Du ciel et de la terre

Lune : Rima Marius 2, sombre surface

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Dans la prolongation de la note du 15 mai 2011, ce soir retour sur la Lune toujours dans la région de Rima Marius mais un peu plus au Sud cette fois. Les vues suivantes ont été effectuées grâce au système d’imagerie installé sur la sonde Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) de la NASA. Rima Marius est caractérisée par ses canaux sinueux correspondant à la présence d’anciens écoulements de lave en surface ou à l’effondrement de la voûte des tubes de lave qui transportaient les rivières de laves fluides sous la surface. Ce type de tubes de lave est visible sur Terre par exemple à Hawaï.

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Rima Marius 2, contexte ; crédit image : NASA, GSFC, Arizona State University

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Plan large : 1 002 x 1 175 pixels

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Voici tout d’abord l’image de contexte réalisée par assemblage des clichés pris par LRO. Le rectangle bleu nous permet de visualiser la zone de surface enregistrée lors du passage de la sonde, la flèche indique la petite zone présentée dans l’image suivante. La résolution ici est de l’ordre de 100 mètres par pixel.

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Rima Marius 2, sombre surface ; crédit image : NASA, GSFC, Arizona State University

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Plan large : 1 200 x 1 200 pixels

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Nous sommes par 17,63° latitude Nord et 309,02° Longitude Est. La vue couvre une zone de 660 mètres de large. L’ensemble de la surface lunaire est recouverte par une couche de régolite. Le régolite composé de très fines poussières est le résultat de la décomposition des roches locales par l’intense bombardement en particulier des micro-météorites depuis les derniers quatre milliards d’années de l’existence de la Lune. Au fil du temps le régolite devient de plus en plus fin , plus sombre et plus rouge.

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Sur la rive sud de ce canal, le régolite prends des formes fourchues. Comment ces motifs irréguliers ont-ils pu se former ? Le bord du plateau a pu s’effondrer à certains endroits ce qui expose la surface des matériaux plus clairs des pentes entre les restes non effondrés de la matière sombre. Ou au contraire il peut s’agir de flux de matériaux sombres. Mais comment ces doigts se sont-ils alors formés ? Peut-être de petits tremblements de Lune ont-ils déstabilisé une partie du vieux régolite sombre qui s’est mis à dévaler les pentes douces du canal.

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Source : site NASA, LROC

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La tempête géante de Saturne

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L’événement a d’abord été détecté en décembre 2010 par l’instrument radio et plasma de la sonde Cassini en orbite autour de Saturne. Depuis il est observé par les grands télescopes depuis la Terre, comme le Very Large Telescope (VLT) de l’ESO au Chili et par de nombreux astronomes amateurs.

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A l’origine, un orage a du se former dans les nuages d’eau en profondeur de l’atmosphère de Saturne, libérant un panache de vapeur jusqu’à la haute atmosphère. S’en est suivi la création d’un gouffre sombre, un peu identique à la tâche rouge de Jupiter, large de 5 000 kilomètres. La tempête a surpris les astronomes qui ne s’attendaient pas à ce qu’elle affecte rapidement l’ensemble de l’atmosphère de Saturne.

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“Rien sur Terre ne ressemble à cette puissante tempête”, commente Leigh Fletcher, auteur principal d’un rapport à paraître à la une de Science, membre de l’équipe de Cassini (Université d’Oxford, Royaume Uni). “Une telle tempête est rare, elle n’est que la sixième à avoir été enregistrée depuis 1876″. Ces tempêtes ne se produisent apparemment qu’une fois pendant une année saturnienne, qui dure trente ans. La dernière remonte à 1990.

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“Cette perturbation située dans l’hémisphère nord de Saturne a engendré une gigantesque, violente et complexe éruption de nuages brillants, qui s’est propagée pour encercler la planète dans son ensemble”, explique Leigh Fletcher . “Avec le VLT et Cassini en train d’étudier cette tempête en même temps, nous avons eu la chance exceptionnelle de pouvoir situer les observations de Cassini dans leur contexte. Les précédentes études de ces tempêtes ont juste pu utiliser la réflexion de la lumière solaire, mais cette fois, en observant le rayonnement infrarouge thermique pour la première fois, nous avons pu dévoiler des régions cachées de l’atmosphère et mesurer les changements réellement substantiels de températures ainsi que des vents liés à cet événement.”

