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Le télescope James Webb à la découverte de l’Univers ancien

9 décembre 2021 by osuadmin

Après de nombreux contretemps, le télescope spatial James Webb devrait être lancé le 22 décembre. Ses instruments ont été conçus pour observer les objets les plus lointains.

Il est annoncé comme cent fois plus puissant que Hubble, opérationnel depuis maintenant trente et un ans. Lorsqu’il déploiera son miroir de 6,50 mètres d’envergure, il deviendra le plus grand observatoire en orbite. C’est peu dire que le télescope spatial James Webb (JWST) de la Nasa, dont le lancement prévu pour le 22 décembre, est attendu par la communauté astronomique mondiale… La préparation n’aura pas été simple : il est si large qu’il aura fallu des trésors d’ingénierie pour le plier avec ses dix-huit miroirs hexagonaux, afin qu’il tienne dans la coiffe d’un lanceur Ariane V. Mais le jeu en vaut la chandelle : il devrait offrir des possibilités inédites d’examen de galaxies aussi lointaines qu’anciennes ou de systèmes planétaires dans notre Voie lactée. Plusieurs équipes du CNRS sont impliquées dans ce programme de la Nasa.

Le miroir doré à 18 segments hexagonaux du JWST est spécialement conçu pour capter la lumière infrarouge des premières galaxies qui se sont formées dans l’Univers primitif.

Crédit : NASA/Desiree Stover

L’infrarouge pour voir loin

« Le JWST comble un manque entre Hubble, qui ne s’aventure que dans le proche infrarouge, et les télescopes spatiaux Herschel et ISO ¹ de l’Agence spatiale européenne (ESA), qui plongent dans l’infrarouge lointain, avance Daniel Rouan, directeur de recherche émérite au Laboratoire d’études spatiales et d’instrumentation en astrophysique ². Ce nouveau télescope offrira des observations à des longueurs d’onde comprises entre un demi et trente micromètres, avec d’énormes gains de sensibilité. Ces rayonnements permettent de scruter des objets plutôt froids, comme la poussière et le gaz interstellaire des galaxies, dont la nôtre, les planètes, mais aussi des galaxies très lointaines. Pour ces dernières, qui ne sont pas froides, l’expansion de l’Univers provoque en effet un décalage apparent des émissions d’énergie vers l’infrarouge. »

« Les rayonnements infrarouges permettent de scruter des objets plutôt froids, comme la poussière et le gaz interstellaire des galaxies, dont la nôtre, les planètes, mais aussi des galaxies très lointaines. »

Certaines molécules sont également plus faciles à détecter dans ces fréquences. L’hydrogène, le principal composant du milieu interstellaire, est par exemple presque invisible en dehors de ces émissions de la bande infrarouge, à moins qu’il soit porté à des températures très élevées. Pour des observations au niveau du sol, les rayonnements infrarouges en provenance de l’espace sont malheureusement massivement absorbés par l’atmosphère. Ceux compris entre 10 et 800 micromètres ont même totalement disparu. C’est d’ailleurs cette absorption qui est à l’origine de l’effet de serre causé par des gaz comme le dioxyde de carbone et la vapeur d’eau. Les rares rayons infrarouges restants sont ensuite parasités par une multitude de sources naturelles et artificielles plus intenses.

Des télescopes ont été installés dans des observatoires en altitude, des ballons ou des avions pour limiter ces problèmes, mais rien qui ne permette de capter correctement les plus infimes sources d’énergie en provenance de l’espace. Il faut dire que les équipements d’observation émettent eux-mêmes des infrarouges.

Image obtenue lors des tests de l’instrument NIRSpec. Pour étudier les astres des galaxies très lointaines, il divisera leur lumière en spectres ce qui permettra d’en apprendre plus sur leur composition.

Crédit : ESA/SOT team

À 1,5 million de kilomètres de la Terre, sur une orbite parallèle à celle de notre planète et à une distance quatre fois celle de la Terre à la Lune, le JWST s’affranchira de ces vicissitudes. Enfin, cet environnement l’aidera à maintenir une température suffisamment basse pour que le rayonnement thermique du JWST émis dans l’infrarouge ne brouille pas le rayonnement venu des objets les plus faibles.

