées de laves sont géologiquement récentes remontant au plus tard à 2 500 000 ans, et peuvent être encore en activité.

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Cliquez sur ce lien pour visionner une animation réalisée pour Idunn Mons d’après les données évoquées ci-dessus : http://a1862.g.akamai.net/7/1862/14448/v1/esa.download.akamai.com/13452/qt/venus_h264_cut_II.mov

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Il est difficile de détecter avec précision un volcanisme actif sur Venus, faute de moyens conséquents. Des mesures de panaches de gaz dans l’atmosphère vénusienne viennent, par ailleurs, confirmer la forte probabilité de cette présence. L’article scientifique, publié dans Science le 8 avril, tend à répondre à la question posée en préliminaire : Vénus, jumelle de la Terre, semble posséder une activité volcanique assez semblable à celle de notre planète.

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Sources principales :

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Site Venus Express, ESA

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Site JPL, NASA

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Où il est question d’un couple formé par une naine brune et son compagnon hors classe

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Plus les télescopes percent l’espace qui nous entoure avec une plus grande résolution, plus ils nous apportent de nouvelles observations que la science doit assimiler et classifier dans des théories plus générales.

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Pour les planètes, nous nous souvenons des vives controverses qui ont animé la communauté scientifique sur le cas de Pluton, dont la taille a décidément semblé trop petite et possédant un trop gros compagnon pour être considéré comme une planète. Elle a été rétrogradée au rang de “Planète-naine” . Par contre cette nouvelle classification a permis à Cérès par exemple de passer de simple astéroïde au titre de “planète-naine”. Mais qu’en est-il pour ce qui concerne la limite supérieure en taille des planètes ?

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Un article à paraître dans Astrophysical Journal Letters, signé par Kamen Todorov et Kevin Luhman, tous deux de Pennsylvania State University, et consacré à une étude de 32 naines brunes situées dans la Constellation du Taureau, nous donne l’occasion de nous interroger sur la définition des nouveaux objets découverts.

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Les chercheurs ont utilisé les données enregistrées par le télescope spatial Hubble et sur Terre celles du télescope Gemini Nord à Hawaï.

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Une naine brune est une étoile, mais trop petite, elle ne possède pas la masse nécessaire pour démarrer en son cœur les réactions thermonucléaires d’une étoile classique.

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Voici 2M J044144, une naine brune d’environ 20 masses joviennes (jupitériennes), située à 460 années lumière de nous dans la constellation du Taureau.

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2M J044144 et son compagnon ; crédit image : NASA, ESA, Gemini Observatory, AURA, Todorov et Luhman

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Les images du haut sont de Hubble, celles du bas de Gemini ; sur les vues de droite, la lumière de la naine brune a été atténuée pour mettre en évidence la présence d’un compagnon situé à 8 heures.

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Ce compagnon reste bien mystérieux. Sa masse est estimée entre 5 et 10 Jupiter et il tourne autour de la naine brune sur une orbite comprise entre celles de Saturne et d’Uranus par comparaison aux distances de notre système solaire.

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Bien que la taille du nouvel objet ( moins de quinze masses joviennes , à partir de laquelle on considère qu’il s’agit d’une naine brune) lui permette d’être considéré comme une planète, les scientifiques débattent actuellement sur son statut.

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2M J044144 et son compagnon, vue d’artiste ; crédit : Gemini Observatory, Aura, Lynette Cook

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Plan large : 819 x 1 024 pixels

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Plan très large : 2 400 x 3 000 pixels

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La théorie prévoit trois scenarii différents expliquant la formation d’une planète géante gazeuse : les poussières dans le disque entourant la jeune étoile s’accumulent lentement pour former le cœur rocheux d’environ dix masses terrestres qui à son tour agglomère une grande enveloppe gazeuse, ou le disque protoplanétaire est instable, et à partir d’une fracture se constitue rapidement par effondrement une grande planète gazeuse, ou plutôt que d’être formé à partir d’un disque, la planète se forme en même temps que l’étoile à partir du même nuage de gaz et de poussières.

