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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 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.

Prévision des séismes : une technique innovante pour observer les failles sous-marines

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Pour surveiller un segment de la faille sismique nord-anatolienne près d’Istanbul, une équipe internationale de chercheurs, notamment du CNRS et de l’université de Bretagne occidentale, a déployé un réseau de balises au fond de la mer de Marmara. Objectif : mesurer les mouvements des fonds marins de part et d’autre de ce segment. Les données récoltées lors des six premiers mois révèlent que la faille serait bloquée au niveau de ce segment, suggérant une accumulation progressive d’énergie susceptible d’être libérée brusquement. Ce qui pourrait provoquer un séisme de forte magnitude à proximité d’Istanbul. Cette étude, issue d’une collaboration entre des chercheurs français, allemands et turcs, vient d’être publiée dans Geophysical Research Letters..

La faille nord-anatolienne, responsable de tremblements de terre destructeurs en 1999 en Turquie, est comparable à la faille de San Andreas en Californie. Elle constitue la limite des plaques tectoniques eurasiatique et anatolienne, qui se déplacent l’une par rapport à l’autre d’environ 2 cm par an. Le comportement d’un segment sous-marin de cette faille, situé à quelques dizaines de kilomètres au large d’Istanbul, en mer de Marmara, intrigue particulièrement les chercheurs, car il semble exempt de sismicité depuis le 18e siècle. Comment se comporte ce segment ? Glisse-t-il en continu, cède-t-il régulièrement, provoquant de petits séismes épisodiques de faible magnitude ou est-il bloqué, laissant présager une future rupture et donc un fort séisme ? Observer in situ le mouvement d’une faille sous-marine sur plusieurs années est un vrai défi. Pour le relever, les chercheurs testent une méthode de télédétection sous-marine innovante, à l’aide de balises acoustiques actives, autonomes et interrogeables à distance depuis la surface de la mer. Posées sur le fond marin de part et d’autre de la faille à 800 mètres de profondeur, ces balises s’interrogent à tour de rôle par paire et mesurent le temps aller-retour d’un signal acoustique entre elles. Ces laps de temps sont ensuite convertis en distances entre les balises. C’est la variation de ces distances dans le temps qui permet de détecter un mouvement des fonds marins et la déformation du réseau de balises, de déduire les déplacements de la faille. Concrètement, un réseau de dix balises françaises et allemandes a été déployé lors d’une première campagne en mer1 en octobre 2014. Les six premiers mois de données (temps de parcours, température, pression et stabilité)2 confirment les performances de la méthode. Après calculs, les données ne révèlent aucun mouvement significatif de la faille surveillée, dans la limite de résolution du réseau. Les distances entre balises, séparées de 350 à 1700 mètres, sont mesurées avec une résolution de 1,5 à 2,5 mm. Ce segment serait donc bloqué ou quasi-bloqué, et accumulerait des contraintes susceptibles de générer un séisme. L’acquisition d’information sur plusieurs années sera cependant nécessaire pour confirmer cette observation ou caractériser un fonctionnement plus complexe de cette portion de faille. Si, au-delà de cette démonstration, cette approche dite de « géodésie acoustique fond de mer » s’avère robuste sur le long terme (ici 3 à 5 ans sont envisagés dans la limite d’autonomie des batteries), elle pourrait être intégrée dans un observatoire sous-marin permanent en complément d’autres observations (sismologie, émission de bulles, …) pour surveiller in situ et en temps réel l’activité de cette faille en particulier, ou d’autres failles actives sous-marines dans le monde. Ces travaux sont menés par le Laboratoire Domaines océaniques3 (LDO, CNRS/Université de Bretagne occidentale), en collaboration avec le Laboratoire Littoral environnement et sociétés (CNRS/Université de La Rochelle), l’Institut Geomar à Kiel (Allemagne), le Centre européen de recherche et d’enseignement de géosciences de l’environnement (CNRS/Collège de France/AMU/IRD), le Laboratoire Géosciences marines de l’Ifremer, l’Eurasian Institute of Earth Sciences de l’Université Technique d’Istanbul (Turquie) et le Kandilli Observatory and Earthquake Research Institute de l’Université Bogazici d’Istanbul. Cet article est dédié à la mémoire d’Anne Deschamps, chargée de recherche CNRS au LDO, initiatrice et responsable du projet, décédée peu après avoir conduit avec succès le déploiement de ces balises.