Scruter le cœur des galaxies

Une fois en position et bien déployé, le JWST pourra utiliser ses quatre instruments. NIRCam, NIRSpec et Niriss sont respectivement une caméra, un spectromètre multiobjet et un spectromètre grand champ spécialisés dans le proche infrarouge. Développé en Europe avec une forte participation du Commissariat à l’énergie atomique et aux énergies alternatives, Miri ³ est quant à lui une caméra et un spectromètre agissant dans l’infrarouge moyen de 5 à 28 micromètres de longueur d’onde. « Miri est très important car il couvre un domaine de longueur d’onde unique et crucial pour l’astrophysique. Très versatile, il réalise à la fois de l’imagerie et une spectroscopie qui permet de détecter des raies d’énergie bien particulières », souligne Daniel Rouan. Sur le projet depuis vingt et un ans, le chercheur veut pouvoir scruter le cœur des galaxies abritant un trou noir supermassif, ainsi que des exoplanètes.

Modèle d’un détecteur pour l’instrument infrarouge moyen (Miri) du JWST. Le détecteur (en vert) est similaire aux dispositifs à couplage de charge des appareils photo numériques.

Crédit : NASA

Ces dernières sont très difficiles à imager directement, car elles sont noyées dans la lumière de leur étoile qui brille entre cent mille et dix milliards de fois plus intensément qu’elles. Des dispositifs optiques appelés coronographes sont donc nécessaires à l’observation d’exoplanètes, en masquant en grande partie la lumière de l’étoile. Daniel Rouan a d’ailleurs inventé le principe de trois des quatre coronographes de Miri. NIRCam, réalisé aux États-Unis, présente certaines similarités avec Miri, mais vise des longueurs d’onde inférieures à cinq micromètres. Surtout construit par des industriels européens, NIRSpec peut obtenir le spectre de plusieurs objets à la fois, là où Miri les étudie un par un en se concentrant sur de plus petites régions et dans des régimes spectraux différents. Niriss, conçu au Canada, combine les possibilités des trois autres, tout en gardant assez de spécificités pour ne pas être redondant. Comprendre la formation du Système solaire

Pour disposer de toute cette technologie, les créneaux d’observation sont forcément très disputés. Les équipes qui ont participé à la création des instruments du JWST bénéficient de temps d’observation garanti. Les autres doivent postuler à des appels d’offres : c’est ainsi que le projet d’Olivier Berné, chargé de recherche CNRS à l’Institut de recherche en astrophysique et planétologie ⁴, a été sélectionné parmi une centaine de propositions. « Nous nous intéressons à la nébuleuse d’Orion, car le consensus scientifique actuel considère qu’elle présente un environnement semblable à celui de la formation de notre Système solaire, à proximité d’étoiles particulièrement massives », explique Olivier Berné.

« Le JWST permettra également de s’intéresser à une phase datant de 7 milliards d’années après le big bang, quand l’Univers avait la moitié de son âge actuel. »

L’observer ferait donc remonter le temps vers ces conditions primordiales, et permettrait d’étudier la composition de la matière, des gaz et des poussières avant l’effondrement des nuages stellaires. Ce phénomène permet la formation d’une étoile et d’un disque, d’où naissent à leur tour des planètes, voire la vie. « Nous voulons comprendre les ingrédients de départ nécessaires à la cuisine qui mènent jusque-là », explique le chercheur.

Le JWST permettra également de s’intéresser à une phase datant de 7 milliards d’années après le big bang, quand l’Univers avait la moitié de son âge actuel. « Nous recevons des signaux des galaxies de cette époque, mais nous ne pouvons pas voir ce qu’il y a à l’intérieur. L’étude d’Orion pourrait fournir une boîte à outils pour aider les spécialistes de cette époque à les interpréter », précise Olivier Berné.

Des tourbillons gazeux d’hydrogène, de soufre et d’hydrocarbures entourent un ensemble de jeunes étoiles dans cette image composite de la nébuleuse d’Orion, vue par les télescopes spatiaux Hubble et Spitzer.