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Or le système 2M J044144 s’est formé très rapidement en un million d’années ce qui fait du compagnon de la naine brune le plus jeune objet de masse planétaire jamais découvert !

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Le premier scenario ne peut être envisageable car il faut plus d’un million d’années pour créer ce genre de planète massive. Le deuxième scénario non plus car le disque de matière autour de la naine brune semble ne pas avoir possédé assez de matière pour la formation de la planète géante. L’objet est donc bien né en même temps que la naine brune de l’effondrement du même nuage de gaz primordial. Les chercheurs ont donc la preuve qu’un objet de masse planétaire peut naître selon le même processus qui crée les binaires, trios ou quadruplets d’étoiles. Mais peut-on encore le considérer comme une planète alors qu’il ne s’est pas formé à partir du disque de poussières et de gaz entourant une jeune étoile où vont se créer les systèmes planétaires classiques comme le nôtre !

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Une autre preuve venant confirmer la formation de la “planète” selon le même processus que celui des étoiles binaires est venue des observations réalisées par Gemini.

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Les savants ont remarqué la présence d’une autre naine brune 2M JO44145 liée gravitationnellement à 2M J044144. Le système d’optique adaptative de Gemini a permis de découvrir qu’il s’agissait d’une binaire de naines brunes orbitant l’une autour de l’autre. Ainsi nous nous trouvons en présence d’un quadruplet d’objets, tous nés du même nuage de gaz primordial.

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2M J044144 A et B et 2M J044145 A et B ; crédit : Gemini Observatory, AURA, Todorov et Luhman (Pennsylvania State University)

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Vus dans le proche infrarouge et en optique adaptative de Gemini Nord, 2M J044144 A et B se trouve en bas à droite de l’image tandis que l’autre binaire 2M J044145 A et B est en haut à gauche.

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Sources :

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Site Gemini Observatory

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HubbleSite

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L’été sur Triton

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Par définition, l’actualité astronomique ne porte que rarement ses projecteurs sur Triton. A l’occasion d’un article paru dans Astronomy & Astrophysics, il m’est bon de retrouver cette plus grosse lune de Neptune (2 700 km de diamètre).

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D’autant que Triton (voir dernier article sur le sujet du 26 août 2009) possède des particularités étonnantes. Son orbite rétrograde laisse à penser qu’elle a été capturée par Neptune (voir note du 12 mai 2006) en provenance probable de la marge de notre système solaire, la ceinture de Kuiper. Ce corps est assez similaire à ce que peut-être Pluton, et, alors que la sonde New Horizon file vers Pluton, toute découverte concernant Triton peut aider les scientifiques à prévoir ce qu’ils pourront apercevoir lorsque New Horizon s’approchera de Pluton.

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Triton, Neptune, Soleil, vue d’artiste ; crédit image : ESO, L. Calçada

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Plan large : 768 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 200 x 1 600 pixels

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La nouvelle étude s’attache a des observations de l’atmosphère de Triton. Observer Triton depuis la Terre n’est pas une mince affaire puisque celle-ci se trouve à 30 fois la distance Terre Soleil ! Triton est un corps glacé dont la surface atteint les - 235° ! La sonde Voyager 2 en 1989 y a mesuré l’existence d’une atmosphère 70 000 fois moins dense que celle de la Terre.

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Des nouvelles mesures ont été possibles grâce au spectromètre infrarouge CRIRES installé au Very Large Telescope de l’European Southern Observatory au Chili. A l’azote et au méthane déjà détectés par Voyager 2, les scientifiques (E. Lellouch, C. de Bergh, B. Sicardy, tous trois de l’Observatoire de Paris, LESIA, S. Ferron, ACRI-ST, Sophia Antipolis et Ülli Käufl, ESO) ont aussi reconnu la présence de monoxyde de carbone. Et surtout la densité de l’atmosphère de Triton a augmenté d’un facteur 4 depuis les années 80, soit environ 20 000 fois que celle de notre Terre.