Zones et années de rupture de la faille nord-anatolienne. Le segment sous-marin au sud d’Istanbul n’aurait pas généré de séismes majeurs depuis le 18ème siècle. Le rectangle noir situe la zone d’étude.
Crédit : © J-Y Royer / CNRS-UBO LDO

 

Réseau de balises acoustiques (françaises en rouge, allemandes en jaune) déployées en mer de Marmara, de part et d’autre d’un segment sous-marin de la faille nord-anatolienne (FNA), dont la trace présumée est soulignée par des tirets
Crédit : © J-Y Royer / CNRS-UBO LDO

Un impact géant : le mystère de l’origine des lunes de Mars enfin percé

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D’où viennent Phobos et Deimos, les deux petits satellites naturels de Mars ? Longtemps, leur forme a fait croire qu’ils étaient des astéroïdes capturés par Mars. Cependant la forme et l’orientation de leur orbite contredisent cette hypothèse. Deux études indépendantes et complémentaires apportent une réponse à cette question. Dans l’une, sous presse dans The Astrophysical Journal, des chercheurs majoritairement du CNRS et d’Aix-Marseille Université 1 excluent la capture d’astéroïdes et montrent que le seul scénario compatible avec les propriétés de surface de Phobos et Deimos est celui d’un impact géant. Dans l’autre étude, grâce à des simulations numériques de pointe, une équipe belgo-franco-japonaise montre comment ces satellites ont pu se former à partir des débris d’une collision titanesque entre Mars et un embryon de planète trois fois plus petit. Ces travaux, fruit d’une collaboration entre des chercheurs de l’Université Paris Diderot et de l’Observatoire royal de Belgique, en collaboration avec le CNRS, l’Université de Rennes 1 2 et l’institut japonais ELSI, sont publiés le 4 juillet 2016 dans la revue Nature Geoscience.

L’origine des deux lunes de Mars, Phobos et Deimos, restait un mystère. Par leur petite taille et leur forme irrégulière, elles ressemblent beaucoup à des astéroïdes, mais on ne comprend pas comment Mars aurait pu les « capturer » pour en faire des satellites en orbite presque circulaire, dans le plan équatorial de la planète. Selon une théorie concurrente, Mars aurait subi à la fin de sa formation un impact géant avec un embryon de planète ; mais pourquoi les débris d’un tel impact auraient-ils formé deux petits satellites plutôt qu’une énorme lune, comme celle de la Terre ? Une troisième possibilité serait que Phobos et Deimos se soient formés en même temps que Mars, ce qui impliquerait qu’ils aient la même composition que leur planète ; cependant, leur faible densité semble contredire cette hypothèse. Aujourd’hui, deux études indépendantes viennent conforter la théorie de l’impact géant.

Dans l’une d’elles, une équipe de recherche belgo-franco-japonaise propose pour la première fois un scénario complet et cohérent de formation de Phobos et Deimos, qui seraient nés des suites d’une collision entre Mars et un corps primordial trois fois plus petit, 100 à 800 millions d’années après le début de la formation de la planète. Selon ces chercheurs, les débris de cette collision auraient formé un disque très étendu autour de Mars, formé d’une partie interne dense, composée de matière en fusion et d’une partie externe très fine, majoritairement gazeuse. Dans la partie interne de ce disque se serait d’abord formée une lune mille fois plus massive que Phobos, aujourd’hui disparue. Les perturbations gravitationnelles créées dans le disque externe par cet astre massif auraient catalysé l’assemblage de débris pour former d’autres petites lunes plus lointaines. Au bout de quelques milliers d’années, Mars se serait alors retrouvée entourée d’un cortège d’une dizaine de petites lunes et d’une énorme lune. Plusieurs millions d’années plus tard, une fois le disque de débris dissipé, les effets de marée avec Mars auraient fait retomber sur la planète la plupart de ces satellites, dont la très grosse lune. Seules ont subsisté les deux petites lunes les plus lointaines, Phobos et Deimos (voir l’infographie en fin de communiqué).

À cause de la diversité des phénomènes physiques mis en jeu, aucune simulation numérique n’est capable de modéliser l’ensemble du processus. L’équipe de Pascal Rosenblatt et Sébastien Charnoz a dû alors combiner trois simulations de pointe successives pour rendre compte de la physique de l’impact géant, de la dynamique des débris issus de l’impact et de leur assemblage pour former des satellites, et enfin de l’évolution à long terme de ces satellites.

