Univers

Identification de la zone de formation des chondrites carbonées

8 septembre 2025 by osuadmin

Principaux résultats

Les météorites CM et CI proviennent de régions différentes du Système solaire externe.
Elles ont été implantées dans la ceinture d’astéroïdes à des moments distincts : lors de la formation de Saturne (CM) et plus tard lors de la formation et migration d’Uranus et de Neptune (CI).
Cette différence de chronologie explique leurs compositions et distributions contrastées.
Les astéroïdes de type CM ont probablement apporté une grande partie de l’eau terrestre.

Des astronomes ont mis en évidence de nouveaux indices sur le berceau des matériaux les plus anciens et les plus primitifs du Système solaire. Une étude publiée dans Nature Astronomy par Sarah E. Anderson et Pierre Vernazza (Aix-Marseille Université, CNRS, CNES, Institut Origines) et Miroslav Brož (Université Charles, Prague) montre que deux grandes familles de météorites carbonées — les chondrites CM et CI — proviennent d’astéroïdes implantés dans la ceinture principale à des époques différentes et depuis des régions distinctes du Système solaire.

Les résultats révèlent que les astéroïdes de type CM, riches en chondres (petits cristaux sphériques formés par un refroidissement rapide), sont issus de la région de formation de Saturne (~10 unités astronomiques du Soleil). Ils ont été implantés précocement dans la ceinture d’astéroïdes, environ 3 à 4 millions d’années après la naissance du Soleil, freinés et capturés grâce au gaz abondant du disque protoplanétaire.

À l’inverse, les astéroïdes de type CI, pauvres en chondres et chimiquement plus proches des comètes, sont arrivés plus tard — 4 à 5 millions d’années après la naissance du Soleil. Formés au-delà d’Uranus et de Neptune (>20 unités astronomiques), ils ont été projetés vers l’intérieur par la migration de ces planètes géantes, à une époque où le gaz du disque s’était déjà largement dissipé.

« Le processus d’implantation est complexe », explique Sarah Anderson, autrice principale de l’étude. « Le gaz du jeune Système solaire agissait comme une atmosphère, ralentissant certains corps et leur permettant d’être piégés dans la ceinture d’astéroïdes. D’autres n’ont pu arriver qu’après la dissipation du gaz, sous l’effet de la migration des planètes géantes. C’est ainsi que nous expliquons les distributions très différentes des météorites CM et CI observées aujourd’hui. »

Cette découverte offre une nouvelle manière de lire la ceinture d’astéroïdes : comme une « machine à remonter le temps » conservant des instantanés de l’évolution du Système solaire.
« Grâce aux compositions et aux localisations de ces météorites, nous pouvons désormais reconstituer la structure du disque protoplanétaire originel », ajoute Pierre Vernazza, co-auteur de l’étude. « Nos résultats suggèrent également que les astéroïdes de type CM ont été une source majeure de l’eau terrestre. »

L’apport d’eau est une question clé et interdisciplinaire, car il conditionne l’émergence et l’évolution de la vie. L’océan terrestre ne représente qu’environ 0,02 % de la masse de notre planète, ce qui implique que la Terre s’est formée à partir de matériaux majoritairement secs et a ensuite reçu un apport d’eau exogène. Cette étude renforce l’hypothèse selon laquelle les astéroïdes carbonés ont joué ce rôle de manière particulièrement efficace.

Séquence d'événements ayant conduit les différents petits corps dans la ceinture d'astéroïdes. Tout d'abord, la formation de Saturne disperse les CM vers l'intérieur ; puis, des millions d'années plus tard, la formation des géantes glacées disperse les CI plus éloignés dans la ceinture d'astéroïdes. — Séquence d’événements ayant conduit les différents petits corps dans la ceinture d’astéroïdes. Tout d’abord, la formation de Saturne disperse les CM vers l’intérieur ; puis, des millions d’années plus tard, la formation des géantes glacées disperse les CI plus éloignés dans la ceinture d’astéroïdes.

Juno identifie l’empreinte aurorale manquante de la lune Callisto sur les pôles de Jupiter

4 septembre 2025 by osuadmin

Parmi les intenses émissions aurorales présentes sur les pôles de Jupiter, certaines résultent de l’interaction entre les lunes Galiléennes – Io, Europe, Ganymède et Callisto – et l’environnement de particules chargées autour de Jupiter. Ces émissions induites par les lunes, observées à la fois dans les longueurs d’ondes ultraviolettes, visibles, infrarouges et radios et sans équivalent sur Terre, sont appelées empreintes aurorales.

