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Rôle des tourbillons océaniques sur le transport des masses d’eau en mer de Corail

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Des chercheurs de l’Institut méditerranéen d’océanologie (MIO/PYTHÉAS, CNRS / Université de Toulon / IRD / AMU) et du Laboratoire d’océanographie physique et spatiale (LOPS/IUEM, CNRS / Ifremer / IRD / UBO) ont montré que les tourbillons de moyenne échelle en mer de Corail contribuaient à un échange de masses d’eau entre deux courants supposés jusqu’alors indépendants, remettant ainsi en question la circulation des masses d’eau et leur transit en mer de Corail.

La formation de tourbillons océaniques peut être due à l’interaction et la déstabilisation des grands courants océaniques, ou à la rencontre d’un courant avec une île. Ces tourbillons dits de « moyenne échelle » (d’un diamètre de l’ordre d’une centaine de kilomètres) ont des durées de vie variables (de quelques jours à quelques mois) et peuvent parcourir des centaines de kilomètres en suivant les courants moyens, avant de se dissiper. Du fait de leur rotation, ces structures dynamiques agissent comme des « cylindres poreux » qui piègent des masses d’eau en leur cœur et les transportent au gré de leurs voyages. Les eaux piégées au bord du tourbillon peuvent se mélanger avec les eaux environnantes le long du parcours du tourbillon (d’où l’aspect « poreux » du cylindre), tandis que les eaux du cœur conservent, elles, la signature de la masse d’eau piégée lors de la formation du tourbillon. Ainsi les tourbillons océaniques peuvent participer à des échanges de chaleur et d’eau douce entre des masses d’eau éloignées et aux caractéristiques hydrologiques bien différentes et traçables.

La mer de Corail, située dans le Pacifique Sud-Ouest entre l’Australie et la Nouvelle-Calédonie, est une zone d’échange privilégiée entre les courants zonaux équatoriaux et les courants de bord ouest, que ce soit vers l’équateur ou vers le pôle. Le Jet Nord Vanuatais (JNV) qui circule d’est en ouest aux alentours de 12°S et le Jet Nord Calédonien (JNC) de même direction que le JNV mais vers 18°S alimentent notamment le Courant Est Australien, évoqué dans le film Némo. Ces deux courants transportent des eaux de caractéristiques bien différentes (température, salinité, concentration en oxygène dissous…) et n’ont jamais été identifiés comme interagissant l’un avec l’autre. La mer de Corail est aussi une zone pertinente pour étudier les tourbillons océaniques de moyenne échelle. En effet, la présence de nombreuses petites îles induit la formation de nombreux tourbillons qui se propagent dans l’ensemble d’est en ouest jusqu’à se dissiper aux abords des côtes australiennes.

En étudiant les détails de la circulation de plusieurs tourbillons de moyenne échelle en mer de Corail, des chercheurs du MIO et du LOPS ont pourtant identifié des déplacements méridiens de ces tourbillons entre le JNV et le JNC. Les eaux piégées par l’un de ces tourbillons ont été échantillonnées lors d’une campagne océanographique en septembre 2012 (la campagne Bifurcation1 dans le cadre du projet international SPICE http://www.clivar.org/clivar-panels/pacific/spice). L’analyse des données in situ montre que les eaux piégées dans le cœur du tourbillon présentent des caractéristiques différentes des eaux environnantes. Grâce aux données des profileurs dérivant du programme Argo, les chercheurs ont pu mettre en évidence que les eaux piégées par le tourbillon portent la signature d’eaux typiques du JNV alors que les eaux environnantes sont caractéristiques du JNC. Le calcul de la trajectoire du tourbillon à l’aide de données satellite du niveau de la mer leur a permis de montrer que ce tourbillon s’est formé dans la zone de circulation du JNV et a ensuite transporté ses eaux vers le sud de la mer de Corail où circulent les eaux du JNC aux caractéristiques différentes.

