Une étude, dont les résultats intitulés «The agonistic adrenal: melatonin elicits female aggression via regulation of adrenal androgens» ont été publiés dans la revue Proceedings of the Royal Society B, a permis de mettre en évidence qu'en hiver, la mélatonine régule de manière indirecte l'agressivité chez les animaux de la même manière qu'elle régule le sommeil.

Notons tout d'abord qu'en hiver, les animaux doivent, pour assurer leur survie, «faire preuve d'une agressivité accrue», car les ressources «comme la nourriture sont moins présentes dans la nature». Jusqu'ici, on pensait généralement que l'agressivité résultait essentiellement des hormones sexuelles, les mâles étant «plus bagarreurs à cause de la testostérone» et les femelles «plus susceptibles à cause des oestrogènes».

L'étude ici présentée montre qu'il faut réviser cette opinion. Pour le prouver, elle «a étudié 129 hamsters de Russie (Phodopus sungorus) dans des conditions de luminosité variables mimant des jours longs d'été et des jours courts d'hiver». Il est ainsi apparu que «durant les périodes où l'éclairage journalier était le moins long, les hamsters ont produit moins d'hormones sexuelles» alors qu'ils «étaient bel et bien plus agressifs avec leurs congénères qu'en condition estivale».

De ce fait, cette recherche s'est alors focalisée sur la mélatonine, «une hormone particulièrement liée à la luminosité»: couramment appelée 'hormone du sommeil', elle «est sécrétée par la glande pinéale située dans le cerveau, en absence de luminosité» et «permet la régulation du cycle du sommeil en favorisant notamment le sommeil profond».

Il a ainsi été mis en évidence «que la mélatonine favorise la sécrétion d'une autre hormone appelée DHEA qui va, par la suite, se transformer en stéroïdes capables de déclencher des attitudes agressives». La DHEA «n'a aucun lien avec la reproduction», car elle «n'est pas liée aux organes sexuels des hamsters» mais «produite par la glande surrénale située au dessus des reins».

Il ressort donc de cette étude que la mélatonine va «réguler de manière indirecte l'agressivité comme elle régule le sommeil» en induisant «un changement saisonnier dans la gestion des agressions» qui ne sont «plus contrôlées par les organes sexuels qui gèrent cela en période de reproduction, mais par la glande surrénale».

Une étude, dont les résultats intitulés «Large dust grains in the wind of VY Canis Majoris» ont été acceptés pour publication dans la revue Astronomy & Astrophysics et sont disponibles sur arxiv.org, a permis, grâce à l'instrument SPHERE qui équipe le VLT de l'ESO, de découvrir la présence insoupçonnée de particules de poussière de taille élevée autour de l'étoile hypergéante rouge VY Canis Majoris témoignant de leur rôle majeur dans son importante perte de masse dans le cadre de la fin de sa vie.

VY Canis Majoris, qui est l'une des étoiles les plus imposantes de la Voie Lactée, puisque «sa masse est comprise entre 30 et 40 masses solaires et sa luminosité équivaut à celle de 300 000 Soleils», entame sa fin de vie par une expansion actuellement équivalente à celle de l'orbite de Jupiter autour du Soleil.

L'étude ici présentée, «en commutant SPHERE sur le mode ZIMPOL», a «non seulement été en mesure de sonder le cœur du nuage de gaz et de poussière qui entoure l'étoile, mais également d'observer la diffusion et la polarisation de la lumière stellaire par la matière environnante»: en particulier, «l'analyse poussée des données de polarisation a révélé la taille relativement élevée des grains de poussière», puisque «leur diamètre, voisin de 0,5 micromètres», est «quelque 50 fois supérieur à celui des particules de poussière qui emplissent l'espace interstellaire».

Rappelons ici qu'au cours de leur phase d'expansion, «les étoiles massives perdent d'importantes quantités de matière» (pour sa part, «chaque année, VY Canis Majoris expulse de sa surface l'équivalent de 30 masses terrestres sous la forme de gaz et de poussière»). Ce nuage de matière, «projeté vers l'extérieur avant que l'étoile n'explose» rejoint «l'espace interstellaire, à l'exception d'une fraction de poussière détruite lors de l'explosion».

Jusqu'ici, ce processus d'expulsion «de la matière de la haute atmosphère stellaire précédant l'explosion de l'étoile géante, demeurait inconnu»; cependant on pouvait soupçonner que la pression de radiation pouvait en être responsable à condition que sa faible intensité s'exerce sur des grains de poussière de surface étendue. Aujourd'hui, cette étude montre que leur taille est effectivement suffisante «pour qu'ils soient propulsés à grande distance de l'étoile» par cette pression de radiation stellaire, «ce qui explique la rapide perte de poids de l'étoile».

Par ailleurs, la taille des grains de poussière indique que le nuage «survivra en grande partie à l'explosion de VY Canis Majoris en supernova». Ce nuage, avec les éléments plus lourds créés lors de la phase explosive, va enrichir le milieu interstellaire environnant et constituer la base de futures générations d'étoiles et de leurs cortèges de planètes.

Une étude, dont les résultats intitulés «What factors control superficial lava dome explosivity?» ont été publiés dans la revue Nature Scientific Reports, a permis, à partir d'observations faites sur plusieurs dômes de lave de par le monde, d’expliquer l’explosivité superficielle dévastatrice de certains d'entre eux.

