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Ganymède et Callisto : destins gelés aux origines divergentes

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Callisto et Ganymède, deux grandes lunes glacées de Jupiter, intriguent les scientifiques depuis des décennies. Bien qu’elles soient voisines et de taille comparable, leurs structures internes semblent étonnamment différentes. Les données de la mission Galileo révèlent que Ganymède, la plus grande lune du Système solaire, se serait complètement différenciée en un noyau métallique, un manteau rocheux et une croûte de glace. À l’inverse, Callisto aurait conservé une structure interne seulement partiellement différenciée, composée d’un mélange relativement homogène de roche et de glace.

Une équipe incluant des chercheurs CNRS Terre & Univers (voir encadré) avance une hypothèse inédite : cette divergence aurait émergé dès la phase de formation, sans qu’il soit nécessaire d’invoquer des événements ultérieurs majeurs.

En simulant les processus d’accrétion dans le disque de gaz et de poussière entourant Jupiter, les chercheurs ont développé un modèle d’évolution thermique prenant en compte l’ensemble des sources de chaleur : le chauffage radiogénique associé aux radionucléides à courte durée de vie, la chaleur produite par les impacts durant l’accrétion, ainsi que le rayonnement thermique du disque circumjovien. Les résultats de cette étude suggèrent que la dichotomie observée entre Ganymède et Callisto pourrait s’expliquer naturellement par des conditions de formation similaires, en supposant une composition identique et une même distribution de tailles d’impacteurs. Leurs simulations montrent que Ganymède aurait atteint très tôt, lors de sa formation, les températures nécessaires à une fusion globale, tandis que Callisto, formée dans une région plus froide du disque, n’aurait pas franchi le seuil de fusion de la glace d’eau, bien qu’elle ait pu incorporer une part importante d’impacteurs de grande taille.

Vue d’artiste des intérieurs de Ganymède et de Callisto. Ganymède présente une structure différenciée en couches, tandis que Callisto aurait un intérieur peu différencié, mêlant roches et glaces.
Vue d’artiste des intérieurs de Ganymède et de Callisto. Ganymède présente une structure différenciée en couches, tandis que Callisto aurait un intérieur peu différencié, mêlant roches et glaces.

L’étude met en évidence que des différences subtiles, comme la température locale au sein du disque ou la position orbitale par rapport à Jupiter, peuvent suffire à expliquer des trajectoires évolutives radicalement distinctes. Ganymède, plus massive et formée plus près de Jupiter, a été exposée à des impacts plus énergétiques et à un environnement plus chaud, conditions suffisantes pour déclencher une fusion globale. Callisto, accrétée plus loin dans une région plus froide, a conservé ainsi une structure peu différenciée. Ces conclusions remettent en cause l’hypothèse dominante selon laquelle cette dichotomie résulterait de processus secondaires, tels que des bombardements tardifs ou des effets de marée liés à des résonances orbitales. La mission européenne JUICE, attendue dans le système jovien en 2031, jouera un rôle clé pour tester ces hypothèses grâce à des mesures gravitationnelles de haute précision lors de ses survols programmés de Callisto.

L’équipe COSMOS – Web dévoile le plus grand panorama de l’univers profond

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Aujourd’hui, l’équipe du projet a annoncé la publication de toutes les images prises par COSMOS-Web ainsi que des catalogues associés. Ces images et les données qui les accompagnent sont désormais à la disposition de tous les scientifiques pour qu’ils puissent s’y plonger et faire de nouvelles découvertes. Trois articles fournissent des explications détaillées sur les méthodes utilisées pour la réduction des données et la création des catalogues (Franco et al., Shuntov et al., Harish et al.).

Le catalogue contient environ 750 000 galaxies. Chaque galaxie a fait l’objet d’une analyse approfondie. Nous fournissons des propriétés telles que la distance de la galaxie, sa morphologie ou sa masse stellaire, parmi beaucoup d’autres. La construction de telles images et de tels catalogues n’a été possible qu’en combinant l’expertise des membres de notre équipe dans de nombreux domaines.

Dans le climat actuel, une science ouverte et accessible est plus importante que jamais. Tout le monde peut accéder aux mêmes catalogues et images que ceux utilisés par l’équipe COSMOS, disponibles sur ce site web, accompagné d’outils pour naviguer dans les images.

Le contingent français de l’équipe COSMOS, joue un rôle central dans le projet depuis sa création, bénéficiant d’un soutien majeur du CNES, de l’ANR, et de la région Île-de-France. Pour cette publication, l’IAP et le LAM ont fourni une photométrie précise, des mesures de redshift et des paramètres physiques.

