La nébuleuse de l'Ange est une nébuleuse par réflexion située à environ 2700 années-lumière dans la constellation équatoriale de Monoceros (la Licorne). Elle fait partie de Monoceros R2, l'une des régions de formation d'étoiles massives les plus proches du Soleil. La nébuleuse porte le nom de NGC 2170 dans le nouveau catalogue général.
La nébuleuse de l'Ange est la partie la plus brillante et la plus occidentale du nuage moléculaire géant de Monoceros R2. Cette nébuleuse poussiéreuse reflète la lumière des étoiles chaudes voisines et contient en son centre une région H II compacte cataloguée PKS 0605-06.
Des observations dans l'infrarouge ont révélé des signes de formation stellaire en cours dans la nébuleuse. Les jeunes étoiles massives sont dissimulées par les épais nuages de poussière et ne sont pas visibles en lumière visible, mais elles brillent dans la bande infrarouge. Leurs vents puissants et leur rayonnement sont responsables de la formation de la poussière et du gaz de la nébuleuse.
Monoceros R2 est une association R, une association stellaire dont les membres illuminent des nébuleuses par réflexion. NGC 2170 est l'une des nombreuses nébuleuses par réflexion bleutées dans la région de Monoceros R2. Le nuage moléculaire contient également une région d'émission rouge compacte et de nombreuses nébuleuses d'absorption sombres.
La nébuleuse de l'Ange est également cataloguée comme la source infrarouge Mon R2 IRS3. La source infrarouge est un système protostellaire massif qui a été résolu en deux composantes, A et B. Les étoiles nouvellement formées sont intégrées dans leurs enveloppes protostellaires et accrètent la matière de leurs nuages parents.
La source infrarouge est associée à un maser d'eau brillant et à l'un des masers OH les plus brillants du ciel. Les masers d'eau se trouvent généralement dans les nuages moléculaires. Les plus brillants et les plus intenses sont généralement associés à des protoétoiles massives. Les masers OH sont généralement observés dans des régions H II ultracompactes ou sont associés à des étoiles nouvellement formées près des bords d'un matériau très dense.
La distance de NGC 2170 est incertaine, mais la plupart des estimations sont proches de la valeur de 2707 ± 163 années-lumière (830 ± 50 parsecs).
La nébuleuse de l'Ange a été découverte par l'astronome britannique d'origine allemande William Herschel le 16 octobre 1784. Herschel a repéré la nébuleuse avec sa lunette de 18,7 pouces et l'a cataloguée comme IV 19. Son fils John Herschel a catalogué la nébuleuse sous le nom de GC 1362, et l'astronome danois John Louis Emil Dreyer l'a répertoriée sous le nom de NGC 2170 dans le Nouveau Catalogue Général.
La région Monoceros R2 a une masse totale de 3,80 x 104 masses solaires. La région de formation d'étoiles contient également la source infrarouge Mon R2 IRS2, qui est la principale source d'illumination.
Monoceros R2 apparaît comme une chaîne de nébuleuses par réflexion qui s'étend sur 2,4 degrés du ciel, ce qui correspond à une extension physique de 35 parsecs. Le nuage moléculaire se trouve à 830 parsecs, presque exactement entre les nuages moléculaires d'Orion A et d'Orion B et l'association OB1 de Canis Major. Les nuages moléculaires d'Orion se trouvent à environ 400 parsecs et Canis Major OB1 à 1 200 parsecs.
Voici NGC 5728, une galaxie spirale située à environ 130 millions d'années-lumière de la Terre. Cette image a été prise à l'aide de la caméra à grand champ 3 (WFC3) de Hubble, qui est extrêmement sensible à la lumière visible et infrarouge. Par conséquent, cette image capture magnifiquement les régions de NGC 5728 qui émettent de la lumière visible et infrarouge. Cependant, les galaxies telles que NGC 5728 peuvent émettre de nombreux autres types de lumière que le WFC3 ne peut pas voir.
Sur cette image, NGC 5728 apparaît comme une galaxie spirale barrée, élégante et lumineuse. Ce que cette image ne montre pas, cependant, c'est que NGC 5728 est également un type de galaxie monumentalement énergétique, connu sous le nom de galaxie de Seyfert. Cette catégorie de galaxies extrêmement énergétiques est alimentée par leurs noyaux actifs, connus sous le nom de noyaux actifs de galaxie (AGN). Il existe de nombreux types d'AGN, et seuls certains d'entre eux alimentent les galaxies de Seyfert. NGC 5728, comme toutes les galaxies de Seyfert, se distingue des autres galaxies à AGN par le fait que la galaxie elle-même est clairement visible. D'autres types d'AGN, comme les quasars, émettent tellement de rayonnement qu'il est presque impossible d'observer la galaxie qui les abrite. Comme le montre cette image, NGC 5728 est clairement observable et, aux longueurs d'onde optiques et infrarouges, elle semble tout à fait normale. Il est fascinant de savoir que le centre de la galaxie émet de grandes quantités de lumière dans des parties du spectre électromagnétique auxquelles le WFC3 n'est tout simplement pas sensible! Pour compliquer les choses, l'AGN au cœur de NGC 5728 pourrait en fait émettre de la lumière visible et infrarouge, mais celle-ci pourrait être bloquée par la poussière qui entoure le cœur de la galaxie.
L'étoile la plus visible sur le bord de la galaxie (en apparence) est Gaia DR3 6285464499148592000, un soleil orange 10% moins gros et 20% moins massif que le Soleil située à 1989 années-lumière. Sa durée de vie est estimée 18 milliards d'années.
L'étoile proche de centre de la galaxie est Gaia DR3 6285466045336820352, un gros soleil orange 5 fois plus gros et 2 fois plus massif que le Soleil situé à 12151 années-lumière.
La plupart des galaxies que nous connaissons appartiennent à l'un des deux types facilement identifiables. Les galaxies spirales sont jeunes et énergiques, remplies du gaz nécessaire à la formation de nouvelles étoiles et dotées de bras spiraux abritant des étoiles chaudes et brillantes. Les galaxies elliptiques ont un aspect beaucoup plus piétonnier, leur lumière provenant d'une population uniforme d'étoiles plus vieilles et plus rouges. Mais d'autres galaxies nécessitent une étude approfondie pour être comprises : c'est le cas de NGC 4694, une galaxie située à 54 millions d'années-lumière de la Terre dans l'amas de galaxies de la Vierge.