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Tempête Saturne 2011 ; crédit image : ESO, University of Oxford, Fletcher, Barry

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Plan large : 827 x 1 280 pixels

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Ces trois clichés de Saturne ont été pris en janvier 2011. Le premier à gauche par l’astronome amateur Trevor Barry (Broken Hill, Australie), les deux suivants par l’instrument infrarouge VISIR sur le VLT. La deuxième image montre les basses couches atmosphériques de Saturne, la troisième la haute atmosphère.

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“Nos nouvelles observations montrent que la tempête a un effet majeur sur l’atmosphère, le transport de l’énergie et des matériaux sur de grandes distances, la modification des vents atmosphériques, la créations de courants sinueux et de jets formant des vortex géants qui perturbent la lente évolution saisonnière de Saturne” explique Glenn Orton (JPL, Pasadena, Californie) autre auteur des articles. Comme il est visible sur la deuxième image, les basses couches atmosphériques sont profondément “barattées”, de lourdes particules d’ammoniac remontent jusqu’à la haute atmosphère pour former les nuages brillants.

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Enfin, l’observation infrarouge a permis de découvrir un autre phénomène inattendu. La température de la haute atmosphère de Saturne (250 à 300 kilomètres au dessus de la basse atmosphère) est habituellement de – 130° Celsius. Or dans l’infrarouge apparaissent (très visibles sur le troisième cliché) de larges zones, dénommées balises stratosphériques, où la température est plus chaude de 15 à 20 ° Celsius par rapport à la moyenne. Leur présence démontre l’importance des effets de la tempête qui s’étendent jusque dans la stratosphère saturnienne. N’ayant pu être techniquement mesurées auparavant, il est donc impossible d’associer ces balises stratosphériques aux précédentes tempêtes géantes de Saturne.

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La tempête est encore maintenant active sur Saturne. Elle continue à être observée, et d’autres études sur ce sujet sont déjà prévues en parution.

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Sources :

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Site NASA, Cassini Solstice Mission

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Site ESO

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Mars : la marche dansante d’Opportunity

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Le pas de danse d’Opportunity ; crédit image : NASA, JPL-Caltech

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Plan large : 178 x 1 024 pixels

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Plan très large : 989 x 5 685 pixels

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Ce soir une photo prise du petit robot martien Opportunity regardant ses propres traces laissées sur le sable de la planète rouge. Nous sommes le premier avril 2011, soit la 2 554eme journée martienne d’Opportunity.

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Curieuses traces marquées par un pas de danse régulier dont voici l’explication. La roue avant droite du robot montre des signes de faiblesse depuis plus de deux ans. Le même phénomène était arrivé à son jumeau le robot Spirit dont la roue avant droite s’était immobilisée de travers, gênant sa progression et probablement la cause de son enlisement définitif dans les sables. Spirit ne communique plus avec la Terre depuis mars 2010. Pour éviter le renouvellement de ce drame, depuis cette époque, les ingénieurs font avancer Opportunity en marche arrière.

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Pour donner une idée de l’échelle l’écartement entre les deux traces latérales du robot est de 1 mètre. Opportunity est équipé d’un navigateur autonome programmé depuis la terre par exemple pour un itinéraire à parcourir d’une centaine de mètre. Le robot avance donc en marche arrière et s’arrête tous les 1,2 mètres pour photographier le terrain à venir et déceler d’éventuels obstacles. Mais lorsque la caméra se retourne une partie de son champs de vision est obstrué par l’antenne de transmission arrière du robot. Le robot effectue alors une légère rotation de 17,5° pour photographier la partie cachée de son environnement à venir. Il détecte d’éventuels obstacles à éviter avant de reprendre son chemin.

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Ici le terrain est particulièrement dégagé et Opportunity avance plus rapidement que prévu. Après son escale de trois mois au cratère Santa Maria il a déjà parcouru 2,6 kilomètres et au total 39 kilomètres sur la surface martienne depuis son arrivée en 2004. Sa destination finale est le grand cratère Endeavour. Cette mosaïque d’images, centrée sur le Nord, couvre un champ de 252° avec l’ouest sur la gauche et le sud-est sur la droite.