De nombreuses nouvelles observations dans le cadre de COSMOS sont en cours. D’autres observations de la mission James Webb sont en cours, examinant en profondeur la partie centrale de COSMOS. La mission Euclid de l’ESA a déjà couvert l’ensemble du champ de COSMOS à deux reprises dans les bandes visible et infrarouge proche. Ces données continueront d’enrichir le champ COSMOS et de fournir un riche éventail de découvertes pour de nombreuses années à venir.

Que pourrait nous apprendre l’analyse magnétique d’échantillons de roche collectés sur Mars ?

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Un appel de la communauté scientifique en faveur d’un retour d’échantillons martiens

A l’heure où nous parlons, le rover Perseverance de la NASA s’apprête à réaliser son 28ème forage à la surface de la planète Mars. Depuis 4 ans, ce véritable couteau suisse scientifique a déjà parcouru plus de 30 km et collecté 27 cylindres de roches martiennes de la taille d’un stylo. Une fois qu’un total d’environ 40 échantillons seront collectés puis déposés à un point de rendez-vous, une mission gargantuesque appelée Mars Sample Return (MSR) menée par la NASA avec participation de l’ESA, a pour objectif de rapporter les échantillons sur Terre.

A cause de l’extrême difficulté à récupérer les échantillons sur Mars, ainsi qu’à assurer les conditions de quarantaine les plus strictes une fois sur Terre, le budget estimé de MSR dépasse aujourd’hui les 10 milliards de dollars. De quoi refroidir les décisionnaires des nations impliquées dans la mission. Afin d’encourager les agences spatiales et décisionnaires à poursuivre les efforts de MSR, des chercheurs du monde entier se sont unis pour détailler les nombreux arguments scientifiques en faveur de MSR dans une édition spéciale parue dans PNAS. Ils y posent les questions fondamentales auxquelles seuls des analyses de laboratoires pourront répondre, avec en tête la question ultime de l’habitabilité passée de la Planète Rouge. Parmi les disciplines représentées, le paléomagnétisme apparaît comme un outils clé pour la compréhension de l’évolution de l’intérieur, de la surface et de l’atmosphère de Mars.

Le magnétisme des roches martiennes

Mars est une planète magnétique. La croûte martienne est aimantée suite à l’existence d’un champ magnétique généré en son noyau il y a environ 4 milliards d’années, lorsque la surface était peut-être habitable. L’évolution et l’extinction de ce champ magnétique dit « champ de dynamo » pourraient avoir joué un rôle central dans l’évolution de l’atmosphère primitive de Mars. Une hypothèse importante est qu’une épaisse atmosphère martienne aurait disparu suite au déclin du champ de dynamo, provoquant la transition d’une planète chaude et humide à un monde aujourd’hui froid et sec.

Pour vérifier cette hypothèse fondamentale et nous éclairer sur les causes de la perte d’atmosphère de Mars, la nature et l’histoire du champ de dynamo et de l’aimantation crustale doivent être mieux comprises qu’elles ne le sont aujourd’hui. Cela ne peut se faire que par l’analyse d’échantillons anciens bien conservés, orientés, avec un contexte géologique disponible pour une étude en laboratoire.

Certains minéraux contenus dans les roches terrestres et extraterrestres ont l’incroyable capacité de préserver un enregistrement (appelé aimantation) des champs magnétiques auxquels ils ont été exposés. Les disciplines du magnétisme des roches et du paléomagnétisme permettent de caractériser ces minéraux, la période d’acquisition de l’aimantation, ainsi que l’intensité et l’orientation du champ magnétique qui en fût à l’origine. C’est notamment grâce à l’étude paléomagnétique de la météorite martienne ALH 84001 que l’on a compris que Mars a vraisemblablement généré un champ de dynamo il y a 4 milliard d’années. Malheureusement, les météorites aimantées de l’âge d’ALH 84001 sont quasi inexistantes. La compréhension de l’activité magnétique de Mars ne peut donc passer que par l’étude d’échantillons rapportés directement du sol martien.

En particulier, les mesures magnétiques sur les échantillons de MSR devraient permettre de reconstituer l’intensité et l’orientation du champ de dynamo martien au cours du temps, et d’approximativement dater son extinction. En corrélant ces données avec des indicateurs minéralogiques, chimiques et isotopiques, il serait possible de comprendre l’impact (ou l’absence d’impact !) de l’extinction de la dynamo sur l’évolution de la surface et de l’atmosphère de Mars, et donc sur l’évolution des conditions d’habitabilité de la planète. Ces mesures magnétiques pourraient également contraindre d’autres processus clés de l’évolution martienne, notamment la manière dont le champ a été généré, la possibilité d’une tectonique des plaques, la minéralogie de la croûte, la manière dont l’eau et les laves se sont écoulées à la surface, et même si les échantillons ont conservé des fossiles.