Crédit : NASA/JPL-Caltech STScI

Avec ses collègues, il disposera de 35 heures d’observation en septembre 2022 pour obtenir un maximum de données, grâce auxquelles les chercheurs espèrent mener à bien ces deux problématiques. « Nous nous préparons depuis 2014 avec des simulations et des observations depuis le sol, raconte Olivier Berné. Tous les réglages des observations doivent être le mieux optimisés pour récupérer les meilleures données possibles quand ce sera notre tour, un peu comme pour prendre une photo professionnelle. La différence est que nous devons régler un télescope de plus de six tonnes, situé à 1,5 million de kilomètres, avec une précision de la taille d’un cheveu pour capturer un maximum de photons. Mais nous allons gagner tellement de détails en retour que j’aime dire que nous allons passer d’un tableau impressionniste à du réalisme hollandais ! »

Remonter le temps jusqu’aux premières étoiles

Il est loin d’être le seul à attendre de pied ferme la mise en orbite du télescope. Nicole Nesvadba, chargée de recherche CNRS au laboratoire J-L Lagrange ⁵ et en charge du programme « temps ouvert » du JWST, a obtenu trois créneaux, répartis sur les cinq années où Miri devrait fonctionner. « Nous travaillons sur les trous noirs supermassifs dans des galaxies, situés au cœur des quasars : des noyaux très actifs et lumineux des galaxies, dévoile Nicole Nesvadba. Ces objets pourraient déterminer la formation d’étoiles et la croissance en masse de leurs galaxies hôtes les plus massives, et nous voulons comprendre comment. Le JWST nous permettra d’observer ces processus à travers presque toute l’histoire de l’Univers, jusqu’aux tout premiers de ces trous noirs. »

« Nous allons gagner tellement de détails que nous allons passer d’un tableau impressionniste à du réalisme hollandais ! »

La chercheuse mentionne la phase de formation rapide et soutenue d’étoiles, deux à trois millions d’années après le big bang, suivie d’un effondrement de la production d’étoiles six milliards d’années après le big bang. « Nous ne comprenons pas encore ce qui a provoqué un tel ralentissement alors qu’il restait bien assez de gaz disponible pour continuer, avoue Nicole Nesvadba. Nous regardons du côté des interactions entre les trous noirs, les quasars et la formation des galaxies. »

L’énergie injectée par les trous noirs dans les nuages de gaz alentour pourrait en effet jouer un grand rôle. Le JWST offrira une occasion unique d’observer ce phénomène dans des galaxies relativement proches de la nôtre, ainsi qu’à différentes échelles. Les chercheurs ont ainsi hâte de voir le JWST en fonction et doivent se remettre en selle avant l’arrivée des données.

Le projet a en effet pris un retard considérable et certaines équipes attendent depuis des années de reprendre la mission. « Le premier planning prévoyait un lancement en 2008, souligne Daniel Rouan. Certains industriels américains ont eu des estimations assez “particulières” des coûts et le Congrès a bien failli tout arrêter en réponse. Les équipes européennes, académiques comme industrielles, ont livré à temps tous les instruments dont elles étaient responsables. » Plus de vingt ans après le début du projet, James Webb est enfin prêt à devenir un acteur incontournable de l’observation spatiale.

Voir en ligne : L’article dans le Journal du CNRS

1. Infrared space observatory, observatoire spatial infrarouge.

2. Unité CNRS/Observatoire de Paris-PSL/Sorbonne Université/Université de Paris.

3. Mid-infrared instrument.

4. Unité CNRS/Université Toulouse Paul Sabatier/Cnes.

5. Unité CNRS/Observatoire de la Côte d’Azur.

Mise en évidence de la contamination de la surface des astéroïdes par les poussières interplanétaires

16 janvier 2017 by osuadmin

Une équipe internationale composée principalement de chercheurs français a révélé la présence de poussières exogènes à la surface de la planète naine Cérès (le plus gros astéroïde de la ceinture principale). Cette contamination provient vraisemblablement d’un nuage de poussières situé dans la ceinture principale externe et qui s’est formé à la suite d’une collision récente (<10 millions d’années). Cette étude remet en question le lien de parenté entre Cérès et les astéroïdes de sa classe spectrale (dits de type C) et ouvre la possibilité d’une origine trans-Neptunienne : Ceres et Orcus pourraient être « jumeaux ». Cette étude est publiée le 16 janvier 2017 dans The Astronomical Journal.