Cette observation permet pour la première fois d’identifier un lien entre les deux puissants courants qui entrent en mer de Corail et qui étaient jusqu’alors supposés dissociés. Les chercheurs ont également analysé de manière lagrangienne les résultats d’une simulation numérique pour étudier les trajectoires de particules circulant en mer de Corail pendant deux ans. Ils ont pu vérifier que certaines particules piégées dans des tourbillons connectent de la même façon les deux courants marins. Ils montrent en particulier que les tourbillons anticycloniques (tournant dans le sens antihoraire dans l’hémisphère sud) contribuent de 70 à 90% de cette connexion. Ainsi, cette étude montre l’importance des tourbillons de moyenne échelle dans la circulation et les échanges de masses d’eau à grande échelle dans l’océan, et permet également de reconsidérer la circulation générale en mer de Corail en identifiant un nouveau trajet des masses d’eau par un transport méridien réalisé par les tourbillons. D’un point de vue biologique, le transport de masses d’eau par les tourbillons peut favoriser le développement du phytoplancton en apportant des éléments nutritifs limitant leur croissance dans des régions oligotrophes (pauvres en nutriments) telles que le Pacifique Sud-Ouest.

A gauche : hauteur de la surface de la mer [m] et courants marins associés [m/s] ; Sont également indiqués la route de la campagne Bifurcation (marron), la position des stations CTD d’intérêt (bleu et rouge), ainsi que la trajectoire d’un flotteur Argo (orange) et la position de ses profils utilisés pour cette étude (vert et violet). A droite : diagramme salinité-oxygène dissous des profils CTD (bleu et rouge) et Argo (violet et vert).
Crédit : M.I.O 2016

Séisme du 30 octobre en Italie : la rupture co-sismique la plus importante jamais observée en Méditerranée sur une faille normale

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Une équipe composée d’une dizaine de chercheurs provenant du CEREGE 1, de l’IPGP 2, de l’EOST 3, du LIVE4 , de Géosciences Montpellier 5 et de GeoAzur 6, en collaboration avec l’INGV et l’Université de Chieti-Pescara, s’est rendue sur le terrain en Apennin Central (Italie) sur le lieu des épicentres qui se sont succédés depuis août 2016 (24 août Mw=6, 26 octobre Mw=5.9) et dernièrement avec le séisme de Mw=6.5 près de Norcia du 30 octobre, le plus fort séisme enregistré en Italie depuis les 36 dernières années. Leurs observations montrent que ce dernier a engendré la rupture co-sismique la plus importante jamais observée en Méditerranée sur une faille normale.

Les chercheurs géologues, tectoniciens, géographes et geomaticiens, se sont succédés sur le terrain entre le 5 et le 14 novembre 2016 pour acquérir des données sur les ruptures de surface associées à ces séismes. Une partie de l’équipe s’était rendue sur le terrain entre le 11 et 16 septembre suite au séisme du 24 août. Ils avaient observé des déplacements verticaux le long de la faille du Mt Vettore de 20 à 30 cm sur une longueur de plus de 7 km (voir photo). A partir d’outils de pointe en géomatique (scanner 3D Faro, TLS LiDAR Riegl, photogrammétrie) l’équipe a acquis l’affleurement numérique 3D à très haute résolution des zones rompues le long du Mt Vettore avant le dernier séisme du 30 octobre. Les acquisitions faites au cours de cette deuxième mission ont permis de cartographier précisément les ruptures associées à ce nouveau choc et d’acquérir une nouvelle image de la topographie des zones précedemment étudiées.

Photo d’une partie de l’équipe franco-italienne rassemblant 6 laboratoires français sur la rupture co-sismique du Mt Vettore.
Crédit : Julien Point / EOST

Ces données fournissent une image sans précédent de l’évolution spatio-temporelle d’un plan de faille avant et après séisme et sont fondamentales pour comprendre le lien entre le déplacement co-sismique et la formation des reliefs topographiques associés aux failles actives.

En Italie et en Europe en général, il existe très peu d’exemples de ruptures co-sismiques visibles dans le paysage. Les observations récoltées dans le cadre de cette mission post-sismique sont donc uniques et montrent que le séisme du 30 octobre a engendré la rupture co-sismique la plus importante jamais observée en Méditerranée sur une faille normale. Le séisme de Mw=6.5 a entraîné un déplacement co-sismique vertical compris entre 1 et 2 m, localisé sur la trace morphologique de la faille du Mt. Vettore et ce sur une longueur de 7 km au minimum. La rupture co-sismique s’est produite sur la même faille et a entraîné le décalage des mêmes objets morphologiques que lors de la rupture du 24 août.

