Du ciel et de la terre

Vesta, dernière livraison complète !

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Ce soir nous retournons vers le grand astéroïde Vesta (530 kilomètres de diamètre), découvrir les derniers clichés de la sonde Dawn de la NASA publiés sur le site qui lui est consacré.

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Crédit images : NASA, JPL-Caltech, UCLA, MPS, DLR, IDA

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Jeudi 10 novembre 2011

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Vesta, éjectas autour d’un cratère récent

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette vue prise le 24 octobre 2011 par la caméra de cadrage de Dawn est centrée par 32,5°N et 1,2°E dans le quadrilatère de référence Floronia. Dawn se situe à 662 kilomètres d’altitude et la résolution au sol est de l’ordre de 62 mètres par pixel.

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Le cratère récent qui domine le haut de cette image a un diamètre d’environ 20 kilomètres. Ses éjectas viennent recouvrir en partie d’anciens cratères déjà très dégradés. Plusieurs chaînes de petits cratères sont visibles en oblique sur les éjectas et sont donc plus récentes que l’impact principal. Leur forme en série suggère qu’il s’agit là de cratères secondaires d’un autre impact important voisin.

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Vendredi 11 novembre 2011

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Vesta, cratère récent avec raies claires et sombres

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette vue prise le 23 octobre 2011 par la caméra de cadrage de Dawn est centrée par 23,6°S et 128,3°E dans le quadrilatère de référence Sextilia. Dawn se situe à 675 kilomètres d’altitude et la résolution au sol est de l’ordre de 63 mètres par pixel.

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Le jeune cratère du centre de l’image possède un diamètre d’environ 5 kilomètres ; ses rayons s’étendent autour de lui jusqu’à 10 kilomètres de distance. Ils chutent aussi jusqu’à son centre ce qui lui donne un aspect marbré impressionnant. A sa gauche, le cratère est plus grand et plus dégradé; ses rayons semblent être la conséquence d’affaissement. En particulier un rayon lumineux entouré de deux bandes sombres s’effondre du bord du cratère dégradé jusqu’à son centre sur une dizaine de kilomètres de distance. Le même phénomène est visible dans le cratère du coin inférieur droit mais, dans ce cas, la source semble due au cratère lui-même et non à un de ses voisins.

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Samedi 12 novembre 2011

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Vesta, sillons et cratères en chaîne

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette vue prise le 22 octobre 2011 par la caméra de cadrage de Dawn est centrée par 18,5°N et 299,4°E dans le quadrilatère de référence Oppia. Dawn se situe à 666 kilomètres d’altitude et la résolution au sol est de l’ordre de 62 mètres par pixel.

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En particulier dans la partie droite de l’image sont visibles de nombreux sillons et chaînes de cratères. Les deux ont moins d’un kilomètre de large et s’orientent dans deux directions dominantes pour former des “X”. Les chaînes de cratères sont probablement dues à des impacts secondaires lors de la formation de grands cratères non visibles sur cette image. De même les sillons se sont formés par l’affouillement de matériaux sur la surface de Vesta, sur les terrains lisses résultant des éjectas du grand cratère visible sur la gauche de l’image. Une autre chaîne oblique de cratères secondaires est d’ailleurs visible sur le plancher jusqu’à la paroi interne de ce grand cratère.

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Dimanche 13 novembre 2011

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Vesta, couverture d’éjectas et cratères secondaires

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette vue prise le 19 octobre 2011 par la caméra de cadrage de Dawn est centrée par 56,7°N et 190,1°E dans le quadrilatère de référence Domitia. Dawn se situe à 702 kilomètres d’altitude et la résolution au sol est de l’ordre de 70 mètres par pixel.

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Toute cette région de Vesta est couverte d’éjectas en provenance soit du grand cratère sur la gauche, soit d’un cratère voisin. Les éjectas ont un aspect lisse car ils sont constitués de très petits débris broyés lors de l’impact principal et retombant à proximité du nouveau cratère. En particulier sur la partie droite de l’image sont visibles de nombreux petits cratères. Certains, aux formes irrégulières proviennent d’objets en provenance de l’espace tandis que d’autres, sont issus des retombées d’impacts ultérieurs pour former des chaînes de cratères secondaires.