Grâce au télescope spatial Hubble, les empreintes aurorales ultraviolettes de trois des quatre lunes Galiléennes – Io, Europe et Ganymède – ont été clairement identifiées et étudiées depuis le début des années 2000 . Depuis Juillet 2016 , la mission Juno en orbite autour de Jupiter permet de poser un nouveau diagnostic sur les propriétés de ces empreintes aurorales et les mécanismes physiques à leur origine grâce à des observations répétées acquises lors de survols rapprochés des régions aurorales de Jupiter. Malgré cela, aucune détection claire de l’empreinte aurorale de Callisto, la quatrième lune Galiléenne la plus distante de Jupiter, n’avait été rapportée. Une telle détection est en effet rendue complexe par sa faible brillance attendue, mais aussi à cause de sa proximité avec d’autres émissions aurorales de Jupiter, bien plus intenses.

L’empreinte aurorale ultraviolette de Callisto révélée par l’instrument UVS
Une étude récemment publiée dans la revue Nature Communications, menée par une équipe de scientifiques français (voir encadré), montre cependant qu’il existe des opportunités d’identifier l’empreinte aurorale ultraviolette de la lune Callisto. En utilisant les observations de l’instrument UVS (UltraViolet Spectrometer) à bord de la mission spatiale Juno de la NASA, ils ont ainsi montré qu’en Septembre 2019, les émissions aurorales principales de Jupiter ont été significativement déplacées de leur position habituelle sur les pôles de Jupiter. Ce décalage résulte d’une expansion globale de la magnétosphère de Jupiter à la suite d’un changement des propriétés du vent solaire, ce flux permanent de particules provenant du Soleil se propageant dans le milieu interplanétaire et interagissant avec les objets du Système solaire. En conséquence, l’empreinte aurorale ultraviolette de Callisto, habituellement masquée par ces intenses émissions aurorales, se révèle. Pour la première fois, les empreintes aurorales des quatre lunes galiléennes sont observéessimultanément sur le pôle nord de Jupiter.

Les mesures réalisées par Juno conjointement aux observations ultraviolettes, notamment celles d’électrons, obtenues grâce à l’instrument JADE (Jupiter Auroral Distributions Experiment) auquel l’IRAP a contribué, et d’ondes, montrent que les empreintes aurorales des quatre lunes Galiléennes sont générées par des mécanismes physiques similaires. En confirmant l’existence de l’empreinte aurorale de Callisto avec un niveau de détail sans précédent, cette étude complète ainsi notre compréhension des couplages lunes-planètedans le système de Jupiter.

COSMOS2025 : le plus grand catalogue de galaxies de JWST

14 juillet 2025 by osuadmin

La collaboration COSMOS cherche à comprendre les liens entre la formation des galaxies et les structures à grande échelle de l’Univers. Des équipes de recherche françaises (voir encadré) participent activement à ce projet depuis ses débuts. Des mesures pionnières de la distribution de la matière noire, réalisées en 2004 à partir d’observations du télescope spatial Hubble, ont servi de référence pour les missions spatiales suivantes. Depuis lors, le champ COSMOS s’est progressivement enrichi de données toujours plus profondes provenant de télescopes couvrant l’ensemble du spectre électromagnétique, faisant de ce champ une référence incontournable en astronomie extragalactique.

En 2022, l’équipe COSMOS a obtenu un programme exceptionnel de 250 heures d’observation avec le JWST pour cartographier le champ COSMOS à l’aide de ses instruments NIRCam (caméra proche infrarouge) et MIRI (instrument moyen infrarouge). Le traitement de l’ensemble de ces données a été entièrement réalisé sur un cluster informatique spécialisé de l’Institut d’astrophysique de Paris. Le catalogue COSMOS2025 issu de ces observations fournit des informations exceptionnellement détaillées pour chaque galaxie concernant leur forme, leur distance et leur masse stellaire. Ces données sont uniques pour comprendre à quel rythme les galaxies créent de nouvelles étoiles ainsi que l’évolution de leur morphologie avec l’âge de l’Univers en fonction de leur position dans la toile cosmique. Ces nouvelles observations confirment l’abondance surprenante de galaxies massives dans l’Univers jeune déjà révélée par des sondages couvrant une surface bien plus réduite.

Un visualiseur interactif permet désormais à chacun d’explorer ces données COSMOS et de les analyser. L’échange libre de données via internet a révolutionné l’astronomie moderne. La science ouverte est au cœur du projet COSMOS : chacun peut accéder aux données et rejoindre la collaboration. Pour l’équipe, la mission ne se limite pas à comprendre l’Univers, mais consiste aussi à mettre à disposition de la communauté scientifique internationale des données ouvertes et librement accessibles.

En France, la collaboration COSMOS bénéficie d’un soutien important du Centre national d’études spatiales (Cnes), du CNRS, de l’ANR ainsi que de la Région Île-de-France.

Ganymède et Callisto : destins gelés aux origines divergentes

19 juin 2025 by osuadmin

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.

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

10 juin 2025 by osuadmin

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 ?

19 février 2025 by osuadmin

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.