L’ensemble des partenaires a contribué au financement de cette mission qui a également bénéficié du soutien de l’INSU et du Labex OT-MED.

 

Photo prise sur le terrain montrant le glissement de 25 cm continue le long du plan de faille associé au séisme du 24 août 2016 et sur le même endroit à droite où on voit le déplacement de presque 1.8 m suite au séisme du 30 octobre. On reconnaît sur les deux photos le même bloc de roche en bas à droite. Le plan de faille s’est donc déplacé de presque 2 m au total depuis le 24 août par rapport à ce bloc de roche.
Crédit : Jim Tesson / CEREGE et Lucilla Benedetti / CEREGE

 

Rupture de surface sur la portion sud de la Faille du Mt Vettore (près de Mte Vettoreto), associée au séisme du 30 octobre, on observe environ 1 m de déplacement vertical. Crédit : Lucilla Benedetti / CEREGE

 

Sur le plan de faille du Mt Vettore près de la Cima del Redentore, ruptures co-sismiques associées à la séquence de séisme. A la base de l’escarpement cumulé (gris) on voit une trace blanche de 25 cm exhumée lors du séisme du 24 août, et en dessous la trace blanche-jaune de 2 m exhumée lors du séisme du 30 octobre.Crédit : Lucilla Benedetti / CEREGE

Rupture co-sismique associée au séisme du 30 octobre sur la faille du Mt Vettore, entre 1.5 et 2 m de déplacement vertical décalant tout sur son passage et ce sur au moins 7 km de longueur. Crédit : Lucilla Benedetti / CEREGE

1. Centre européen de recherche et d’enseignement de géosciences de l’environnement (CEREGE : CNRS / Collège de France / IRD / Université Aix Marseille)
2. Institut de physique du globe de Paris (IPGP : CNRS / IPGP / Université Paris-Diderot, Université Sorbonne Paris Cité)
3. Ecole et Observatoire des sciences de la Terre (EOST : CNRS / Université de Strasbourg)
4. Laboratoire Image, Ville, Environnement (LIVE : CNRS / Université de Strasbourg)
5. Géosciences Montpellier : CNRS / Université Antilles / Université de Montpellier
6. GéoAzur : CNRS / IRD / OCA / Université Nice Sophia Antipolis

Proxima b, une exoplanète recouverte d’un océan ?

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Une exoplanète rocheuse et d’une masse proche de celle de la Terre a récemment été détectée autour de Proxima du Centaure, l’étoile la plus proche de notre Soleil. Cette planète, baptisée Proxima b, se trouve sur une orbite qui lui permettrait d’avoir de l’eau liquide à sa surface, soulevant ainsi la question de son habitabilité. Dans une étude à paraitre dans The Astrophysical Journal Letters, une équipe internationale dirigée par des chercheurs du Laboratoire d’astrophysique de Marseille (CNRS/Aix-Marseille Université) vient de déterminer ses dimensions et les propriétés de sa surface, qui, dans certains cas, favoriseraient effectivement son habitabilité. Selon elle, cette planète pourrait être de type « planète océan », avec un océan recouvrant toute sa surface, et une eau semblable à celle de certaines lunes glacées autour de Jupiter ou Saturne. A l’opposé, il est aussi possible que la composition de Proxima b ressemble plutôt à celle de Mercure, avec un noyau métallique représentant les deux tiers de la masse de la planète. Ces résultats serviront de base aux futures études visant à déterminer l’habitabilité de Proxima b.

Proxima du Centaure, l’étoile la plus proche du soleil, abrite un système planétaire composé d’au moins une planète. C’est en analysant et complétant d’anciennes observations qu’une telle découverte a récemment été faite, marquant ainsi le domaine de la recherche d’exoplanètes. Ces nouvelles mesures ont montré que cette planète, nommée Proxima Centauri b – ou plus simplement Proxima b –, possède une masse minimale proche de celle de la Terre (1,3 fois cette dernière) et orbite autour de son étoile à une distance de 0,05 unités astronomiques (soit un dixième de la distance Soleil-Mercure). Contrairement à ce que l’on pourrait penser, une distance aussi faible n’implique pas une température élevée à la surface de Proxima b. Comme Proxima du Centaure est une naine rouge, sa masse et son rayon ne correspondent qu’à un dixième de ceux du Soleil, et sa luminosité est mille fois plus faible que notre étoile. A une telle distance, Proxima b se trouve donc dans la zone habitable de son étoile. Elle est susceptible d’abriter de l’eau liquide à sa surface et donc d’abriter des formes de vie.

