Classement

Hello Donc je disais, mon balcon s'est incliné , ... très respectueusement vers Saturne le 23 pour mieux la voir et ça a payé Ce qui m'étonne c'est que les détails sur le globe sont difficile à sortir sur Saturne et parfois je n'ai même pas ça en faisant 4 ou 5 vidéos dérotées. Là en une ça passe. J'ai joué du filtre g' quand ça devenait bon et ça par contre ça ne paye pas. J'aurais dû continuer en L mono pour avoir plus de signal. Saturne est basse et on le paye. Ce qui était étonnant le 23, c'est que la nuit était presque aussi bonne que le 19 (genre du 7/10 sur l'échelle de Pickering en visant une étoile à 40° pour donner un ordre d'idée), mais les étoiles scintillaient vachement. Et on comprend pourquoi avec la vidéo. Au niveau du jet stream, pas de problème par contre il y a de la déformation liée à de la turbu dans les couches basses. Mais elle n'est pas trop rapide et c'est vraiment ce que AS3 sait vraiment bien corriger. Bref le résultat en image. Et donc en vidéo ça donnait ça : La même nuit c'était très bon sur Jupiter. Mais mes couche g' sont à la peine quand même. L gagne là encore. Donc ce n'était pas non plus la nuit du siècle, le 300 en a sous le pied. Les conditions étaient pas mal aussi la veille avec des images encore une fois faites quand je dormais pour Jupiter. Je n'ai pas fait ça le 23 hein, là c'était tellement bon que je suis resté en profiter et pour gérer en monochrome l'automatisation n'est pas possible (ADC). Parallèlement à tout ça, regardez bien ce que fait @Jean-Paul OGER, on rigole sur l'effet balcon et il n'y a pas de doute qu'il joue à moins de 20°. Mais le 25 il a observé et eu de bien meilleures conditions que moi. Pourtant à vol d'oiseau il n'est pas si loin de Paris et il n'a pas de balcon. Et généralement quand c'est bon chez moi ça l'est aussi chez lui, sauf sur les passages de nuages. De plus en plus j'ai l'impression que ce qui prime c'est la qualité du tube optique et des réglages. Le 25 j'ai quand même fait du Saturne avec des conditions passables en début de nuit, mais je suis resté en couleur tellement c'était moyen. Sur Jupiter ensuite j'ai fait un run pour Detect au automatique, mais j'ai carrément mis le RG610 filtre pourtant que je n'utilise plus du tout sauf pour Uranus que je ne vise presque jamais dans la pratique par manque d'occasions et certains soucis techniques maintenant réglé (elle était un peu trop haut pour le 300 quand il était sur la CI700). Une vue façon 2001 Je rajouterais en bas de fil ma misérable Saturne du 25 quand ce sera traité.

Bonsoir à tous! Suite de mes pérégrinations autour de Céphée ! Et oui les vacances ne sont pas tout à fait finies alors je poursuis mes aventures dans cette belle constellation J’ai voulu essayer un panoramiques avec 2 plans. Pour moi, 2 plans, ce fut déjà très compliqué, ça m’a pris 4 nuits entre les nuages, la rotation de la caméra et la luminosité du ciel qui changeait sans raison Alors voilà, 212 poses de 180 sec (106 pour chaque plan) avec l’esprit 100ED et l’ASI 2600 MC. Traitement SIRIL, PS et Photomerge pour assembler les plans. Bon ciel à tous! Marie

Bonjour, Un premier jet d'une série RGB-BGR de ce matin, je n'ai pu passer qu'à 0.75 fois, j'ai pondéré la BGR à 0.50 car le seeing se dégradait.. et j'ai créé une luminance avec le tout... Mais bon, ici turbu haute fréquence qui lisse les détails, je commence tout d même à me sentir plus à l'aise avec les filtres... Il ne manque plus que le bon seeing et affiner encore les traitements... Xavier

Bonjour à tous, Troisième amas le plus brillant du ciel, NGC6752 dans la constellation du Paon vaut le détour ! avec en bonus, un beau petit triplet de galaxies en interaction. Lunette CFF105 - Mesu200 - QHY268M 100x180s Lum bin1 30:30:30x180s pour le R:V:B bin2 depuis Nouméa, Nouvelle-Calédonie Yann-Eric

Bonjour à toutes et à tous, Je suis loin d'être exemplaire sur mes capacités à proposer/poster mes images rapidement. Je profite de ce message pour saluer les images extraordinaires qui circulent sur le forum. Avec des moyens plus modestes et surtout bien datés, je vous propose les miennes de Jupiter prises le 4 août dernier dans des conditions pas forcément optimales.Mais cette nouvelle caméra, couplée aux logiciels performants, réalise des prouesses Côté matériel: Celestron 8 orange de 1982 Caméra Asi 290mm Filtre Baader IRB/UVB Barlow 1,5X ADC: non 30%d'images retenues avec AS3! et traitées au moyen d'Astrosurface (merci Lucien!!). Côté images: Jupiter, 4 août, 4h01(HL) 04h21(HL): Et pour achever, celle à 04H47(HL) Tous vos commentaires seront les bienvenus! Amitiés Cyrille

Bonjour les amis, Petite période de disette pour moi ces temps , mais je me suis levé pour le lever de la Lune et de Vénus ce matin, vers 5h30 au dessus des Vosges ... Bonne journée et bon ciel à toutes et à tous ... à 200mm de focale et à 40mm de focale

Bonjour à tous, Profitant de la belle nuit du 25/08 je suis allé faire un peu de planétaire.Saturne n'était pas disposée a se faire tirer le portrait je suis allé voir Juju,Mars et une tentative sur Uranus mais avec ma focale.... résultat tout nul.(un point bleu). J'ai aussi fait une animation de la nuit avec une centaine de ser assemblés. setup : Skywatcher 200/1000,eq§,Asi 224mc pro+filtre ir cut,adc zwo,barlow televue x2.Traitement As3 et Astrosurface. On commence avec l'animation j'ai l'impression qu'on arrive a distinguer les différences de vitesse de rotation des bandes...ou ses mes yeux fatigués,on voit que les conditions au début n'étaient pas tip top: Et quelques images: Et une chtite Mars Je suis pas très calé en geo martienne mais c'est le mont olympe qu'on devine en haut à gauche dans ma bouille de pixels? Je poste pas Uranus j'ai trop honte Bon ciel!

Bonsoir, Un peu de planétaire cette semaine. Tôt le matin, je me suis régalé sur Jupiter et Mars. Voici une des Jupiter, vers 4H30 HL, au foyer du Meade 254/2500. ADC ZWO, caméra Player One Neptune-c II IMX464 ça doit être une de mes plus jolie je pense.... Avec ses petits, Io, Europe, Ganymède. Je crois que c'est Europe Io qui s'est planqué derrière l'ombre de la géante gazeuse. Sur les captures ultérieures il n'est plus là. La brute sortie de AS3: d'autres films à traiter...

Bonsoir à tous, Ça fait un bon moment que j'essaie d'avoir une version couleur détaillée de Jupiter, et bien le bon seeing du 24 m'a permis d'obtenir cela ! Je me suis un peu amusé avec Winjupos parce qu'il est difficile d'avoir suffisamment d'images sur un seul film. J'ai même testé la L (une vraie) + la 462C mais je trouve que cela rend peut naturel l'image, peut être pas assez fine par rapport à l'image couleur (voir image 6). C'était quand même moins une pour sortir cette nuit là, vu que je me prépare en général à 5h30 pour aller au boulot, en fait c'est Jean-Luc qui m'a encouragé fortement à ne pas louper cette nuit annoncée comme bonne. J'ai volontairement laissé Saturne qui est vraiment trop basse pour mon site, j'ai constamment une vision très turbulente (Boulevard, périph, bâtiments de la résidence???) Donc je me suis levé à 1h30 pour commencer une collimation acharnée ! Là où j'ai pu voir que le seeing était meilleur que d'habitude c'est que j'ai pu faire la collim avec un filtre rouge Astronomik et non pas un RG610, ce qui m'a permis d'affiner la précision du réglage même si pas complètement parfait, c'était pas mal ! Matériel : Skyvision 350 MT à F/D 20, caméra ZWO IMX 462C et 290MM pour les versions monochromes. ADC PA. La version couleur issue d'une dérotation de 5 images, c'est la première fois que je mets autant d'images, les films font 120 secondes : La version monochrome "luminance" dérotation de 4 images (ma préférée) : Version Sloan g Chroma (oui on en parle beaucoup en ce moment ), dérotation de 2 images : J'ai tenté puisque j'avais la RAF, une petite bleue Astronomik, bon là on sait que le tube réagit bien à cette longueur d'onde, reste le seeing pour qu'elle fasse un malheur, ce soir là on en était pas encore à ce niveau ! Dérotation de 3 images, là il y en a très peu par film entre 560 et 800 ! C'est quand même beau une couche bleue ! Sloan r Chroma (je ne mets pas de prime puisqu'il n'est pas indiqué chez Chroma) La combinaison d'une luminance Astronomik à la 462c... Pas vilain mais pas convaincu mais peut être que certains préféreront cette version plus pêchue : Une animation de luminances mais pas du tout de la qualité de celles de Valère, pas trop travaillée, j'ai trop mal aux yeux pour continuer les traitements Enfin, quand le tube était presque dans le plafond (oui déjà) j'ai fait une petite Mars mais ça bougeait vraiment beaucoup : J'avais d'autres images mais elles sont en dessous côté de celle-ci côté résolution. Bon je pars regarder un film pour me reposer les yeux . Bon ciel à tous William

Bonjour, Ma petite contribution au C14 de la nuit du 24 Août sur Jupiter. Le vent était plus fort qu'annoncé ce matin là au-dessus de la Bourboule, un bon 20km/h de nord-est, j'ai failli abandonner, mais il a fini par faiblir vers 4h locales. Ça bougeait tellement que l'étoile cible ou Jupiter sortaient régulièrement de la fenêtre d'auto-alignement... La collimation n'a pas pu être menée parfaitement, au final ça passe quand-même. Dommage, ça reste un peu mou encore dans les pôles, mais il faut savoir faire avec la turbulence! Petite modification dans le procédé d'acquisition, dans les pas de @jldauvergne... Plutôt que de couper la bande L en deux sous-bandes, j'ai essayé ici une petite subtilité pour le C14 (qui n'a pas payé au vu des conditions moyennes): J'ai rajouté à ma couche L une couche jaune (Baader 495) qui présente l'avantage de couper le bleu dans lequel le C14 n'est pas à l'aise. On se retrouve avec une luminance tronquée de la couleur où ça se ramollit (le bleu), puisque le filtre jaune coupe dans le vert à 495nm. J'ai aussi rajouté sur une excellente suggestion de Philippe @HAlfie, la composante verte à la luminance, pour compenser la jaune qui manque un peu de contraste... La luminance est donc ici une somme de L+J+V. Certains 300 vont chercher le bleu, moi je m'arrête au vert... Voilà, petite digression pour espiquer la luminance, faite d'un mix avec filtre L et filtre J et V. J'espère que cette stratégie paiera par bonnes conditions... L'image finalisée et la planche des 5 filtres, dérotation sur 9 minutes. Ah oui j'ai redimensionné à 150% le tout. , Portez-vous bien. Simon

bonsoir tous et toutes ! comme je l'avais fait un coup sur Mars , j'ai refait mon animation en prenant les 128 images de départ et en les assemblant 8 par 8 en décalant à chaque fois , je vous dit pas le boulot ......... CFF 300 f/d de 20 asi 462c 118 images de 00h35 tu à 3h30tu : version de @Nebulium:: bon ciel à tous ! polo

Bonjour à tous, Images de la nuit du 23-24 Aout, depuis mon obs perso dans le Vexin Conditions météos particulières (entre les nuages, turbu "rapide avec amplitude faible" assez constante de 4 à 6H du mat' => Mes meilleures images de Juju à date, je pense, alors je publie pour avoir votre avis Issues de mon vieux C11 XLT (le Edge HD est lui au chaud plus au sud) Train optique : Crayford Moonlite, Click-lock baader 2" vers 1.25" Barlow x2 Televue ADC PierroAstro MkIII Adaptateur pour rotation de la cam (35mm) Cam ASI485MC, ici en Bin 2 => Échantillonnage de 0.13"/pix (un peu sous-échantillonné à mon gout) Ici, 3 images de 3 périodes entre 4H10 et 5H40 Vous en pensez quoi ? EDIT: Création d'un hub pour nos images Planétaires :

Hello Petit quizz 🤪 Combien de temps s'est-il passé entre les deux Jupiter imagés avec le "Shai-Hulud Tooth" 😂 A+ David Edit 20220826 Edit 20220829

Salut a tous hier soir j'ai imagé ma première Jupiter juste pour voir s'il y a moyen de faire sans trop de turbu image faite vers 2H du matin il y avait déjà un voile de nuages donc mak180 Zwo178mm avec les filtres rvb 2000 images par couche pas de dé rotation s'est pas faire jean marc

Bonsoir à tous ! La nuit derniere était l'occasion de tester la nouvelle 662mc fraîchement acquise. Et vu qu'elle est compatible uniquement avec la nouvelle version de firecapture, une bonne partie de la nuit a été consacrée à des essais, et réglages. Pour ne pas aider un voile nuageux fut présent jusqu'à 1h et un seeing très aléatoire. Malgré cela on a pu sortir quelques images tout de même, loin d'être fantastiques mais on s'en contentera 😁. On notera néanmoins que petit à petit, mars nous dévoile de plus en plus de détails intéressants pour notre plus grand plaisir. Quelques infos que j'ai pu noter sur mes essais de la 662mc vs 462mc : - gain a monter énormément, 310 vs 200 sur jupiter, a expo égale. - bonne sensibilité dans le vert. - très stable dans l'acquisition, j'ai de nombreuses captures avec exactement le même fps moyen. - il "semblerait", avec des guillemets car mériterait d'avantages de tests, qu'elle fige mieux la turbu que la 462. Bon ciel à tous ! ✌️

Bonjour tout le monde, Voici une version de la nébuleuse de l'Iris prise entre le 18 aout et le 24 aout toujours en remote au Portugal (https://astroaro.fr/). J'ai essayé d'être soft sur le traitement, on peut peut-être en tirer plus. Ou alors c'est déjà assez ? On peut faire un petit lissage du grain de l'image mais j'aime bien comme ca. Bref, j'attends vos opinions la dessus ! A voir en full, bien sûr ! Concernant les détails : L : 297 x 3 min (14h51) / R : 54x3min / G : 50x3min / B: 43x3min / Total : 22h13 Télescope Newton 250 f/4 Axis instruments / Paracorr 2 / Filtres Antlia 36mm / ZWO 2600MM Pro/ Monture ioptron CEM70 / En remote depuis le Portugal Logiciels : Nina / APP / Siril / Pix FWHM après empilement : 2.4" Lien Astrobin : https://www.astrobin.com/lri0ls/ Bon ciel Guillaume

Bonjour 4 fois 7? 28 .. . . . .

