Ressources - OSU Institut Pytheas

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Résultat scientifique

Les grandes failles de Californie sont lisses à la profondeur où se produisent les séismes

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La relocalisation précise des séismes montre des failles présentant des surfaces lisses, planes ou arquées, sur des échelles allant de quelques centaines de mètres à quelques dizaines de kilomètres et ce, à la profondeur sismogène. Cette régularité peut jouer un rôle crucial dans la genèse des grands séismes, et peut transformer notre compréhension de la physique de la rupture et des risques sismiques.

Le comportement physique des failles, et les risques sismiques qui en découlent, dépendent fortement de leur caractère rugueux ou lisse à la profondeur ou l’énergie est libérée lors des tremblements de terre. À cette profondeur d’environ 4-15 km en Californie, la localisation des séismes a suggéré que les failles sont irrégulières aux échelles supérieures au kilomètre. De plus, le tracé des failles cartographiées en surface est aussi généralement complexe et présente des décalages à toutes les échelles. Ceci amène à supposer une forte rugosité des failles majeures en profondeur, la rupture d’un grand séisme reviendrait donc à essayer de faire glisser deux boites à œufs le long de leurs côtés bosselés.

Les auteurs dont un chercheur du CNRS-INSU (voir encadré), appliquent une nouvelle procédure de localisation des séismes à de grandes séquences de tremblements de terre et à la microsismicité le long de failles décrochantes en Californie. Cette méthode multi-échelle permet de corriger certains effets de distorsion et la relocalisation des séismes révèlent que les surfaces de failles sont lisses en profondeur, planes ou arquées sur des échelles allant de quelques centaines de mètres à quelques dizaines de kilomètres. Les scientifiques démontrent donc que la rupture sismique ressemble davantage à des boites à œufs glissant sur leurs côtés lisses, et ceci a des conséquences évidentes. La présence en profondeur de surfaces lisses à plusieurs échelles dans les zones de failles décrochantes majeures peut influencer l’initiation, la rupture, la direction et l’arrêt des ruptures sismiques, et ces failles lisses sont peut-être même nécessaires pour que de grands tremblements de terre se produisent. Ces résultats peuvent aider à cartographier l’aléa sismique et viennent renforcer les travaux récents sur les ruptures en surface. Ces travaux montrent que les ruptures en surface reflètent en grande partie des déformations secondaires peu profondes et souvent complexes, et non les surfaces de glissement sismique actives en profondeur.

Les tectites de Côte d’Ivoire, un trésor scientifique en territoire aurifère

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Les tectites sont des verres d’impact qui sont éjectés à plusieurs centaines, voire milliers de kilomètres lors d’un impact météoritique. Ces objets sont rares et recherchés par les scientifiques qui s’intéressent aux crises environnementales lors des collisions d’astéroïdes avec notre planète. Une étude, réalisée dans le cadre d’une coopération internationale1 qui inclue des scientifiques du CNRS-INSU (voir encadré), révèle des nouvelles découvertes au sein du champ de tectites le moins connu au monde situé en Côte d’Ivoire. Découvert en 1935, ce patrimoine scientifique exceptionnel était resté inexploré depuis les années 60 et seulement une petite centaine de spécimen étaient répertoriés dans le monde.

Un doctorant Ivorien, Pétanki SORO, a repris le flambeau des explorateurs du passé, et a effectué 6 missions de terrains dans le centre-est de la Côte d’ivoire. Cette exploration a permis la découverte de 174 nouveaux spécimens, tout en révélant que le champ de tectites s’étend au moins sur 4100 km2 au lieu des 1500 km2 délimités par les travaux passés. Certains de ces spécimens s’avèrent de composition chimique hors norme et leur étude permettra de mieux comprendre le processus de formation des tectites.