Figure 1 – Diagramme masse-rayon comparant les positions de plusieurs exoplanètes connues à celles de planètes du système solaire.
Les courbes correspondent à certaines compositions spécifiques utilisées dans le modèle de structure interne. La zone d’existence de Proxima b, dessinée en gris, prend en compte l’incertitude sur sa masse minimale et ses différentes compositions possibles. La masse réelle de Proxima b peut aussi se trouver au-delà de cette zone grisée.
Crédit : LAM

Cependant on sait très peu de choses sur Proxima b, en particulier son rayon demeure inconnu. Il est donc impossible de savoir à quoi ressemble la planète, ni de quoi elle est composée. La mesure du rayon d’une exoplanète s’effectue généralement lors d’un transit, où cette dernière éclipse son étoile. Mais un tel événement a une faible probabilité (1,5%), et plusieurs observations de l’étoile ne montrent en effet aucun signe de transit.

Il existe un autre moyen pour estimer le rayon d’une planète si l’on connaît sa masse, en simulant le comportement des matériaux qui la composent. C’est la méthode utilisée par une équipe de chercheurs Franco-Américaine issue du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (CNRS/Aix-Marseille Université) et du Département d’Astronomie de l’Université de Cornell. Avec l’aide d’un modèle de structure interne, ils ont exploré les différentes compositions que Proxima b pourrait présenter et en ont déduit les valeurs correspondantes du rayon de la planète. Ils ont restreint leur étude au cas de planètes potentiellement habitables en simulant des planètes denses et solides, formées d’un noyau métallique et un manteau rocheux comme dans les planètes telluriques du système solaire, tout en autorisant l’incorporation d’une importante masse d’eau dans leur composition.

Figure 2 – Comparaison des deux cas extrêmes obtenus pour Proxima b avec la Terre.
Ce schéma montre la structure interne de chaque planète. De gauche à droite : Proxima b avec le plus petit rayon atteignable (65% de noyau métallique, entouré d’un manteau rocheux séparé en deux phases), la Terre (idem avec 32,5% de noyau), et Proxima b avec le plus grand rayon autorisé (50% de manteau rocheux entouré d’une couche d’eau sous forme solide puis liquide).
Crédit : LAM

Ces hypothèses autorisent une grande diversité de compositions pour Proxima b, le rayon de la planète pouvant varier entre 0,94 et 1,40 fois le rayon de la Terre (6371 km) pour la masse minimale de cette planète. L’étude montre ainsi que Proxima b possède un rayon minimum de 5990 km, et que la seule manière d’obtenir cette valeur est d’avoir une planète très dense, composée d’un noyau métallique d’une masse valant 65% de celle de la planète, le reste étant un manteau rocheux (formé de silicates) présent jusqu’en surface. La frontière entre ces deux matériaux est alors située à environ 1500 km de profondeur. Avec une telle composition, Proxima b serait très proche de la planète Mercure, qui présente elle aussi un noyau métallique très massif. Ce premier cas n’exclut cependant pas la présence d’eau à la surface de la planète, comme sur Terre où la masse d’eau ne dépasse pas 0,05% de la masse de la planète. A l’opposé, Proxima b peut aussi présenter un rayon maximal de 8920 km, à condition qu’elle soit composée à 50% de roches entourées de 50% d’eau. Dans ce cas, Proxima b serait recouverte d’un unique océan liquide de 200 km de profondeur. En-dessous, la pression serait tellement forte que l’eau liquide se transformerait en glace à haute pression, avant d’atteindre la limite avec le manteau à 3100 km de profondeur. Dans ces deux cas extrêmes, une fine atmosphère gazeuse pourrait englober la planète, comme sur Terre, rendant Proxima b potentiellement habitable.