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Lundi 14 novembre 2011

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Vesta, cratères d’impacts plus ou moins conservés

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette vue prise le 16 octobre 2011 par la caméra de cadrage de Dawn est centrée par 43,6°N et 83,6°E dans le quadrilatère de référence Bellicia. Dawn se situe à 702 kilomètres d’altitude et la résolution au sol est de l’ordre de 70 mètres par pixel.

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Cette vue nous permet de comparer les différents états de conservation des cratères d’impacts. Celui de droite est le plus frais : sa jante est claire et nette, son matériel peut être vu distinctement, s’affaissant jusqu’à son centre. Le cratère du bas est partiellement dégradé : sa jante est moins claire et plus arrondie, le matériel d’effondrement en son centre est seulement légèrement visible. Le cratère de gauche est plus dégradé encore : sa jante est moins distincte et plus arrondie, le matériel d’affaissement n’est pas visible ; il est également partiellement couvert par des impacts ultérieurs. Enfin le cratère du haut est le plus dégradé : sa jante est extrêmement arrondie et il est recouvert par de nombreux impacts plus récents ; il est tellement dégradé qu’il est considéré comme un cratère en ruine…

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D’après cette image, plus les cratères vieillissent, plus leurs jantes s’atténuent et s’arrondissent ; les matériaux d’effondrement se mélangent avec les autres et le nombre d’impacts ultérieurs augmente.

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Mardi 15 novembre 2011

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Vesta, terrains bosselés sur Rheasilvia

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette vue prise le 17 octobre 2011 par la caméra de cadrage de Dawn est centrée par 74,8°S et 207,4°E dans le quadrilatère de référence Rheasilvia. Dawn se situe à 702 kilomètres d’altitude et la résolution au sol est de l’ordre de 70 mètres par pixel.

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Ces terrains bosselés sont typiques de la région polaire sud de Vesta. Certaines collines s’arrêtent brutalement pour former des falaises visibles comme des traits sombres en raison de l’orientation de la lumière.

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Les cratères sur cette image ont des tailles allant de 1 à 15 kilomètres, les plus petits semblant les plus récents avec des jantes bien nettes. Le cratère en haut à gauche large de 10 kilomètres contient des fonctions linéaires correspondant probablement à des glissements de terrains vers son centre.

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Mercredi 16 novembre 2011

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Vesta, cratères au rayons lumineux dans la région de Tuccia

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette vue prise le 17 octobre 2011 par la caméra de cadrage de Dawn est centrée par 38,8°S et 200,2°E dans le quadrilatère de référence Tuccia. Dawn se situe à 702 kilomètres d’altitude et la résolution au sol est de l’ordre de 70 mètres par pixel.

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Cette image est dominée par des rayons brillants en provenance de cratères de tailles différentes. Le plus important, à peu près au centre de l’image, a un diamètre de 8 kilomètres. Il a été dénommé Tuccia, d’après le nom de la région où il se situe : Tuccia, qui fut une vestale romaine. Vers le bas ses rayons lumineux s’étendent sur une dizaine de kilomètres alors qu’ils sont beaucoup plus courts vers le haut. Sur sa jante s’est produit un impact ultérieur plus petit créant lui aussi des rayons brillants. D’autres petits cratères sur cette image présentent la même caractéristique. Toute cette région nous montre aussi les terrains bosselés du pôle sud de Vesta ; le cratère Tuccia s’est produit sur l’un d’entre eux.

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Jeudi 17 novembre 2011

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Vesta, régolite

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette vue prise le 17 octobre 2011 par la caméra de cadrage de Dawn est centrée par 23,4°S et 227,9°E entre les quadrilatères de référence Numisia et Tuccia. Dawn se situe à 702 kilomètres d’altitude et la résolution au sol est de l’ordre de 70 mètres par pixel.

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L’image nous permet d’apprécier certaines caractéristiques du régolite de Vesta, la couche de fines poussières recouvrant habituellement les objets rocheux sans atmosphère dans l’espace. Les sinuosités visibles dans le haut de l’image sont probablement dues aux glissements du régolite sur un versant, assez semblables aux glissements du sable sur les côtés des dunes de sable. De même pour les fonctions linéaires étroites sur le bas de l’image. Toutefois certains de ces éléments semblent être tributaires de cratère de 6 kilomètres de diamètre environ en bas à gauche de l’image, de sorte qu’ils peuvent avoir été formés par des débris éjectés du cratère parcourant le surface lisse du régolite. Par ailleurs le grand cratère sur le côté inférieur droit de l’image montre des raies alternativement claires et sombres sur sa paroi et l’effondrement de matériaux vers son centre.

