Le ciel et les étoiles: photos d'astonomie

Les plus belles photos d'astronomie se doivent d'être ici...!
Surtout prenez votre temps pour admirer les photos

Neptune est légèrement plus petite qu'Uranus mais plus massive.
Dans la mythologie romaine, Neptune (Poséidon en grec) était le Dieu de la Mer.
Neptune fut découverte grâce aux perturbations qu'elle exerce sur l'orbite d'Uranus. En effet, après la découverte d'Uranus, les scientifiques remarquèrent que son orbite ne se conformait pas aux lois de Newton. On pu ainsi prédire la présence d'une autre planète plus distante qui devait perturber l'orbite d'Uranus. Neptune fut donc observée en premier par Galle et D'Arrest en 1846 au point exact prédit indépendamment par Adams et Le Verrier à partir de calculs basés sur l'observation des positions relatives de Jupiter, Saturne et Uranus. Un conflit internationnal opposa alors les anglais et les français (Adams et Le Verrier semblèrent ne pas prendre partie personnelement à ce conflit) quant à savoir lequel des deux avait la priorité de la découverte et ainsi le droit de la nommer.
Ils sont aujourd'hui crédités ensemble de la découverte.
Des observations ultérieures ont montré que les orbites calculées par Adams et Le Verrier divergent assez rapidement de l'orbite actuelle de Neptune. Si la recherche de la planète avait été effectuée quelques années avant ou après, elle n'aurait pas été trouvée sur les orbites calculées alors.
Voyager 2 fut le seul engin spatial à s'approcher de cette planète (le 25 août 1989). Tout ce que nous savons à l'heure actuelle sur Neptune provient essentiellement de cette rencontre.
Pluton, à cause de son orbite très excentrique, croise parfois l'orbite de Neptune. Ainsi, depuis 1979 Neptune est en fait la planète la plus distante du Soleil, et Pluton le sera à son tour à partir de 1999.
La composition de Neptune est probablement similaire à celle d'Uranus: des glaces et roches diverses avec 15% d'hydrogène et un peu d'hélium. Tout comme Uranus, mais contrairement à Jupiter et Saturne, elle ne semble pas posséder de noyau et sa composition serait ainsi plus ou moins uniforme. Son atmosphère est principalement composée d'hydrogène et d'hélium avec de petites quantités de méthane.
La couleur bleue de Neptune est le résultat de l'absorption de la lumière rouge par le méthane de son atmosphère.
Comme les autres géantes gazeuses, Neptune présente des vents rapides confinés en bandes de latitude ainsi que d'énormes tempêtes et cyclones. Les vents de Neptune sont les plus rapides du système solaire et approchent les 2000 km/h.
Comme Jupiter et Saturne, Neptune possède une source de chaleur interne. Elle émet deux fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil.
A l'époque du passage de Voyager, la caractéristique la plus importante de Neptune était la Grande Tache Sombre dans l'hémisphère sud qui était deux fois plus petite que la Grande Tache Rouge de Jupiter. Les vents puissants de Neptune soufflaient la tache vers l'ouest à une vitesse de 300 m/s. Un peu plus bas que la Tache Sombre, un petit nuage blanc irrégulier tourne autour de la planète en 16 heures et fut nommé Scooter en raison de sa vélocité.
Toutefois, des observations effectuées par le HST en 1994 ont montré que la Grande Tache Sombre avait disparu ! Elle pourrait simplement avoir été dissipée par les vents violents ou elle pourrait aussi être masquée par une couche supérieure de nuages. Quelques mois plus tard, le HST révéla une nouvelle tache sombre dans l'hémisphère nord. Ces phénomènes indiquent que l'atmosphère de Neptune change rapidement, peut-être en raison de légères modifications des différences de température entre les parties supérieures et inférieures des nuages.
Neptune possède aussi des anneaux. Des observations terrestres ne révélèrent que de faibles arcs à la place d'anneaux complets mais les images de Voyager 2 montrèrent des anneaux complets avec des parties brillantes.
Tout comme Uranus et Jupiter, les anneaux de Neptune sont très sombre mais leur composition reste inconnue.
Le champ magnétique de Neptune est curieusement orienté et probablement généré par des mouvements plus proches de la surface que du centre de la planète.
Neptune peut être vue à l'aide de jumelles (si vous savez exactement où regarder) mais un gros télescope est nécessaire pour voir autre chose qu'un disque minuscule.

Dans la mythologie romaine, Saturne est le Dieu de l'agriculture. Elle est associée au Dieu grec Cronos qui était le fils d'Uranus et de Gaïa ainsi que la père de Zeus (Jupiter).
Saturne est connue depuis le début de l'humanité. Galilée fut le premier à l'observer à travers un télescope en 1610. Il fut dérouté par l'apparence étrange de Saturne. En effet, les premières observations de Saturne furent compliquées par le fait que la Terre passe une fois toutes les quelques années par le plan des anneaux de Saturne. Ainsi, une image en basse résolution de la planète change de façon spectaculaire. Il fallut attendre 1659 pour que Christian Huygens interprète correctement la géométrie des anneaux de Saturne. Ces anneaux restèrent un fait unique dans le système solaire jusqu'en 1977 quand un mince anneau fut découvert autour d'Uranus et un peu plus tard de Jupiter et Neptune.