NGC 4694 possède un disque lisse et sans bras qui, comme une galaxie elliptique, est pratiquement dépourvu de formation d'étoiles. Cependant, sa population stellaire est encore relativement jeune et de nouvelles étoiles se forment activement dans son noyau, ce qui explique la luminosité que nous pouvons voir sur cette image et lui donne un profil stellaire nettement différent de celui d'une galaxie elliptique classique. La galaxie est également imprégnée du type de gaz et de poussière que l'on trouve normalement dans une jeune galaxie spirale. Les galaxies elliptiques contiennent souvent des quantités importantes de poussière, mais pas le gaz nécessaire à la formation de nouvelles étoiles. NGC 4694 est entourée d'un énorme nuage d'hydrogène invisible, carburant nécessaire à la formation d'étoiles. C'est cette activité stellaire qui est à l'origine des observations de Hubble.
Comme le montre cette image de Hubble, la poussière dans cette galaxie forme des structures chaotiques qui indiquent une sorte de perturbation. Il s'avère que le nuage d'hydrogène gazeux autour de NGC 4694 forme un long pont avec une galaxie naine peu lumineuse située à proximité et nommée VCC 2062. Les deux galaxies ont subi une violente collision et la plus grande, NGC 4694, accrète le gaz de la plus petite galaxie. En raison de sa forme particulière et de son activité de formation d'étoiles, NGC 4694 a été classée dans la catégorie des galaxies lenticulaires : elle ne possède pas les bras caractéristiques d'une galaxie spirale, mais n'est pas aussi dépourvue de gaz qu'une galaxie elliptique, et possède toujours un bulbe et un disque galactiques. Certaines galaxies ne sont pas faciles à classer dans l'une ou l'autre catégorie.
L'étoile la plus visible à droite est Gaia DR3 3927389121337857664, un soleil jaune 2 fois plus gros et 1,4 fois plus massif que le Soleil située à 5115 années-lumière. L'étoile la plus visible à gauche est Gaia DR3 3927389190057335808, une étoile orange de la taille et 25% moins massif que le Soleil située à 4612 années-lumière.
L'étoile visible la plus proche de NGC 4694 est Gaia DR3 3927389155697596800, une étoile orange 10% moins grosse et 23% moins massive que le Soleil située à 6749 années-lumière.
Le trio des Poissons, situé dans la constellation des Poissons, comprend NGC 467, NGC 470 et NGC 474.
L'étoile la plus visible sur ce cliché est HD 7991, une étoile au déplacement rapide. Il s'agit d'une géante orange/rouge 11 fois plus grosse et 3 fois plus massive que le Soleil et située à 625 années-lumière. L'étoile brillante à gauche d'elle est TYC 23-21-1, un soleil jaune 3 fois plus gros et 1,6 fois plus massif que le Soleil situé à 840 années-lumière.
La galaxie à droite de HD 7991 est NGC 467. Elle est située à 112 millions d'années-lumière. Son diamètre est de l'ordre de 81000 années-lumière.
La galaxie spirale vers le milieu à droite est NGC 470. Elle est située à 112 millions d'années-lumière. Son diamètre est de l'ordre de 81000 années-lumière. Elle est située à 109 millions d'années-lumière. Son diamètre est de l'ordre de 104000 années-lumière. La galaxie à gauche est NGC 474. Elle est située à 105 millions d'années-lumière. Son diamètre est de l'ordre de 16000 années-lumière.
On pense que ces structures en coquilles de NGC 474 pourraient venir de l'absorption de plusieurs petites galaxies dans le passé, mais ce n'est pas certain. Elles pourraient aussi avoir été produites par une collision avec la galaxie spirale NGC 470.
La galaxie sous TYC 23-21-1 est MCG+00-04-083. Il s'agit d'une galaxie naine située à 102 millions d'années-lumière. Son diamètre est estimé à 26000 années-lumière.
La galaxie à droite de HD 7991 est LEDA 1249151. Nous ne savons pas grand chose à son sujet.
La galaxie à gauche de NGC 474 à droite de deux étoiles est 2MASX J01203953+0325416. Elle est située à 328 millions d'années-lumière. Son diamètre est estimé à 54000 années-lumière.
La galaxie au bord du cliché entre deux étoiles est WISEA J012052.59+032022.9. Elle est située à 147 millions d'années-lumière. Son diamètre n'a pas été estimée. L'étoile au-dessus d'elle est 2MASS J01205658+0322007, un soleil comme a peu près comme le nôtre située à 1093 années-lumière. A noter qu'à côté de la galaxie WiSEA a été détectée une supernova: iPTF 13dkx. Elle a été observée dans le proche infra-rouge:
Sh2-174 (aussi connue sous le nom LBN 120.29+18.39) est une nébuleuse planétaire visible dans la constellation de Céphée.
C'est l'une des nébuleuses planétaires les plus septentrionales de la voûte céleste. Elle est située à environ 3° au nord de γ Cephei et est visible sur des photos à longue exposition prises avec un puissant télescope amateur. Sa déclinaison fortement septentrionale signifie qu'elle peut être observée presque exclusivement depuis l'hémisphère nord, où elle est circumpolaire jusqu'aux latitudes tropicales.
Le nuage, catalogué comme une nébuleuse en émission générique dans les années 1960, n'a jamais montré de signes de formation d'étoiles en cours, et l'étoile ionisante de ses gaz n'a jamais été connue. Au cours des années 90, l'hypothèse a été avancée qu'il s'agissait d'une nébuleuse planétaire, dont l'étoile centrale s'est glissée au fil du temps hors de l'enveloppe gazeuse qu'elle s'est créée, étant donné que ses dimensions étaient trop petites pour être une région H II, mais comparables à celles d'une région nébuleuse planétaire. Cette étoile ionisante serait la naine blanche cataloguée GD 561, située à l'extérieur du nuage. La distance, à partir de laquelle les dimensions ont été dérivées, a été obtenue par l'étude de la vitesse radiale, et est indiquée à 946 années-lumière.