De tels résultats apportent des informations complémentaires importantes aux différents scénarios de formation qui ont été proposés pour Proxima b. Certains impliquent une planète complètement sèche, tandis que d’autres autorisent la présence d’une quantité significative d’eau dans sa composition. Les travaux de l’équipe de chercheurs permettent d’avoir une estimation du rayon de la planète dans chacun de ces scénarios. De même, cela permet de restreindre la quantité d’eau disponible sur Proxima b, qui est sujette à une évaporation sous l’influence des rayons ultraviolets et X de l’étoile hôte, qui sont beaucoup plus violents que ceux issus du Soleil.

De futures observations de Proxima du Centaure permettront d’affiner cette étude à l’avenir en précisant la masse de la planète. Par ailleurs, la mesure des abondances stellaires en éléments lourds (Mg, Fe, Si…) diminuera le nombre de compositions possibles pour Proxima b, permettant une détermination encore plus précise du rayon de Proxima b.

Du nouveau sur la formation des galaxies géantes

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Dans un article qui vient d’être publié dans « Astronomy and Astrophysics », une équipe internationale impliquant des chercheurs du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (CNRS/Université Aix-Marseille) étudient Malin 1, une galaxie proche connue seulement depuis les années 80 et exhibant un très grand disque de gaz et d’étoiles. Les observations de Malin 1, un parfait prototype des « galaxies géantes à faible brillance de surface », ont permis aux scientifiques de réaliser une découverte inattendue qui remet en cause une des hypothèses sur les processus de formation des galaxies de ce type.

En raison de leur aspect diffus et de leur très faible brillance, ces galaxies pourtant massives sont difficiles à observer et restent méconnues aujourd’hui. Elles pourraient constituer une fraction importante des galaxies dans l’univers, d’autant que des objets semblables à Malin 1 pourraient avoir échappé à notre vigilance. Il est donc indispensable de les étudier et de comprendre leur formation et leur évolution. Cela devient maintenant possible grâce aux télescopes et détecteurs modernes, plus sensibles aux faibles brillances de surface.

Cet article présente pour la première fois des images de Malin 1 obtenues à six longueurs d’onde différentes (allant de l’ultraviolet grâce au projet GUViCS 1 à l’optique et l’infra-rouge proche grâce au projet NGVS mené avec la caméra MegaCam du Canada France Hawaï Telescope, CFHT). A l’origine planifié pour étudier l’amas de la Vierge, ces grandes campagnes d’observations nous permettent aussi de travailler sur d’autres objets situés en arrière-plan de cet amas, comme c’est le cas dans cette étude.

Combinaison des 4 images NGVS de Malin 1, obtenues avec la caméra MegaCam sur le télescope CFHT
Une indication de l’échelle est donnée dans la figure pour montrer la taille incroyable du disque de la Galaxie (Le diamètre de notre Galaxie est plutôt de 30 kpc).
Crédit : Boissier/A&A/ESO

Ces images nous offrent une nouvelle vue de Malin 1, le plus grand disque galactique connu dans l’univers. Son diamètre dépasse 250 kilo-parsec (en comparaison, celui de notre Galaxie est « seulement » d’une trentaine de kilo-parsec). Les chercheurs ont extrait de ces données la variation de la luminosité avec la distance au centre de la galaxie, ainsi que la variation des « couleurs » de la galaxie (c’est à dire des rapports de luminosité aux différentes longueurs d’ondes). Celles-ci dépendent fortement de l’histoire de la galaxie. La comparaison de ces résultats observationnels aux prédictions de différents modèles numériques a donc permis à l’équipe d’estimer pour la première fois quelle à du être l’histoire de la formation stellaire. Elle suggère que le disque géant de Malin 1 est en place depuis plusieurs milliards d’années, et que des étoiles s’y forment à un rythme modeste mais régulier sur le long-terme.

La courbe avec les barres d’erreur montre la variation avec le rayon de la couleur entre les 2 bandes de GALEX (FUV et NUV). Cette différence est sensible aux populations stellaires jeunes. La courbe bleue et rouge montre le modèle utilisé dans l’article : il est en accord avec ces observations. Au contraire, la ligne orange montre la couleur d’étoiles qui se seraient formées lors d’une interaction il y a 1.4 milliards d’années, ou bien d’une formation d’étoile qui se serait déplacée du centre vers l’extérieur depuis cette période (étoiles). Ces scénarios sont clairement contredit par les nouvelles observations.
Crédit : Adapted from Boissier et al.