Les poussières interplanétaires, qui sont à l’origine de la plupart des étoiles filantes, représentent la fraction la plus importante de la matière extraterrestre accrétée par la Terre. Une équipe menée par Pierre Vernazza chargé de recherche CNRS au Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM – CNRS/Université Aix-Marseille) a démontré qu’il en est vraisemblablement de même pour les astéroïdes.

Pour cette étude, les observations ont été réalisées dans l’infrarouge thermique avec SOFIA, un télescope embarqué à bord d’un avion.
*Crédit : DLR*

Pierre Vernazza explique « en analysant les propriétés spectrales de la planète naine Cérès, nous avons détecté la présence d’un composant anhydre à sa surface (des particules fines de pyroxène). Or tous les modèles d’évolution thermique pour cet objet prédisent une surface composée uniquement de minéraux hydratés (carbonates, phyllosilicates). L’hypothèse d’une origine endogène pour les particules de pyroxène semble ainsi peu plausible et une origine exogène apparaît comme la plus probable ».

L’équipe s’est ensuite penchée sur la source de cette contamination. Les bandes de poussières produites au sein de la ceinture principale à la suite de collisions majeures entre astéroïdes apparaissent comme les sources les plus probables. En particulier, la bande dite alpha, issue de la famille collisionelle Beagle (une sous famille de celle de Thémis) s’est formée il y a moins de 10 millions d’années et constitue une source majeure de poussières dans la partie externe de la ceinture principale. Des observations récentes ont par ailleurs montré que la poussière de pyroxène est une des briques principales à partir de laquelle le corps parent de la famille de Thémis s’est formé. La bande de poussière alpha serait ainsi une source de contamination plausible de la surface de Cérès.

Composition de surface et structure interne de la planète naine Cérès. La surface apparaît comme un mélange de poussières anhydres (pyroxène) vraisemblablement exogènes et de poussières hydratées endogènes (phyllosilicates, carbonates). Les modèles prédisent également la présence d’un noyau rocheux.
*Crédit : LAM/NASA/JPL-Caltech/UCLA/MPS/DLR/IDA*

Si le pyroxène observé à la surface de Cérès est de nature exogène, alors plus rien ne relie Cérès aux autres astéroïdes de sa classe spectrale (dits de type C). Le fait que les silicates hydratés à sa surface soient riches en ammoniac ouvre la possibilité d’une origine trans-Neptunienne : Cérès et Orcus pourraient être « jumeaux ». Ainsi, Cérès pourrait, de même que les astéroïdes de type P et D pour lesquelles une origine trans-Neptunienne est évoquée, s’être formé aux confins du système solaire et aurait atterri dans la ceinture principale à la suite de la migration des planètes géantes.

Cette étude suggère par la même occasion que la présence surprenante et à ce jour inexpliquée de pyroxène à la surface des astéroïdes métalliques ¹ est une conséquence directe de l’impact de ces poussières. Ainsi, il semble que la contamination par ces particules fines soit un processus global qui affecte la surface de tous les astéroïdes situés à proximité de cette bande de poussières.

Pierre Vernazza conclue « cette étude résout une question de longue date puisqu’on s’est toujours demandé à quel point les signatures spectrales des astéroïdes reflétaient réellement leur composition originelle ou celle des matériaux qui les impactent. Il s’avère que le niveau de contamination ne dépasse pas les 20% et que la composition originelle reste spectralement bien identifiable. »

1. Ces derniers se situent pour la plupart dans la partie externe de la ceinture principale, à proximité de la bande de poussières.

Feu vert pour la mission SVOM

13 décembre 2016 by osuadmin

Mardi 13 décembre 2016, le Conseil d’Administration du CNES a approuvé l’engagement de l’agence spatiale française dans la mission scientifique sino-française SVOM (Space-based multiband astronomical Variable Objects Monitor) ¹. Le satellite SVOM sera lancé en 2021. Son objectif scientifique sera de scruter les sursauts gamma. Le CNES et les laboratoires de recherche français (du CNRS, des universités et du CEA) fourniront des éléments-clés pour cette mission ². Dix laboratoires du CNRS sont impliqués dans ce projet. Côté Marseille, le Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM), un des initiateurs du projet en 2005, occupe une place de premier plan. En effet, Stéphane Basa, directeur de recherche CNRS au LAM est un des deux responsables de la mission.