Pioneer 11 fut la première sonde à visiter Saturne en 1979. Elle fut suivie quelques temps plus tard de Voyager 1 et Voyager 2.
Même avec un petit télescope, Saturne est visiblement aplatie. Son aplatissement aux pôles est d'environ 10%. Ce phénomène est le résultat d'une rotation rapide.
Saturne est la moins dense des planètes, sa gravité spécifique (0,7) est inférieure à celle de l'eau.
Tout comme Jupiter, Saturne est composée d'environ 75% d'hydrogène et 25% d'hélium ainsi que de quelques traces d'eau, de méthane, d'ammoniac et de "roches".
L'intérieur de Saturne est similaire à celui de Jupiter et consiste en un noyau rocheux, une couche d'hydrogène métallique liquide et une couche d'hydrogène mélangée à des traces de différentes glaces.
L'intérieur de Saturne est chaud (12000 °C dans le noyau) et Saturne irradie plus d'énergie dans l'espace qu'elle n'en reçoit du Soleil. La plupart de cette énergie supplémentaire est générée par le mécanisme Kelvin-Helmholtz, tout comme pour Jupiter. Cependant cela n'est pas suffisant pour expliquer la luminosité de Saturne.

Les bandes tellement visibles sur Jupiter sont beaucoup plus faibles sur Saturne. Elles sont aussi plus larges à l'équateur. Les détails des nuages supérieurs sont invisibles de la Terre et il fallut donc attendre le passage de Voyager pour étudier la circulation atmosphérique de Saturne. Saturne présente aussi des ovales persistants et d'autres caractéristiques communes à Jupiter. En 1990, le HST a observé un énorme nuage blanc près de l'équateur de Saturne qui n'était pas présent lors du passage des sondes Voyager. En 1994, un autre nuage plus petit fut découvert.

Deux anneaux importants (A et B) et un anneau plus faible (C) peuvent être observés de la Terre. L'intervalle entre les anneaux A et B est appelé division de Cassini. Le trou moins visible dans l'anneau A est appelé division de Encke. Les images envoyées par Voyager ont révélé quatre faibles anneaux supplémentaires (D, E, F et G). Les anneaux de Saturne, contrairement à ceux des autres géantes gazeuses, sont très brillants (albédo 0,2 - 0,6).
Bien qu'ils semblent solides vus de la Terre, les anneaux sont en fait constitués de milliers de petits éléments d'une taille variant de un centimètre à 10 mètres. Quelques objets de quelques kilomètres sont aussi fortement probables.
Les anneaux de Saturne sont extraordinairement minces: bien que leur diamètre soit de plus de 250 000 km, ils ne dépassent pas les 200 mètres d'épaisseur. En dépit de leur apparence impressionnante, il y a très peu de matière dans les anneaux: s'ils étaient concentrés en un seul corps homogène, les anneaux formeraient un corps d'une centaine de kilomètres.

Les anneaux semblent être constitués principalement de glace mais ils pourraient aussi contenir des roches recouvertes de glace.
Voyager a confirmé l'existence de plusieurs inhomogénéités inexplicables (des zones sombres) dans les anneaux appelés spokes (rayons de bicyclette) et qui furent découvertes en premier par des astronomes amateurs. Leur nature reste un mystère mais ces spokes pourraient être des "boursouflures" de poussières mises en lévitation au-dessus du plan des anneaux par des orages magnétiques.

L'anneau F, le plus externe de Saturne, est une structure complexe composée de deux étroits anneaux brillants et tressés le long desquels des noeuds sont visibles.
Les scientifiques pensent que les noeuds pourraient être dus aux effets gravitationnels des satellites Prométhée et Pandora (et sans doute à la présence d'autres minisatellites qui n'ont pas encore été détectés).
De complexes résonances se produisent entre certaines lunes de Saturne et le système d'anneaux. Les satellites "bergers" (Atlas, Prométhée et Pandora) sont de toute évidence très importants dans la stabilité des anneaux de Saturne; Mimas semble aussi responsable du manque de matière dans la division de Cassini. Pan quant à lui serait responsable de la division de Encke. Dans son ensemble, le système d'anneaux de Saturne est très complexe et encore peu compris.
L'origine des anneaux de Saturne et des autres géantes gazeuses est inconnue. Bien que les anneaux soient peut-être présents depuis la formation des planètes, ils doivent être alimentés par un processus continu, probablement la rupture de satellites plus gros.
Comme les autres géantes gazeuses, Saturne possède un important champ magnétique.
En pleine nuit, Saturne est facilement identifiable à l'oeil nu. Bien qu'elle ne soit pas aussi brillante que Jupiter, son identification est aisée car elle ne "scintille" pas comme les étoiles. Les anneaux et les plus gros satellites sont visibles à l'aide d'un petit télescope

tu as fait toutes ces photos , .A coté de toi je suis un débutant

Je pense que ce sont des photos prises sur le Net Roger ;-), mais Kiki ( en vacances en ce moment ) semble être aussi une passionnée d'astronomie.
Il faudra tout de même lui poser la question ?