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Vendredi 18 novembre 2011

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Vesta, matériau sombre associé et entre des cratères

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Plan large : 1 024 x 1 024 pixels

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Cette vue prise le 17 octobre 2011 par la caméra de cadrage de Dawn est centrée par 36,6°S et 135,5°E dans le quadrilatère de référence Sextilia. Dawn se situe à 702 kilomètres d’altitude et la résolution au sol est de l’ordre de 70 mètres par pixel.

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Sur le grand cratère de cette image, un matériau sombre est très visible sur la jante et descendant vers son centre. De même pour le cratère plus petit sur la bordure au coin inférieur droit de l’image. Mais beaucoup de taches de matières sombres sur cette vue ne semblent pas reliées à la présence de cratères d’impacts. Encore que ceux-ci sont peut-être bien présents mais trop petits pour être discernés à cette résolution d’image. Par contraste, des matériaux brillants sont aussi visibles en particulier sur la bordure du grand cratère en haut à droite de l’image.

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Dimanche 20 novembre 2011

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Vesta, Sextilia cratère et ses environs

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Plan large : 941x 1 333 pixels

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Cette vue prise le 17 octobre 2011 par la caméra de cadrage de Dawn est centrée par 39,5°S et 155,7°E dans le quadrilatère de référence Sextilia. Dawn se situe à 702 kilomètres d’altitude et la résolution au sol est de l’ordre de 70 mètres par pixel.

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Les régions sur Vesta sont nommées d’après les vestales romaines, ainsi ce cratère, large d’une quinzaine de kilomètres, a reçu l’appellation de Sextilia du nom de la zone de référence où il se trouve. Le cratère est récent, sa jante bien nette et de forme festonnée. Il contient aussi des affleurements de matériaux sombres et lumineux descendant les parois jusqu’à son centre. Quelques glissements de terrains importants ont eu lieu sur son côté droit. Autour de Sextilia nous retrouvons les terrains bosselés caractéristiques de l’hémisphère sud de Vesta.

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Où est étudié le recyclage galactique des gaz

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Trois études parues ce 18 novembre dans Science s’intéressent au recyclage galactique des éléments, permettant d’entretenir la création des futures générations d’étoiles à très long terme. Elles sont signées respectivement par Nicolas Lehner (University of Notre Dame, South Bend, Ind.), Jason Tumlinson (STSI, Baltimore, Md) et Todd Tripp (University of Massachusetts, Amherst). Les observations ont été menées à partir de l’instrument COS (Cosmics Origin Spectrograh) installé sur le télescope spatial Hubble et co-vérifiées par de puissants télescopes au sol comme le Keck Observatory à Hawaï, le Multiple Mirror Telescope (MMT) et le Large Binocular Telescope (LBT) en Arizona ainsi que par le Magellean Telescope au Chili.

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COS analyse les halos invisibles des galaxies ; crédit image : NASA, ESA et A. Feild (STScI)

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Plan large : 952 x 1 024 pixels

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Plan très large : 2 400 x 2 582 pixels

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Les quasars sont des galaxies actives très éloignées dans l’Univers. Ils servent de balise à l’instrument COS de Hubble qui analyse le spectre de leur lumière dans l’ultraviolet. Le halo composé de plasma chaud entourant une galaxie est invisible habituellement. La lumière du quasar lointain est absorbée par certains éléments du halo lorsqu’elle le traverse. COS permet ainsi de reconnaître la “trace” de certains éléments lourds composant le halo comme azote, oxygène ou néon.

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Les astronomes estiment que la couleur et la forme d’une galaxie est largement tributaire de la circulation des nuages de gaz dans le halo galactique qui l’entoure. Toutes les simulations modernes constatent qu’il est impossible d’expliquer les propriétés des galaxies sans tenir compte de la façon dont elles acquièrent du gaz de leur environnement et par la suite l’expulsent après traitement stellaire. Les trois études, objets de cet article, ont traité des différents aspects de ce recyclage galactique des gaz.