Pour le cas VNA/Roul, mon seul conseil est de suivre la philosophie de Lino, allias Marec, dit le plouc: jf

Bonjour à tous, Alors cette nuit, j'ai fait 2 objets car le 1er (dont cette nébuleuse passait derrière mon toit après 2 heures de pose) Donc, pour cette nébuleuse sombre que je ne connaissais pas du tout, j'ai pu faire que 26 x 300s toujours sans autoguidage et Dithering activé. Alors, j'ai fait 3 versions dont une normale, une violente et une tout en douceur J'attends vos critiques et vos avis pour savoir laquelle vous préférez et après je vous dirait la quelle a été traité à l'ancienne façon, puis celle à la nouvelle méthode

Bonjour à tous une turbu moyenne avec du vent aujourd'hui... Pas mal d'activité encore , c'est chouette Lunette 228mm Ha F/11.25 modifiée PST + BF-15 + Barlow 1.8x / Basler 1920-155. Traitement AS3, Astrosurface et CS6. Phil : photoastro.com Bombes d'Ellerman / AR 3088 et 3089 En LB avec la lunette de 204 mm F/8.8 + hélioscope densité 2 + barlow 2.5x + continuum / ASI 290MM

Un article passionnant mais... extrêmement long... livrant les résultats de la première partie de la mission de Perseverance dans le cratère Jezero. Pas certain que cela intéresse grand monde, mais il m'a semblé essentiel d'en donner connaissance dans ce topic. Roches ignées altérées par voie aqueuse et échantillonnées par le rover sur le plancher du cratère Jezero https://www.science.org/doi/10.1126/science.abo2196 Traduction automatique (étant donné la longueur de l'article je n'y ai apporté aucune correction - ce qui donnera à l'occasion des formulations et des répétitions gênantes - désolé) La numération entre parenthèse émaillant le texte se rapporte à des références détaillées consultables à la fin de l'article dont le lien est donné ci-dessus, très utiles pour approfondir un point particuliers. : Résumé : Le rover Persévérance a atterri dans le cratère Jezero pour enquêter sur les anciens dépôts de lacs et de rivières. Nous rapportons des observations du fond du cratère, sous le delta sédimentaire du cratère, trouvant que le plancher est constitué de roches ignées altérées par l'eau. L'unité exposée la plus basse, nommée officieusement Séítah, est une roche grossièrement cristalline riche en olivine, qui s'est accumulée à la base d'un corps de magma. Les carbonates Fe-Mg le long des joints de grains indiquent des réactions avec le CO2 eau riche, dans des conditions pauvres en eau. Au-dessus de Séítah se trouve une unité nommée de manière informelle Máaz, que nous interprétons comme des coulées de lave ou le complément chimique de Séítah dans un corps igné en couches. Les vides dans ces roches contiennent des sulfates et des perchlorates, probablement introduits par l'évaporation ultérieure de la saumure près de la surface. Des carottes de ces roches ont été stockées à bord de Persévérance pour un éventuel retour sur Terre. Le rover Persévérance, qui fait partie de la mission Mars 2020, a atterri sur le sol du cratère Jezero le 18 février 2021. Persévérance a été conçu pour caractériser la géologie, enquêter sur les enregistrements du climat passé et rechercher des preuves d'une éventuelle vie ancienne contenue dans les roches déposées lorsque Les conditions de surface martiennes étaient plus habitables qu'aujourd'hui ( 1 ). La mission pluriannuelle vise à sélectionner, collecter et documenter environ 35 échantillons de roche et de sol, pour un éventuel transport vers la Terre par de futures missions d'analyse en laboratoire ( 1). Nous rapportons les résultats de la campagne scientifique qui s'est déroulée jusqu'à la mission sol (jour martien) 290, explorant la géologie et la géochimie des unités géologiques sur le fond du cratère Jezero. Ces roches, qui font partie d'une stratigraphie régionale, témoignent d'une période ancienne où les cratères d'impact, le volcanisme et l'eau façonnaient activement la surface de la planète. Le cratère Jezero, d'un diamètre de 45 km, se trouve sur le flanc ouest d'Isidis, un bassin d'impact géant d'âge noachien [~4,0 Ga ; ( 2 )] et au nord-est de Syrtis Major, un volcan bouclier plus jeune ( 3 ). Jezero a été formé par un impact sur une unité de sous-sol noachien précoce qui comprend des dépôts d'impact d'Isidis ( 3 - 6 ). Le cratère a ensuite accueilli un lac à bassin ouvert, alimenté par un vaste système de vallées fluviales actives à la fin du Noachien [~ 3,6-3,8 Ga; ( 7 )] à Hespérien ancien [>3,2 Ga ; ( 8 )]. Les sédiments déposés par ces rivières dans le lac de cratère ont produit un delta contenant de l'argile et du carbonate, qui semble être bien conservé ( 4 , 8 - 10). Les vallées qui alimentaient Jezero traversent une stratigraphie régionale comprenant une unité à olivine, partiellement altérée en carbonate ( 11 , 12 ), qui recouvre le socle noachien. L'unité d'olivine est à son tour recouverte par une unité de rétention de cratères à faible albédo, avec des signatures spectrales de pyroxène ( 5 , 13 ). Les trois plus grands bassins d'impact de Mars sont chacun entourés de telles roches contenant de l'olivine ( 14 ). L'unité d'olivine sur les marges sud et ouest du bassin d'Isidis est la plus grande unité contiguë riche en olivine sur Mars, avec plusieurs origines hypothétiques : fonte d'impact ( 3 , 5 ), magmatisme extrusif ou intrusif ( 15 - 17), chute de cendres volcaniques ( 18 ), dépôt de surtension pyroclastique ( 19 ) et sédimentation détritique ( 20 ). Des unités rocheuses potentiellement équivalentes à cette stratigraphie régionale se trouvent sur le fond du cratère Jezero ( 9 , 21 ). La cartographie orbitale de l'intérieur du cratère Jezero ( 21 ) avant l'atterrissage a délimité une unité porteuse de pyroxène, avec une forte densité de cratères d'impact superposés, nommée Crater Floor Fractured Rough (ci-après Cf-fr), et une unité porteuse d'olivine nommée Crater Floor Fracture 1 (Cf-f-1). Persévérance a directement accédé à ces deux unités géologiques ( Fig. 1B ). Les roches de Cf-fr, nommées de manière informelle (texte supplémentaire) la formation de Máaz, ont été interprétées comme étant des coulées de lave ( 9 , 22 ) ou des grès déposés par l'eau ou le vent ( 21 , 23 ).). Le comptage des cratères sur cette unité limite l'âge des roches du fond du cratère de Jezero, mais des études ont donné des estimations d'âge incohérentes de 1,4 à 3,45 Ga ( 9 , 22 , 24 ). La densité de cratères spatialement hétérogènes sur cette unité ( Fig. 1B ) est probablement à l'origine de cette différence d'âge et indique que la formation de Máaz a connu une histoire complexe d'exposition en surface. Des roches contenant de l'olivine se trouvent à l'extérieur du cratère Jezero, drapant le bord et à l'intérieur du cratère ( 9 ). Il a déjà été proposé que les roches à olivine de l'unité Cf-f-1, appelées de manière informelle la formation de Séítah, partagent une origine avec l'unité régionale à olivine ( 9 , 21 , 25), éventuellement retravaillées ou modifiées chimiquement par l'eau dans le cratère Jezero ( 21 , 23 ). Bien que la formation de Séítah ait été interprétée comme plus ancienne que le delta et son lac associé ( 21 , 23 , 26 ), l'âge de la formation de Máaz par rapport au delta est débattu. La formation de Máaz a été interprétée comme l'une des unités les plus jeunes du cratère, postérieure à tous les dépôts du delta ( 27 ), ou comme sensiblement plus ancienne, antérieure au delta ( 21 , 23 , 28 ). Une grande partie de la formation de Séítah est topographiquement plus élevée que la formation de Máaz, mais des études antérieures s'accordent à dire qu'elle est néanmoins plus ancienne ( 23 ,28 ). Fig. 1 . Images orbitales de la zone d'étude du plancher du cratère Jezero. ( A ) Carte de base de la caméra contextuelle (CTX) de Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) recouverte par des images couleur de la caméra stéréo haute résolution de Mars Express. La zone d'étude se trouve sur le côté ouest du cratère Jezero, à quelques kilomètres à l'est du delta (indiqué par la lettre D). ( B ) High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) image couleur du site d'atterrissage du rover à Octavia E. Butler landing (OEB), et sa traversée jusqu'au sol 290 (chemin blanc ; chaque cercle sur le chemin est la fin d'un sol ). Les emplacements des quatre plaques d'abrasion sont marqués en italique, et quatre reliefs, Séítah, crête d'Artuby, le vestige du delta de Kodiak ( 60) et l'affleurement de Mure sont marqués en blanc. Séítah est caractérisée par d'abondantes formes de lit éoliennes et des crêtes orientées nord-est-sud-ouest. La région à l'est et au sud-est de l'OEB fait partie de la formation de Máaz, qui présente une densité de cratères d'impact élevée mais variable. ( C ) Partie agrandie du panneau B, recouverte d'une carte géologique montrant notre distribution interprétée des formations Séítah et Maaz. Les couleurs indiquent la distribution cartographiée des membres de la formation (étiquetés) et le contact de la formation est indiqué par la ligne blanche en pointillés. Le membre Contenu n'est visible qu'à l'endroit indiqué. La figure S5 montre les colonnes stratigraphiques associées à cette carte. Lors de l'entrée dans l'atmosphère, le système de navigation relative au terrain du vaisseau spatial Mars 2020 ( 27 ) a sélectionné de manière autonome le site d'atterrissage sûr le plus probable disponible, qui était à 18,4447°N, 77,4508°E, entre le terrain de Máaz fortement cratéré à l'est et les abondantes formes de lit éoliennes. du terrain Séítah à l'ouest ( Fig. 1). Cet endroit a été officieusement nommé site d'atterrissage Octavia E. Butler (OEB); il se trouve sur une étroite bande de topographie lisse, à environ 2 km au sud-est de l'escarpement du delta et à quelques dizaines de mètres du contact géologique Séítah-Máaz. Ni le terrain cratérisé de la formation de Máaz ni le terrain sablonneux accidenté de la formation de Séítah ne conviennent aux opérations de rover, mais une étroite bande lisse de roches de Máaz près de leur contact a fourni une voie traversable pour la première campagne scientifique de la mission. Après l'achèvement de la mise en service du matériel et des vols de démonstration de l' Ingenuityhélicoptère, en juin 2021, le rover s'est lancé dans un aller-retour vers le sud puis vers l'ouest, dans le but de documenter les deux formations. Cette route a permis d'accéder à une abondante exposition de surface des roches de Máaz et à des expositions plus limitées du socle rocheux de Séítah, ainsi qu'à un escarpement nommé de manière informelle la crête d'Artuby qui délimite les deux unités ( Fig. 1C ). Observations rover : Nous avons utilisé Perseverance pour acquérir des cartes texturales, compositionnelles et minéralogiques co-localisées, à l'échelle microscopique et à l'échelle de l'affleurement, le long d'une traversée de 2,4 km du fond du cratère Jezero. La structure du sous-sol a été imagée avec un radar pénétrant dans le sol ( 29 ). Nous avons caractérisé les surfaces naturelles des affleurements rocheux le long de la traversée du rover à l'aide de la caméra stéréoscopique multispectrale Mastcam-Z ( 30 ), de la caméra microscopique WATSON [Wide Angle Topographic Sensor for Operations and eNgineering ( 31 )] et de la caméra induite par laser Supercam. claquage et spectromètre infrarouge visuel ( 32). Ces instruments sont plus efficaces s'il y a peu de revêtement des surfaces rocheuses par la poussière et d'autres matériaux. Le dépoussiérage est également requis pour les instruments de science de proximité SHERLOC (Scanning Habitable Environments with Raman and Luminescence for Organics and Chemicals), un spectromètre Raman et fluorescence ( 31 ), et PIXL (Planetary Instrument for X-ray Lithochemistry), un X-ray spectromètre à fluorescence de rayons ( 33 ). Pour enlever le revêtement de poussière, les roches ont été étudiées après avoir abrasé une fosse circulaire d'environ 5 cm de diamètre et d'environ 1 cm de profondeur dans chaque cible. Les débris ont été retirés de la zone d'abrasion résultante à l'aide de gaz N 2 comprimé ( 34). Des observations de proximité ont été prises sur quatre sites d'abrasion (officieusement nommés Guillaumes, Bellegarde, Garde et Dourbes ; Fig. 1B ) ; la collecte d'échantillons a été tentée sur chacun de ces sites, à l'exception de Garde. Descriptions des formations Máaz et Séítah Maaz : La formation de Máaz est constituée d'un socle rocheux en blocs, massif et stratifié ( Fig. 2 et fig. S1). Les surfaces naturelles des roches de formation de Máaz contiennent occasionnellement des grains de taille mm et des vides ou des fosses de mm à cm. De nombreux affleurements de la formation de Máaz semblent polis et rainurés par l'abrasion éolienne. D'autres semblent échouer le long de fractures concentriques, compatibles avec une altération sphéroïdale (fig. S1C). Les roches de Máaz sont souvent partiellement recouvertes de régolithe, de poussière et parfois d'une couche ou d'une croûte violette discontinue ( Fig. 3A ) ; les textures rocheuses sont plus clairement observées sur les surfaces abrasées mécaniquement. Les structures sédimentaires formées par le transport des grains, telles que les ondulations et les dunes en migration, n'ont pas été observées dans cette formation. Fig. 2 . Images mobiles de roches ignées dans la formation de Máaz. Tous les panneaux affichent des images Mastcam-Z aux couleurs améliorées. ( A ) Image acquise sur le sol 138, montrant des affleurements friables en bas-relief du membre Roubion (mb; premier plan) recouverts en amont par des caprocks résistants du membre Rochette. ( B ) Image acquise au sol 175 montrant les roches stratifiées du membre de l'Artuby, coiffées par les roches résistantes du membre de la Rochette. Les couches d'éléments d'Artuby ont une épaisseur allant de moins de 1 cm à plusieurs décimètres et sont généralement planes. Les flèches blanches indiquent les saillies arrondies des affleurements. ( C) Image acquise sur le sol 282, montrant la couverture stratifiée du membre Rochette. Les couches varient en épaisseur de plusieurs centimètres à plusieurs décimètres et montrent une tendance apparente à l'épaississement à la hausse. Les couches sont planes et plongent ~10° vers le sud (dans la page). Les images source ( 39 ) de cette figure et illustrées ci-dessous ont été équilibrées en blanc, étirées en contraste et corrigées en gamma pour améliorer la visibilité et le contraste. Fig. 3 . Images au microscope de plaques d'abrasion. ( A ) Image WATSON de la plaque d'abrasion de Guillaumes, sur le membre Roubion de la formation de Máaz, acquise sur le sol 160. Des minéraux clairs et foncés de taille millimétrique s'imbriquent, un matériau blanc brillant et brun à noir recouvre les surfaces et remplit les interstices, et plusieurs trous et crevasses pénètrent dans la roche. ( B ) Images combinées SHERLOC et WATSON de la zone d'abrasion de Bellegarde, sur le membre Rochette de la formation de Máaz, acquise sur le sol 186. Des minéraux clairs et foncés de 0,5 à 1 mm sont présents, recouverts ou colorés de matière brune, mais moins abondamment que à Guillaumes. La flèche noire pointe vers un matériau blanc brillant, également teinté de brun, remplissant probablement un vide dans la roche. ( C) Images combinées SHERLOC et WATSON de la plaque d'abrasion de Dourbes, sur le membre Bastide de la formation Séítah, acquises au sol 257. Des grains clairs de taille 2-3 mm sont entourés d'un minéral vert foncé. Une matière brune apparaît sur la plupart des joints de grains et recouvre parfois les grains plus clairs. Le membre de Roubion est exposé à l'élévation la plus basse le long de la traverse et nous en déduisons donc qu'il s'agit de l'intervalle le plus ancien de la séquence de Máaz (fig. S5). Ce membre est composé de surfaces rocheuses basses d'échelle métrique (moins de 5 cm de relief), qui