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Source : site NASA, Mars Exploration Rover Mission

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Comètes : le cas Hartley 2

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Hartley 2 vue par EPOXI ; crédit image : NASA, JPL, UMD

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Plan large : 769 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 282 x 1 707 pixels

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Les comètes, boules de glaces et de poussières, sont les restes, peu changés, du tout début de l’histoire de notre système solaire. D’où l’intérêt de leur étude d’autant que les astronomes, à vrai dire, ne savent que peu de choses sur la manière dont elles se sont formées. Une comète est-elle le résultat de l’agrégation de plusieurs mini-comètes ? Ou bien est-elle l’assemblage de couches de poussières et de glaces formant une masse unique ?

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Le 16 mai 2011 un article spécial d’Astrophysical Journal Letters était consacré à la comète Hartley 2 à la suite de la publication des travaux effectués par une équipe internationale d’astronomes dirigée par Michael Mumma (NASA, GSFC). Selon les savants, Hartley 2 n’est pas le bon exemple pour répondre aux questions précédentes. Pour Mumma : ” nous n’avons encore jamais vu une telle comète auparavant. Hartley 2 pourrait être considérée comme le prototype d’une nouvelle classe de comète.”

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Les chercheurs ont étudié du sol six fois la comète Hartley 2 en été, automne et hiver 2010, avant et après le survol de la comète en novembre par la sonde EPOXI (voir article sur le sujet du 4 novembre 2010). Ils ont analysé en particulier sa chevelure (coma), l’aura de particules de poussières, de gaz et de glace entourant le noyau. Depuis 2009, d’autres études ont démontré que la comète tournait rapidement sur elle-même, en dix-huit heures.

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Le développement de la chevelure d’une comète est liée à son ensoleillement. Les particules gelées en dessous ou au dessus de la surface sont chauffées par le rayonnement solaire, vaporisées puis entraînées dans la coma. Les chercheurs ont eu la surprise d’observer des événements non encore répertoriés pour une comète.

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La quantité d’eau libérée change de nuit en nuit, voire même double au cours d’une seule nuit. Le plus étonnant est que la variation de libération d’eau correspond à une variation des autres éléments libérés simultanément. Pour Mumma : “globalement la proportion des gaz libérés dans la chevelure ne varie pas malgré les variations de quantité, ce qui suggère que le noyau de la comète est homogène”. Mais lorsque les résultats fournis par le survol d’EPOXI sont pris en considération, la situation se complique.

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Hartley 2 vue par EPOXI, annoté ; crédit image : NASA, JPL-Caltech, UMD

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“Le fait que les gaz varient tous ensemble est quelque peu surprenant car EPOXI a constaté une grande variation dans la libération du dioxyde de carbone par rapport à l’eau, commente Michael A’Hearn, responsable de l’équipe scientifique d’EPOXI, University of Maryland. A ce stade l’interprétation reste spéculative.” La comète pourrait être composée de deux à trois types de glaces différentes.

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Les images prises par EPOXI de la surface d’Hartley 2 montrent la présence à une de ses extrémités de petits volcans crachant de la glace d’eau et du dioxyde de carbone. Les jets sont activés par le rayonnement solaire sur cette extrémité. Il réchauffe le gaz carbonique gelé sous la surface qui s’échappe par les évents. Les chercheurs pensent que des cristaux de glace sont collés dans le noyau avec le dioxyde de carbone. Celui-ci en s’échappant entraîne avec lui les cristaux de glace qui vont ensuite se vaporiser dans la chevelure pour former une grande partie de sa vapeur d’eau. Ce qui est une première explique A’Hearn : ” Dans la plupart des comètes observées,  l’eau est vaporisée directement en dessous ou au dessus de leurs surfaces, nous n’avons pas vu, ou très peu, de cristaux de glace entraînés dans la coma.”

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D’autre part EPOXI n’a pas trouvé de libération de dioxyde de carbone sur l’autre extrémité et au centre de la comète où la vapeur d’eau est libérée isolément. “Il est donc évident, commente Mumma, que lorsque l’on regarde de près la comète sa composition varie d’un endroit à l’autre.”