Fig. 1. Schéma montrant les six objectifs scientifiques relatifs au magnétisme martien. 1. Déterminer l'histoire de l'intensité du champ de dynamo martien. 2. Déterminer l'histoire de la direction du champ de dynamo martien. 3. Tester l'hypothèse selon laquelle Mars a connu une tectonique des plaques ou une dérive des pôles. 4. Déterminer l'histoire de l'altération thermique et aqueuse des échantillons. 5. Identifier les sources de l'aimantation crustale martienne. 6. Caractériser les processus sédimentaires et magmatiques sur Mars.
Fig. 1. Schéma montrant les six objectifs scientifiques relatifs au magnétisme martien. 1. Déterminer l’histoire de l’intensité du champ de dynamo martien. 2. Déterminer l’histoire de la direction du champ de dynamo martien. 3. Tester l’hypothèse selon laquelle Mars a connu une tectonique des plaques ou une dérive des pôles. 4. Déterminer l’histoire de l’altération thermique et aqueuse des échantillons. 5. Identifier les sources de l’aimantation crustale martienne. 6. Caractériser les processus sédimentaires et magmatiques sur Mars.

Découverte de nouvelles super-Terres voisine de notre système solaire

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Le voisinage de notre système solaire est constitué majoritairement d’étoiles petites et froides, comparées à notre soleil, appelées les naines rouges. Leur faible luminosité rend difficile la détection des exoplanètes qui tournent autour de ces petites étoiles. Elles ont également tendance à avoir des planètes de masse plus modeste, donc plus difficiles à mettre en évidence. Ces planètes de faible masse, proches et orbitant autour de naines rouges, sont passionnantes, car ce sont les premières pour lesquelles il sera possible d’explorer la composition de leurs atmosphères.

Une voire plusieurs nouvelles planètes découvertes

À l’aide d’observations répétées sur plusieurs années, la lumière de l’étoile Gl410 a parlé : les mesures de vitesse ont permis la mise en évidence d’un mouvement périodique qui est dû à la présence d’une planète de dix fois la masse de la Terre qui orbite en six jours autour de son étoile.

À partir des séries de mesures, les scientifiques procèdent ensuite à des tests statistiques qui révèlent le degré de confiance qu’ils accordent à ces découvertes. La détection de l’exoplanète GI 410 b est considérée comme certaine. Deux autres planètes pourraient être présentes avec 3 et 18.7 jours de période orbitale, ce qui ferait du système de GI 410 un ensemble compact et résonant de planètes de petite masse. Des mesures supplémentaires sont nécessaires pour confirmer ces deux planètes supplémentaires.

Que sait-on de cette planète ?

La période orbitale de la planète Gl410 b étant de six jours, elle reçoit 20 fois plus de chaleur de son étoile que la Terre du Soleil et sa température d’équilibre pourrait être d’environ 300°C. La planète pourrait ressembler à Neptune, en beaucoup plus chaud !

Les scientifiques savent également que cette planète doit être soumise à de fortes et fréquentes éruptions de son étoile : les naines rouges sont en effet connues pour posséder un champ magnétique très actif. GI 410, deux fois moins massive que le Soleil, est une étoile relativement jeune (500 millions d’années) et les mesures SPIRou confirment un champ magnétique 100 fois plus intense que celui de notre soleil. Les conséquences pour les planètes peuvent être une érosion de leur atmosphère.

Cette nouvelle découverte illustre, une fois encore, l’immense diversité des mondes et l’infinie richesse de leur étude.

La découverte de planètes autour d’étoiles si actives et éruptives que GI 410 est cruciale pour comprendre l’évolution des planètes. Ces planètes étaient très difficiles à détecter tant que les mesures de vitesse des étoiles se faisaient uniquement dans l’optique, l’activité stellaire troublant la mesure. SPIRou travaillant dans l’infrarouge, il permet une nouvelle fenêtre d’observation plus stable, et c’est le cumul de ses mesures avec celles de SOPHIE qui permet cette détection difficile. La découverte d’exoplanètes est un intense travail d’équipe, déployé de la conception d’un instrument à son opération et à l’analyse avancée de ses données. Ces découvertes ont également été rendues possibles grâce à l’incomparable qualité du ciel au sommet du volcan Maunakea, où le télescope Canada-France-Hawaï est installé, équipé de l’instrument SPIRou et à l’Observatoire de Haute-Provence d’où observe le spectrographe SOPHIE.