SVOM est un satellite dédié à l’étude des sursauts gamma, ces bouffées ultra-énergétiques qui nous atteignent depuis l’Univers tout entier. Ces phénomènes signent des évènements cataclysmiques, comme l’explosion finale d’étoiles très massives, ou la coalescence d’étoiles à neutrons entre elles ou avec des trous noirs.

Bien que plusieurs centaines de sursauts gamma aient été détectés à ce jour, ils restent imparfaitement compris. Phénomènes par essence transitoires – les plus longs peuvent être observés pendant quelques jours, les plus courts pendant quelques minutes – les étudier exige à la fois des instruments d’observation à la pointe de la technologie et une réactivité exceptionnelle du satellite et du segment sol de la mission.

SVOM fournira en temps réel à la communauté scientifique internationale les coordonnées célestes des sursauts qu’il détectera, pour permettre de pointer au plus vite les télescopes terrestres qui lui sont complémentaires. Doté d’une grande agilité, le satellite se réorientera lui-même vers ces évènements, avec l’ensemble de ses instruments, en quelques minutes.

Le système SVOM a été particulièrement optimisé pour que les sursauts détectés puissent être observés en détail par les télescopes terrestres. Ses instruments ont été conçus pour être sensibles à des sursauts particulièrement lointains, dit cosmologiques, dont l’étude ouvrira une fenêtre sur l’Univers très jeune.

Pendant la mission de SVOM, des détecteurs d’ondes gravitationnelles et de neutrinos seront également en fonctionnement. La coïncidence temporelle entre ces observatoires de phénomènes cosmiques transitoires s’annonce d’une telle richesse scientifique que des accords sont déjà prévus au sein de la communauté scientifique.

Le Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM) est un des acteurs majeurs de cette collaboration sino-française et sur Marseille, il pourra compter sur la participation du Centre de Physique des Particules de Marseille (CPPM) qui contribuera à la préparation de la mission.

Le LAM est un des initiateurs du projet et Stéphane Basa, directeur de recherche CNRS au LAM, co-responsable de la mission, porte ce projet depuis 2005. De plus, le LAM est responsable d’un volet fondamental de la mission : le télescope de suivi au sol. L’Observatoire de Haute Provence est également fortement impliqué dans la réalisation de ce télescope robotique d’1,3 mètre. C’est d’ailleurs à l’OHP que le télescope sera testé au cours du second semestre 2018 avant d’être installé au Mexique pour le suivi des opérations du satellite. Dans ce cadre, le LAM est également responsable de la collaboration avec l’Université Nationale Autonome du Mexique qui hébergera le télescope.

1. SVOM est une coopération technique et scientifique inédite entre le CNES et ses partenaires scientifiques français, la CNSA, la CAS (Chinese Academy of Science), à qui la CNSA délègue la réalisation du satellite, et d’autres instituts chinois en charge du segment sol de la mission.

2. La contribution française à SVOM sera développée en coopération avec dix laboratoires scientifiques du CNRS et du CEA : Astrophysique Instrumentation et Modélisation (Université Paris Diderot / CEA-IRFU / CNRS) AstroParticules et Cosmologie (Université Paris Diderot / CNRS / CEA / Observatoire de Paris) Centre de Physique des Particules de Marseille (Aix-Marseille Université / CNRS) Institut d’Astrophysique de Paris (Université Pierre et Marie Curie / CNRS) Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (Université Toulouse 3 - Paul Sabatier / CNRS) Laboratoire de l’Accélérateur Linéaire (Université Paris Sud / CNRS) Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (Aix-Marseille Université / CNRS) Laboratoire Galaxies, Etoiles, Physique et Instrumentation (Université Paris Diderot / CNRS / Observatoire de Paris) Laboratoire Univers et Particules de Montpellier (Université de Montpellier / CNRS) Observatoire Astronomique de Strasbourg (Université de Strasbourg / CNRS) ainsi qu’avec le Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics à Garching en Allemagne et l’Université Nationale Autonome du Mexique.

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

8 décembre 2016 by osuadmin

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

21 novembre 2016 by osuadmin

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 ?

6 octobre 2016 by osuadmin

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.