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Les chercheurs ont étudié la libération de quatre autres gaz sur l’ensemble de la comète. Ils ont constaté que de l’eau et du méthanol émergeaient de toutes les directions de la comète. Comme ils apparaissent ensemble nous en déduisons qu’ils proviennent d’un même type de glaces internes à Hartley 2. “Donc nous avons de la glace d’eau avec du méthanol et de la glace d’eau avec du dioxyde de carbone dans le noyau de la comète, commente Mumma. Mais il est possible qu’il existe un troisième type de glace fabriqué avec de l’éthane”. Cette possibilité est évoquée par la découverte de libération d’éthane d’une zone particulière de la comète, “d’une région plutôt profonde”, ajoute Mumma. Il suggère que “certaines molécules comme le méthanol peuvent être mélangées avec de la glace d’eau, alors que d’autres comme l’éthane ne le sont pas. Ce qui n’est pas du tout la vision que nous avions jusqu’à présent des comètes”

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“D’autres analyses de comètes doivent être réalisées ; il n’est pas sur qu’elles se comportent de la même manière qu’Hartley 2. Mais ce que nous avons découvert va pouvoir servir de base de comparaison pour les autres comètes”, conclut Mumma.

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Source : site NASA, Solar System Exploration

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Trois nébuleuses dans Persée

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Pour enrichir vos rêves d’une féerie céleste, voici cette nuit une nouvelle vue réalisée en infrarouge par le télescope spatial WISE de la NASA. Les couleurs sont bien sur conventionnelles et correspondent aux différentes longueurs d’ondes infrarouges observées.

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Trois nébuleuses dans Persée ; crédit image : NASA, JPL-Caltech

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Plan large : 527 x 1 024 pixels

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Plan très large : 2 830 x 5 500 pixels

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Trois nébuleuses différentes sont réunies sur cette même image couvrant une zone équivalente à huit pleines lunes dans la constellation de Persée : NGC 1491 se trouve à droite, SH 2-209 à gauche et entre les deux BFS 34.

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Il est tentant d’imaginer sur les clichés célestes que toutes les étoiles et nuages sont situés à la même distance vus de la Terre. Ici il n’en est rien. Si NGC 1491 et BFS 34 font partie d’un même ensemble de nuages de gaz situés à 10 700 années lumière dans le bras de Persée de notre Voie Lactée, SH 2-209 se situe plus loin à 16 000 années lumière de nous dans le bras extérieur de notre galaxie.

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Ces trois nébuleuses sont des lieux où naissent de nouvelles générations d’étoiles. SH 2-209 voit se développer un amas d’étoiles (BDS2003) 65. De même, le point brillant dans BFS 34 correspond à la création d’un nouvel amas d’étoiles (BDS2003) 63

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Source : site NASA, WISE

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Saturne : anneau F

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Saturne, anneau F ; crédit image : NASA, JPL, SSI

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Plan large : 510 x 1 002 pixels

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Ambiance dramatique et mystérieuse, une étrange mise en scène, voilà les mots qui m’effleurent pour décrire ce cliché pris la sonde Cassini en lumière visible du fin anneau F de Saturne.

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Plus prosaïquement, Cassini se trouve le 16 octobre 2010 à 320 000 kilomètres de l’anneau F et regarde vers le sud du côté non illuminé par le Soleil, 1° en dessous du plan des anneaux. La résolution est de 2 kilomètres par pixel.

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Cette perturbation lumineuse est la trace de l’interaction gravitationnelle sur son environnement d’une des petites lunes éphémères orbitant à l’intérieur même de l’anneau F.

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Source : site CICLOPS

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Lune : Rima Marius

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Ce soir rendons une petite visite à notre compagne la Lune, grâce aux très impressionnantes images prises par la sonde de la NASA : Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO).

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Voici tout d’abord l’image de contexte :

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Rima Marius ; crédit image : NASA, GSFC, Arizona State University

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Plan large : 1 009 x 1 053 pixels

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Sur cette image la résolution est de 100 mètres par pixel.

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D’étroits canaux serpentent sur la surface lunaire assez semblables à nos rivières terrestres. Nous pouvons suivre ici le cheminement d’un d’entre eux Rima Marius. Nous nous rendons au point où son parcours devient discontinu.

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Rima Marius, fin de la dépression ; crédit image : NASA, GSFC, Arizona State University

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Plan large : 1 200 x 1 200 pixels

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Ce détail couvre une zone large de 500 mètres. Nous sommes par 14,53° latitude Nord et 311,43° Longitude Est. Les géologues lunaires pensent que les canaux sinueux ont été formés par le cheminement de laves fluides en surface, ou comme à Hawaï sur Terre, par l’effondrement de tubes de laves souterrains.

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Cette zone d’interruption du canal est peut-être une région où le toit du canal de lave ne s’est pas effondré. Bien qu’il n’y ait aucun signe de “pont naturel” ou d’autres ouvertures, il est possible qu’une petite partie du tube de lave voit son entrée et sa sortie simplement bloqués par des débris d’effondrement.