sont fracturées de manière polygonale. La plaque d'abrasion de Guillaumes a été réalisée sur un tel affleurement du membre du Roubion ; elle révèle des grains clairs et foncés avec une teinte brune omniprésente mais hétérogènement distribuée ( Fig. 3A). Dans les régions les moins brunâtres, nous avons observé des grains prismatiques imbriqués de taille millimétrique gris foncé/vert et de tons clairs, sans aucun signe de porosité intergranulaire ou de ciment visible. Bien que parfois allongés, les grains ne présentent aucune orientation préférentielle. S'il est igné, les grains grossiers suggèrent une vitesse de refroidissement modérément lente (c'est-à-dire qu'il s'agit d'une roche holocristalline ou microgabbroïque). Des vides ou des piqûres de forme irrégulière, jusqu'à 5 mm de diamètre, sont présents dans la zone d'abrasion, qui contient également des crevasses allongées. Les bords de ces caractéristiques, et plusieurs autres zones de la surface d'abrasion, semblent être recouverts d'un manteau lisse rouge-brun ou noir qui masque partiellement ou complètement les grains sous-jacents. De nombreux grains plus clairs sont tachés de brun rougeâtre de manière variable. Des taches de forme irrégulière de taille millimétrique de matériau blanc brillant, certains également tachés de brun, se produisent entre les grains (probablement dans des vides remplis) et en tant que revêtement de surface sur certains des grains prismatiques. Dans l'ensemble, ces observations sont cohérentes avec une roche ignée qui a subi une altération aqueuse (modification par réactions avec l'eau). En amont et vers l'ouest le long de la crête de l'Artuby, un escarpement linéaire d'environ 1 km de long qui révèle 2 à 3 m de stratigraphie à pendage sud-ouest sur son côté nord-est ( Fig. 2B ), le membre de Roubion se transforme en membre de l'Artuby, qui se distingue par la présence de stratification distincte. Le membre d'Artuby est composé de couches d'une épaisseur décimétrique avec des protubérances arrondies et une texture de surface granuleuse apparemment grossière, bien que celle-ci soit parfois masquée par du régolithe ( Fig. 2et fig. S1). Les couches épaisses sont séparées par de fines couches récessives à l'échelle inférieure au cm, et parfois se transforment latéralement en elles. Les roches stratifiées du membre de l'Artuby sont généralement recouvertes d'une roche de couverture résistante, le membre de la Rochette, qui peut être tracée latéralement sur des centaines de mètres le long de la crête de la crête de l'Artuby. Cette roche couverture semble également s'étendre vers le sud à partir de la crête sous forme d'expositions planes fragmentées en blocs partiellement recouvertes de régolithe ( Fig. 1B). Le membre Rochette a une épaisseur d'environ 30 à 50 cm et semble parfois sans structure, mais présente plus souvent une stratification à l'échelle du cm. Sur un affleurement nommé de manière informelle Mure (fig. S1, D et E), la roche de couverture de la Rochette présente de fines couches qui se pincent sous des couches plus massives, et une chaîne de fosses d'environ 2 cm de large (éventuellement des vésicules) qui, sur environ 75 cm, trace le courbure de la couche dans laquelle il est enfermé. Un deuxième patch d'abrasion, Bellegarde, a été réalisé sur un bloc tabulaire du membre de la Rochette, sur la crête de l'arête de l'Artuby. Bellegarde se caractérise par des cristaux plus petits (~ 0,5 mm) d'apparence similaire à Guillaumes ( Fig. 3). Ces cristaux sont parfois colorés par un matériau brun rougeâtre moins répandu que chez Guillaumes mais qui semble par ailleurs similaire. Des taches blanches irrégulières sont également présentes, mais il n'y a pas de grandes fosses ou d'épais revêtements sombres à Bellegarde. Des roches de couverture résistantes en blocs, comme celles du membre de la Rochette, sont également observées dans plusieurs escarpements d'environ 1 à 2 m de haut le long de la bordure est de Séítah (ouest/sud-ouest de l'OEB). Ici, le membre Rochette semble être recouvert par la désagrégation des affleurements polygonaux bas relief du membre Nataani. Les roches du membre Nataani semblent morphologiquement et lithologiquement similaires au membre sous-jacent de Roubion, mais sont distinctes dans leur étendue géographique, leur élévation et les relations stratigraphiques locales inférées ( Fig. 1Bet fig. S5). Le bas-relief du membre Nataani passe vers l'est et vers le haut dans les collines formant des rochers du membre Chal. À l'est de l'OEB et de la traversée du rover en direction du sud, des rochers massifs d'une échelle inférieure à un mètre du membre Chal s'érodent à partir d'affleurements vallonnés, sans aucun signe de stratification interne. Ce terrain accidenté s'étend pour couvrir la majeure partie du fond du cratère et est associé aux densités de cratères les plus élevées observées à Jezero ( Fig. 1B ). Séitah : L'exposition du substratum rocheux de la formation de Séítah est principalement limitée à des crêtes d'environ 1 à 10 m de haut orientées nord-est-sud-ouest, le reste de la région étant recouvert d'ondulations de sable, de roches meubles et de rochers ( Fig. 4et fig. S2). La formation Séítah est composée du membre Bastide fortement stratifié et du membre Content sus-jacent, qui est sans structure et caractérisé par d'abondantes fosses de taille mm à cm (fig. S2A). L'imagerie à longue distance montre que le membre Bastide est répandu et exposé en affleurements sur plusieurs kilomètres carrés de la formation Séítah observée. La plupart des couches de l'élément Bastide ont une épaisseur de 1 à 3 cm, mais les couches les plus épaisses sont apparemment sans structure sur des épaisseurs de 10 à 40 cm. Des couches plus minces se transforment parfois latéralement en affleurements massifs. Il y a une tendance apparente à l'épaississement vers le haut dans le membre de la Bastide, dans laquelle les roches en couches minces se transforment vers le haut en roches en couches plus épaisses qui recouvrent les crêtes (fig. S2C). La plupart des couches sont généralement tabulaires et même en épaisseur, avec des surfaces planes délimitant les couches, bien que certains présentent des ondulations à l'échelle du cm. Les couches individuelles peuvent parfois être tracées latéralement sur des distances de plusieurs mètres dans un affleurement individuel, mais les couches individuelles et les ensembles distincts de couches ne peuvent généralement pas être corrélés entre les affleurements. Nous n'avons identifié aucun indicateur de transport par le vent ou l'eau, tel que la stratification planaire et la stratification par ondulation ou par dunes. Les roches dénoyautées du membre Content sus-jacent ne présentent pas de stratification et manquent d'olivine (voir ci-dessous). L'élément Content n'est observé que localement, exposé sur des distances latérales ne dépassant pas plusieurs mètres. Sa relation de contact avec le membre Bastide est inconnue. mais les couches individuelles et les ensembles distincts de couches ne peuvent généralement pas être corrélés entre les affleurements. Nous n'avons identifié aucun indicateur de transport par le vent ou l'eau, tel que la stratification planaire et la stratification par ondulation ou par dunes. Les roches dénoyautées du membre Content sus-jacent ne présentent pas de stratification et manquent d'olivine (voir ci-dessous). L'élément Content n'est observé que localement, exposé sur des distances latérales ne dépassant pas plusieurs mètres. Sa relation de contact avec le membre Bastide est inconnue. mais les couches individuelles et les ensembles distincts de couches ne peuvent généralement pas être corrélés entre les affleurements. Nous n'avons identifié aucun indicateur de transport par le vent ou l'eau, tel que la stratification planaire et la stratification par ondulation ou par dunes. Les roches dénoyautées du membre Content sus-jacent ne présentent pas de stratification et manquent d'olivine (voir ci-dessous). L'élément Content n'est observé que localement, exposé sur des distances latérales ne dépassant pas plusieurs mètres. Sa relation de contact avec le membre Bastide est inconnue. exposés sur des distances latérales ne dépassant pas plusieurs mètres. Sa relation de contact avec le membre Bastide est inconnue. exposés sur des distances latérales ne dépassant pas plusieurs mètres. Sa relation de contact avec le membre Bastide est inconnue. Fig. 4 . Apparence stratifiée et à grain grossier de la Bastide membre de la formation Séítah. ( A ) Mosaïque couleur améliorée Mastcam-Z de Bastide, acquise sur le sol 201, montrant des affleurements rocheux s'érodant en blocs tabulaires, qui se produisent principalement sur les crêtes. Le substrat rocheux des membres de Bastide varie de finement stratifié à sans structure, et les couches individuelles ne peuvent généralement pas être tracées à plus de quelques mètres. L'aspect plat et tabulaire de la formation de Séítah contraste fortement avec les rochers plus arrondis de Máaz ( Fig. 2A ). ( B ) Mosaïque couleur rehaussée Mastcam-Z acquise sur le sol 204, de l'affleurement de la Bastide où l'abrasion de la Garde a été réalisée. La stratification centimétrique est accentuée par l'érosion différentielle. ( C) Mosaïque Supercam de la cible d'abrasion Cine sur la formation Bastide, acquise sur le sol 206. Sur des surfaces peu poussiéreuses ou enduites, les roches membres de la Bastide révèlent d'abondants grains gris-vert anguleux à arrondis de 2-3 mm, séparés par un matériau plus clair. Les surfaces naturelles des affleurements des membres de la Bastide présentent des grains (ou cristaux) gris foncé ou verts homogènes de 2 à 3 mm de diamètre, soutenus par des clastes, densément tassés, avec un matériau indistinct et plus clair entre les grains ( Fig. 4C ). Les distributions granulométriques ne varient pas entre plusieurs affleurements, et nous n'avons pas non plus détecté visuellement le tri ou le classement à l'échelle du grain aux limites apparentes des couches. Les grains de taille millimétrique, lorsqu'ils sont observés dans les surfaces abrasées de Bastide (les plaques d'abrasion de Dourbes et de Garde), sont de couleur claire et pour la plupart équants, mais certains grains allongés sont également présents ( Fig. 3C ) ( 35); nous n'avons observé aucune gradation de la taille des grains dans les zones d'abrasion. Moins courants que les grains clairs, il y a des grains gris-vert foncé légèrement plus petits qui sont parfois anguleux, mais qui semblent plus souvent remplir l'espace entre les grains plus clairs. La matière brun clair tache les grains clairs et se concentre entre les grains, les encerclant ou les entourant dans certains cas. Quelques taches blanches brillantes à l'échelle inférieure au mm sont également présentes. Bien que quelques surfaces naturelles des roches membres de Bastide contiennent des fosses à l'échelle millimétrique, les vides occasionnels dans les deux surfaces abrasées sont beaucoup plus petits. Près de la base de la crête de l'Artuby, à la transition entre les formations Máaz et Séítah, la stratification de Séítah est observée à la fois en affleurement et en sous-surface avec un radar à pénétration de sol. La stratification plonge généralement ~10-15° vers le sud-ouest (fig. S3). Ces pendages sont cohérents avec ceux des roches de la formation Máaz exposées le long de la crête de l'Artuby. Cela indique que le socle rocheux de la formation de Séítah se situe stratigraphiquement sous les roches de formation de Máaz, même si la formation de Máaz est topographiquement plus basse que certaines expositions de Séítah, confirmant une hypothèse pré-atterrissage ( 23). Ainsi, la formation Séítah est l'unité stratigraphique exposée la plus basse sur le plancher du cratère Jezero, qui est recouverte par la formation Máaz. La frontière entre les formations Séítah et Máaz est obscurcie par le régolithe, on ne sait donc pas si les unités sont séparées par une discordance. Le contact inféré entre les deux unités varie en élévation, de ~10 m le long de la crête de l'Artuby et jusqu'à ~30 m autour de l'ensemble de l'affleurement de Séítah. Géochimie et minéralogie de la formation de Máaz Les observations multispectrales Mastcam-Z ( 30 ) des roches de formation de Máaz le long de la traverse montrent de larges bandes d'absorption centrées autour de 0,88-0,90 um, compatibles avec des minéraux d'altération contenant du pyroxène ou du Fe +3 (fig. S4). Ceci est similaire aux faibles bandes de pyroxène observées depuis l'orbite à travers la partie orientale du fond du cratère ( 9 , 36 ). Soixante-dix-sept cibles de formation de Máaz ont été analysées par spectroscopie infrarouge (IR) Supercam ( 32 ) ; ceux-ci montrent fréquemment une bande à 1,92-1,93 μm, que nous attribuons aux oxydes de fer hydratés, aux smectites ferriques et/ou aux sels hydratés (fig. S6) ( 37 ). Les caractéristiques d'absorption plus faibles observées à 1,42 et 2,28 μm sont compatibles avec les bandes Fe-OH dans les silicates hydratés (37 ). Spectroscopie de claquage induit par laser Supercam [LIBS, ( 32)] a été utilisé pour caractériser la composition élémentaire de 67 cibles de formation de Máaz. À sa distance de fonctionnement typique de 2,7 m du rover, le faisceau laser interroge une région d'environ 350 μm de diamètre à chacun des 5 à 10 points d'observation étudiés sur chaque cible rocheuse. Dans certains cas, des points individuels avaient des abondances élémentaires compatibles avec des minéraux spécifiques plutôt qu'avec des mélanges. Nous en déduisons la présence de minéraux ignés communs (augite, plagioclase, ilménite, ferrosilite et oxydes de fer non identifiés), dont au moins certains sont à grain modérément grossier (> 350 μm). Aucun spectre IR ou composition LIBS compatible avec l'olivine n'a été observé dans le substrat rocheux de la formation de Máaz. La figure S8 montre la composition moyenne de chaque cible rocheuse analysée, ce qui indique que la formation de Máaz est assez homogène et dominée par des proportions variables de plagioclase et d'augite. La composition moyenne à base de LIBS de Máaz (tableau S1) est largement basaltique, avec 48% de SiO2 , faible teneur en MgO (3 % en poids) et élevée (20 % en poids) FeO T (défini comme le fer total en tant que Fe +2 ). La cartographie par fluorescence X PIXL ( 33 ) montre ( Fig. 5 ) que les plaques d'abrasion de Guillaumes (membre Roubion) et de Bellegarde (membre Rochette) sont dominées par deux phases ignées communes distinctes à l'échelle 0,5-1 mm. Les grains blancs en blocs à prismatiques ( Fig. 3 ) sont chimiquement compatibles avec le plagioclase (régions riches en Al sur la Fig. 5A ), tandis que les grains plus foncés ont la composition de pyroxène (en particulier augite, régions riches en Ca). Sont également présentes des régions à l'échelle de 100 μm indiquant des oxydes de FeTi et des phosphates de Ca. Le matériau rouge-brun à noir se compose principalement de Fe et Si, avec des rapports molaires Fe/Si allant de ~0,7 à 1,5 et MgO et Al 2 O 3les deux <4 %. Cette composition chevauche certains minéraux ignés de Fe-silicate, tels que le pyroxène et l'olivine contenant du Fe, mais est également compatible avec plusieurs silicates de Fe secondaires sans Al, tels que la greenalite, l'hisingerite et la cronstedtite. Alternativement, ce matériau peut être un mélange d'oxyde de fer et de silicates ; Les données multispectrales de Mastcam-Z indiquent la présence d'hématite et/ou de goethite dans les deux plaques d'abrasion de Máaz (fig. S4). Associées à sa composition élémentaire, la couleur et les propriétés texturales de ce matériau ( Fig. 3 ) suggèrent une altération aqueuse in situ d'un ou plusieurs minéraux ignés primaires. Fig. 5 . Cartes de composition des plaques d'abrasion de Guillaumes et de