Sur l'image qui suit, j'ai entouré en rouge, la naine blanche de l'origine de la nébuleuse. 10 étoiles ont été numérotées pour être identifiées:
1 - TYC 4614-901-1, une géante rouge 10 fois plus grosse et deux fois plus massive que le Soleil située à 1957 années-lumière. 2 - IRAS 23449+8044, une autre géante rouge 38 fois plus grosse et 4 fois plus massive que le Soleil située à 3174 années-lumière. 3 - BD+80 783, une géante orange 8 fois plus grosse et 3 fois plus massive que le Soleil située à 1078 années-lumière. 4 - Gaia DR3 2286338811105958528, une géante rouge 21 plus grosse et 3 fois plus massive que le Soleil située à 6547 années-lumière. 5 - BD+80 781, une géante rouge 13 fois plus grosse et 3 fois plus massive que le Soleil située à 1499 années-lumière. 6 - TYC 4614-962-1, une étoile jaune 10% plus petite et 25% moins massive que le Soleil située à 461 années-lumière. 7 - TYC 4614-907-1, une étoile jaune 2 fois plus grosse et 1,4 fois plus massive que Soleil située à 862 années-lumière. 8 - TYC 4614-1081-1, une étoile jaune orange 15% plus petite et 25% moins massive que le Soleil située à 478 années-lumière. 9 - LP 12-181, une étoile orange au déplacement rapide 30% mois grosse et 40% moins massive que le Soleil située à 171 années-lumière. 10 - BD+79 795a, une géante orange 19 fois plus grosse et 3 fois plus massive que le Soleil située à 4099 années-lumière.
A noter la présence de la galaxie LEDA 2783942 située à environ 370 millions d'années-lumière:
Comme le diamètre apparent de LEDA 2783942 est de 49 arcsec, son plus grand diamètre compte-tenu de sa distance serait de 88000 années-lumière.
Contrairement aux autres pangolins, le pangolin de Temminck (Smutsia temminckii) est bipède, marchant et supportant le poids sur ses pattes arrière, les membres antérieurs étant repliés vers la poitrine, et la queue étant maintenue hors du sol et utilisée comme contrepoids.
Il ne reste plus que cet animal pour imiter la marche bipède en porte-à-faux des dinosaures.
Le pangolin de Temminck reste donc, presque par hasard, un vestige d'un mode de locomotion qui régnait autrefois sur le monde terrestre.
Le parc national de la forêt pétrifiée est situé dans les comtés de Navajo et d'Apache, dans le nord-est de l'Arizona. Nommé en raison de ses importants gisements de bois pétrifié, le parc couvre environ 900 kilomètres carrés et comprend une steppe arbustive semi-désertique ainsi que des badlands colorés et fortement érodés. Le siège du parc se trouve à environ 42 km à l'est de Holbrook, le long de l'Interstate 40 (I-40), qui est parallèle au Southern Transcon de la BNSF Railway, à la Puerco River et à l'historique U.S. Route 66, qui traversent tous le parc d'une manière approximativement est-ouest. Le site, dont la partie nord s'étend dans le Painted Desert, a été déclaré monument national en 1906 et parc national en 1962. Le parc a reçu 644 922 visiteurs récréatifs en 2018.
Avec une altitude moyenne de 1600 m, le climat du parc est sec et venteux, avec des températures qui varient entre des maxima estivaux d'environ 38°C et des minima hivernaux bien en dessous du point de congélation. Le parc compte plus de 400 espèces de plantes, dominées par des graminées telles que le bunchgrass, le blue grama et le sacaton. La faune comprend de grands animaux comme le pronghorn, le coyote et le lynx roux, de nombreux animaux plus petits comme la souris sylvestre, les serpents, les lézards et sept sortes d'amphibiens, ainsi que plus de 200 espèces d'oiseaux, dont certains sont des résidents permanents et d'autres des migrateurs. Environ un tiers du parc est considéré comme sauvage (203 km2).
La forêt pétrifiée est connue pour ses fossiles, en particulier les arbres tombés au sol qui vivaient à l'époque du Trias tardif, il y a environ 225 millions d'années. Les sédiments contenant les troncs fossiles font partie de la formation Chinle, très répandue et colorée, qui a donné son nom au Painted Desert (désert peint). Il y a environ 60 millions d'années, le plateau du Colorado, dont le parc fait partie, a été poussé vers le haut par les forces tectoniques et exposé à une érosion accrue. Toutes les couches rocheuses du parc situées au-dessus du Chinle, à l'exception des couches géologiquement récentes que l'on trouve dans certaines parties du parc, ont été enlevées par le vent et l'eau. Outre les troncs pétrifiés, les fossiles découverts dans le parc comprennent des fougères du Trias tardif, des cycades, des ginkgos et de nombreuses autres plantes, ainsi qu'une faune comprenant des reptiles géants appelés phytosaures, de grands amphibiens et les premiers dinosaures. Les paléontologues déterrent et étudient les fossiles du parc depuis le début du 20e siècle.
Les premiers habitants du parc sont arrivés il y a 13000 ans. Ces hommes de l'ère Clovis sont les ancêtres des Amérindiens. Il y a environ 2500 ans, les agriculteurs du Pueblo ancestral cultivaient le maïs et vivaient dans des maisons souterraines dans ce qui allait devenir le parc. Il y a 1 000 ans, les agriculteurs du Pueblo ancestral vivaient dans des habitations en maçonnerie en surface appelées pueblos et se réunissaient dans de grands bâtiments communautaires appelés grands kivas. Vers 1450 après J.-C., les fermiers Pueblo ancestraux de la forêt pétrifiée ont migré pour rejoindre les communautés en plein essor des mesas Hopi au nord-ouest et du Pueblo de Zuni à l'est - ces lieux abritent encore aujourd'hui des milliers de membres des communautés descendantes. Plus de 1000 sites archéologiques, dont des pétroglyphes, ont été découverts dans le parc. Ces lieux ancestraux restent importants pour les communautés de descendants. Au XVIe siècle, des explorateurs espagnols ont visité la région et, au milieu du XIXe siècle, une équipe américaine a arpenté une route est-ouest traversant la zone où se trouve aujourd'hui le parc et a noté la présence de bois pétrifié. Plus tard, des routes et une voie ferrée ont suivi des itinéraires similaires et ont donné lieu au tourisme et, avant que le parc ne soit protégé, à l'enlèvement de fossiles à grande échelle. Le vol de bois pétrifié reste un problème au 21e siècle.
Le parc national de Petrified Forest est situé à cheval sur la frontière entre le comté d'Apache et le comté de Navajo, dans le nord-est de l'Arizona. Le parc mesure environ 50 km du nord au sud et sa largeur varie d'un maximum d'environ 20 km au nord à un minimum d'environ 1,6 km le long d'un corridor étroit entre le nord et le sud, où le parc s'élargit à nouveau à environ 6 à 8 km.