L’essentiel de ces tectites a été retrouvée auprès des villageois, ces objets étant parfois conservés par leur propriétaire depuis des dizaines d’années, tandis que le souvenir des missions d’exploration passées était encore présent parmi les plus anciens. L’exploration se déroule dans un territoire affecté par une activité minière artisanale dédiée à la recherche de l’or. Les artisans miniers, ainsi que les agriculteurs, ont donc été informés de la nature de ces objets au cours de rencontres avec les autorités villageoises, ce qui a permis ensuite de récupérer, sur une période de quatre ans, un grand nombre de spécimens.

1. Universités Houphouët-Boigny d’Abidjan, d’Aix-Marseille et l’Institut de Recherche pour le Développement (IRD).

Le rôle primordial de Saturne dans la formation des lunes de Jupiter

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Jupiter possède quatre satellites massifs (Io, Europe, Ganymède et Callisto) qui sont supposés s’être formés dans un disque gazeux autour de Jupiter, de manière analogue aux planètes du système solaire autour du Soleil. A ce jour, la question de l’origine des satellites n’est toujours pas résolue. Une étude menée par des chercheurs du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM-CNRS, CNES, Aix-Marseille Université) montre que la formation de Saturne a permis d’implanter une quantité considérable de planétésimaux dans le disque entourant Jupiter, permettant ainsi la formation de quatre lunes massives. L’étude montre par ailleurs que certains planétésimaux dispersés par Saturne se sont également retrouvés implantés dans la ceinture principale d’astéroïdes, expliquant ainsi pourquoi beaucoup d’entre eux sont riches en glace.

Dans les derniers instants de sa formation, une planète géante telle que Jupiter est assez massive pour nettoyer son orbite et creuser un sillon dans le gaz de la nébuleuse protosolaire. Dans ce contexte, il est difficile d’expliquer la formation de lunes massives comme les satellites Galiléens car le disque entourant Jupiter se trouve privé des principales sources d’approvisionnement en matériaux solides qui sont nécessaires à la construction des lunes.

Dans une étude à paraître dans The Astronomical Journal, une équipe franco-américaine menée par des chercheurs du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM-CNRS, CNES, Aix-Marseille Université) montre que la formation de Saturne a joué un rôle crucial dans l’apport de corps solides dans le disque entourant Jupiter, permettant ainsi la formation des satellites Galiléens. A partir de simulations numériques, ces chercheurs ont montré que Saturne disperse les planétésimaux 1 qui l’entourent, et que certains d’entre eux sont finalement capturés dans le disque entourant Jupiter. Les simulations révèlent également que des planétésimaux sont envoyés vers le système solaire interne, dans la région deformation des planètes telluriques et la ceinture d’astéroïdes. Ces objets ont donc pu jouer un rôle dans l’apport d’eau sur Terre et expliqueraient la présence de certains astéroïdes riches en eau dans la ceinture principale sans pour autant invoquer une migration importante de Jupiter.

Si le scénario proposé s’avère correct, les satellites Galiléens pourraient posséder des signatures isotopiques semblables à celles de certaines météorites primitives collectées sur Terre et qui pourraient être mesurées par de futures missions d’exploration du système jovien telles que la mission JUICE de l’ESA ou Europa-Clipper de la NASA. Une autre implication importante de ce scénario est que la présence de satellites massifs autour d’une planète serait liée à l’existence d’autres planètes dans le système, une donnée importante à prendre en compte dans la recherche d’analogues aux Galiléens dans les systèmes extrasolaires.

1. Astéroïdes primordiaux à partir desquels les corps du système solaire se sont formés.

Mercure, le cas particulier du système solaire, ne serait pas un cas unique !

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Une équipe internationale d’astronomes pilotée par un chercheur au Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM – CNRS, CNES, Aix-Marseille Université) dévoile pour la première fois une planète extrasolaire dont la structure serait très proche de celle de Mercure – le cas particulier toujours inexpliqué du système solaire. C’est en utilisant les données de la mission K2 du télescope spatial Kepler de la NASA et du télescope HARPS de l’Observatoire de La Silla de l’ESO au Chili que cette équipe a pu faire cette étonnante découverte dont les détails sont publiés dans la revue Nature Astronomy du 26 mars 2018.