Dourbes. Les cartes de fluorescence X PIXL indiquant la composition sont représentées en couleur (comme indiqué dans les légendes), avec les concentrations en % en poids. Celles-ci sont superposées sur des images visuelles en niveaux de gris indiquant la texture de la roche. ( A ) Guillaumes est dominé par des grains avec des compositions compatibles avec le plagioclase (Al élevé, correspondant aux grains clairs visibles sur la Fig. 3A ) et l'augite (Ca et Fe élevés, correspondant aux grains foncés sur la Fig. 3A ). Le matériau riche en Fe apparaît en brun sur la figure 3A ; il pourrait s'agir de silicates de Fe primaires ou secondaires, d'oxydes de fer, les deux, ou d'oxydes et de sulfates de FeTi, car ils sont indiscernables dans cette représentation. ( B ) Dourbes est dominé par l'olivine euhedral/subhedral de ~Fo 55composition (riche en Fe, correspondant aux grains clairs de la Fig. 3C ). L'augite (Ca élevé, correspondant aux grains vert foncé sur la figure 3C ) engloutit l'olivine, qu'un article complémentaire interprète comme une texture ignée poïkilitique indiquant une roche cumulée d'olivine ignée ( 35 ). Les régions riches en Al indiquent un plagioclase. Les sulfates et les carbonates apparaissent sous forme de petites zones avec le Fe le plus élevé. La figure S9 fournit des cartes individuelles des concentrations de Ca, Fe et Al pour faciliter l'interprétation des couleurs de cette figure. FeO T est le fer total sous forme de Fe +2 . La spectroscopie Raman indique que le matériau de remplissage des vides blanc brillant dans les plaques d'abrasion de la formation de Máaz est au moins partiellement composé de sulfate de Ca hydraté et de perchlorate de Na, parfois co-localisés (fig. S7, A et B). Les abondances élémentaires soutiennent ces identifications ; une phase avec un rapport molaire Na/Cl d'environ 1 correspond au perchlorate de Na, à l'halite ou aux deux. Dans la composition apparente moyenne des plaques d'abrasion de Máaz (tableau S2), les abondances de SO 3 , ~ 3,0 % en poids, et de Cl, ~ 2,6 % en poids, sont toutes deux bien supérieures à celles des roches ignées martiennes non altérées typiques ( 38 ). Si Máaz se compose de roches ignées, elles ont connu l'ajout de matériaux contenant du S et du Cl. Pour estimer les compositions chimiques primaires de Guillaumes et de Bellegarde, nous avons calculé une moyenne de sous-ensemble de données PIXL en excluant les zones blanches brillantes riches en sel ( Fig. 3 ) ( 39 ). Cette moyenne de composition sans altération (tableau S2) indique que les roches primaires de la formation de Máaz étaient de composition basaltique, basée sur les métaux alcalins totaux et la silice. Par rapport aux basaltes terrestres, les roches de Máaz sont enrichies en FeO T (22% en poids) et en P2 O 5 (2,2 % en poids). Les compositions estimées par fluorescence X, qui représentent l'analyse de quelques mm 2 de roche seulement, sont similaires à la composition moyenne de toutes les roches de la formation Máaz obtenue par LIBS (fig. S8). Géochimie et minéralogie de la formation Séítah Les images multispectrales Mastcam-Z et les spectres IR Supercam des roches membres de Bastide de la formation de Séítah sont dominées par une large caractéristique d'absorption de 1 μm, indiquant l'olivine (fig. S4). La spectroscopie IR montre également une caractéristique de 1,9 μm similaire, mais plus faible que celle observée dans les roches de formation de Máaz, que nous attribuons à l'hydratation minérale (fig. S6) ( 37 ). Points LIBS individuels sur les grains gris-vert proéminents de 2-3 mm observés sur les surfaces naturelles ( Fig. 3C) ont généralement des compositions proches de celles de l'olivine pure. Les compositions LIBS moyennes cibles des 25 roches membres de la Bastide s'étendent de l'olivine vers des mélanges d'augite et de plagioclase (fig. S8). Les compositions des membres de Bastide n'ont qu'un chevauchement mineur avec les roches de formation Máaz à dominante plagioclase-augite. La composition moyenne globale de toutes les cibles membres de la Bastide est répertoriée dans le tableau S1. Les spectres Raman des plaques d'abrasion du membre Bastide (Dourbes et Garde) confirment la présence abondante d'olivine (fig. S7C). La cartographie élémentaire XRF (réalisée sur Dourbes uniquement ; Fig. 5B ) indique que 65 % de la surface analysée, associée aux grains clairs ( Fig. 3 ), est chimiquement compatible avec environ Fo 55 olivine (c'est-à-dire 55 % Mg et 45% Fe sur une base atomique) ( 35 ). L'olivine est partiellement entourée et parfois enfermée par de l'augite vert foncé (13 % de la surface analysée). Un document d'accompagnement ( 35) interprète cette relation comme étant cohérente avec la texture ignée poïkilitique dans laquelle l'augite de formation tardive se développe autour de l'olivine à densité séparée. Les zones riches en Al comprenant 10 % de la surface analysée comprennent probablement des feldspaths ; Des phosphates à l'échelle de 0,1 mm et des oxydes de fer contenant du Cr et du Ti sont également présents. Le matériau brun rougeâtre qui se produit entre les grains ( Fig. 3C ) est chimiquement complexe. Il présente souvent des pics Raman compatibles avec le carbonate, fréquemment associés à des pics d'olivine (fig. S7). Dans d'autres cas, les spectres Raman compatibles avec le sulfate hydraté (fig. S7) donnent des rapports Mg/S qui indiquent la présence de MgSO 4 . Dans les cartes de composition élémentaire, les zones brunes contiennent parfois peu de SiO 2, des abondances élevées de Fe et de Mg et de faibles totaux d'oxydes analytiques, compatibles avec le carbonate de composition approximative Fe 0,5 Mg 0,5 CO 3 . Les signatures Raman des rares taches blanches indiquent la présence de sulfates et de perchlorate de Ca et de Mg hydratés (fig. S7). Une large signature Raman vers 1020 cm -1 , largement distribuée dans la zone d'abrasion, est potentiellement du silicate amorphe (fig. S7G). Les roches de formation de Séítah, comme celles de Máaz, semblent être constituées de minéraux ignés primaires (par exemple, olivine, augite, plagioclase) et de phases d'altération aqueuses secondaires (carbonate, sulfates). Hors matériau vraisemblablement transporté d'ailleurs ( 39 ), la composition primaire moyenne obtenue par PIXL sur Dourbes est ultramafique, avec 20 % poids de MgO et 40 % poids de SiO 2 (tableau S2). Par rapport à la moyenne LIBS du membre Bastide, cette composition a moins de SiO 2 et plus de FeO, mais est par ailleurs similaire. Contrairement aux cibles du membre Bastide, les mesures LIBS du membre Content semblent être dominées par l'augite et le feldspath, sans olivine. Ceci est cohérent avec l'apparence de cette roche, qui n'a pas les grains grossiers d'olivine gris-vert caractéristiques du membre Bastide. Seules des données limitées sur ce membre ont été acquises. Interprétations et hypothèses Origines des formations Máaz et Séítah Nous interprétons le membre Bastide de la formation Séítah comme igné. La taille des grains et l'abondance modale élevée de l'olivine, associées à la texture poïkilitique, indiquent un cumul d'olivine dans lequel le pyroxène, le plagioclase et les oxydes primaires de Fe-Ti-Cr ont cristallisé à partir de la fonte résiduelle ( 35 ). Ces caractéristiques indiquent un refroidissement lent, une différenciation et une sédimentation des cristaux ( 40 ). Par conséquent, les roches membres de la Bastide se sont probablement cristallisées dans une coulée de lave épaisse, un lac de lave ou une nappe de fusion d'impact, ou dans une intrusion. Sur Terre, les variations de la taille des cristaux ou de la minéralogie modale définissent des couches qui donnent souvent aux roches cumulées un aspect sédimentaire en affleurement ( 40 , 41). Les observations d'imagerie, spectroscopiques et LIBS n'ont révélé aucune preuve de telles différences entre les couches de Bastide, ni à leur interface. L'apparence en couches proéminentes de la formation de Séítah ( Fig. 4 ) pourrait provenir de joints de refroidissement parallèles aux couches, d'une altération aqueuse différentielle ou de variations subtiles dans la composition ou la texture de la roche qui améliorent la fracturation quasi horizontale. Ces caractéristiques ont probablement été accentuées par les processus d'érosion, en particulier l'abrasion due au vent. Cette interprétation implique que la stratification à Séítah correspond à la stratification magmatique. Sur la base de leur minéralogie, de leur texture et de leur composition en vrac, les roches de la formation de Máaz sont également les plus compatibles avec une origine ignée primaire plutôt que sédimentaire. Nous excluons la possibilité que Máaz soit constitué de grès basaltiques en raison de l'absence de tri entre les grains de taille et de densité différentes, de la texture des grains imbriqués, du manque de preuves de porosité intergranulaire omniprésente ou de ciments dans les plaques d'abrasion de Guillaumes et Bellegarde, et de la absence apparente de transport subaquatique ou éolien. Sur Terre, la forte abondance d'olivine dans les roches cumulées d'olivine est généralement complétée par des matériaux moins mafiques (c'est-à-dire moins de Fe et de Mg), recouvrant généralement le cumulat, qui, lorsqu'ils sont combinés, constituent la composition de fonte parentale ( 40 ). Observations de rovers dans le cratère Jezero et spectroscopie orbitale spatialement étendue ( 36), indiquent que les fortes abondances d'olivine caractéristiques de la formation Bastide se retrouvent également dans toute la Séítah, les roches pauvres en olivine (comme le membre Content) étant rares. Si un complément moins mafique au membre Bastide existait auparavant dans cette région, il a dû être au moins partiellement enlevé par l'érosion. La formation de Máaz pourrait être le vestige d'un tel complément - elle contient du pyroxène et du plagioclase en abondance, peu de magnésium, est modérément grossièrement cristalline et se situe stratigraphiquement au-dessus du membre Bastide, tout comme prévu si les deux unités provenaient d'un seul magma igné différencié. Les différents membres de la formation de Máaz pourraient être équivalents à des couches dans le corps igné. Comme alternative, la formation de Máaz pourrait être une séquence de laves basaltiques plus jeunes qui ont coulé contre, et au moins partiellement dépassée, la formation de Séítah après l'élimination par érosion du complément putatif moins mafique. Les membres de Máaz morphologiquement distincts pourraient alors être des coulées de lave cogénétiques, avec des propriétés variables liées à la composition et/ou à la température d'éruption. Une origine ignée extrusive pour Máaz expliquerait certaines de ses morphologies et textures, par exemple, les structures lobées dans le membre Artuby ( Fig. 2B ), les vésicules possibles dans Guillaumes ( Fig. 3A ) et dans la chaîne de fosses dans la Rochette membre ( Fig. 2). Les variations d'élévation du contact Máaz-Séítah pourraient refléter la topographie sous-jacente de la formation Séítah sur laquelle les laves Máaz ont éclaté. Cependant, d'autres caractéristiques sont moins caractéristiques des coulées de lave, telles que les couches centimétriques observées dans les membres de la Rochette et de l'Artuby, et le manque d'orientation de l'écoulement des grains allongés dans les plaques d'abrasion de Máaz ( Fig. 3 ). Les données limitées sur le membre Content de la formation Séítah rendent difficile la définition de son origine. Il pourrait également s'agir d'un vestige d'un complément moins mafique une fois de plus expansif à Bastide; un vestige des coulées de lave de la formation de Máaz qui ont dépassé le membre Bastide ; ou roches sédimentaires restantes déposées au sommet du membre Bastide. De multiples sources de fusion sont possibles pour les unités de plancher de cratère igné au sein de Jezero ; les données actuelles sont insuffisantes pour faire la distinction entre les possibilités. L'impact qui a produit Jezero aurait pu générer une feuille de fusion suffisamment profonde pour se différencier en un cumulat d'olivine, mais nous n'avons trouvé aucune preuve de brèches d'impact associées sur le fond du cratère, et les relations d'échelle du cratère suggèrent que le sol original de Jezero est enterré d'environ un kilomètre. des matériaux de remplissage du bassin après impact ( 4 , 22 ). Bien que Jezero soit proche du bassin d'impact d'Isidis, et que la pétrologie des membres de Bastide soit similaire aux cumulats supposés riches en olivine dans une couche de fonte potentiellement créée par l'impact d'Isidis ( 3 , 5), Isidis ne peut pas être la source car Jezero est postérieur à Isidis. Il n'y a pas d'autres bassins d'impact d'âge, de taille et de proximité appropriés avec Jezero pour être des sources plausibles. Alternativement, la fonte aurait pu se produire sans impact, en particulier au début de l'Hespérien lorsque le manteau martien était nettement plus chaud qu'actuellement. On pense que cela est à l'origine du volcan bouclier Syrtis Major à proximité ( 42 ). Des magmas auraient pu être introduits dans le cratère Jezero par-dessus le rebord ou par le bas. Bien que le bord du cratère Jezero ait été largement érodé, des matériaux comme ceux du membre Bastide ont été interprétés comme drapant son côté ouest ( 9 ), et nous suggérons que les collines sur le bord sud-est de Jezero pourraient être de construction volcanique. Cependant, ces caractéristiques ne sont pas contiguës à la formation Séítah. Nous considérons que le scénario le plus probable serait des éruptions alimentées par des fissures se produisant à la fois à Jezero et dans la région environnante. Par analogie avec certains cratères remplis de volcans sur la Lune ( 43 ) et d'autres cratères sur Mars ( 44), l'injection de magma aurait pu se produire directement dans les matériaux de faible densité du fond du cratère à tout moment après la formation de Jezero. Ce processus pourrait conduire à une activité ignée intrusive et/ou extrusive ( 43 ). Il a été précédemment proposé que les roches de formation de Séítah fassent partie d'une région riche en olivine d'environ 70 000 km2 associée au bassin d'Isidis ( 15 , 18 , 45 , 46 ). La distribution généralisée de ce matériau riche en olivine, le drapage apparent sur la topographie, la mauvaise rétention des cratères et la couverture limitée de régolithe ont été interprétés comme indiquant une origine clastique ( 5 , 18 – 20). Cette interprétation est difficile à concilier avec notre conclusion selon laquelle la formation de Séítah est un différentiel magmatique lentement refroidi. Malgré leurs similitudes, l'unité régionale d'olivine pourrait avoir une origine distincte de Séítah. Alternativement, une injection et une différenciation généralisées de magmas de composition similaire auraient pu se produire dans toute la région. Procédés aqueux Après la mise en place des roches ignées au fond du cratère, de multiples formes d'interaction aqueuse ont modifié - mais n'ont pas détruit - leur minéralogie ignée, leur composition et leur texture. Les preuves d'altération comprennent la présence de carbonate dans les plaques d'abrasion de Séítah, les oxydes de fer dans les plaques d'abrasion de la formation de Máaz (qui, selon nous, sont dus à la mobilisation et à la précipitation du fer) et le dépôt de sels, notamment de sulfates et de perchlorate. Plus largement, l'apparition d'éventuelles textures sphéroïdales d'altération (fig. S1C) suggère que l'altération aqueuse a joué un rôle dans la désintégration des roches ( 47 ). La similarité des rapports Fe/Mg dans les carbonates et l'olivine dans la zone d'abrasion de Dourbes, l'enrobage de l'olivine par le carbonate et leur association possible avec un silicate amorphe probable sont tous cohérents avec la carbonatation