Ce résultat est important et surprenant, car il contredit un scénario proposé il y a quelques années, selon lequel ces galaxies géantes sont formées lors d’interactions violentes. Il semble à présent exclu par les nouvelles données. Dans le contexte cosmologique de la formation des galaxies, on s’attend à de nombreuses interactions et fusions qui devraient perturber le disque de Malin 1. La formation d’une telle structure, et de sa survie dans ce contexte, offre donc un nouveau défi pour les simulations cosmologiques de formation des galaxies.

Variation avec le rayon de la densité de surface d’étoiles et de gaz déduite d’observations (noir) et du modèle présenté dans l’article (rouge).
Crédit : Boissier/A&A/ESO
La courbe rouge montre l’histoire du taux de formation stellaire (SFR) dans le disque géant de Malin 1 d’après le modèle discuté dans l’article qui reproduit correctement les densités de surface d’étoiles et les couleurs de la galaxie. Cette histoire suggère une formation étalée sur plusieurs milliards d’années. (La barre d’erreur indique une estimation du taux de formation stellaire actuel, estimé dans une étude plus ancienne).
Crédit : Adapted from Boissier et al.

Que va-t-il advenir de Malin 1 ? Le disque géant contenant une grande fraction de gaz, la formation d’étoiles va probablement continuer à se produire à un rythme modeste pendant des milliards d’années, lui permettant d’accroire encore sa masse d’étoiles. A moins que d’ici là, une autre galaxie ne vienne perturber la géante, et pourquoi pas fusionner avec elle pour totalement changer sa destinée. Les galaxies candidates sont cependant peu nombreuses car Malin 1 réside dans un recoin relativement isolé de notre univers proche.

1. A propos des projets qui ont permis ce travail : NGVS et GUViCS sont deux grands projets qui ont obtenu des observations profondes de l’ensemble de l’amas de la vierge (plus de 100 degrés carrés) respectivement en visible/infrarouge (au CFHT) et en ultraviolet (avec le télescope GALEX). Ces projets avaient pour but de scruter les centaines de galaxies de l’amas, et d’étudier les phénomènes liés à cette structure. Ils permettent cependant beaucoup d’autres études, par exemple des galaxies en arrière-plan. C’est le cas de Malin 1 qui se trouve dans cette direction du ciel, mais à 366 Mega-parsec de nous, alors que l’amas de la Vierge est à 17 mega-parsec.

Le laboratoire d’astrophysique de marseille et la mission rosetta

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  • Le LAM et les comètes, une longue histoire

Le LAM a participé très activement à la mission Rosetta notamment par la fourniture de la caméra à haute résolution OSIRIS-NAC, mais Marseille et les comètes c’est une longue histoire. Dès le 19e siècle, les astronomes marseillais s’illustrent dans l’étude de ces objets. Citons Pons (37 comètes découvertes, record mondial, dont 23 à Marseille), Gambart (12 comètes), Tempel (17 comètes), Coggia (6 comètes), Stéphan (5 comètes) et Borrelly (13 comètes), la ville détenant à ce jour le record mondial du nombre de comètes détectées visuellement. Et consécration, en 1913 l’Union Astronomique Internationale choisit Marseille comme centre international des « petites planètes ». Plus récemment, le LAM a participé à la première mission spatiale « GIOTTO » de l’Agence Spatiale Européenne (ESA) qui rencontra la comète Halley en 1986. Ces vingt dernières années, le coronographe LASCO-C2 conçu et réalisé par le LAM et embarqué sur l’observatoire solaire SOHO de l’ESA a découvert plus de trois mille comètes dites rasantes qui frôlent le Soleil. Grâce à une technique originale mise au point par P. Lamy, chercheur CNRS au LAM, de nombreux noyaux cométaires ont été détectés et caractérisés à l’aide des grands télescopes spatiaux, Hubble et Spitzer, dont celui de la comète 67P/ Churyumov-Gerasimenko familièrement baptisée « Tchouri », la cible de la mission Rosetta, fournissant ainsi les caractéristiques physiques et un premier modèle du noyau, informations indispensables au succès de cette mission.