Le parc national de la forêt pétrifiée est connu pour ses fossiles, en particulier ceux d'arbres tombés au sol qui vivaient à l'époque du Trias tardif de l'ère mésozoïque, il y a environ 225 à 207 millions d'années. À cette époque, la région qui constitue aujourd'hui le parc était proche de l'équateur, sur la bordure sud-ouest du supercontinent Pangée, et son climat était humide et subtropical. Ce qui est devenu plus tard le nord-est de l'Arizona était une plaine basse flanquée de montagnes au sud et au sud-est et d'une mer à l'ouest. Les cours d'eau qui traversent la plaine depuis les hauts plateaux déposent des sédiments inorganiques et de la matière organique, notamment des arbres ainsi que d'autres plantes et animaux qui ont pénétré ou sont tombés dans l'eau. Bien que la plupart des matières organiques se décomposent rapidement ou soient mangées par d'autres organismes, certaines sont enfouies si rapidement qu'elles restent intactes et peuvent se fossiliser. Dans le parc, les sédiments contenant les troncs fossiles qui ont donné leur nom au parc font partie de la formation de Chinle.
Le Chinle coloré, qui apparaît en surface dans de nombreuses régions du sud-ouest des États-Unis et qui a donné son nom au Painted Desert (désert peint), atteint une épaisseur de 240 m dans le parc. Il est constitué d'une variété de roches sédimentaires comprenant des lits de mudstone, siltstone et claystone tendres et à grain fin - dont une grande partie est constituée de bentonite - ainsi que des grès et conglomérats plus durs et du calcaire. Exposé au vent et à l'eau, le Chinle s'érode généralement de manière différenciée pour former des badlands composés de falaises, de ravins, de mesas, de buttes et de collines arrondies. Son argile bentonitique, qui gonfle lorsqu'elle est humide et rétrécit en séchant, provoque des mouvements de surface et des fissures qui découragent la croissance des plantes. L'absence de couverture végétale rend le Chinle particulièrement sensible aux intempéries.
Il y a environ 60 millions d'années, des mouvements tectoniques de la croûte terrestre ont commencé à soulever le plateau du Colorado, dont le Painted Desert fait partie, et certaines parties du plateau ont fini par s'élever à 3 000 m au-dessus du niveau de la mer. Cette déformation de la surface de la Terre a entraîné la destruction progressive et continue du plateau par l'érosion. Une discordance (rupture dans l'enregistrement des roches) d'environ 200 millions d'années se produit à l'intérieur du parc, où l'érosion a éliminé toutes les couches rocheuses situées au-dessus du Chinle, à l'exception de celles qui sont géologiquement récentes. La formation Bidahochi, mise en place il y a seulement 4 à 8 millions d'années, repose directement sur le Chinle, et les roches mises en place au Jurassique, au Crétacé et dans une grande partie du Tertiaire sont absentes.
Pendant la période de dépôt du Bidahochi, un grand bassin lacustre couvrait une grande partie du nord-est de l'Arizona. Les couches plus anciennes (inférieures) de la formation sont constituées de dépôts fluviaux et lacustres (liés aux lacs) de limon, de sable et d'argile. Le Bidahochi plus jeune (supérieur) contient des cendres et des laves provenant de volcans qui sont entrés en éruption à proximité et jusqu'au sud-ouest du Nevada[18]. Bien qu'une grande partie du Bidahochi ait été érodée depuis, une petite partie affleure dans la partie nord du parc, sur Pilot Rock dans la section sauvage du parc et le long du bord du Painted Desert entre les points Pintado et Tawa. [L'érosion du Bidahochi a mis au jour des reliefs volcaniques appelés maars (cratères volcaniques à fond plat et à peu près circulaires d'origine explosive). Une cheminée de maar peut être observée depuis le belvédère de la pointe Pintado.
Au cours de la période quaternaire (il y a 2,6 millions d'années jusqu'à aujourd'hui), des dépôts de sable et d'alluvions soufflés par le vent ont recouvert une grande partie du Chinle et du Bidahochi. L'âge des dunes les plus anciennes varie de 500000 ans en altitude dans la partie nord du parc à environ 10000 ans dans les zones de drainage sablonneuses telles que Lithodendron Wash. Stabilisées par des herbes et d'autres végétaux, les jeunes dunes d'environ 1000 ans se trouvent dans tout le parc.
Au cours du Trias supérieur, les arbres abattus qui s'accumulaient dans les cours d'eau de ce qui est devenu le parc ont été périodiquement ensevelis par des sédiments contenant des cendres volcaniques. Les eaux souterraines ont dissous la silice (dioxyde de silicium) des cendres et l'ont transportée dans les troncs, où elle a formé des cristaux de quartz qui ont progressivement remplacé la matière organique. Des traces d'oxyde de fer et d'autres substances se sont combinées à la silice pour créer des couleurs variées dans le bois pétrifié.
Dans le parc national de la forêt pétrifiée, la plupart des troncs d'arbres ont conservé leur forme extérieure originale pendant la pétrification, mais ont perdu leur structure interne. Cependant, une petite fraction des troncs et la plupart des os d'animaux pétrifiés du parc présentent des cellules et d'autres espaces remplis de minéraux, mais qui conservent une grande partie de leur structure organique d'origine. Avec ces fossiles perminéralisés, il est possible d'étudier la composition cellulaire des organismes originaux à l'aide d'un microscope. D'autres matières organiques - généralement des feuilles, des graines, des pommes de pin, des grains de pollen, des spores, de petites tiges et des restes de poissons, d'insectes et d'animaux - ont été préservées dans le parc sous forme de fossiles de compression, aplatis par le poids des sédiments qui les recouvrent jusqu'à ce qu'il ne reste plus qu'une fine pellicule dans la roche.