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Deux exemples de recyclage galactique ; crédit image : NASA, ESA et A. Feild (STScI)

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Plan large : 742 x 1 024 pixels

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Plan très large : 2 173 x 3 000 pixels

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Pour ce qui concerne notre Voie Lactée, les chercheurs ont démontré la présence de grands nuages d’hydrogène ionisé. Répartis dans un disque à 20 000 années lumières de la galaxie, ils contiennent assez d’hydrogène pour permettre la création future de cent millions de masses solaires. Ils sont continuellement alimentés en gaz par le souffle de formation des étoiles et l’énergie explosive des novæ et des supernovæ qui renvoient les gaz enrichis d’éléments lourds dans le halo ; le reste étant composée d’hydrogène capturé pour la première fois par la Voie Lactée.

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La masse de gaz retombant de ces vastes réservoirs sur la Voie Lactée est d’environ une masse solaire par an ce qui est comparable au taux de création d’étoile par notre Voie Lactée, d’environ une étoile par an. A ce rythme notre Voie Lactée va pouvoir continuer, grâce au recyclage des gaz, à entretenir son taux de création d’étoile pour au moins le milliard d’années à venir !

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Pour ce qui concerne d’autres galaxies, au lieu du processus d’accrétion attendu, semblable à celui de notre Voie Lactée, les chercheurs ont découvert des halos composés d’énormes quantités de gaz chauds entourant des galaxies à vigoureuses formations stellaires. Ces halos, riches en éléments lourds s’étendent jusqu’à 450 000 années lumières autour des galaxies. La surprise a été grande lorsque COS a mesuré jusqu’à 10 millions de masses solaires d’oxygène dans un halo ce qui correspond à la présence d’un milliard de masses solaires de gaz, masse équivalente à celle d’une galaxie ! Par ailleurs les chercheurs ont constaté que ce gaz est pratiquement absent des galaxies ayant cessé de créer de nouvelles étoiles. C’est la preuve que l’éjection des gaz au lieu de leur accrétion détermine le destin d’une galaxie.

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Tumlinson souligne : parce que beaucoup des éléments lourds ont été éjectés des galaxies plutôt que de rester dans leurs parages, la formation des planètes et d’autres conséquences nécessitant des éléments lourds, comme la vie, pourraient y avoir été retardées.

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COS montre que dans ces galaxies formant des étoiles à un rythme très rapide, une centaine de masses solaires par an, se forment des gaz chauffés à 2 millions de degrés et expulsés à des vitesses supérieures à 3 millions de km/h, vitesses suffisantes pour que ces gaz s’échappent à tout jamais de leurs galaxies. Les mesures de COS indiquent la présence de plasmas chauds dans des halos bien plus grands que prévus et transportant de même de bien plus grandes quantités de gaz qu’attendues. Ce qui ouvre de nouvelles voies d’études sur l’espace intergalactique.

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Source principale : Hubblesite

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Le cygne noir, épisode 2

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Grâce à trois nouveaux articles parus le 10 novembre dans The Astrophysical Journal, signés de Mark Reid (Harvard Smithsonian Center for Astrophysics), Jerome Orosz (San Diego State University) et Lijun Gou (CfA), nous retrouvons Cygnus X-1, une importante source rayons X située dans la Constellation du Cygne, d’où son nom. (voir article précédent du 28 août 2009).

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Cygnus X-1 a maintes fois défrayé l’actualité scientifique, surtout à partir de 1974 où Stephen Hawking paria avec son collègue astrophysicien Kip Thorne que cette source rayon X n’était pas un trou noir. Depuis bien des études lui ont été consacrées et, beau joueur, Hawking a reconnu officiellement en 1990 qu’il avait perdu son pari.

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Cygnus X-1 ; crédit image : DSS, NASA, CXC, M. Weiss

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Plan large : 510 x 1 224 pixels

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La vue à gauche indique la position de Cygnus X-1 vue dans le visible par le Digital Sky Survey ; à droite, voici une vue d’artiste effectuée par M. Weiss, du premier trou noir reconnu comme tel dans l’histoire de l’astronomie.

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Les chercheurs ont analysé le trou noir en étudiant les données de plusieurs télescopes rayons X, visibles ou radio pour obtenir des précisions sans précédents. Pendant longtemps les théoriciens pensaient que les trous noirs tournaient tous sur eux-mêmes à la même vitesse. La réalité est toute autre. Le spin de Cygnus X-1 au niveau de sa limite d’horizon (le point de non retour où la matière est happée par le trou noir) est de 800 tours par seconde.