Dans l’autre étude, des chercheurs du Laboratoire d’astrophysique de Marseille (CNRS/Aix-Marseille Université) excluent la possibilité d’une capture, sur la base d’arguments statistiques et en se fondant sur la diversité de composition des astéroïdes. De plus, ils montrent que la signature lumineuse émise par Phobos et Deimos est incompatible avec celle du matériau primordial qui aurait pu former Mars (des météorites de la classe des chondrites ordinaires, des chondrites à enstatite et/ou des angrites). Ils s’attachent donc au scénario de l’impact. Ils déduisent de cette signature lumineuse que les satellites sont composés de poussières fines (de taille inférieure au micromètre ).

Or, la très petite taille des grains à la surface de Phobos et Deimos ne peut pas être expliquée uniquement comme la conséquence d’une érosion due au bombardement par les poussières interplanétaires, d’après ces chercheurs. Cela signifie que les satellites sont composés dès l’origine de grains très fins, qui ne peuvent se former que par condensation du gaz dans la zone externe du disque de débris (et non à partir du magma présent dans la zone interne). C’est un point sur lequel s’accordent les deux études. Par ailleurs, une formation des lunes de Mars à partir de ces grains très fins pourrait être responsable d’une forte porosité interne, ce qui expliquerait leur densité étonnamment faible.

La théorie de l’impact géant, corroborée par ces deux études indépendantes, pourrait expliquer pourquoi l’hémisphère nord de Mars a une altitude plus basse que le sud : le bassin boréal est sans doute la trace d’un impact géant, comme celui qui a in fine donné naissance à Phobos et Deimos. Elle permet aussi de comprendre pourquoi Mars a deux satellites et non un seul comme notre Lune, aussi née d’un impact géant. Ce travail suggère que les systèmes de satellites formés dépendent de la vitesse de rotation de la planète, puisqu’à l’époque la Terre tournait très vite sur elle-même (en moins de quatre heures) alors que Mars tournait six fois plus lentement.

De nouvelles observations permettront bientôt d’en savoir plus sur l’âge et la composition des lunes de Mars. En effet, l’agence spatiale japonaise (JAXA) a décidé de lancer en 2022 une mission, baptisée Mars Moons Exploration (MMX), qui rapportera sur Terre en 2027 des échantillons de Phobos. L’analyse de ces échantillons pourra confirmer ou infirmer ce scénario. L’Agence spatiale européenne (ESA), en association avec l’agence spatiale russe (Roscosmos), prévoit une mission similaire en 2024.

Ces recherches ont bénéficié du soutien de l’IPGP, du Labex UnivEarthS, d’ELSI, de l’Université de Kobe, et de l’Idex A*MIDEX.

Chronologie des événements qui auraient donné naissance à Phobos et Deimos.
Mars est percutée par une protoplanète trois fois plus petite (1). Un disque de débris se forme en quelques heures. Les briques élémentaires de Phobos et Deimos (grains de taille inférieure au micromètre) se condensent directement à partir du gaz dans la partie externe du disque (2). Le disque de débris produit rapidement une lune proche de Mars, qui s’éloigne et propage ses deux zones d’influence comme des vagues (3), ce qui provoque en quelques millénaires l’accrétion des débris plus éloignés en deux petites lunes, Phobos et Deimos (4). Sous l’effet des marées soulevées par Mars, la grosse lune retombe sur la planète en quelques millions d’années (5), tandis que Phobos et Deimos, moins massifs, rejoignent leur position actuelle dans les milliards d’années qui suivent (6).
Crédit : Antony Trinh / Observatoire Royal de Belgique
Vue d’artiste de l’impact géant qui aurait donné naissance à Phobos et Deimos et au bassin d’impact Boréalis.
L’impacteur devait faire environ le tiers de la taille de Mars. A cette époque, Mars était jeune et possédait peut-être une atmosphère plus épaisse et de l’eau liquide en surface.
Crédit : Université Paris Diderot / Labex UnivEarthS
1. Laboratoires français impliqués : Laboratoire d’astrophysique de Marseille (CNRS/Aix-Marseille Université), Institut de planétologie et d’astrophysique de Grenoble (CNRS/Université Grenoble Alpes), Centre européen de recherche et d’enseignement de géosciences de l’environnement (CNRS/Aix-Marseille Université/IRD/Collège de France).
2. Laboratoires français impliqués : Institut de physique du globe de Paris (CNRS/IPGP/Université Paris Diderot), Institut de physique de Rennes (CNRS/Université de Rennes 1).