La structure interne de Mercure reste un mystère pour les astronomes. En effet, contrairement à Vénus, la Terre et Mars, Mercure est composée pour 70% de son noyau et 30% de son manteau. Des proportions quasiment inverses à celle des autres planètes telluriques du système solaire. Jusqu’à ce jour aucune autre planète connue ne présentait des caractéristiques similaires.

En utilisant les données de la mission K2 du télescope spatial Kepler de la NASA – qui permet de mesurer le rayon des planètes – et du spectrographe HARPS de l’Observatoire de La Silla de l’ESO – qui permet de mesurer leur masse- une équipe d’astronomes vient de mettre à jour une planète dont la structure interne semble bien être très proche de celle de Mercure.

Cette planète appelée K2 229 b, aussi surnommée « Freddy » par l’équipe, orbite autour de son étoile en 14 heures et a une masse d’environ 2,6 masses terrestres. « A partir de sa masse et son rayon, grâce au modèle de structure interne développé au LAM, nous sommes aujourd’hui en mesure de déterminer sa composition » explique Alexandre Santerne, premier auteur de l’article scientifique, chercheur au Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (CNRS, Aix-Marseille Université).

« Selon nos calculs « Freddy » est une planète extrêmement dense. C’est une planète bien plus grosse que Mercure dont la structure interne présente des similitudes avec un noyau très volumineux et un fin manteau » précise Bastien Burgger, un des auteurs de l’article, doctorant au Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (CNRS, Aix-Marseille Université « Fait étrange, d’après la composition chimique de son étoile, très semblable au Soleil, on s’attendait à ce que sa composition soit comme celle de la Terre. »

En étudiant cette planète et son environnement, les astronomes vont essayer de comprendre le scénario qui a conduit à sa formation et donc peut être aussi de mieux comprendre comment Mercure a pu se former.

A la veille du lancement de la mission spatiale de l’ESA Bepi Colombo, dont l’objectif sera d’étudier Mercure en détail, cette découverte vient encore renforcer la conviction des scientifiques que l’étude des systèmes exoplanètaires peut considérablement les aider à comprendre comment notre système solaire s’est formé. Ils pourront ainsi probablement prochainement croiser les données fournies par Bepi Colombo avec ce qu’ils connaitront de Freddy.

La physique marine, chef de l’orchestre phytoplanctonique !

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Quand biologistes et physiciens de l’Institut méditerranéen d’océanographie (MIO/PYTHÉAS, CNRS / Université de Toulon / IRD / AMU) et de la Station biologique de Roscoff (SBR, CNRS / UPMC) ont mis en commun leurs expertises pour observer la variabilité du phytoplancton océanique à une très fine échelle spatio-temporelle

Biologistes et physiciens du MIO (Mediterranean institute of oceanography) et de la SBR ont voulu en savoir plus sur la composition de la communauté phytoplanctonique et sa variabilité associées à de petites structures dynamiques à la surface de l’océan.

Images satellite de la mer Ligure le 2 novembre 2015. À gauche la concentration en Chl-a, à droite température de surface. La zone d’étude est représentée par le cadre noir. Données issues du CMEMS-Copernicus Marine Environment Monitoring Service (http://marine.copernicus.eu/)

C’est ainsi que la campagne océanographique OSCAHR (Observing submesoscale coupling at high resolution) a vu le jour. Grâce au développement d’un logiciel (SPASSO – Software package for an adaptive satellite-based sampling for ocean campaigns) permettant de suivre en quasi-temps réel la dynamique physique de l’océan, les chercheurs ont pu cibler une structure d’eau plus froide (16°C) entourée d’eau plus chaude (18.5°C) s’étant formée en mer Ligure, entre la France, l’Italie et la Corse, début novembre 2015. Fait intéressant, l’abondance phytoplanctonique observée par satellite à l’intérieur du cœur d’eau froide était bien plus importante qu’à la périphérie. Décision a donc été prise d’aller échantillonner cette zone à bord du N/O Téthys II du CNRS/INSU, en embarquant un cytomètre en flux automatisé de dernière génération (un appareil permettant de compter une à une les cellules phytoplanctoniques) et en déployant un « poisson plongeur » (MVP Moving vessel profiler) capable d’effectuer des profils verticaux de la colonne d’eau (jusqu’à environ 300 m), toutes les milles nautiques le long du trajet du navire.