in situ de l'olivine, dans laquelle l'olivine réagit avec le CO 2 - eau riche pour produire cet assemblage de phases à proximité physique ( 48 – 50). La carbonatation de l'olivine se produit souvent avec la conversion de l'olivine en minéraux du groupe serpentine (serpentinisation), mais dans la formation de Séítah, nous n'avons trouvé aucune preuve de tels minéraux. La similitude des compositions des cations olivine et carbonate, et la survie d'abondances substantielles d'olivine, indiquent une altération aqueuse dans des conditions dominées par la roche, pouvant se produire sur une courte durée. La carbonatation de l'olivine peut se produire sur une large gamme de températures, des conditions hydrothermales ou métamorphiques à l'altération à basse température ( 11 ). La présence de carbonate place une limite inférieure sur le pH du fluide qui dépend des concentrations de cations et de carbone inorganique dissous ( 51 , 52 ). Par exemple, si les concentrations de Mg et de Fe variaient de 10-4 à 10 -2 mol kg -1 et le carbone inorganique dissous initial équilibré avec 0,1 à 10 bar CO 2 (g), le pH aurait une limite inférieure de 5,5-7,5 (à 25°C). Bien que nous n'ayons trouvé aucune preuve de carbonate dans les plaques d'abrasion de la formation de Máaz, l'abondant matériau de manteau sombre ( Fig. 3A ) pourrait être un minéral secondaire du groupe serpentine produit par altération aqueuse de pyroxène ou d'olivine riche en fer ( 53). La présence de silicate de Fe secondaire sans grande abondance de carbonate dans les roches de formation de Máaz pourrait indiquer un fluide avec des concentrations de carbone inorganique dissous plus faibles que celles que nous avons déduites pour la formation de Séítah. Ces silicates de Fe peuvent également se former dans une large gamme de températures, de l'ambiante à l'hydrothermique ; on ne peut pas contraindre les conditions de mise en place sans connaître la composition minérale précise. Alternativement, les matériaux riches en Fe pourraient représenter des films d'oxydes ou d'oxyhydroxydes de Fe enrobant et pénétrant des silicates primaires, de sorte que nos mesures élémentaires incluent les deux phases. Sur Terre, la coloration au fer des roches est courante lorsque le Fe réduit est libéré des phases ignées altérées aqueusement, puis précipité dans des conditions oxydantes. Par exemple, la dissolution de sulfure par des solutions oxydantes donne généralement de l'hématite ou de la goethite,54 ). Les minéraux sulfates, le perchlorate de sodium et peut-être d'autres sels (par exemple, l'halite) indiquent que d'autres styles d'activité aqueuse se sont également produits dans les formations ignées du fond du cratère. Ces sels remplissent les espaces poreux, les vides et les fissures qui eux-mêmes auraient pu résulter d'une altération aqueuse, par exemple, de l'expansion volumique accompagnant la carbonatation/serpentinisation ( 55), la dissolution de phases telles que les sulfures, ou par des processus d'érosion chimiques et physiques produisant des espaces ouverts (comme les fosses de Guillaumes). Nous n'avons pas observé de sulfures, mais s'ils étaient autrefois présents, leur altération aurait pu contribuer à la production de sulfates de Ca, Mg ou Fe ou de leurs mélanges in situ. Cependant, les concentrations élevées de sulfates observées à Guillaumes et Bellegarde suggèrent une source externe pour au moins certains des sulfates. Comme cela a été proposé pour les roches du cratère Gale étudiées par le rover Curiosity ( 56), le perchlorate peut être introduit dans les roches proches de la surface par percolation vers le bas et évaporation des saumures, éventuellement associées à des événements de mouillage éphémères s'étendant jusqu'à l'Amazonien (<3 Ga). La cooccurrence de minéraux de perchlorate et de sulfate indique qu'au moins une partie du sulfate aurait pu provenir de la même source. La diversité des compositions de sel dans les taches blanches analysées (par exemple, leur variété de rapports S/Cl et Ca/Mg/Fe) indique que plusieurs fluides différents pourraient avoir été impliqués, éventuellement à des moments différents, et éventuellement à plusieurs reprises. L'extrême solubilité des sels de perchlorate indique qu'ils sont les matériaux d'altération les plus récents de ces roches. L'hydratation et la déshydratation du sel peuvent provoquer une expansion substantielle du volume ( 57), affaiblissant la roche et contribuant à l'érosion mécanique et à la désagrégation de l'affleurement par des processus éoliens sur le fond du cratère Jezero. Bien qu'il existe des preuves d'altération aqueuse dominée par la roche et d'une diversité de phases secondaires, il n'y a aucune indication géochimique ou minéralogique d'altération aqueuse étendue en système ouvert, dans laquelle les cations solubles (Ca, Na, K) sont entièrement éliminés, entraînant des enrichissements. dans les phases alumineuses (c'est-à-dire les argiles riches en Al) ( 58 ). Les compositions en vrac des formations de Máaz et de Séítah sont compatibles avec des roches ignées presque vierges (sauf en S et Cl, voir les tableaux S1 et S2) ; les aluminosilicates hydratés sont rares ou absents ; et il n'y a aucune preuve texturale ou chimique d'une altération importante du plagioclase ou d'une dissolution de l'olivine/pyroxène ( 59 ). Modèles géologiques Nous proposons deux scénarios pour l'histoire du fond du cratère Jezero, compte tenu de notre incapacité à distinguer si la formation Máaz est constituée de coulées de lave (ci-après Modèle 1) ou d'un complément igné au cumulat d'olivine de la formation Séítah (Modèle 2). Pendant ou après la formation du cratère Jezero, un épais corps de magma ou feuille de fonte ( 35 ) existait dans le cratère. Cela aurait pu être mis en place ou pénétré dans un remplissage de cratère préexistant. La différenciation et la sédimentation des cristaux ont formé le cumulat d'olivine ( 35 ) tout en produisant un complément moins mafique ( Fig. 6A ). Dans le modèle 1, l'érosion a enlevé la plupart (ou la totalité) de ce matériau, laissant au moins des dizaines de mètres de topographie sur le dépôt de cumul d'olivine résiduel ( Fig. 6B ), après quoi les coulées de lave de la formation de Máaz ont coulé autour, et au moins partiellement submergé, la topographie sous-jacente ( Fig. 6C). Une déformation d'origine inconnue a ensuite incliné les couches initialement plates des deux formations au moins localement d'environ 10° vers le SW ( Fig. 6D ), comme observé le long de la crête de l'Artuby. Dans le modèle 2, Máaz et Séítah ont été produits par différenciation magmatique similaire à un corps igné en couches ( Fig. 6E ). Des déformations d'origine inconnue ont alors soulevé Séítah par rapport à Máaz, inclinant les deux ( Fig. 6F ). Fig. 6 . Deux modèles possibles pour l'évolution du plancher du cratère Jezero. Les formations géologiques proposées sont indiquées par la légende. ( A ) Dans le modèle 1, le corps magmatique différencié a subi ( B ) une érosion qui a enlevé un complément moins mafique, produisant une topographie sur le cumulat d'olivine de la formation Séítah. ( C ) Les laves de la formation Máaz ont entouré cette topographie sous-jacente. ( D ) La déformation de cause inconnue incline à la fois Séítah et Máaz, comme observé le long de la crête de l'Artuby. ( E ) Dans le modèle 2, les couches plates d'un corps magmatique différencié ( F ) se sont déformées d'une manière qui a incliné à la fois le cumulat d'olivine (formation de Séítah) et le complément moins mafique (formation de Máaz), et a également soulevé Séítah par rapport à Máaz . Dans ( G ) et ( H), commun aux deux modèles, une érosion s'est produite et des sédiments deltaïques et lacustres se sont déposés dans le lac qui a rempli Jezero. ( I ) Plus tard, ils ont été érodés jusqu'à leur distribution d'exposition de surface actuelle. Des processus d'altération aqueux auraient pu se produire au cours de chacune de ces étapes. Dans les deux modèles, les formations de Máaz et de Séítah ont ensuite subi une érosion supplémentaire qui a enlevé les roches de formation de Máaz sus-jacentes au-dessus de la formation de Séítah ( Fig. 6G ). Nous adoptons l'interprétation ( 21 , 28 ) selon laquelle les unités du fond du cratère ont ensuite été au moins partiellement enterrées par le delta et les dépôts associés du lac Jezero ( Fig. 6H ). L'âge noachien tardif [3,6-3,8 Ga ( 7 )] des plus grands réseaux de vallées fluviales alimentant Jezero, et l'âge hespérien supposé du delta exposé ( 8), fournissent une période d'activité aqueuse éventuellement longue au cours de laquelle des processus lacustres et ignés se sont produits, entraînant éventuellement des interactions hydrothermales. Cependant, nous n'avons trouvé aucune preuve d'unités sédimentaires restantes le long de la traversée de Persévérance jusqu'au sol 290. Si les sédiments du delta ou du lac couvraient autrefois les formations de Máaz et de Séítah ( Fig. 6H ), ils semblent s'être largement érodés ( Fig. 6I ) . , à l'exception des monticules résiduels du delta comme Kodiak ( 60 ). Une variété de processus simultanés et ultérieurs, y compris l'altération dominée par les roches et le dépôt de sel, ont modifié la chimie et la minéralogie de ces roches lors de leur interaction avec des solutions aqueuses. Des matériaux spatialement et chimiquement distincts (carbonate, probablement silicate amorphe, oxydes de Fe, perchlorate, sulfates et éventuellement silicates de Fe) pourraient être le produit de plusieurs événements aqueux distincts, de chimie différente et éventuellement séparés dans le temps. Les eaux hydrothermales et les eaux souterraines auraient pu jouer un rôle. Habitabilité et potentiel de conservation Une définition proposée d'un environnement habitable est celle dans laquelle l'eau liquide, l'énergie disponible, les nutriments et d'autres conditions physicochimiques sont adéquates pour soutenir les formes de vie connues ( 61 ). Sur Terre, les réactions des roches ignées avec l'eau produisent divers habitats pour la vie microbienne ( 62 , 63 ). L'oxydation et la séparation du fer en phases secondaires au cours des processus d'altération, tels que la carbonatation et la serpentinisation, peuvent produire du H 2 - une source d'énergie potentielle - ainsi que du méthane et d'autres hydrocarbures, qui peuvent former des matières premières pour la synthèse de molécules organiques plus complexes ( 62 , 63). On pense que la réduction chimique des nitrates, des sulfates et des ions métalliques, ainsi que la dégradation des hydrocarbures, alimentent les métabolismes microbiens dans le sous-sol profond de la Terre ( 64 ). Les roches du fond du cratère Jezero semblent partager les composants de composition de ces environnements habitables. Les sels solubles et les minéraux de remplissage des veines que nous observons, tels que les oxydes de fer, les sels de perchlorate et de sulfate, pourraient s'être formés dans des conditions habitables à basse température, mais pourraient également s'être formés dans des conditions non habitables ( 65 - 67 ). Le potentiel des phases aqueuses secondaires à préserver les preuves de la vie dépend de la façon dont elles se sont formées. Sur Terre, les études des environnements évaporitiques et désertiques démontrent la présence et la préservation de la vie microbienne en association avec les sels ( 65 , 66 , 68 , 69 ). Les veines de carbonate sur Terre, produites par serpentinisation et carbonatation, peuvent préserver des biomarqueurs tels que les lipides ( 70 - 72 ) et/ou des structures organiques interprétées comme des communautés microbiennes fossilisées ( 71 ). Par analogie, nous proposons que les phases secondaires dans les roches ignées altérées du fond du cratère Jezero pourraient avoir le potentiel d'enregistrer des biosignatures, si d'anciens environnements habitables existaient. Collecte d'échantillons Les laboratoires sur Terre ont des capacités de mesure supérieures aux instruments qui peuvent être montés sur un rover martien. Un objectif de la mission Mars 2020 est donc de prélever des échantillons, sous forme de carottes de roche forées, pour un éventuel transport vers la Terre par un autre engin spatial dans les années 2030 (texte complémentaire). Nous avons tenté l'acquisition de carottes sur trois cibles rocheuses différentes : deux dans la formation de Máaz et une dans la formation de Séítah. La première tentative de carottage a eu lieu près de Guillaumes ( Fig. 1B), dans la chaussée polygonale basse du membre Roubion de la formation de Máaz. Bien que le processus de collecte d'échantillons ait semblé se dérouler comme prévu, le tube d'échantillon s'est avéré par la suite ne contenir aucune roche ou fragment de roche. Une explication probable est que cette roche s'est désintégrée lors du forage, probablement en raison de l'altération aqueuse de la roche ( Fig. 3A ). Le tube d'échantillon a été scellé et fournit à la place un échantillon de l'atmosphère martienne ambiante. Une deuxième tentative d'acquisition d'échantillons a été réalisée sur le membre Rochette sur la crête de la crête de l'Artuby près de Bellegarde, et une troisième sur le membre Bastide de la formation Séítah près de Dourbes ; ceux-ci ont tous deux été couronnés de succès ( Fig. 7 ). Fig. 7 . Échantillons de carottes prélevés pour un retour potentiel sur Terre. ( A ) Formation de Máaz Affleurement membre de la Rochette. La flèche blanche indique la roche échantillonnée, faisant partie d'une couche de dégradation apparente sur la crête de la crête de l'Artuby. Mosaïque couleur améliorée Mastcam-Z acquise sur le sol 180. ( B ) Gros plan de la roche échantillonnée, montrant le trou de carotte. La plaque d'abrasion Bellegarde est située directement sous le trou, en partie enfouie par des résidus. Image de la caméra de navigation Perseverance (Navcam) ( 75 ) acquise sur sol 190, balance des blancs avec une légère saturation des couleurs appliquée. ( C ) Caméra cache à balance des blancs (CacheCam) ( 75) image du fond de la carotte nommée Montdenier associée à la pastille d'abrasion Bellegarde, contenue dans son tube échantillon, acquise au sol 194. L'échantillon mesure 1,3 cm de diamètre et environ 5,5 cm de long. ( D ) La flèche blanche indique le site d'échantillonnage sur l'affleurement d'un membre Bastide de la formation Séítah en couches minces. Mosaïque de couleurs améliorée acquise par Mastcam-Z sur le sol 240. ( E ) Trou central et patch d'abrasion de Dourbes imagés par la caméra de danger avant (Hazcam) ( 75 ) sur le sol 263. Cette image a été équilibrée en blanc avec une légère saturation des couleurs appliquée . ( F ) Image CacheCam en balance des blancs du fond de la carotte nommée Salette associée à la plaque d'abrasion de Dourbes, acquise sur le sol 262. Les roches ignées altérées aqueusement présentent des avantages en tant qu'échantillons pour le retour de la Terre. Les formations dont ces échantillons ont été prélevés datent probablement de la fin du Noachien au début de l'Hespérien ; seule une petite fraction des météorites martiennes sont aussi anciennes ( 73 ). Leurs âges de cristallisation, ainsi que les pressions et les températures lors de la formation de roches ignées, pourraient potentiellement être déterminés avec l'équipement de laboratoire actuel. Parce que l'on pense que les formations Máaz et Séítah s'étendent sous le delta de Jezero ( 21 , 28 ), les âges de cristallisation ignée fourniraient des limites supérieures sur l'âge du lac et les processus fluviaux qui ont déposé le delta ( 60), une borne inférieure sur l'âge de l'impact de Jezero et une borne supérieure sur l'âge des plus petits cratères de la formation de Máaz. Les lithologies ignées des échantillons pourraient convenir à l'analyse paléomagnétique de l'ancien champ magnétique martien ( 74 ).