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L’explication d’une telle variation de densité est saisonnière. Même si éloigné, la présence du Soleil se fait sentir sur Triton. Lorsque Voyager 2 a croisé Triton c’était encore le printemps sur la lune. Maintenant, c’est l’été dans l’hémisphère sud et l’hiver dans le nord. Le solstice d’été austral de Triton a eu lieu en 2000 mais une saison sur Triton dure plus de 40 ans ; Neptune orbitant autour du Soleil en 165 ans. L’azote est la composante la plus importante de l’atmosphère de Triton. Une partie du méthane et du monoxyde de carbone composant la surface supérieure de la lune se sublime en gaz sous le rayonnement solaire.

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Il existe déjà une météorologie martienne, il va être maintenant possible de créer les bases d’une météorologie pour Triton, encore faut-il être très patient entre deux bulletins d’informations différents !

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Source : site ESO

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Un nouveau scenario pour la genèse de notre système solaire

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Vous avez eu souvent l’habitude de concevoir, au fil des articles, la genèse de notre Soleil à partir de l’effondrement d’un vaste nuage de gaz et de poussières. Celui-ci se morcelle et naissent ainsi plusieurs, voire des dizaines d’étoiles, simultanément, pour former un amas stellaire ouvert. Ouvert : car les forces gravitationnelles sont suffisamment lâches pour que chaque étoile, ou duo, ou triplet, quitte son berceau pour vagabonder tout autour de la galaxie. C’est statistiquement ainsi que naissent la plupart des étoiles de notre Voie Lactée.

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L’on sait déjà que notre étoile, au vu de certains éléments très rares, est probablement née suite au souffle d’une nova qui a contracté le nuage de gaz froid initial. Mais un nouvel article à paraître dans Astrophysical Journal Letters, vient contredire la notion de l’apparition de notre Soleil au sein d’un amas d’étoile ouvert. Il est possible que notre Soleil soit né isolé en dehors de toute pouponnière d’étoiles.

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Les scientifiques vont publier le résultat de leurs travaux dont Vincent Tatischeff du CNRS d’Orsay est le rapporteur principal. Ils ont analysé la quantité d’un isotope radioactif de l’aluminium : l’aluminium 26, dans des météorites. Celui-ci est synthétisé au cœur des étoiles supergéantes et rétrocédé lors de leurs morts dans l’espace.

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En fonction de la quantité d’al-26, ils pensent que notre système solaire s’est constitué très « rapidement » à la suite de la mort d’une étoile géante. Pour les chercheurs, si plusieurs étoiles étaient nées en même temps, le milieu interstellaire aurait été trop chaud pour que notre système solaire se forme suffisamment rapidement et corresponde aux quantités d’al-26 trouvé dans les météorites. Il se serait formé à partir des cendres refroidies rapidement d’une étoile solitaire et suffisamment importante pour fournir le matériau nécessaire. Celle-ci, serait du type « Wolf-Rayet », une sorte rare d’étoiles supergéantes très chaudes, expulsant très violemment une grande partie de leur matière dans l’espace avant de mourir.

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WR124 ; crédit image ; NASA, STScI, Grosdidier et autres

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Plan large : 876 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 257 x 1 469 pixels

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Un exemple actuel de l’étoile mère de la nôtre peut, par exemple, être WR124, d’une trentaine de masses solaires, située à 15 000 années lumière de nous dans la constellation du Sagittaire. Sa température de surface atteint 50 000° contre 5 000° pour notre Soleil. Elle est entourée d’une nébuleuse, M1-67, constituée des gaz qu’elle rejette violemment.

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Dans le scenario proposé la supergéante mère est bien née, elle, dans un amas d’étoiles mais les forces gravitationnelles en présence, ou l’explosion d’une autre supergéante proche, l’en ont chassé très rapidement. Elle a emporté avec elle ses matériaux qui se sont accumulés comme une coquille autour d’elle lors de son déplacement rapide dans l’espace. Lorsque plus tard elle a explosé, la densité de gaz refroidis dans cette coquille était assez importante et assez turbulente pour que notre système solaire puisse s’y former.