Mesures de température (SST) et de salinité (SSS) des eaux de surface pendant la campagne OSCAHR (haut). Mesures de la température et de la salinité en continu jusqu’à 300 m de profondeur acquises avec le MVP lors du transect Sud/Nord mis en évidence par le rectangle noir.
Variabilité des abondances de Prochlorococcus, Synechococcus, pico- et nano-eucaryotes mesurées toutes les 20 minutes le long du trajet du navire.

Le cytomètre automatisé a permis d’observer en temps réel et à une période de 20 minutes la composition phytoplanctonique des eaux de surface. Pour la première fois avec ce type de cytomètre embarqué, nous avons pu clairement observer et dénombrer les plus petits organismes photosynthétiques sur Terre, des cyanobactéries de type Prochlorococcus. Les trois autres groupes majoritaires observés sont les Synechococcus, les picoeucaryotes (< 2 µm) et les nanoeucaryotes (2-20 µm). De plus, grâce à la haute fréquence des observations, les propriétés physiques, chimiques et biologiques de la zone d’étude on pu être décrites, de la surface jusqu’à 300 m de profondeur, avec une résolution horizontale de l’ordre du kilomètre. La structure étudiée est caractérisée par une remontée d’eau froide au centre de la zone d’étude. Les analyses des nutriments, réalisées en flux continu par l’équipe de chimie marine de la SBR, ont mis en évidence un enrichissement associé à cette remontée. Outre la concentration plus importante en chlorophylle-a (indicateur de l’abondance phytoplanctonique), la cytométrie en flux a mis en évidence des variations importantes de l’abondance des quatre principaux groupes phytoplanctoniques entre le centre de la structure et sa périphérie.

Cette capacité à observer en quasi-temps réel la structure de la communauté phytoplanctonique à une très haute résolution ouvre de nouvelles perspectives pour la compréhension de la dynamique des océans à fine échelle. Il apparaît en effet que ces variations jouent un rôle prépondérant dans le fonctionnement des océans. Bien que mises en évidence dans des études numériques, elles étaient jusque-là largement sous-estimées du fait de l’incapacité à accéder in situ à une si fine échelle spatio-temporelle et simultanément à une gamme de paramètres environnementaux aussi complète. Ces variations observées au sein de la communauté phytoplanctonique sont principalement contrôlées par la circulation océanique à fine échelle. Notre approche multidisciplinaire s’appuyant sur les derniers progrès faits en matière de plateforme d’observation, de développement de capteurs innovant et de stratégie d’observation adaptative s’est donc révélée une avancée majeure pour enfin mieux comprendre ce qui contrôle la diversité des assemblages phytoplanctoniques à très petite échelle.

Variation du volume des picocyanobactéries Prochlorococcus et Synechococcus pendant 24h dans les eaux de surface chaudes situées en périphérie de la structure plus froide.

Enfin, en combinant un suivi lagrangien de la masse d’eau par satellite et une exploitation maximale des capacités du cytomètre automatisé, nous sommes même parvenus à observer les variations de tailles infinitésimales des deux plus abondantes espèces phytoplanctoniques, Procholorococcus et Synechococcus, au cours de la journée (Figure 4 [ICI dipositive5.png]). Ces variations nous apportent de précieuses informations sur leurs taux de croissance et de production primaire, si difficiles à obtenir in situ.