Bon à très bon seeing dans la nuit du 23 au 24 aout (pas trop mal la suivant mais on ne peut pas passer toutes les nuits dehors ). Donc 2 dessins de Jupiter dans la nuit: Nicolas

Un intermède silencieux d'une demi-heure, avant que les nuées ne gagnent encore le droit d'investir le ciel avec le Roi Soleil comme complice pour congédier les acteurs du tableau, ce matin. Enfin, les bruits du jardin et du lointain ont installé définitivement la chaude et moite journée d'été.

Bonjour à tous, AR 3088 : The flare !!! Mistral et pas mal de turbu quand même...il a fallu sélectionner Lunette 228 mm F/11.25 H-alpha - modification PST + BF-15 + Barlow 1.8x / Basler 1920-155 Phil : photoastro.com Version négative 3D

M2 pris depuis La Porte des Lilas à Paris Matériel : TS 72/432 + ASI 1600MM PRO + GEM45 Filtre : Optolong L-PRO Environ ~1h Cliquez sur l'image pour plus de détails Christophe -BF-

Bonjour à tous, Voilà une image de Messier 27, un des objets phare de l'été, que j'ai tenté lors de la mission Astrochambé au pic de Chateaurenard. La nuit n'était pas des plus fameuses et la fwhm sur l'empilement atteint 1.9". Elle a été assez ventée, trop pour que le 250 donne de bonnes images sur la durée. Il n'a donc fait que la couleur. Les meilleures brutes sont 0.1" plus fines sur le 500 que sur le 250. Voilà donc une image de 2h en luminance au 500 et 25mn par couleur au 250, le tout par 5mn. RC500 F8 + sbig 16800, N250 F6 + asi183. Dessous une photo de la mission lors d'une nuit d'orage (vers 1h!) prise par Maxime. Nathanaël

Bonjour à vous tous, Hier j'ai pu ressortir faire quelques images de Jupiter je me suis amusé avec les montages exotiques derriere le Mak. Le temps n'était pas totalement transparent ca se voyait à la luminosité lors de la prise de vue qui changeait tout le temps. Mais bon c'etait une bonne soiree quand même. Les deux premieres sont faite avec un 290mc derriere une barlow 1,8 et un tube allonge. . On voit que quelques heures aprés la turbulence était plus faible : La suivante a été prise avec une barlow 2,5x on voit qu'on ne gagne pas grand chose : Et pour finir parce que j'avais 5 minutes j'ai refait des tests avec le filtre CH4 de zwo, une ASI120MM d'abord au foyer du telescope ca fait tout riquiqui ensuite derriere une barlow 1,8 (et la miracle Io brille comme une chandelle) : Et pour finir une petite anim en CH4 j'ai redimensionné en doublant l'image avec la barlow : J'espere encore pouvoir gagner sur les images CH4 (et aussi sur les autres) Amicalement

Salut les astrams, Il est des nuits pas comme les autres... Même si je m'étais levé à 6h pour une journée bien remplie de travail l'appel de l'astro a été plus fort que le repos. Le 460 rugissant, il fallait que je sorte sous mon ciel largement perfectible. bon aujourd'hui je ne bosse pas hein ! J'arrête de faire ma pleureuse 😂. Un sujet que je n'avais jamais osé taquiner tant L'aura est grande c'est bien M57 perché au zénith ces temps-ci . Pastel sec sur canson noir à 450 fois : Derrière le dessin : Puis en deuxième partie de nuit il y avait un beau spectacle, la GTR avec l'ombre de Io et plus tard le transit de la petite lune sur la SEB. crayons de couleurs sur gabarit, Bino 170X et+ (?): Enfin j'ai voulu voir Deimos (et Phobos ...) autour de Mars mais la turbu par manque de hauteur et la luminosité de l'astre m'en ont empêché. Bon joueur j'ai quand même tirer quelques détails (calotte bien ,Solis Lacus et Aurorae aperçu) à la bino plus filtre rouge . Crayon de couleur sur canson blanc puis coller sur canson noir, 450X: Je ferai pas ça tous les jours: J'vais me poser là... Bon ciel Lolodobs le dévoreur de monde 👽

Là encore nous sommes d'accord... mais en prenant garde que ces aigrettes de diffraction ne se transforment en aigreurs de distraction.

Salut les amis, hier matin très tôt, enfin de bonnes conditions ( pour moi ), j'ai eu quelques ennuis de buffer pour les 2 premières animations, du coup elles ne sont pas fluides comme je le voulais, mais bon je ne vais pas pleurer, c'est pas tous les jours que j'ai des conditions comme ça ! Jupiter était encore basse, ça laisse présager peut-être un p'tit mieux courant septembre-octobre. C9 + Powermate 2x + ASI120MC avec filtre cut UV-IR. 1ère animation : 6 sers de 1H33 à 1H48 local.( 4500 images, 1000 retenues par film, traitement avec le tandem Iris-Astrosurface ). Europe transite et Io et Ganymède présents à droite ( taille 100% ) : L'image de 1H33 : - seconde animation avec un gamma plus fort pour voir, 4 sers de 2H05 à 2H15 local ( 6000 images, 1000 retenues par film, traitement avec le tandem Iris-Astrosurface ), taille 100% : L'image de 2H05 : - 3ème animation, le buffer m'a foutu la paix. 23 sers de 2H26 à 2H48 local ( 8000, 6000 et 4000 images, 1000 images retenues par film, tandem Iris-Astrosurface ). Ici pour profiter de l'émersion d'Europe, durée des 10 premiers films de 1 minute, puis 50s du 11ème au 15ème, puis 40s du 16ème au 23ème. L'image de 2H26 : Un extrait du ser de 2H05 qui a profité des meilleures conditions : Je suis fixé sur le C9, ça doit être un bon tube, ouf...