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Par ailleurs, le trou noir est né il y a près de 6 millions d’années, laps de temps bien court pour accélérer sa rotation à cette vitesse à force d’engloutir une partie de la matière de son étoile compagne, une supergéante bleue de 20 masses solaires. Par conséquence : Cygnus X-1 est probablement né tournant ainsi aussi rapidement sur lui-même.

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Autre nouvelle précision obtenue lors de ces études : la masse de Cygnus X-1 est de 14,8 fois celle de notre Soleil. Vu son âge, il n’a pu encore beaucoup croître. Il est donc né avec pratiquement la même masse, ce qui en fait l’un des plus gros trous noirs stellaires découverts dans notre galaxie.

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Les données radio ont permis d’établir la distance exacte de Cygnus X-1, soit 6070 années lumière. Information très précieuse pour calculer les paramètres précédents. Les travaux montrent aussi que Cygnus X-1 se déplace lentement par rapport à la Voie Lactée, ce qui implique que sa naissance a été “calme” et non cataclysmique comme dans une supernova. Information qui vient concrétiser les théories précédentes annonçant une naissance très particulière pour Cygnus X-1. Il peut résulter de l’effondrement d’une étoile noire progénitrice sans explosion : un monstre extrêmement massif et rare avoisinant les cent masses solaires et s’effondrant sous sa propre gravité en trou noir dans un furieux vent stellaire ! Le premier trou noir considéré comme avéré dans l’histoire de l’astronomie se révèle être une exception extraordinaire !

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Source principale : site Chandra

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Les nuages froids de la Carène

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Ce soir, nous nous rendons sur le plateau de Chajnantor dans les Andes chiliennes découvrir le résultat d’un enregistrement dans la gamme des ondes submillimétriques réalisé par la caméra LABOCA sur APEX (Atacama Pathfinder Experiment). APEX est une antenne de 12 mètres de diamètre qui sert de prototype au projet ALMA, un réseau de 54 antennes de 12 mètres et de 12 antennes complémentaires de 7 mètres, en cours de construction par l’ESO sur le même plateau chilien de haute altitude.

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Nébuleuse de la Carène ; crédit image : ESO, APEX, NOAO et autres

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Plan large : 1 447 x 1 280 pixels

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Sur l’image ci-dessus une équipe d’astronomes pilotée par Thomas Preibisch (Universitäts–Sternwarte München, Ludwig-Maximilians-Universität, Allemagne), en étroite collaboration avec Karl Menten et Frederic Schuller (Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn, Allemagne), a ajouté les données submillimétriques en orange d’APEX, à celles, dans le visible, du télescope Curtis Schmidt de l’Observatoire interaméricain de  Cerro Tololo.

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Le résultat est cette spectaculaire image à grand champ qui offre une splendide vue du site de formation stellaire de la Carène. Nous sommes maintenant à 7 500 années lumière de la Terre dans la Constellation du même nom. Elle est parmi les nébuleuses les plus brillantes du ciel en raison de son importante population d’étoiles massives. Avec ses 150 années-lumière de large environ, elle est bien plus grande que la fameuse nébuleuse d’Orion, et bien qu’elle soit bien plus éloignée de la Terre, sa taille apparente dans le ciel est de fait pratiquement identique. Elle fait donc aussi partie des plus grandes nébuleuses du ciel. La masse totale des étoiles de la nébuleuse correspond à plus de 25 000 Soleils tandis que celle du gaz et des nuages de poussière contient environ 140 000 Soleils.

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L’image révèle les nuages de poussière et le gaz moléculaire – principalement de l’hydrogène - à partir desquels les nuages peuvent se former. A -250°C, les grains de poussière sont très froids et le faible rayonnement qu’ils émettent ne peut être vu que dans les longueurs d’onde submillimétriques. Ces longueurs d’onde sont significativement plus longues que celles de la lumière visible. De ce fait, la lumière submillimétrique est essentielle pour étudier comment les étoiles se forment et comment elles interagissent avec les nuages qui leur donnent naissance.

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Cependant, seule une fraction du gaz de la nébuleuse de la Carène se trouve dans des nuages suffisamment denses pour s’effondrer et former de nouvelles étoiles dans un futur immédiat (en termes astronomiques, ce qui signifie dans le prochain million d’années). Sur le plus long terme, les effets spectaculaires des étoiles massives déjà présentes dans les nuages situés à la périphérie de cette région vont accélérer le rythme de formation d’étoiles.