La campagne OSCAHR (Doglioli A. (2015), RV Téthys II, http://dx.doi.org/10.17600/15008800) a été financée par l’Axe Transverse AT_COUPLAGE du MIO (PIs A. Doglioli et G. Grégori) et par les projets suivants : CHROME (PI M. Thyssen, AMIDEX), BIOSWOT (PI F. d’Ovidio, TOSCA/CNES), NeXOS (PI M. Goutx, EU FP7-Research, technological development and demonstration,grant agreement No 614102), SeaQUEST (PI O. Ross, EU FP7-People) et AMICO (PI C. Pinazo, Copernicus – MEDDE).

Nous remercions l’équipage du Tethys II, le personnel de la DT INSU de La Seyne et le groupe MVP de Genavir, en particulier, J. Fenouil. Le MVP et ses capteurs ont été achetés dans le cadre du CETSM Contrat de Projet Etat-Région 2007-2013 en PACA) et de l’ANR FOCEA (ANR-09-CEX-006-01, PIs M. Zhou et F. Carlotti).

L’instrument SPHERE révèle les petits mondes rocheux et glacés de notre système solaire

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Ces images ont été prises par l’instrument SPHERE installé au Very Large Telescope (VLT) de l’observatoire de Paranal de l’ESO au Chili. Ces images étonnamment détaillées révèlent quatre astéroïdes de la ceinture principale d’astéroïdes située entre Mars et Jupiter, une région qui sépare les planètes rocheuses du système solaire interne des planètes gazeuses et glacées du système solaire externe.

Les astéroïdes présentés ici sont respectivement (dans le sens des aiguilles d’une montre en partant du haut à gauche) (29) Amphitrite, (324) Bamberga, (2) Pallas et (89) Julie. Nommé d’après la déesse grecque Pallas Athena, (2) Pallas possède un diamètre d’environ 510 kilomètres et il représente environ 7% de la masse de la ceinture principale – si pesant qu’il était classifié auparavant comme une planète.

L’instrument SPHERE révèle les petits mondes rocheux et glacés de notre système solaire
Images prises par l’instrument SPHERE installé au Very Large Telescope (VLT) de l’observatoire de Paranal de l’ESO au Chili.
Crédit: ESO/Vernazza et al

Avec un diamètre environ trois fois plus petit que celui de Pallas, (89) Julie est appelé ainsi en honneur de sainte Julie. Sa composition rocheuse a conduit à sa classification comme un astéroïde de type S. (29) Amphitrite, découvert en 1854, est également un astéroïde de type S. (324) Bamberga, bien qu’étant un des plus gros astéroïdes de type C de la ceinture principale avec un diamètre d’environ 220 kilomètres, ne fut découvert que tardivement en 1892 par Johann Palisa. Aujourd’hui, on pense que les astéroïdes de type C ne se seraient pas formés in situ mais plus vraisemblablement dans le système solaire externe au delà de Jupiter. Ces derniers auraient atterri dans la ceinture principale à la suite de la migration des planètes géantes. Il en découle que ces objets pourraient être riche en glace.

Bien que la ceinture d’astéroïdes est souvent représentée dans la science-fiction comme un endroit de violentes collions, pleine de grandes roches trop dangereuses même pour le meilleur pilote de vaisseau spatial, c’est en fait un endroit peu dense. Au total la ceinture d’astéroïdes ne contient que 4% de la masse de la Lune, dont environ la moitié est contenue dans ses quatre résidents principaux : Cérès, (4) Vesta, (2) Pallas et (10) Hygie.

Ces images collectées ne sont que le début d’une aventure qui va durer deux ans. En effet, les quarante plus gros astéroïdes de la ceinture principale vont être imagés avec SPHERE grâce à un large programme ESO piloté par Pierre Vernazza du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (CNRS, Aix-Marseille Université). Ces données permettront de contraindre la densité de ces objets (et ainsi leur structure interne) ainsi que la morphologie de leur surface. Elles permettront à terme de mieux comprendre l’origine de la diversité de la ceinture d’astéroïdes.