Une grande partie du bois pétrifié du parc provient de l'Araucarioxylon arizonicum, un conifère éteint, tandis que certains arbres trouvés dans la partie nord du parc proviennent de Woodworthia arizonica et de Schilderia adamanica. Au moins neuf espèces d'arbres fossiles du parc ont été identifiées ; toutes sont éteintes. Le parc possède bien d'autres types de fossiles que les arbres. Le Chinle, considéré comme l'un des gisements de plantes fossiles du Trias supérieur les plus riches au monde, contient plus de 200 taxons de plantes fossiles. Les groupes de plantes représentés dans le parc comprennent les lycophytes, les fougères, les cycades, les conifères, les ginkgos, ainsi que des formes non classifiées. Le parc a également produit l'un des assemblages les plus diversifiés de vertébrés fossiles du Trias supérieur. Parmi les groupes représentés figurent les premiers dinosaures théropodes, les archosaures de la lignée des crocodiles, les amphibiens temnospondyles, les lissamphibiens, les diapsides non archosauromorphes, ainsi que d'autres dinosauromorphes et archosauromorphes. Les dicynodontes sont extrêmement rares bien qu'ils soient abondamment représentés dans la carrière de Placerias près de St. Johns. Les invertébrés fossiles comprennent des escargots et des palourdes d'eau douce. La plus ancienne écrevisse fossile, Enoploclytia porteri, a également été décrite dans le parc, bien qu'elle ne soit pas considérée comme une écrevisse à proprement parler (elle est plutôt classée dans la catégorie des Erymidae).
Les trois étoiles bleues bien visibles sur ce cliché sont (de haut en bas): - 27 Vir, une étoile bleue 2 fois plus grande et massive que le Soleil. Elle est située à 234 années-lumière. - rho Vir, une étoile plus bleue que 27 Vir 1,5 fois plus grande et 2 fois plus massive que le Soleil. Elle est située à 126 années-lumière. - HD 110412, un étoile aussi bleue que 27 Vir 4 fois plus grosse et 3 fois plus massive que le Soleil située à 477 années-lumière.
De gauche à droite, on peut voir 2 galaxie: NGC 4608 et NGC 4596. Elles sont respectivement situées à 67 et 38 millions d'années-lumière.
NGC 1559 est une galaxie spirale barrée située dans la constellation du Réticule, près du Grand Nuage de Magellan, mais beaucoup plus éloignée, à environ 35 millions d'années-lumière de la Terre. Hubble a visité cet objet pour la dernière fois en 2018. La lumière brillante capturée dans cette image offre une mine d'informations qui, grâce à Hubble, peuvent être utilisées à la fois par les scientifiques et le public.
La quantité de nébuleuses dans cette galaxie est impressionnante, sans oublier leur grande taille!
Cette galaxie est à peine plus petite que la Voie lactée (75000 à 96000 années-lumière de diamètre), et elle est gravitationnellement isolée.
Cette image est composée de dix images différentes prises par le télescope spatial Hubble, chacune filtrée pour recueillir la lumière d'une longueur d'onde ou d'une gamme de longueurs d'onde spécifique. Elle couvre la sensibilité de Hubble à la lumière, de l'ultraviolet (275 nanomètres) au proche infrarouge (1600 nanomètres), en passant par le bleu, le vert et le rouge. Cela permet d'enregistrer des informations sur de nombreux processus astrophysiques dans la galaxie: le filtre rouge de 656 nanomètres utilisé ici en est un exemple notable. Les atomes d'hydrogène ionisés peuvent émettre de la lumière à cette longueur d'onde particulière, appelée émission H-alpha. Les nouvelles étoiles qui se forment dans un nuage moléculaire, composé principalement d'hydrogène, émettent de grandes quantités de lumière ultraviolette qui est absorbée par le nuage, mais qui l'ionise et le fait briller de cette lumière H-alpha. Par conséquent, un filtrage permettant de ne détecter que cette lumière constitue un moyen fiable de détecter les zones de formation d'étoiles (appelées régions H II), illustrées sur cette image par les couleurs rouge et rose vives des taches florissantes qui remplissent les bras spiraux de NGC 1559.
Ces dix images proviennent de six programmes d'observation différents avec Hubble, de 2009 à aujourd'hui. Ces programmes ont été menés par des équipes d'astronomes du monde entier avec des objectifs scientifiques variés, allant de l'étude du gaz ionisé et de la formation des étoiles, au suivi d'une supernova, en passant par le suivi des étoiles variables pour contribuer au calcul de la constante de Hubble. Les données issues de toutes ces observations sont conservées dans les archives de Hubble, à la disposition de tous, non seulement pour de nouvelles recherches scientifiques, mais aussi pour créer des images spectaculaires comme celle-ci ! Cette image de NGC 1559 rappelle donc les opportunités incroyables que le télescope spatial Hubble a offertes et continue d'offrir.
Voici 6 étoiles identifiées sur le cliché du HST numérotées de 1 à 6 (n'hésitez pas à zoomer):
1 - Gaia DR3 4676459661466251904. Il s'agit d'une étoile orange 15% plus petite et 30% moins massive que le Soleil située à 2517 années-lumière. 2 - Gaia DR3 4676459661466252288. Il s'agit d'une étoile orange/rouge de même taille et 30% moins massive que le Soleil située à 7571 années-lumière. Juste à gauche d'elle, très proche, se trouve Gaia DR3 4676459661464302720, une naine rouge 80% plus petite et massive que Soleil. Elle est située à 2931 années-lumière. 3 - Gaia DR3 4676459695825988224. Il s'agit d'une étoile jaune 20% plus grande et 10% plus massive que le Soleil située à 1894 années-lumière (espérance de vie: 8,5 milliards d'années). 4 - Gaia DR3 4676459695825989376. Il s'agit d'une étoile orange 20% plus petite et 40% moins massive que le Soleil située à 5445 années-lumière. 5 - Gaia DR3 4676459627106513792. Il s'agit d'une étoile jaune/orange au moins deux fois plus grosse et 20% plus massive que le Soleil à plus de 30000 années-lumière (sa distance est indéterminable par la parallaxe). 6 - Gaia DR3 4676506768667550592. Il s'agit d'une naine rouge 80% plus petite et massive que le Soleil située à 1562 années-lumière. 7 - Gaia DR3 4676459657169273088. Il s'agit d'une naine rouge 70% plus petite et massive que le Soleil située à 5969 années-lumière.
Le Grimpereau des bois (Certhia familiaris), aussi appelé Grimpereau familier, est une espèce de passereaux de la famille des Certhiidae. Il est insectivore et monte vers le haut des troncs pour chercher les invertébrés qu'il trouve dans l'écorce avec son fin bec incurvé.
Selon un article publié dans la revue Nature, ces bulles de gaz géantes et chaudes à la surface de R Doradus ont une taille environ 75 fois supérieure à celle de notre soleil.