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Pour Tatischeff, la plupart des systèmes planétaires de notre galaxie n’ont pu se former aussi rapidement que le nôtre, car beaucoup sont apparus au sein de groupes d’étoiles. Cela les rends susceptibles de posséder des quantités moindres d’al-26 qui génère de la chaleur en se désintégrant. Par conséquence, l’évolution de leurs planètes rocheuses a pu être différente de celle de la Terre, pour leur permettre de devenir, par exemple, des “planètes-océan”

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Source principale : NewScientist Space

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Lorsque le vénérable Spitzer scrute les voiles du jeune Orion

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Le télescope spatial infrarouge Spitzer a depuis longtemps dépassé l’âge de la retraite. Opérationnel depuis 2003, il a épuisé tout le liquide de refroidissement nécessaire à son fonctionnement pour sonder l’univers en infrarouge. Toutefois, il peut encore observer dans certaines longueurs d’ondes infrarouges particulières qui ne demandent pas des conditions très strictes de gel des instruments.

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Alors pour la beauté de l’image et pour saluer le travail de ce « vieux » télescope de la NASA, admirons ce cliché réalisé en mai 2009.

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Orion, M42 ; crédit image : NASA, JPL Caltech, J. Stauffer

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Plan large : 1 024 x 437 pixels

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Plan très large : 5 085 x 2 071 pixels

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Nous retournons vers la constellation d’Orion à 14 500 années lumière de nous dans la célèbre nébuleuse du même nom ou M42 et NGC 1976. Cette région est une pépinière de très jeunes étoiles. Les plus chaudes forment « l’Amas du Trapèze » et sont visibles au centre droit.

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Le souffle des nouvelles nées modifie les magnifiques orbes de poussières que nous voyons se développer sur toute l’image. De même les jeunes étoiles ont une enfance turbulente et varient beaucoup de luminosité jusqu’à ce qu’elles atteignent une certaine maturité. L’aspect des volutes change donc au fil des années. Ces modifications peuvent renseigner les scientifiques sur l’activité des étoiles et mieux connaître leurs évolutions.

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Spitzer, a donc comme nouvelle mission de photographier périodiquement la nébuleuse pour observer l’évolution du comportement des poussières au fil du temps. Ces poussières lui restent toujours accessibles, malgré sa retraite, dans les longueurs d’ondes infrarouges ne nécessitant pas un refroidissement complet de ses équipements.

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Source principale : site Spitzer Space Telescope

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Double anneau pour Rachmaninov

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Mise à jour de la note du 13 octobre 2009

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Voici une nouvelle version du cliché de ce bassin d’impact sur Mercure pris par la sonde Messenger et retravaillé par les scientifiques au sol. La résolution est de l’ordre de 500 mètres par pixel.

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Mercure : Rachmaninov ; crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Plan large : 747 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 391 x 1 908 pixels

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Ce bassin a double anneau vient de recevoir un nom officiel de l’Union astronomique internationale. Il est dédié au compositeur et chef d’orchestre russe : Serge Rachmaninov (1873-1943). Son diamètre est de 290 kilomètres.

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Le voici étudié en fausses couleurs qui permettent d’apprécier les différences de textures des terrains, la résolution est de l’ordre d’un kilomètre par pixel.

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Mercure : Rachmaninov, fausses couleurs ; crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Plan large : 964 x 916 pixels

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Toute cette région montre des signes d’intenses activités volcaniques. La zone jaune en haut à droite est centrée sur une dépression qui pourrait correspondre à un évent volcanique explosif. Le plancher de Rachmaninov est lisse car peut être rempli d’épanchements effusifs de laves. Les plaines environnantes du cratère, lisses elles aussi, semblent être le résultat de dépôts de laves antérieurs à l’impact.

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Source : site Messenger

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