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Les étoiles de grande masse ne vivent tout au plus que quelques millions d’années (une durée de vie très courte comparée aux dix milliards d’années du Soleil), mais elles influencent profondément leur environnement au cours de leur vie. Quand elles sont jeunes, ces étoiles émettent des radiations et des vents très forts qui façonnent les nuages qui les entourent, les comprimant peut-être suffisamment pour donner naissance à de nouvelles étoiles. A la fin de leur vie, elles sont très instables, étant sujettes à des explosions de matière stellaire jusqu’à leur mort dans une violente explosion de supernova.

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Eta Carinæ est un très bon exemple de ces étoiles violentes. Il s’agit de l’étoile lumineuse à l’éclat jaunâtre, juste en haut à gauche du centre de l’image. Elle est plus de 100 fois plus massive que notre Soleil. Elle fait partie des étoiles les plus lumineuses que nous connaissons. Au cours du prochain million d’années environ, Eta Carinæ explosera en supernova et sera suivie par encore plus d’explosions de supernovæ provenant d’autres étoiles massives de la région.

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Ces explosions violentes déchirent les nuages de gaz moléculaire dans leur environnement immédiat, mais après avoir parcouru plus de dix années-lumière, les ondes de choc sont plus faibles et peuvent alors comprimer les nuages un peu plus éloignés, déclenchant ainsi la formation de nouvelles générations d’étoiles. Les supernovæ peuvent aussi produire des atomes radioactifs, à la durée de vie courte, qui sont absorbés par les nuages en train de s’effondrer. Il y a des signes manifestes que des atomes radioactifs de ce type ont été incorporés au nuage qui s’est effondré pour former notre Soleil et ses planètes. De ce fait, la nébuleuse de la Carène devrait fournir des indications complémentaires sur la formation de notre Système solaire.

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Source : site ESO

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Les réflexions poussiéreuses du scorpion

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Dans le visible cette région du ciel, très faiblement lumineuse et située dans la constellation du Scorpion, apparaît avec des reflets bleutés. Ce nuage, catalogué comme IC 4601, situé à 420 années lumière de nous, est considéré comme une nébuleuse par réflexion, car il reflète la lumière des jeunes étoiles de cette pouponnière stellaire ; les poussières réfléchissant surtout les tons bleus .

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IC 4601 en infrarouge par WISE ; crédit image : NASA, JPL-Caltech, UCLA

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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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Voici IC 4601 revisitée par le télescope spatial infrarouge de la NASA : WISE. Sa vision permet de voir directement les poussières briller dans l’espace et non plus seulement réfléchir les lumières environnantes. Les couleurs sont conventionnelles et correspondent aux différentes longueurs d’ondes infrarouge observées. Les couleurs vertes et rouges montrent les poussières à des températures différentes ; les poussières “vertes” étant plus chaudes que les “rouges” Le bleu et le cyan correspondent aux éléments les plus chauds de cette région, en principe les étoiles. Ainsi les points rouge-rosé sont des toutes jeunes étoiles en pleine formation. Les griffes du scorpion abritent les berceaux de ses futures étoiles.

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Source : site WISE, Berkeley

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Encélade, ses geysers devant Épiméthée sur fond d’anneaux

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A la une ce soir un autre cliché extraordinaire pris par la sonde Cassini en orbite autour de Saturne. Celui-ci a été effectué le premier octobre 2011. Le contraste et la luminosité d’Encelade et d’Épiméthée a été amélioré d’un facteur de 1,8 par rapport aux anneaux.

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Encélade et Épiméthée ; crédit image : NASA, JPL-Caltech, SSI

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Plan large : 1 018 x 1 018 pixels

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Au premier plan, à 175 000 kilomètres de la sonde, voici Encélade lune au diamètre de 504 kilomètres où la résolution est à sa surface de 1 kilomètre par pixel. Sont très visibles, pris à contre-jour, les geysers glacés surgissant de son pôle sud.

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Derrière Encélade, apparaît en alignement près de son pôle nord, la plus petite lune Épiméthée, au diamètre de 113 kilomètres. Cassini regarde vers le Nord du côté ensoleillé des anneaux, juste au dessus de leur plan.

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Source : site CICLOPS

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VFTS 102, la derviche véloce

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Ce soir grâce à un article à paraître dans The Astrophysical Journal Letters nous retournons dans notre galaxie voisine, le Grand Nuage de Magellan à 160 000 années lumière d’ici. Il abrite la pouponnière d’étoiles la plus dynamique du groupe galactique local : la nébuleuse de la Tarentule ou 30 Doradus.