Bonjour à tous ! Je viens vous raconter ma centième observation depuis que je vis en rase campagne. Je n'ai pas fait de dessin (pas eu le courage) donc il n'y aura que du texte. Ça fait presque deux ans et demi que je vis dans une petite maison bâtie au bord d'une aire d'observation herbeuse (les gens appellent ça une maison avec un jardin, mais je ne jardine pas, à part la tonte de la pelouse − quand elle poussait). Je prends toujours des notes d'observation et je tiens un calendrier : hier soir, c'était ma centième. Depuis son retour, je sors le 495 mm quand je suis sûr de faire une nuit complète. Or ce soir j'avais un programme qui nécessitait le 300 mm, et j'avais très sommeil, je ne savais pas combien de temps j'allais tenir. Je vais parler rapidement de mon programme d'observation au 300 mm. En 2018, j'ai fait une liste des objets relativement faciles que je n'ai toujours pas observés. C'est la base de mon programme au 300 mm depuis lors : la compléter. Aujourd'hui elle ne comprend plus que des objets à faible déclinaison, à quelques exceptions près. En juin dernier, j'ai créé un fichier où j'ai mis les références de mes observations (pour consulter mes notes aux brouillons − je ne les remettrai jamais au propre) : date, lieu, télescope, ceci pour chaque objet, avec rangement par constellation. Je me suis aperçu que pas mal d'objets vus au 200 mm n'avaient jamais été ré-observés. Du coup j'ai fait la liste des objets relativement faciles vus au 200 mm mais pas au 300 mm. Dedans, il y avait plein d'amas ouverts du ciel d'été et d'automne. En fait, cet hiver j'avais consacré pas mal de temps aux amas ouverts, j'ai donc pu ré-observer ceux vus au 200 mm et en découvrir de nouveaux. Je ne sais plus trop pourquoi j'ai fait ça. En tout cas il restait à refaire la manipe sur les amas d'été et d'automne. J'ai fait ça tout le mois de juillet et début août. Je suis parti de M24 et M25, pas plus bas), et j'ai remonté la Voie Lactée soirée après soirée jusqu'à Cassiopée. Au passage j'en ai découvert de nouveaux. J'ai terminé lundi dernier (avec NGC 103 et 136). Bien sûr je n'ai pas observé que des amas ouverts ! Par exemple j'ai profité de mon passage dans l'Aigle pour dessiner deux ou trois nébuleuses planétaires, et quand je suis passé dans le Lézard j'ai observé trois faibles galaxies. Donc, depuis lundi, le programme de l'été était terminé. Que faire mercredi soir ? J'ai d'abord pensé aux amas NGC déclassés (ce ne sont que des astérismes), parfois ils sont jolis. J'en ai repéré quatre près d'Altaïr, ça me fera gagner du temps. J'ai préparé aussi des galaxies faibles mais en groupe, notamment un groupe dans le Verseau. Et puis j'ai eu l'idée : l'amas de galaxies de Persée ! En fait c'était un de mes objectifs à l'automne dernier (au 300 mm) car je me suis rendu compte que, à part une unique observation au Mewlon 210 mm en 1997, je n'étais plus jamais repassé par là. Mais la soirée où j'ai voulu m'y consacrer, le ciel s'est couvert alors que je venais de pointer Algol. Scrogneugneu ! Ce qui est prévu à présent : − L'amas de galaxies de Persée au 300 mm, avec un dessin de la région centrale si possible. − Et la prochaine nuit où il fera beau, re-belote au 495 mm. Je précise que je suis en vacances pour deux semaines et que j'ai fait deux nuits complètes samedi-dimanche puis lundi-mardi. J'ai du sommeil en retard. Hier soir, j'avais sommeil. Et si je dormais ? Il y aura d'autres occasions. Je consulte Meteoblue : après cette nuit les nuages reviennent et je devrais attendre samedi 03/09. Hein ? Je n'aurais donc plus qu'une seule nuit de vacances ! Du coup, malgré le sommeil, je devais sortir, puisque la manipe sur Persée doit se faire en deux fois. Et elle doit se faire en fin de nuit, pour que Persée soit assez haute, donc pendant les vacances. J'ai sorti le télescope peu après le coucher du Soleil, j'ai contôlé la collimation au cheshire : zut, il y a une petite retouche à refaire. Un petit tour de vis. OK c'est bon. Peu après 22h je suis ressorti. Il faisait chaud ! Pour gagner du temps j'ai fait toutes les observations directement au XW 7 mm sauf la dernière. Parti d'Altaïr et en suivant les cartes d'Uranometria j'ai pointé NGC 6837 : pas super détaché, mais c'est plutôt joli. À ce moment là, la Voie Lactée était déjà pas mal détaillée à l'œil nu mais je crois que la nuit n'était pas tout à fait complète (de peu). Ensuite : NGC 6840 et son voisin 6843, et NGC 6858 pour terminer. À noter que les étoiles étaient empâtées. Rondes, mais empâtées. Je ne les voyais pas trembler, c'est juste qu'elles étaient moches. Sur les quatre « amas », seul 6843 est trop mal détaché pour être pris pour un vrai amas. NGC 6858 est bien détaché mais ne ressemble pas trop à un amas : il est allongé. Et même 6837 et 6840 ne sont pas terribles, il faut avouer. À gauche d'Altaïr, il y a le Dauphin, et je sais (pour avoir préparé la liste récemment) qu'il y a un duo de galaxies que j'ai vu au 200 mm, jamais au 300 mm Je tourne deux pages de l'atlas et je cherche les deux galaxies, elles sont au sud de le constellation. Je vais partir d'Epsilon. Je la regarde à l'oculaire, et elle a une drôle de tête : elle est grosse, pas moyen de faire une vraie mise au point, et elle a une teinte jaune-vert. Allons bon, c'est quoi ce truc ? Mais occupons-nous du duo de galaxies. Tiens, il y une autre galaxie pas loin : NGC 6956. À tout hasard je la pointe : elle est visible. Et elle est amusante : il y a une étoile pas faible, disons moyenne, juste à droite de la galaxie, même un peu à l"intérieur. J'ai vérifié tout à l'heure : ce n'est pas une supernova, on la voit sur les photos. Mais elle gêne l'observations ! La galaxie est ronde et plus grande en vision décalée, c'est classique. Ensuite j'ai visé NGC 6928-30. 6928 est nettement plus facile et montre des « détails » (une région centrale au milieu d'un bulbe allongé, et un allongement qui se poursuit plus loin en vision décalée), tandis que 6930 est juste une tache allongée uniforme. Je n'ai pas vu 6927. Un peu plus à gauche sur l'atlas (mais à droite au chercheur) débute la constellation de Verseau, avec le petit groupe que j'avais noté : celui de NGC 6962. Je suis parti de 71 de l'Aigle, grosse étoiles jaune (un poil orangée). De là, je suis arrivé assez facilement à la région où se trouve le groupe de galaxies, et j'ai vu aussitôt NGC 6962. Et deux ou trois taches floues de plus dans le champ. Là, l'atlas n'aide pas : il dessine six galaxies collées les unes contre les autres. Je retourné à la maison chercher le Night Sky Observer's Guide à la page Aquarius : il y a un dessin du groupe NGC 6962, sauvé ! Grâce au dessin, j'ai pu identifier les quatre compagnes de 6962. Mais Uranometria en indique cinq (six galaxies au total). Eh bien j'ai vu un petit rond flou minuscule en bas du champ, légèrement hors du dessin. J'ai noté ça hier soir et j'ai vérifié à l'instant : c'est bien la sixième galaxie ! Il y a donc six galaxies dans le même champ : une de plus que le Quintette ! (Mais pas aussi serrées.) Pause ! Il est presque minuit et j'ai sommeil. Je me souviens avoir rallumé l'ordinateur pour consulter Meteoblue au cas où leurs prévisions auraient changé. Non : cette nuit est la dernière avant la dernière nuit de mes vacances dans dix jours. Zut, je n'ai pas le droit d'aller me coucher, je dois attendre 4h pour Persée, mais j'ai sommeil ! Je suis ressorti une heure plus tard pour aller voir Jupiter. Il fallait que je reste debout, que je fasse quelque chose, que je stoppe ma pause. J'ai pointé Jupiter avec le XW 7 mm : horreur ! calamité ! Ah, je comprends pourquoi les étoiles étaient si moche : j'ai le pire ciel de l'année niveau turbulence. Jupiter ne tremble pas mais refuse d'être mise au point ! On ne voit rien sur la planète. Oui, on voit deux bandes et on devine que, si on pouvait faire la mise au point, il y aurait autre chose à voir. Visiblement le ciel aimerait que j'aille me coucher. Pas question : ça repousserait à la dernière nuit de mes vacances la manipe au 300 mm, et aux calendes grecques la manipe au 495 mm. Dans Andromède il y a amas ouvert que je n'ai jamais observé au 300 mm (et qui est sur Uranometria) : NGC 956. Je l'ai oublié dans mon programme de cet été, parce que j'avais fait ma sélection par constellations. Et sur la même page de l'atlas, il y a une poignée de galaxies de magnitude 12 (trop faibles pour être dans ma liste de 2018) que je n'ai jamais observées, ça va me faire gagner du temps. Ainsi, toujours avec le Pentax XW 7 mm, j'observe NGC 956 (amas visible au chercheur comme une petite tache floue, facile à l'oculaire mais pauvre et mal détaché, donc pas terrible) puis les galaxies NGC 679, 687, 753 et 759 (j'avais déjà vu 753 au 200 mm, jamais au 300 mm, et je ne connaissais pas les deux autres). Ensuite je vise au chercheur 59 And pour les deux galaxies suivantes. 59 And est une étoile double qui a la particularité d'avoir une autre étoile double comme voisine, toutes deux ayant une séparation semblable (même situation que γ Del). De là je vais voir NGC 828 (tache floue ronde faible près de la voisine double) puis 818 (belle galaxie allongée mais assez faible). Bon, et l'amas de Persée ? Encore trop bas. Il est quasiment 2h du matin et Aldébaran se lève. Bien que très bas, il est déjà brillant, c'est de bon augure pour la transparence. Dommage que, côté turbulence, ce soit à ce point infâme ! Pause ! Et je reviens à 3h30, malgré le sommeil, malgré mes bâillements. J'ai décidé de ne pas attendre 4h, après tout explorer l'amas de Persée risque d'être long. Je sors : hé ! Mais la constellation est déjà bien haute ! Pourtant, allez savoir pourquoi, je commence par pointer Jupiter, lui aussi bien haut (presque plein sud). Et là je ne comprends plus − mais je m'en plains pas : Jupiter est magnifique ! Ah, voilà, elle veut bien qu'on fasse la mise au point dessus ! Elle est terne, mais il y a des détails dans les bandes. Au-dessus de la SEB il y a une bande fine, puis une bande moins fine juste au-dessus, et celle-ci montre bien ses nodosités. L'ombre d'un satellite est en train de passer sur le disque (et s'apprête à en sortir), ombre contrastée dont on peut distinguer le disque et son diamètre. C'est dingue : le temps de faire une pose et le ciel s'est calmé ! Ça valait le coup de ne pas s'enformir. Tiens, le petit insecte lumineux bleu-vert (comme une nébuleuse planétaire) qui m'a tenu compagnie tout l'été a déménagé : il était à ma gauche, il est maintenant à ma droite (là où il était la première fois que je l'ai vue, en fait). Bon, après un long bâillement et les yeux qui peinent à rester ouverts, je décide qu'il est temps d'aller découvrir l'amas de Persée ! Je pars d'Algol et j'avance minutieusement. Hier j'ai préparé une carte avec le logiciel Guide. J'y suis entrée par le nord, par NGC 1265, avant de plonger au cœur et d'en sortir par l'ouest (côté Algol). Et là, les galaxies s'enchaînent. J'en avais vu 7 au Mewlon 210, cette nuit j'en ai vu 18 J'ai vu presque toutes les NGC et même un IC (mais pas les UGC). La liste complète dans l'ordre de parcours : NGC 1250, 1265, 1281, 1278, 1277, 1275, 1272, 1273, 1274, 1282, 1283, 1294, 1293, 1260, 1267, 1268, 1270, IC 310. NGC 1275 est la plus facile, et nettement. Même NGC 1272, malgré sa magnitude similaire, est nettement plus faible. La plus rigolote est NGC 1277 : une petite tache floue informe, très faible, juste à côté de NGC 1278, qui est bien plus grande et nettement moins faible. Les plus faibles sont NGC 1281, 1283, 1268 et IC 310 je dirais. À présent, le dessin ! Juste la région centrale, hein. Mis j'ai sommeil et je n'ai pas le courage. Il y a trop d'étoiles à placer. Et j'ai sommeil (déjà dit ?). Mais avant de me coucher, puisque Jupiter est redevenue intéressante, je décide de terminer sur Jupiter avec la tête binoculaire et les deux oculaires 12 mm (grossissement résultant de ×200). Devinez quoi ? C'est redevenu moche. En fait pas autant qu'au début. On voit bien toutes les bandes, mais les détails sont plus difficiles. En plus l'ombre est sortie, c'est moins drôle. Et puis par courts instants, durant moins d'une seconde, l'image devient riche. C'est assez frustrant à suivre (oh ! que c'est beau ! zut, c'est déjà fini... ça peut revenir, non ?... allez, calme-toi !... non ?... bon, j'arrête ?... oh ! c'est sup... zut, fini...) Je m'aperçois que j'ai vraiment sommeil. Mais le ciel est beau, Orion se lève et Rigel est à ras de l'horizon et pourtant déjà si brillante. Du coup je remets le XW 7 mm pour M42 : c'est pas mal du tout ! Elle est très basse, quelque part entre 5 et 10° de hauteur, mais on voit la forme générale, la couleur, l'aspect éclatant du Trapèze (seulement 4 étoiles). Et maintenant, au lit ! Sauf que la Baleine est plein sud et je sais qu'il y a des galaxies à voir dedans dans ma liste de 2018. Je retourne chercher ma liste de 2018. Voilà : NGC 720 et NGC 908 sont de magnitude 10,2 − presque dignes de Messier (qui s'est arrêté à 10,0 sur les galaxies). Je trouve facilement NGC 720 en partant du couple ζ-χ Cet, facile à reconnaître au chercheur. Elle est intéressante, c'est une galaxie allongée classique avec un petit centre brillant, et la vision décalée la révèle plus grande. Pour NGC 908, par contre, j'en ai bavé. Elle est plus bien plus basse, aux confins d'Éridan et du Fourneau. J'ai dû repartir de ζ-χ Cet pour le pointage, et quand je suis arrivé au chercheur dans la bonne zone, à l'oculaire il n'y avait rien : la région venait de passer derrière l'arbre (pour le tube, pas pour le chercheur !). Alors que la Lune venait de se lever en très fin croissant et que la nuit menaçait de se terminer, je me suis dépêché de porter le télescope cinq mètres sur la gauche et de refaire tout le pointage dans l'urgence. Au chercheur comme sur la carte, les étoiles étaient peu nombreuses. Déjà, j'ai remplacé le XW 7 mm pour le Nagler 9 mm. Puis, rapidement (mais sans paniquer), j'ai fait le cheminement final, pour tomber sur une grande et faible tache floue allongée sans détail. Eh oui : la nuit venait de se terminer, et en plus on est en-dessous de -20° de déclinaison, du coup c'est comme si elle avait perdu 2 magnitudes. À refaire ! Ensuite je me suis dépêché de tout remballer, je me suis couché, et aussitôt endormi ! Mine de rien, pour cette Centième, j'ai « découvert » 30 nouveaux objets (30 objets que je ne connaissais pas encore). J'ai vérifié : je n'avais pas fait mieux depuis 2004 et une séance consacrée aux galaxies de la Vierge hors amas. Ah, dans un 300 mm c'est sans fin ! Bon, rendez-vous les 03-04 septembre pour l'amas de Persée au 495 mm !