 

  • La caméra OSIRIS-NAC : les yeux aiguisés de la sonde Rosetta

Dès la sélection de la mission Rosetta par l’ESA, le LAM a étudié en parallèle trois instruments, la caméra OSIRIS-NAC – sa réalisation phare – ainsi que l’ensemble de caméras panoramiques CIVA (destiné au module PHILAE) et le détecteur de poussières GIADA et s’est rapproché de plusieurs laboratoires internationaux en vue de former les équipes instrumentales. OSIRIS-NAC, l’imageur à haute résolution de Rosetta, met en œuvre des concepts optiques et mécaniques innovants qui se sont concrétisés par une réalisation en partenariat avec la société ASTRIUM et plusieurs laboratoires européens. Lors de la phase de croisière de la mission, la caméra OSIRIS-NAC a fourni des dizaines d’images des astéroïdes Steins et Lutétia. En février 2014, elle prenait les premières images de « Tchoury » et révélait sa forme étrange dite bilobée. Depuis et jusqu’à la fin de la mission le 30 septembre 2016, c’est plus de mille images qui ont été obtenues révélant l’incroyable complexité de la surface du noyau et des processus qui la sculpte.

Le LAM a participé à la sélection du site d’atterrissage du module Philae en fournissant des modèles 3D de la surface de la comète reconstruits à partir des images obtenues par la caméra OSIRIS-NAC. Ces modèles ont joué un rôle important en permettant d’identifier les fortes pentes risquant de déstabiliser Philae lors de son atterrissage. Plusieurs modèles 3D ont ensuite été calculés, permettant de déterminer pour la première fois de manière très précise la densité d’une comète, égale à environ la moitié de la densité de la glace d’eau. Cette densité très faible implique une porosité extrêmement élevée puisqu’environ les trois quarts du volume du noyau seraient en fait constitué de vide.

L’observation d’une comète de façon quasi continue pendant plus de 2 ans, de août 2014 à septembre 2016, suivant sa course dans le système solaire et son passage au plus près du soleil en août 2015 à moins de 200 millions de km, est un des grands succès de Rosetta. Ces observations sans précédent ont permis de détecter de nombreuses morphologies à la surface du noyau, diverses et variées, depuis des terrains lisses et plats jusqu’à des falaises « rocheuses » et escarpées, en passant par de larges zones d’éboulis ou d’autres couvertes de structures polygonales. Les images montrent que ces terrains évoluent et s’érodent par endroit au cours du temps, sous l’influence du rayonnement solaire, des fortes variations de température diurnes et saisonnières, et de l’activité (c.-à-d. dégazage) de la comète, façonnant un paysage aux apparences ruiniformes. Ces découvertes interrogent les scientifiques sur les processus qui ont formé la comète il y a 4,5 milliards d’années et sur son évolution depuis, plusieurs scénarios étant débattus.

 

  • La quête de Philae

Si le 11 novembre 2014 PHILAE a bien touché la surface du noyau à quelques mètres de l’endroit prévu, la défaillance d’un système mécanique l’a conduit à rebondir plusieurs fois et à finalement se poser en un point inconnu, loin du site initial. S’en est suivi une longue recherche qui a mobilisé les différentes équipes et agences impliquées. La tâche était d’autant plus ardue que vu sa taille, PHILAE ne pouvait apparaitre que comme un minuscule point brillant sur les images OSIRIS-NAC. C’était donc rechercher une aiguille dans une botte de foin ! C’est finalement l’équipe du LAM associée à celles du CNES et de l’IRAP (Toulouse) qui a détecté le bon point brillant parmi des dizaines d’autres au début de l’année 2015, son absence sur des images similaires obtenues avant l’atterrissage de PHILAE fournissant un critère irréfutable. Le 25 mai 2016, Rosetta s’étant suffisamment rapprochée du noyau, les images OSIRIS-NAC ont permis de reconnaitre PHILAE et de confirmer sans ambiguïté possible le site trouvé par l’équipe du LAM un an et demi auparavant.

Le réchauffement climatique provoqué par les activités humaines déjà détectable il y a 180 ans dans les archives paléoclimatiques

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Un groupe international de chercheurs a montré que le réchauffement climatique actuel associé aux activités humaines aurait débuté il y a près de deux siècles. Ce travail, publié dans la revue Nature du 25 août 2016, s’appuie sur une synthèse de données paléo-climatiques réalisée dans le cadre du programme international « Past Global Changes 2k ».