Ces images de R Doradus ont été prises avec ALMA le 18 juillet, le 27 juillet et le 2 août 2023. Crédit image : ALMA / ESO / NAOJ / NRAO / Vlemmings et al.
R Doradus est située à environ 178 années-lumière dans la constellation méridionale de Dorado.
Également connue sous le nom de HD 29712, IRAS 04361-6210 ou TIC 38877693, l'étoile a un diamètre d'environ 350 fois celui du Soleil.
Sa masse est similaire à celle de notre Soleil, ce qui signifie que R Doradus est probablement assez semblable à ce que sera le Soleil dans cinq milliards d'années, une fois qu'il sera devenu une géante rouge.
R Doradus est généralement visible à l'œil nu, mais dans l'infrarouge, c'est l'une des étoiles les plus brillantes du ciel.
«Les étoiles produisent de l'énergie en leur cœur grâce à la fusion nucléaire», expliquent le professeur Wouter Vlemmings et ses collègues de l'université de technologie de Chalmers.
«Cette énergie peut être transportée vers la surface de l'étoile sous la forme d'énormes bulles de gaz brûlantes, qui se refroidissent ensuite et coulent - comme une lampe à lave.»
«Ce mouvement de mélange, appelé convection, distribue les éléments lourds formés dans le cœur, tels que le carbone et l'azote, dans l'ensemble de l'étoile.»
«On pense également qu'il est à l'origine des vents stellaires qui transportent ces éléments dans le cosmos pour construire de nouvelles étoiles et planètes.»
«Jusqu'à présent, les mouvements de convection n'avaient jamais été étudiés en détail dans des étoiles autres que le Soleil.»
À l'aide de l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), les auteurs ont observé R Doradus pendant quatre semaines, entre le 2 juillet et le 2 août 2023.
Ils ont pu obtenir des images à haute résolution de la surface de l'étoile.
«C'est la première fois que la surface bouillonnante d'une véritable étoile peut être montrée de cette manière», a déclaré le professeur Vlemmings.
«Nous ne nous attendions pas à ce que les données soient d'une qualité telle que nous puissions voir autant de détails de la convection à la surface de l'étoile.»
«La convection est à l'origine de la magnifique structure granulaire observée à la surface de notre Soleil, mais elle est difficile à observer sur d'autres étoiles», a déclaré le Dr Theo Khouri, également de l'université technologique de Chalmers.
«Grâce à ALMA, nous avons pu non seulement observer directement les granules de convection, dont la taille est 75 fois supérieure à celle de notre Soleil, mais aussi mesurer pour la première fois la vitesse à laquelle ils se déplacent.»
Les granules de R Doradus semblent se déplacer sur un cycle d'un mois, ce qui est plus rapide que ce que les astronomes attendaient en se basant sur le fonctionnement de la convection dans le Soleil.
«Nous ne savons pas encore ce qui explique cette différence. Il semble que la convection change au fur et à mesure que l'étoile vieillit, d'une manière que nous ne comprenons pas encore», a déclaré le professeur Vlemmings.
«Des observations telles que celles de R Doradus nous aident à comprendre comment les étoiles comme le Soleil se comportent, même lorsqu'elles deviennent aussi froides, grosses et bouillonnantes que R Doradus.»
«Il est spectaculaire que nous puissions maintenant imager directement les détails de la surface d'étoiles si lointaines et observer la physique qui, jusqu'à présent, n'était observable que dans notre soleil», a déclaré Behzad Bojnodi Arbab, étudiant en doctorat à l'université technologique de Chalmers.
Les scientifiques ont découvert que les taux d'échappement de l'hydrogène et de l'«hydrogène lourd», appelé deutérium, changent rapidement lorsque Mars est proche du Soleil. Cette découverte bouleverse l'image classique que les scientifiques avaient jusqu'à présent, selon laquelle ces atomes se diffusaient lentement dans l'atmosphère jusqu'à une hauteur où ils pouvaient s'échapper. L'extrapolation du taux d'échappement dans le temps a aidé l'équipe à comprendre l'histoire de l'eau sur la planète rouge.
Voici des images Hubble dans l'ultraviolet lointain de Mars à son point le plus éloigné du Soleil, appelé aphélie, le 31 décembre 2017 (en haut), et à son point le plus proche du Soleil, appelé périhélie, le 19 décembre 2016 (en bas). L'atmosphère est clairement plus lumineuse et plus étendue lorsque Mars est proche du Soleil.
La lumière solaire réfléchie par Mars à ces longueurs d'onde montre la diffusion par les molécules atmosphériques et la brume, tandis que les calottes polaires et certaines caractéristiques de la surface sont également visibles. Hubble et MAVEN de la NASA ont montré que les conditions atmosphériques martiennes changent très rapidement. Lorsque Mars est proche du Soleil, les molécules d'eau s'élèvent très rapidement dans l'atmosphère, se brisant et libérant des atomes à haute altitude.
Le télescope James Webb (JWST) fonctionne principalement dans l'infrarouge. Un défaut de celui-ci est ses 6 aigrettes de diffraction bien visibles dues aux 3 tiges qui maintiennent le miroir secondaire. En plus, ces aigrettes sont déformées car les tiges sont espacées de façon irrégulière.
A cela, il faut ajouter un défaut supplémentaire dû au fait que le miroir du JWST n'est pas circulaire, mais à bords droits.
Le résultat infrarouge+aigrettes laisse à penser qu'une étoile brillante se trouve au centre de NGC 7469, alors que c'est faux.
NGC 7469 est une galaxie spirale intermédiaire de Seyfert de la constellation de Pégase qui se situe à 200 millions d'années-lumière. D'un diamètre de 90000 années-lumière, NGC 7469 est la galaxie de Syfert la mieux étudiée.
Voici un cliché de télescope spatiale de Hubble (HST) suivi d'un du JWST:
L'objet à six branches qui s'aligne parfaitement avec le cœur de NGC 7469 est un artefact d'imagerie connu sous le nom de pic de diffraction non résolu à cause de la forte luminosité mêlée aux défauts du JWST évoqués précédemment.
Par contre, vous constatez que le cliché du JWST présente bien plus de galaxies lointaines. C'est là le gros avantage de ce télescope sur celui de Hubble: il a été conçu pour voir dans l'infra-rouge. Or, plus les galaxies sont lointaines et plus elles s'éloignent de nous rapidement. Cela crée un effet Doppler sur les ondes de lumière reçues qui déplace leur spectre vers le rouge. Il arrive un moment où la galaxie finit par disparaître des longueurs d'ondes du visible et donc de nos yeux. Le JWST peut encore voir cette lumière et donc ces galaxies très éloignées ce que le HST ne peut pas faire.