Les observations ont été conduites dans le cadre du SPIRou Legacy Survey, un programme franco-canadien totalisant plus de 300 nuits sur 3 ans. Elles ont été combinées avec des observations SOPHIE obtenues essentiellement entre 2021 et 2023 issues d'un très grand programme mené sur SOPHIE depuis plus de 10 ans.
Les observations ont été conduites dans le cadre du SPIRou Legacy Survey, un programme franco-canadien totalisant plus de 300 nuits sur 3 ans. Elles ont été combinées avec des observations SOPHIE obtenues essentiellement entre 2021 et 2023 issues d’un très grand programme mené sur SOPHIE depuis plus de 10 ans. Crédit photo : A. Santerne – OHP/CNRS

À propos de l’utilisation combinée de SPIRou et SOPHIE

SPIRou, un spectrographe qui opère dans le domaine spectral infrarouge depuis le télescope Canada-France-Hawaï, est plus sensible à la lumière de ces étoiles que les instruments optiques ordinaires. Il est à la fois un spectrographe échelle à haute résolution spectrale, un vélocimètre à haute précision et un spectropolarimètre qui opère dans les longueurs d’onde infrarouge. Ces caractéristiques font de lui l’instrument idéal pour observer les naines rouges et étudier en même temps leurs cortèges de planètes et les propriétés de leur champ magnétique.

Ces caractéristiques font de lui l’instrument idéal pour observer les naines rouges et étudier en même temps leurs cortèges de planètes et les propriétés de leur champ magnétique. SOPHIE est le spectrographe à haute-résolution installé au télescope de 193cm à l’Observatoire de Haute­ Provence. Il opère dans le visible avec une précision au m/s depuis plus de 10 ans. En observant la même étoile avec le spectrographe SOPHIE installé sur le télescope de 193cm de l’Observatoire de Haute Provence, les scientifiques peuvent distinguer la signature d’une planète (qui sera la même vue avec les deux spectrographes) d’un effet seulement dû à l’étoile (qui donnera un signal variable d’un instrument à l’autre).

HiRISE : Durée du jour sur une exoplanète analogue de Jupiter

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La mesure directe de la lumière émise par les exoplanètes géantes jeunes permet d’accéder à la composition de leur atmosphère et d’étudier leur mode de formation. En plus de la composition, la spectroscopie à haute résolution spectrale donne accès à des paramètres comme la vitesse orbitale ou la vitesse à laquelle les planètes tournent sur elles-mêmes, qui sont aussi des paramètres liés à l’historique de formation. Cette étude s’intéresse à la jeune exoplanète AF Lep b qui est un analogue de Jupiter dans notre Système Solaire, avec une masse environ trois fois plus importante que cette dernière et orbitant à une distance deux fois plus grande. 

De nouvelles mesures effectuées avec l’instrument HiRISE permettent de déterminer que la planète tourne sur elle-même à une vitesse d’environ 12 km/s ce qui, compte-tenu de son diamètre 30% plus important que celui de Jupiter, permet d’estimer qu’elle tourne sur elle-même en un peu moins de onze heures. Ce résultat confirme l’analogie avec Jupiter qui tourne sur elle-même en 10 heures environ. Les scientifiques ont également mesuré la vitesse de la planète sur son orbite, permettant ainsi de contraindre très précisément son orbite (Figure 1) et de déterminer quel côté de la planète fait face à l’observateur (Figure 2).

Figure 1 : Prédiction de vitesse orbitale de l’exoplanète AF Lep b sans (gauche) et avec (droite) la mesure de l’instrument HiRISE. La nouvelle mesure permet de contraindre précisément l’orbite et d’éliminer des familles entières de solutions.
Figure 1 : Prédiction de vitesse orbitale de l’exoplanète AF Lep b sans (gauche) et avec (droite) la mesure de l’instrument HiRISE. La nouvelle mesure permet de contraindre précisément l’orbite et d’éliminer des familles entières de solutions. Crédit : Allan Denis
Figure 2 : Détermination complète de l’orbite de AF Lep b dans le plan du ciel. En plus de contraindre les paramètres orbitaux, les mesures HiRISE permettent de déterminer quel côté (jour ou nuit) fait face à l’observateur à n’importe quel pointde l’orbite.
Figure 2 : Détermination complète de l’orbite de AF Lep b dans le plan du ciel. En plus de contraindre les paramètres orbitaux, les mesures HiRISE permettent de déterminer quel côté (jour ou nuit) fait face à l’observateur à n’importe quel pointde l’orbite. Crédit : Allan Denis

Ce résultat unique a été permis par HiRISE, un instrument novateur conçu et réalisé par le Laboratoire d’Astrophysique de Marseille pour le Very Large Telescope (VLT) au Chili. Grâce à HiRISE, la caractérisation directe d’exoplanètes entre dans une nouvelle ère en permettant de faire de la spectroscopie à une résolution spectrale 1 000 fois supérieure à ce que permettaient les instruments imageurs d’exoplanètes existants.

AF Lep b n’est que la première cible du relevé HiRISE commencé en 2023. D’ici quelques années, toutes les planètes géantes connues en imagerie auront été observées avec HiRISE, ce qui permettra de tester de manière statistique les liens entre composition, vitesse de rotation et mode de formation.