Eta Carina, NGC 3372 est située à 7500 années-lumières dans la Carène. Cette étoile parvenue en fin d'évolution est devenue une supergéante rouge et est en train d'éjecter les couches superficielles de son atmosphère dans l'espace.

La nébuleuse du Crabe (M1, NGC 1952) est une nébuleuse planétaire résultant de l'explosion d'une supernova en 1054, c'est aussi l'objet par lequel Charles Messier commença son catalogue d'objets non-cométaires.

La nébuleuse du Crabe est un nuage de gaz en expansion situé dans la constellation du Taureau et provient de l'explosion d'une supernova observée le 4 juillet 1054. Cette explosion fut observées par les astronomes chinois et japonais, et peut-être aussi par les indiens Anasazi (Arizona et Nouveau-Mexique). Pendant 23 jours, l'étoile fut visible en plein jour, éclairait quatre fois plus fort que Vénus et avait une magnitude apparente d'environ -6. Elle commença ensuite à faiblir jusqu'à sa disparition le 17 avril 1056. Comme la nébuleuse est située à environ 6500 années lumière, l'explosion s'est réellement passée 6500 ans auparavant, aux environ de 5400 av. J.-C..

La nébuleuse elle-même fut, selon Messier, découverte par John Bevis en 1731 ; Messier la découvrit indépendamment le 28 août 1758 alors qu'il guettait le retour de la comète qui porte maintenant son nom et la prit pour une comète. Il se rendit vite compte qu'elle n'avait aucun mouvement propre et la catalogua le 12 septembre 1758 : son catalogue était né. Bien que ce catalogue avait pour but d'éviter de confondre certains objets nébuleux avec des comètes, la nébuleuse fut à nouveau confondue avec la comète de Halley lors de son second retour en 1835.

La nébuleuse du Crabe doit son nom à sa ressemblance à l'animal sur des dessins effectués par Lord Rosse vers 1844.

Actuellement, la nébuleuse du Crabe s'étend à une vitesse d'environ 1000 km/s et la masse totale éjectée est estimée à environ 0,1 masse solaire.

Au centre de la nébuleuse se trouve le pulsar du Crabe ; il s'agit d'une étoile à neutrons d'environ 10 à 30km de diamètre, entourée d'un reste de supernova. Ce pulsar fut découvert le 9 novembre 1968 sous forme de source radio pulsante par les astronomes du télescope d'Arecibo. Le 15 janvier 1969, on découvrit à la même position une étoile variable dont la période était la même que celle de la source radio : 33,085 millisecondes. Ce fut le premier pulsar dont on put ainsi observer la contrepartie dans la partie visible du spectre électromagnétique.

Le rayonnement émis par le pulsar interagit avec le gaz de la nébuleuse et produit des motifs compliqués, notamment par fluorescence. La partie la plus dynamique de la partie interne de la nébuleuse sont les points où un des jets polaires du pulsar forme une onde de choc en rencontrant la matière environnante. La forme et la position de ces points changent rapidement et apparaissent comme des petites traînées brillantes qui faiblissent au fur et à mesure qu'ils s'éloignent du pulsar.

La nébuleuse du Crabe est aussi une puissante source de rayons X dont l'intensité et le spectre est constant quand on fait exception du pulsar ; très peu de sources de rayons X sont aussi puissantes. Elle sert souvent de source de calibration pour les détecteurs de rayons X. En astronomie des rayons X, le crabe et le millicrabe sont parfois utilisés comme unité de densité de flux.

Pourquoi la Galaxie du Sombrero ressemble-t-elle à un chapeau ? Parce que le bulbe central plein d'étoiles particulièrement grand et les vastes bandes de poussière sombre du Sombrero sont vues presque de profil. Des milliards de vieilles étoiles provoquent la lueur diffuse du vaste bulbe central. Une inspection minutieuse du bulbe sur la photographie ci-dessus révèle de nombreux points de lumière qui sont en réalité des amas globulaires. Les anneaux de poussières spectaculaires de M 104 abritent de nombreuses étoiles plus jeunes et brillantes et montrent une grande richesse de détails que les astronomes ne comprennent pas encore totalement. Le du Sombrero brille à travers tout le spectre électromagnétique, et abriterait un gros trou noir. La lumière de la Galaxie du Sombrero, qui a mis 50 millions d'années à nous parvenir, est visible avec un petit télescope en direction de la constellation de la Vierge.

l'éclipse totale de du 29 mars 2006 vu depuis la turquie.

Superbe !!!

mikado87 a écrit:

Superbe !!!

pas mieux... c'est effectivement superbe !

Merci sieur Rger de ces superbes photos