Voir dans l'infra-rouge permet aussi au JWST de voir de jeunes étoiles en formations et des étoiles derrière des nuages de poussières. Mais les couleurs restitués par ce télescope ne sont pas réalistes par rapport à ce que nos yeux pourraient voir. C'est pour cela que les clichés du JSWT sont souvent retouchés en s'aidant de ceux du HST.
Pour ce qui est de la résolution, il n'y a pas de différences énormes entre les deux télescopes.
Voici une comparaison de la vision du JWST et de Hubble pour le même objet. D'abord le JWST puis le HST:
Je vous ai entouré les 3 images de la galaxie derrière RX J2129 sur l'image de Hubble. Vous remarquerez que toutes les galaxies que Hubble ne voit pas sont rouges avec le JWST. Leur couleur n'ont pas été modifiées.
Pas du tout! 92% des étoiles dans l'univers ont une masse inférieure à celle du Soleil. Bien sûr, il y a de nombreuses étoiles bien plus grosses que le Soleil. Voici la distribution de la masse des étoiles dans notre galaxie.
La plupart des étoiles sont plus petites que notre Soleil. Elles rayonnent dans le rouge/orange. Mais attention, il n'y a pas de relation évidente entre la couleur de l'étoile et sa masse ou son âge. Les étoiles rouges ne sont pas forcément vieilles et petites!
La plupart des étoiles que vous voyez sur les clichés photographiques ou à l'œil nu sont largement au-delà de la taille moyenne. Cela vient du fait que nous sommes dans une région de la galaxie encore bien peuplée d'étoiles et que les plus grosses sont aussi les plus brillantes, même lointaines. Les petites naines rouges, très abondantes dans l'univers deviennent peu visibles à plusieurs années-lumières.
Comme la 6e magnitude est la limite de ce que l'on peut voir à l'œil nu, toute étoile semblable au soleil située à plus de 50 années-lumière sera vraiment difficile à trouver à l'œil nu.
Les géologues établissent un lien entre le changement climatique rapide survenu il y a 50 millions d'années et l'augmentation des niveaux de CO2.
À la fin du paléocène et au début de l'éocène, il y a 59 à 51 millions d'années, la Terre a connu des périodes de réchauffement spectaculaires, à la fois des périodes graduelles s'étendant sur des millions d'années et des événements de réchauffement soudains connus sous le nom d'hyperthermies.
Les émissions massives de dioxyde de carbone (CO2) et d'autres gaz à effet de serre ont été à l'origine de ce réchauffement planétaire, mais d'autres facteurs, tels que l'activité tectonique, pourraient également avoir joué un rôle.
De nouvelles recherches menées par des géoscientifiques de l'université de l'Utah associent les températures de surface de la mer aux niveaux de CO2 atmosphérique au cours de cette période, montrant que les deux étaient étroitement liés. Les résultats fournissent également des études de cas pour tester les mécanismes de rétroaction du cycle du carbone et les sensibilités essentielles pour prédire le changement climatique anthropique, alors que nous continuons à déverser des gaz à effet de serre dans l'atmosphère à une échelle sans précédent dans l'histoire de la planète.
«La principale raison pour laquelle nous nous intéressons à ces événements mondiaux de libération de carbone est qu'ils peuvent fournir des analogues pour les changements futurs», a déclaré l'auteur principal, Dustin Harper, chercheur postdoctoral au département de géologie et de géophysique. «Nous n'avons pas vraiment d'événement analogue parfait avec les mêmes conditions de base et le même taux de libération de carbone.»
Mais l'étude publiée lundi dans les Proceedings of the National Academy of Sciences (PNAS) suggère que les émissions au cours de deux anciens «maxima thermiques» sont suffisamment similaires au changement climatique anthropique actuel pour aider les scientifiques à en prévoir les conséquences.
L'équipe de recherche a analysé des fossiles microscopiques - récupérés dans des carottes de forage prélevées sur un plateau sous-marin du Pacifique - afin de caractériser la chimie des océans de surface à l'époque où ces créatures à coquille étaient en vie. À l'aide d'un modèle statistique sophistiqué, ils ont reconstitué les températures de surface des océans et les niveaux de CO2 atmosphérique sur une période de 6 millions d'années couvrant deux hyperthermies, le maximum thermique du Paléocène-Éocène (PETM), il y a 56 millions d'années, et le maximum thermique de l'Éocène 2 (ETM-2), il y a 54 millions d'années.
Les résultats indiquent que l'augmentation des niveaux de CO2 dans l'atmosphère s'est accompagnée d'une hausse des températures mondiales.
«Notre planète et notre atmosphère sont influencées de multiples façons par les ajouts de CO2, mais dans chaque cas, quelle que soit la source de CO2, nous constatons des effets similaires sur le système climatique», a déclaré Gabriel Bowen, professeur de géologie et de géophysique à l'université de New York et coauteur de l'étude.
«Nous nous sommes intéressés à la sensibilité du système climatique à ces changements de CO2. Ce que nous voyons dans cette étude, c'est qu'il y a une certaine variation, peut-être une sensibilité un peu plus faible, un réchauffement plus faible associé à une quantité donnée de changement de CO2 lorsque nous examinons ces changements à très long terme. Mais dans l'ensemble, nous observons une gamme commune de sensibilités climatiques».
Aujourd'hui, les activités humaines associées aux combustibles fossiles libèrent du carbone 4 à 10 fois plus rapidement que lors de ces anciens événements hyperthermiques. Toutefois, la quantité totale de carbone libérée au cours de ces événements anciens est similaire à la fourchette prévue pour les émissions humaines, ce qui pourrait donner aux chercheurs un aperçu de ce qui nous attend, nous et les générations futures.
Les scientifiques doivent d'abord déterminer ce qui est arrivé au climat et aux océans pendant ces épisodes de réchauffement planétaire, il y a plus de 50 millions d'années. «Ces événements pourraient représenter une étude de cas de type scénario moyen ou pire», a déclaré M. Harper. «Nous pouvons les étudier pour répondre à la question suivante: quel est le changement environnemental qui se produit en raison de cette libération de carbone?»
La Terre était très chaude pendant le PETM. Aucune calotte glaciaire ne recouvrait les pôles et la température des océans atteignait les 32°C.