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Ces régions où apparaissent des canaux sinueux devraient être des cibles prioritaires pour d’éventuelles missions d’explorations humaines lunaires. En mettant à jour des régions profondément enfuies elle permettraient d’améliorer les connaissances de la durée et de l’évolution du volcanisme sur la Lune. Et (note personnelle) d’envisager l’installation de bases lunaires à l’abri des rayonnements solaires, des variations importantes de températures et des chutes de météorites, dans des grottes lunaires.

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Source : site NASA, LROC

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Haumea la cristalline

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Un article paru dans Astronomy & Astrophysics, signé par Christophe Dumas, Benoit Carry, Hestroffer Daniel et Frédéric Merlin (ESA et ESO), nous donne l’occasion de retrouver l’un des objets les plus étranges de la ceinture de Kuiper qui s’étend entre 4,5 et au-delà de 15 milliards de kilomètres du Soleil.

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Haumea et ses deux satellites, vue d’artiste ; crédit image : SINC, José Antonio Penas

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D’abord dénommée 2003 EL61, (136108) Haumea est la cinquième “planète-naine de type plutoïde” avec Pluton, Cérès, Éris et Makemake. Malgré son éloignement, Haumea est très lumineuse pour sa petite taille.

Les chercheurs ont utilisé le spectromètre SINFONI du Very Large Telescope de l’ESO pour scruter la lumière d’Haumea.

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Les conclusions de l’étude sont surprenantes. Si sa brillance élevée provient de la réverbération de la lumière par la glace qui la recouvre, cette glace n’est pas amorphe, désordonnée par le rayonnement solaire. Elle est cristalline, structure due aux forces de marées liées aux échanges gravitationnels entre Haumea et de ses deux satellites et par la chaleur émise par la désintégration de ses éléments radioactifs internes.

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L’étude suggère qu’Haumea est couverte d’une couche de glace d’eau cristallisée, son cœur étant constitué de roches (entre 88 et 97% avec une densité de 3,5 g/cm3). Haumea qui a la forme d’un ballon de rugby d’environ 2 000 km de long possède une des vitesses de rotation sur elle-même les plus rapides du système solaire pour des gros objets : 3,9 heures. Pour les chercheurs, Haumea est recouverte à 75% de glaces cristallines, son satellite Hi’iaka de 400 kilomètres de diamètre à 100%. Les données recueillies ne sont pas assez précises pour donner le pourcentage de glaces cristallines recouvrant l’autre satellite Namaka, plus petit, au diamètre de 200 kilomètres. (Les mesures de grandeurs d’Haumea et de ses deux satellites, vu leurs distances, sont des estimations).

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Orbites de Haumea en jaune, Pluton en rouge et Neptune en gris

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Autre particularité d’Haumea : son plan orbital est incliné de 28° par rapport à celui des autres planètes du système solaire. De plus, celui des deux satellites est différent, ce qui est très rare. Ce système appartient par ailleurs à une famille d’objets unique dans la ceinture de Kuiper (voir note du 21 juin 2010). Les astronomes, depuis sa découverte, estiment qu’Haumea est le résultat d’une collision d’un objet primitif avec un autre corps de la ceinture de Kuiper dans une trajectoire très tangentielle. Les simulations numériques correspondent à sa rotation rapide, sa forme particulière, à la création de ses deux satellites et à d’autres objets plus éloignés.

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Un autre des mystères d’Haumea est sa tâche rouge sombre qui contraste avec la couleur blanchâtre de la planète-naine. Il est possible qu’elle corresponde à la présence de minéraux irradiés ou de matériaux d’origine organiques.

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La paternité d’Haumea a été disputée entre les équipes de Michael Brown (Caltech) et celle de José Luis Moreno Ortiz de l’Institut d’Astrophysique d’Andalousie. Finalement la découverte a été octroyée par l’Union Astronomique Internationale à l’équipe espagnole mais les noms qui ont été attribués à cette étrange planète-naine sont ceux suggérés par l’équipe américaine. Dans la mythologie hawaïenne, Haumea est la déesse de la fécondité et de la natalité, Hi’iaka et Namaka sont deux de ses filles.