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VFTS 102 dans la Tarentule ; crédit image : Hubble Legacy Archive et autres

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Plan large : 800 x 980 pixels

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Des chercheurs dirigés par Dufton et Dunstall (Université de la Reine, Belfast, Irlande du Nord) ont étudié une étoile véloce (se déplaçant rapidement) tout à fait extraordinaire. Elle est l’étoile dont la rotation est la plus rapide jamais mesurée pour ce type d’objet. VFTS 102 tourne sur elle-même à une vitesse de l’ordre de 600 kilomètres par seconde ! A titre de comparaison celle de notre Soleil est de 2 kilomètres par seconde. Si cette vitesse augmentait de 20% l’étoile se désagrégerait sous sa force centrifuge. Seul un pulsar, le cœur incandescent d’une étoile morte, peut tourner plus vite sur lui-même.

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Les chercheurs estiment que VFTS a acquis sa vitesse de rotation sous le souffle et en accaparant une partie de la matière (comme dans le principe d’une roue à eau) lors de la mort en supernova de son étoile compagne. Celle-ci est devenue un pulsar, situé maintenant à 10 années lumières d’elle dans l’amas d’étoiles ouvert NGC 2060.

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La masse de VFTS 120 serait de l’ordre de 25 fois celle de notre Soleil. Elle est condamnée à une mort “rapide” en supernova, voir en hypernova avec formation d’un trou noir stellaire.

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Sources : AGO (Université de Liège), Science, Cornell University

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Vesta, vues topographiques équatoriales

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En ce dimanche, trois nouvelles vues topographiques de la région équatoriale de l’astéroïde géant Vesta réalisées à partir des enregistrements effectués par la sonde Dawn de la NASA.

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Crédit images : NASA, JPL-Caltech, UCLA, MPS, DLR, IDA

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A gauche en noir et blanc, la vue prise par la caméra de cadrage de Vesta au travers d’un filtre clair, sert à étalonner l’albedo, la réflexion de la lumière des terrains de l’astéroïde. A droite a été calculé les hauteurs des terrains, à mettre en relation avec le diamètre de 530 kilomètres de Vesta et les dénivelés très impressionnants dus aux chocs violents qui l’ont marqué. Le blanc indique les terrains les plus élevés ; le bleu, les plus bas. Toutes les vues en noir et blanc ont été faites le 11 août 2011 d’une distance de 2 740 kilomètres avec une résolution au sol d’environ 250 mètres par pixel.

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Lundi 7 novembre 2011

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Vesta, vue topographique équatoriale 1

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Plan large : 510 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 557 x 3 129 pixels

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Au centre un important cratère d’impact profond ; des creux de grandes tailles (dépressions linéaires) caractérisent toute la région équatoriale.

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Mardi 8 novembre 2011

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Vesta, vue topographique équatoriale 2

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Plan large : 556 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 830 x 3 369 pixels

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Sur la gauche de l’image apparaît toute une zone bleue beaucoup plus profonde qu’il n’y paraît sur la vue en noir et blanc. Elle correspond probablement à la trace d’un ou plusieurs grands cratères anciens maintenant érodés.

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Mercredi 9 novembre 2011

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Vesta, vue topographique équatoriale 3

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Plan large : 465 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 500 x 3 300 pixels

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Nous retrouvons au premier plan les rainures caractéristiques de la zone équatoriales. En vue topographique elles ne semblent pas présenter des profondeurs constantes sur toute leur longueur.

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Source : site Dawn, NASA

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Mercure, regarde vers l’Ouest et tu verras un cratère sans nom puis dans une plus large vue, des graben sur Caloris, un cratère avec des “creux” brillants et un autre complexe !

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Voici une nouvelle série de 6 vues de Mercure publiées sur le site consacré à Messenger, la sonde de la NASA en orbite autour de la planète la plus proche du Soleil.

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Crédit images : NASA, Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory, Carnegie Institution of Washington

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Mercure, regarde vers l’Ouest !

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Plan large : 1 020 x 1 024 pixels

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Cette vue a été prise le 19 octobre 2011 avec une résolution au sol de 264 mètres par pixel. Elle est centrée par 8,68° latitude Nord et 5,34° longitude Est. Le cratère près du centre de l’image est large de 110 kilomètres. La caméra est située non loin de la ligne du terminateur, la limite entre le jour et la nuit, et regarde vers l’Ouest situé en haut de l’image. La lumière du crépuscule envahit en s’allongeant de plus en plus les cratères.