Parce que les mesures directes de température sont rares et incertaines avant 1900, la période instrumentale, pendant laquelle les relevés de thermomètres permettent de prendre la température de la planète, ne recouvre qu’une fenêtre temporelle restreinte. Pendant cette période, qui débute à la fin du 19ème siècle, le réchauffement climatique imputable à l’homme qui est en moyenne de l’ordre de 1°C est évident. Ainsi, le changement climatique anthropique est généralement considéré comme un phénomène datant du début du 20ème siècle.

Une équipe de 25 scientifiques provenant d’Australie, des États-Unis, d’Europe et d’Asie et travaillant ensemble dans le consortium « Past Global Changes 2000 years (PAGES 2K) » vient de publier une synthèse de reconstructions de la température à la surface de la planète couvrant les 5 derniers siècles. Ces données ont permis de mettre en perspective le réchauffement climatique anthropique vis-à-vis de la variabilité naturelle du climat au-delà de la période instrumentale. Les températures océaniques ont principalement été obtenues grâce à l’analyse de coraux et de sédiments marins ; celles de l’atmosphère à la surface des continents sont issues de l’analyse de cernes d’arbres, de spéléothèmes et de carottes de glace.

Comme le souligne Nerilie Abram, Professeure à l’Université nationale australienne (ANU) et auteure principale de cet article, le réchauffement climatique auquel nous assistons a commencé au tout début de la révolution industrielle. « C’est une découverte étonnante, un de ces moments lors desquels la science nous surprend. Mais les résultats sont clairs : le réchauffement climatique auquel nous assistons a débuté il y a environ 180 ans », déclare Nerilie Abram. Cette étude met donc en évidence un réchauffement plus précoce que les scientifiques ne l’avaient envisagé auparavant.

Ces résultats ont des implications importantes sur l’impact de l’activité humaine sur le climat en datant précisément le moment où il a dévié de son état naturel. De plus, « Cette synthèse unique de données à l’échelle globale montre que le réchauffement actuel n’a pas débuté de manière synchrone sur l’ensemble de la planète » souligne Marie-Alexandrine Sicre, Directrice de recherche CNRS au LOCEAN à Paris, co-auteure de l’article. En effet, le réchauffement a d’abord touché la région Arctique et les océans tropicaux, dès les années 1830, avant d’atteindre les autres régions de l’hémisphère Nord. Dans l’hémisphère Sud, comme en Australie ou en Amérique du Sud, il a fallu attendre près d’un siècle pour que le réchauffement soit détectable dans les archives paléo-climatiques », ajoute-t-elle.

Seules les données paléoclimatiques permettent de prendre le recul nécessaire de plusieurs siècles pour détecter des changements de températures aussi ténus que ceux rapportés dans cette étude. En effet, le réchauffement ayant impacté le 19ème siècle était tel qu’il n’aurait pas pu être ressenti par la population vivant à cette époque. « Les températures ont certes augmenté dès le début du 19ème siècle, mais l’émergence de ce signal, à savoir la période à partir de laquelle la magnitude du réchauffement excède celle des fluctuations naturelles des températures, ne s’est fait qu’un siècle plus tard » ajoute Guillaume Leduc, Chercheur CNRS au CEREGE à Aix-Marseille, également co-signataire de l’article. De plus, « les simulations réalisées par les modèles climatiques prenant en compte les forçages solaires, volcaniques et anthropiques, confirment ce que révèlent les données paléo-climatiques tant sur la précocité que sur l’asymétrie du réchauffement lié à l’homme ».

Ce résultat illustre l’extrême sensibilité du climat aux perturbations anthropiques. « Bien que les niveaux de gaz à effet de serre issus de l’activité humaine dans les années 1800 soient encore faibles, leur effet sur les températures est détectable dès le début de l’Ere industrielle. Le climat de la Terre réagit donc très vite à une augmentation même faible d’émission de gaz à effet de serre, et de manière détectable par les archives paléoclimatiques », remarque Helen McGregor, chercheuse à l’université de Wollongong (UW), co-auteure de cet article.

Ce travail est publié dans la dernière édition de la Nature.