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Source principale : EurekAlerts (AAAS)

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Galaxie naine NGC 4214

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NGC 4214 ; crédit image : NASA, ESA, The Hubble Heritage Team etc

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Plan large : 763 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 437 x 1 929 pixels (4,02 Mo)

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3,6 heures d’observations auront été nécessaires à la caméra WFC3 du télescope spatial Hubble pour réaliser ce cliché pris les 22 et 25 décembre 2009.

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L’image couvre une région large de 3 700 années lumière. Nous regardons à 10 millions d’années lumière de nous dans la constellation des Chiens de Chasse une galaxie naine dénommée NGC 4214. Elle resplendit de ses feux stellaires provoqués par l’embrasement de très nombreuses jeunes étoiles illuminant ses nuages de gaz. Sa relative proximité en fait un sujet de choix pour les astronomes étudiant les mécanismes de formation des étoiles et leurs évolutions.

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Source : Hubblesite

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Io : le feu sous la peau

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Io revient à la une de l’actualité et tout particulièrement de la revue Science à l’occasion de la parution d’un article scientifique consacrée à la lune de Jupiter (3 840 kilomètres de diamètre), le seul corps du système solaire en dehors de la Terre connu pour posséder une activité volcanique avérée.

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Une équipe internationale de chercheurs menée par Krishan Khurana (UCLA) a repris les données enregistrées par la sonde Galileo de la NASA, lors de ses survols d’Io, au vu des dernières découvertes scientifiques relatives à la physique des minéraux.

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Eruptions volcaniques sur Io vues par Galiléo ; crédit image : NASA, JPL, University of Arizona

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Plan large : 660 x 1 270 pixels

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Plus de 400 volcans actifs ont été repérés sur l’ensemble de la surface de la lune, à la différence de la Terre qui voit ses volcans regroupés en “points chauds”. Io produit en une année 100 fois plus de laves que ne le fait la Terre. Le volcanisme de Io s’explique par les forces de tiraillements gravitationnels que lui inflige son puissant maître de l’espace : Jupiter. Mais les mécanismes de ce volcanisme demeuraient en grandes parties obscures.

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Les chercheurs se sont attachés à étudier les données du champ magnétique enregistrées par Galileo lors de ses survols d’Io en octobre 1999 et février 2000. Des signatures particulières étaient jusqu’à présent restées complétement inexpliquées.

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Ils ont découvert que certaines des sources du champ magnétique de Io pouvaient provenir de la présence de roches appelées “ultramafiques”, capables de transporter d’importants courants électriques lorsqu’elles sont fondues. Elles sont d’origines ignées et se forment lors du refroidissement du magma. Sur Terre on pense qu’elles proviennent du manteau. La conclusion des chercheurs est nette. Les signaux enregistrés par Galileo impliquent la présence sous la croûte de la lune d’un océan de magma épais d’une cinquantaine de kilomètres soit 10% du volume de son manteau! La température de formation de ce magma dépasse probablement les 1 200° C.

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Structure interne de Io ; crédit illustration : NASA, JPL, University of Michigan, UCLA

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Plan large : 1 012 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 648 x 1 668 pixels

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Le schéma ci-dessus nous montre la structure interne de Io telle que présentée par les chercheurs. La croute de Io a une faible densité avec une épaisseur comprise entre 30 et 50 kilomètres, elle est représentée en gris dans la coupe transversale. La fusion du sous-sol, l’asthénosphère, l’océan de magma nouvellement découvert, épais d’une cinquantaine de kilomètres, est montré en brun-rouge. Il représente 10 % du volume du manteau colorié en or. Le coeur d’Io au diamètre compris entre 1 200 et 1 800 kilomètres, indiqué ici en gris métallisé, est constitué de fer et de sulfate de fer.

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Les lignes du champ magnétique de Jupiter sont représentées en bleu ; elles évoluent dans le temps et dans leur orientation en fonction de la rotation de Jupiter. La forte conductivité de l’océan magmatique de Io dévie les lignes du champ magnétique les rendant verticales à l’intérieur de la lune indépendamment des fluctuations extérieures. C’est cette particularité qui a permis aux astronomes d’annoncer la présence de l’océan de magma sous la croûte de la lune.

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“Il est possible que dans les premiers âges de la Terre et de la Lune, de tels océans de magma existaient sous leurs surfaces, mais ils ont depuis longtemps disparus”, commente Terrence Johnson, ancien scientifique attaché à la sonde Galileo mais non signataire de l’article.

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Source principale : site NASA, Solar System Exploration

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