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Mercure, cratère sans nom

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Plan large : 1 288 x 1 532 pixels

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Cette vue prise le 28 octobre 2011 est exceptionnelle par sa haute résolution de 42 mètres par pixel. Ce cratère sans nom se situe sur la bassin d’impact Caloris. Il possède un diamètre de 38 kilomètres et son plancher est caractérisé par des “creux” avec dépôts brillants que l’on retrouve souvent sur Mercure. L’image est centrée par 38,44° latitude Nord et 175,6° longitude Est.

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Mercure, une plus large vue

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Plan large : 1 024 x 1 020 pixels

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Dans cette vue prise le 31 octobre 2011 avec une résolution de 330 mètres par pixel, nous retrouvons le magnifique cratère sans nom de l’image précédente avec tout son environnement. Elle est centrée par 40,73° latitude Nord et 174,3° longitude Est. A partir de ce point central la vue couvre de chaque côté une zone avoisinant les 330 kilomètres. Sont aussi reconnaissables les plis et les fractures qui déforment le lisse plancher du bassin Caloris.

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Mercure, graben sur Caloris

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Plan large : 1 024 x 1 020 pixels

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Ce gros plan du bassin Caloris a été pris le 28 octobre 2011 avec une résolution de 57 mètres par pixel. Cette scène centrée par 26,14° latitude Nord et 173,1° longitude Est couvre une zone large de 74 kilomètres. Il nous montre une des nombreuses caractéristiques techniques qui déforment la surface de Caloris, des graben, ou fossés d’effondrement créés par les tensions qui s’accumulent sur les terrains avoisinants.

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Mercure, cratère avec “creux” brillants

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Plan large : 1 024 x 1 020 pixels

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Cette image a été prise le 21 octobre 2011 avec une résolution au sol de 337 mètres par pixel. Elle est axée par 1,98° latitude Sud et 354,1° longitude Est. Le cratère au centre qui ne possède pas encore de nom est large de 90 kilomètres. Sur son plancher et autour du pic central sont aussi reconnaissables ces curieux creux typiquement mercuriels associés à la présence de matériaux particulièrement brillants.

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Mercure, cratère complexe

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Plan large : 1 024 x 1 020 pixels

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Cette vue, enregistrée le 27 octobre 2011 avec une résolution au sol de 104 mètres par pixel, est centrée par 5,65° latitude Nord et 321,9° longitude est. Le grand cratère de cette scène est large de 90 kilomètres. Comme beaucoup des cratères anciens de Mercure, il a été modifié par des forces internes, ici par des escarpements lobés, ou externe avec la création d’un impact postérieur large de 30 kilomètres.

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Source : site Messenger

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Une tarentule orange et bleue

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Ce soir retrouvons, à 160 000 années lumière de nous, la galaxie naine voisine du Grand Nuage de Magellan. Et plus particulièrement une région de création d’étoiles dénommée 30 Doradus (constellation australe de la Dorade) ou aussi Nébuleuse de la Tarentule. Elle s’étend sur plus d’un millier d’années lumière. Elle englobe en son centre 2 400 étoiles massives, ce qui fait de cette zone la plus intense région de naissance d’étoiles de l’amas galactique local qui comprend une trentaine de membres dont Andromède !

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30 Doradus ; crédit image : NASA et autres

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Plan large : 737 x 864 pixels

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Cette vue haute en couleurs allie les données recueillies par le télescope spatial Chandra de la NASA en bleu, à celles en orange dans la gamme infrarouge enregistrées par un autre télescope spatial de la NASA : Spitzer.

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Les étoiles massives du centre de la Tarentule provoquent des vents violents et des rayonnements qui soufflent les matériaux interstellaires vers l’extérieur de cette bulle chaude.

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Chandra voit dans la gamme des rayons X les gaz portés à des millions de degrés par les ondes de chocs issues des vents stellaires et des explosions des supernovæ ! Dans un tel maelström, les poussières interstellaires échauffées rougeoient elles aussi mais en infrarouge !

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30 Doradus est à portée facile de télescopes, sa situation et son extraordinaire activité en font une cible d’observation de choix pour les astronomes modernes.

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Source : site Chandra

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