J'essaie, comme vous, d'essayer de comprendre la situation. Les "trolls", on connait : c'est le mec qui, au milieu d'une discussion sur la relativité générale, se pose en génie, ou explique que personne sauf lui n'a rien compris. VNA nous pose un problème parce qu'on ne sait jamais si il ne comprend pas un truc, si il ne dit pas une connerie, pour des raisons de "français/anglais" ou parce qu'il est un troll, ou juste parce qu'il est complètement con. Voire un combo des trois : américain, ultracrépidentiste et con. En fait, à la réflexion, je crois qu'il nous insupporte juste parce qu'il intervient dans des discussions, ou donne son avis, dans des domaines ou il ne comprend RIEN. Perso, par exemple, je n'interviens jamais dans Astropratique, pour discuter de la qualité optique de tel ou tel miroir, ou des réglages de la coma, ou des avantages de la monture Machin. Lui, si, hélas, il est là. Ce qui nous a probablement parasité, c'est son statut américain, on se dit "il est arrogant", ou "il comprend rien au français", etc etc. Non, c'est peut-être juste parce qu'il intervient massivement pour des dire des conneries, parce qu'il ne comprend rien. Une sorte de symptôme de La Tourette, dans un nouveau mode : au lieu de "Sainte Vierge à poil !", "enculé ! " "allez tous vous faire cuire le cul !", notre ami dit "les miroirs hexagonaux ne sont pas circulaires", ou "la sonde Curiosity a fait ceci ou cela", etc etc. Perso, je sais pas trop quoi faire, me marrer quand il sort une ânerie, ou "l'effacer" maintenant que je sais comment on fait.

Bonjour, Ce matin 25 août 2022, il me fallait absolument capter Vénus dans l'UV. Ceci afin de fabrique un nouveau planisphère avec quatre jours consécutifs. La planisphère on le fera bien plus tard. En attendant la bonne heure, il y avait Jupiter qui avait largement dépassé le méridien. Et baissait en direction du sud-ouest. La turbulence était bien présente et déformante. On va lui tirer le portrait quand même. Le ciel commence à s’éclaircir et les étoiles disparaissent. La turbulence va se calmer normalement dans deux heures environ, mais Jupiter sera inexplorable ici. Voici comment va finir Jupiter en plein jour et assez bas. On verra plus tard pour en faire quelque chose. Le petit satellite était IO. Jupiter est bien basse et le ciel maintenant très clair. Apparemment ça ne lui réussit pas. Mais pas du tout ! Jupiter dans le chercheur et ce n'est pas un objet ponctuel. Le chercheur 10x50 des Mewlon est bon optiquement. Ensuite on va tenter de nouveau Mars dans l'UV, même si ça n'apporte rien par rapport à un filtre Bleu. Christophe P. confirmera ou pas, s'il passe par ici. En isolant la couche Bleue, on voit les nuages plus facilement. Car après Vénus dans le voiles nuageux? On essaiera de capter Mercure un peu plus tard ? Voici ce que donne un des films de Mars. Je traite vraiment vite afin de couvrir plusieurs sujets à la fois. Comme souvent. Il faudrait prendre plus de temps et se limiter. Mercure serait à prendre aussi ce matin et on va essayer... Voici ce que donne Vénus à travers des voiles nuageux à n'en plus finir ! Il est midi et je cherche Mercure sans la trouver. Et j'ai un faux contact sur une prise USB. Je laisse tomber et reprendrai en fin d'après-midi. Étant donné que j'ai utilisé le Soleil, autant en profiter pour détailler un joli groupe de taches. -> Mewlon 250 FD=12 ZWO ASI 290MM et filtre Rouge, j'aurais du mettre le filtre Vert mais c'était pour Mercure. Empilement de quelques dizaines d'images. La granulation est assez sympathique même si l'on n'a pas toute la résolution du T250 ici. Lucien

Je suppose que ce reproche m'est en partie adressé, mais ma position est assez simple: Soit un membre est considéré comme indésirable, et alors l'administration le vire. Soit il n'est pas viré, ce qui a l'heure où on se parle est le cas, et alors on peut penser que l'administration du forum le juge digne de participer. Auquel cas la logique est d'interagir avec lui. Chacun est libre de le faire ou pas, et de lire les échanges ou pas. Je reconnais qu'en l'espèce, le cas est désespérant.

Salut Simon, superbe image et merci pour la série mono instructive ! Alors j'ai bien regardé ta série et... les trois images sont vraiment très, très proches en terme de finesse. En fait la L est légèrement mieux résolue que la V... qui a pour elle un peu plus de contraste dans les bandes, mais, elle n'est pas meilleure. La J non plus... mais comme elle élimine le bleu, ça remonte le contraste des petites structures. En bref, tu peux essayer voir ce que ça donne, mais je doute que ça fasse une grosse différence... surtout que toute solution cherchant à se passer du bleu se traduira immanquablement par des teintes un peu fluo Il y a deux autres options, un peu plus "naturelles", que tu peux aussi envisager: 1) Le problème de la couche bleue moins bonne que les autres, avec les SC, peut se corriger au moins en partie avec un truc que j'explique dans mon bouquin, le traitement différentiel des couches. La technique chercher à rééquilibrer les micro-contrastes en apportant un surcroît de traitement sur les couches plus affectées par la turbulence ou les soucis optiques - en l'occurrence, la bleue le plus souvent. Il suffit de la traiter avec un niveau supérieur d'ondelette, par exemple. Dans ton cas, ton SC n'est visiblement pas mauvais dans cette bande. Donc la technique va apporter un réel plus. 2) Changer le filtre B Astronomik par son homologue du set deep-sky pourrait également être très efficace. On en avait déjà parlé. Le filtre bloque les longueurs d'onde les plus courtes, les plus affectées par le sphérochromatisme. Il y aura sans doute un léger décalage des teintes en conséquence, mais à mon avis négligeable... Ce filtre ne me sert pas beaucoup. Si tu le souhaites, je te l'envoies pour que tu testes...

bonjour à tous quelques vues de Jupiter du 23/08 Normalement, c'était pas prévu que je sorte cette nuit là (les sites prévoyaient des nuages) finalement vers 3h en jetant un œil dehors, le ciel était bien dégagé. le temps d'ouvrir l’abri, de sortir le pc et autres j'ai démarré les captures vers 4h locale avec plutôt des bonnes conditions Couleur avec la 462 et la barlow 2.1 Ch4 avec la barlow 1.5 Couleur avec la 462 et la barlow 2.1 me reste quelques Mars à traiter et aussi les images du 24 avec aussi des bonnes conditions. bon ciel

Voui, j'ai aussi perçu ce bruit assourdissant . En mode branquignole, à main levée, même avec une plus grande ouverture, si je joue avec moins d' ISO en baissant la vitesse 📸....d'obturation , avec ma tremblote de vieil ému par le spectacle, je te dis pas le filé d'étoile ( Vénus ) ! J'ai débruité très légèrement avec un logiciel pour joli ciel, mais ça a tendance à délaver les contours des sujets. Par contre la colorimétrie est quasi bio et en semblance avec la réalité. 👁👆😌🌈 Les spectacles célestes ont cette particularité , simples, bien huilés. Il sont faits pour le regard des Hommes. Deux belles pour le prix d'une...sortie du lit à 6 heures du mat, et j'ai encore des frissons 😴👆😳📸 Ah , une de mes lumières dans la nuit est de retour ! 🙏 C'est que je tiens l'Helvétie pour une lanterne 🤗✨ Merci à tous pour votre transit sur ce rapprochement matinal 🥂

Jolies photo Patrick. Au fait, ton nouvel avatar me fout les pétoches...

Je n'ai pas prévu de décéder. Après chacun fait ce qu'il veut.

Wahoo, non di diou alors là, tu as mis la barre très très haute et ton image panoramique qui est vraiment de toute beauté. C'est carrément SPLENDIDE et tu devrais l'envoyer à l'APOD Je vais finir pas être jaloux car maintenant, je me retrouve avec une image panoramique de nain et complètement nulle : https://www.astrobin.com/rfrqxj/ par rapport à la tienne qui est resplendissante. Je te félicite très sincèrement car tu as fait un travail de titan Amitiés Franck

Une image de toute beauté, la panorama est magnifique Bon ciel pour continuer l'exoploration de Céphée alors

Merci Paul, jamais une image ne m'aura fait passer autant de temps sous les étoiles. En plus j'ai maintenant une chouette Hulotte qui m"accompagne de ces cris nocturnes. Je crois que je suis sur son territoire et elle n'apprécie pas !

Super ! je n'ose pas imaginer si une telle image était montrée à nos yeux de 1982...à l'époque, une telle résolution n'était je pense même pas accessible en argentique, et même pas depuis le Palomar...ça aurait été la révolution !! ...le temps a passé !

Je ne ciblais personne en particuliers, mais tu peux te sentir concerné dans la mesure ou tu nourris le monstre. Cette logique m'échappe complètement. Ce n'est pas parce que l'administration reste inactive qu'il faut alimenter le problème par des échanges sans fin, qui au final, n'ont strictement plus rien à voir avec les sujets qui nous réunissent sur ce forum. Sommes nous là pour réformer un esprit malade ou pour discuter astro. ? La rancœur peut vous bouffer de l'intérieur. Concentrons-nous sur des choses positives. Je ne donne pas de leçon, seulement mon opinion, mais d'une plume légère virevoltant dans la fureur du vent.

Merci encore les gars ! Je vais voir à me rapprocher de vos paramètres surtout pour mon histo vraiment pas terrible.

Si seulement tout le monde pouvait s'en tenir à ce sage conseil, on pourrait peut-être en revenir aux choses intéressantes. Une pétition pour une exclusion définitive ? Je signe.

Moi aussi je m'amuse. Traité avec Siril en développement et darktable: C'est fait vite fait, mais j'arrive pas a la cheville de @jeffbax

Bonjour Valère! Jolie série avec de belles animations en effet, il est bien ce C9 Je commente un peu le bloc d'informations. Je constate que l'USB Traffic est à 85. Pourquoi pas 100? Avec les caméras ASI le maximum a toujours été le meilleur pour moi (incidemment, si tu as eu des problèmes apparemment dus au buffer, ça pourrait aussi venir de là). Je trouve très bizarre que FC ait aussi mal évalué la focale. As-tu la même valeur pour des captures avec une fenêtre plus carrée et centrée sur la planète? Et oui je comprends l'idée de s'en tenir à un temps de pose aussi bas que possible. Mais 148 c'est vraiment bas pour l'histo, tu te prives de près de la moitié de la dynamique. Tu pourrais certainement jouer un peu sur le gain, au moins, non? Avec mon C9 cette année je suis en général à 8 ms et un gain de l'ordre de 330/600 avec ma 224MC. Et je travaille à environ F/23 selon FC. Et enfin, c'est bien la première fois que je vois un WBlue inférieur à 99 sur une ASI, mais je ne connais pas les caractéristiques de la 120, alors je te fais confiance là-dessus. Bonne rentrée! Moi j'ai fini ça il y a deux ans :-) Daniel

Tout d'abord, merci à tous. C'est flatteur et encourageant. @Simon Fabre Comme ça, ce serait mieux? J'ai repris depuis une brute et tenté un autre procédé. Et je l'ai redimensionnée à 0.85 parce que je les empile à x1.5, mais c'est un peu grand (et ça réduit un peu le bruit après traitement).

Désolé, j'ai gardé que la presque full à 5000 pixels ci-dessous au lieu des 6000