Pour déterminer les niveaux de CO2 dans les océans, les chercheurs se sont tournés vers les restes fossilisés de foraminifères, un organisme unicellulaire à coquille qui s'apparente au plancton. L'équipe de recherche a basé son étude sur des carottes extraites précédemment par le Programme international de découverte des océans à deux endroits dans le Pacifique.
Les coquilles de foram accumulent de petites quantités de bore, dont les isotopes sont un indicateur des concentrations de CO2 dans l'océan à l'époque où les coquilles se sont formées, selon M. Harper.
«Nous avons mesuré la chimie du bore dans les coquilles et nous sommes en mesure de traduire ces valeurs en utilisant des observations modernes sur les conditions passées de l'eau de mer. Nous pouvons obtenir le CO2 de l'eau de mer et le traduire en CO2 atmosphérique», a déclaré M. Harper. «L'objectif de l'intervalle d'étude ciblé était d'établir de nouveaux relevés de CO2 et de température pour le PETM et l'ETM-2, qui représentent deux des meilleurs analogues en termes de changement moderne, et de fournir une évaluation de fond à plus long terme du système climatique afin de mieux contextualiser ces événements.»
Les carottes étudiées par Harper ont été extraites de Shatsky Rise dans le Pacifique Nord subtropical, un endroit idéal pour récupérer des sédiments du fond de l'océan qui reflètent les conditions d'un passé ancien.
Les coquilles de carbonate se dissolvent lorsqu'elles se déposent dans les profondeurs de l'océan. Les scientifiques doivent donc se tourner vers des plateaux sous-marins comme celui de Shatsky Rise, où la profondeur de l'eau est relativement faible. Pendant que leurs habitants vivaient il y a des millions d'années, les coquilles de foraminifères enregistraient les conditions à la surface de la mer.
«Ils meurent ensuite et tombent au fond de la mer, où ils se déposent à environ deux kilomètres de profondeur », explique M. Harper. «Nous sommes en mesure de récupérer la séquence complète des fossiles morts. À ces endroits, au milieu de l'océan, il n'y a pas vraiment d'apport de sédiments en provenance des continents, et ce sont donc principalement ces fossiles qui sont déposés, et c'est tout. C'est une très bonne archive pour ce que nous voulons faire.»
Référence du journal: Dustin T. Harper, Bärbel Hönisch, Gabriel J. Bowen, Richard E. Zeebe, Laura L. Haynes, Donald E. Penman, James C. Zachos. Long- and short-term coupling of sea surface temperature and atmospheric CO 2 during the late Paleocene and early Eocene. Proceedings of the National Academy of Sciences, 2024; 121 (36) DOI: 10.1073/pnas.2318779121
Note : L'article ci-dessus a été reproduit à partir de documents fournis par l'Université de l'Utah. L'article original a été rédigé par Brian Maffly.
La Piéride du chou (Pieris brassicae) est une espèce paléarctique de lépidoptères (papillons) de la famille des Pieridae. Elle est notamment très répandue en Europe.
Sous un ciel d'automne, ambiance pastel pour la Piéride du chou sur un capitule de zinnia.
L'Azuré des nerpruns ou Argus à bande noire (Celastrina argiolus) est une espèce paléarctique de lépidoptères (papillons) de la famille des Lycaenidae, commune en Europe.
Avez-vous vu un Azuré des nerpruns cette année ? Bien qu'il puisse être difficile de repérer les papillons lorsqu'ils voltigent haut autour des buissons et des arbres, début septembre est le moment idéal pour trouver les chenilles camouflées sur les bourgeons de lierre. 🐛
NGC 6744 est une galaxie spirale intermédiaire relativement rapprochée de la constellation du Paon. Les dernières estimations de sa distance en 2018 la situe entre 23 et 29 millions d'années-lumière de nous.
NGC 6744 n'a été prise en photo par Hubble qu'en partie:
Elle a au moins une galaxie naine pour compagnon bien visible qui tourne autour d'elle. Il s'agit de NGC 6744A que j'ai entouré en vert sur cette autre photographie récente prise par un amateur. Sa distance n'a pourtant pas pu être établie (même pas de redshift).
Un article de 2022 estime que cette galaxie à 5 ou 6 compagnons nains. NGC 6744 est plus grande que la Voie Lactée: ~172000 années-lumière de diamètre face à ~110000 années-lumière.
Voici l'identification de 8 étoiles présentes sur les clichés (les 3 dernières sont bien visibles sur le cliché de Hubble à droite):
1 - CPD-63 4483. Il s'agit d'une géante orange 11 fois plus grosse et 3 fois plus massive que le Soleil. Elle est située à 2418 années-lumière. 2 - TYC 9079-905-1. Il s'agit d'une géante orange 21 fois plus grosse et 4 fois plus massive que le Soleil. Elle est située à 6430 années-lumière. 3 - TYC 9079-401-1. Il s'agit d'une géante blanche 5 fois plus grosse et 3 fois plus massive que le Soleil. Elle est située à 4924 années-lumière. 4 - UCAC2 3812567. Il s'agit d'une géante orange 10 fois plus grosse et 2 fois plus massive que le Soleil. Elle est située à 4401 années-lumière. 5 - Gaia DR3 6438527753371409152. Il s'agit d'une étoile jaune 2 fois plus grosse et 1,4 fois plus massive que le Soleil (espérance de vie: 4,1 milliards d'années). Elle est située à 2222 années-lumière. 6 - Gaia DR3 6438576269322000640. Il s'agit d'une étoile jaune/orange de même taille que le Soleil mais 0,8 fois moins massive (espérance de vie 15 milliards d'années). Elle est située à 2454 années-lumière. 7 - Gaia DR3 6438576338039345920. Il s'agit d'une étoile jaune 2 fois plus grosse et 1,4 fois plus massive que le Soleil (espérance de vie: 4,6 milliards d'années). Elle est située à 4039 années-lumière. 8 - Gaia DR3 6438576269322000000. Il s'agit d'une étoile jaune 2 fois plus grosse et 1,2 fois plus massive que le Soleil (espérance de vie: 6,2 milliards d'années). Elle est située à 6320 années-lumière.
Un arrêté publié le 18 juillet dans le Journal Officiel ajoute l'Opzelura dans la liste des spécialités pharmaceutiques remboursables aux assurés sociaux. Cette crème est disponible en pharmacie depuis le 27 juillet 2024.