Rappelons tout d'abord, que «les volcans qui produisent des magmas riches en silice et donc très visqueux, peuvent édifier des dômes de lave lorsqu’ils entrent en éruption», ce phénomène étant «très fréquent pour les volcans des zones de subduction comme l’Unzen (Japon), Soufrière Hills (Montserrat), le Merapi (Indonésie), le Santiaguito (Guatemala) ou le Bezymianny (Kamchatka), connus pour leurs éruptions ces dernières décennies».

Or, dans quelques cas, les dômes de lave génèrent, à la base du dôme en cours de croissance, de «violentes explosions dirigées latéralement» comme «ce fut le cas à la Montagne Pelée (Martinique) le 8 mai 1902», alors que le dôme de lave «n’avait débuté sa croissance que deux jours auparavant».

Comme «l'origine de ces explosions superficielles dévastatrices a toujours été débattue, sans être vraiment expliquée», l'étude ici présentée s'est penchée «sur les éruptions de 1902-1905 et de 1929-1932 de la Montagne Pelée, de Soufrière Hills, du Santiaguito, de l’Unzen , mais aussi les dômes de lave de la Chaîne des Puys (Puy de Dôme, Puy Chopine)» pour comparer «deux types de comportement au cours de la croissance de dômes de lave».

Ainsi, il y a, d'une part, «des éruptions qui, au cours de leur déroulement, produisent de simples écroulements dus à l’instabilité de certaines parties du dôme de lave en cours de croissance» dont le moteur est la gravité: «ces écroulements donnent lieu à des écoulements de cendres et blocs (écoulements pyroclastiques)» qui «se canalisent dans les vallées» avec un grand effet destructeur mais limité spatialement.

 
D’autre part, il y a des éruptions qui «s’accompagnent d’explosions superficielles latéralement dirigées qui génèrent des écoulements pyroclastiques dilués et turbulents, extrêmement dévastateurs, se propageant sur de grandes superficies»: l'exemple de référence de ce type d’explosion, qui «se produit à la base du dôme de lave en cours de croissance», où toute l’énergie «est concentrée dans une seule direction, ce qui augmente l’effet destructeur des écoulements associés», est l'éruption de 1902 de la Montagne Pelée.

Grâce à l'analyse de «la composition et la texture d’échantillons prélevés dans plusieurs dépôts d’écoulements pyroclastiques associés à ces deux types d’éruption ainsi que sur les dômes de lave correspondants», il est apparu «que les quantités et tailles de vésicules et de microcristaux de ces échantillons étaient très différentes selon leur provenance».

Plus précisément, «les fragments liés aux écroulements de dôme sont très dégazés, peu poreux (faible vésicularité) et présentent beaucoup de microcristaux» tandis que «les fragments provenant des explosions superficielles sont plus diversifiés» pouvant «être peu dégazés et montrer des vésicularités proches des ponces d’éruptions pliniennes sans microcristaux», alors que d’autres, très dégazés, «ont une faible vésicularité et une forte microcristallinité», les fragments les moins vésiculés contenant «en abondance des précipitations de silice (cristobalite) remplissant les vides et vésicules et diminuant ainsi la vésicularité».

A partir de ces observations, un nouveau scénario de l’explosivité des dômes de lave a été proposé. Les magmas, «généralement très dégazés, cristallisés et donc très visqueux», qui «arrivent en surface et génèrent des dômes de lave», ont «perdu leur gaz au cours de la remontée dans des conduits probablement perméables ou au travers de la colonne de magma ascendante». De ce fait, les circulations de gaz magmatiques «sont riches en silice» et «entraînent la précipitation de silice (cristobalite) lorsque la température décroit en dessous de 400°C, c’est-à-dire dans la périphérie du dôme en cours de croissance».

Il en résulte que «la faible vésicularité associée à la forte microcristallinité et la précipitation de cristobalite» forme «sur la périphérie du dôme une carapace plus ou moins imperméable» qui peut même «être totalement imperméable en début d’éruption, lorsque le dôme de lave est de petite dimension, car ce dernier est peu fracturé». Dans ce cas, «du magma moins dégazé se trouve isolé dans le dôme de lave et est responsable d’une surpression à l’origine de l’explosion superficielle».

Il n'en est plus ainsi, «lorsque le dôme de lave grossit», car, d'une part «il se fracture et la carapace perd son caractère imperméable» et, d'autre part, «il exerce une charge que la surpression de la partie non dégazée ne peut vaincre limitant ainsi l’explosivité».

En outre, «en utilisant la diffusion intracristalline du titane dans les magnétites contenus dans ces échantillons», il a été mis en évidence «que le magma dégazé qui forme la carapace du dôme a un temps d’ascension beaucoup plus long (de l’ordre de la centaine de jours) que le magma non dégazé qui est piégé à l’intérieur du dôme de lave (de l’ordre de la dizaine de jours)».

Cette étude va donc avoir «des conséquences en termes de prévention des risques pour les futures éruptions à dôme» car elle met en lumière «que seuls les dômes de lave de petite taille, en début de croissance ont une potentialité explosive».

Une étude, dont les résultats intitulés «Accreting protoplanets in the LkCa 15 transition disk» ont été publiés dans la revue Nature, a permis pour la première fois d'imager dans le visible une exoplanète en formation, découverte et déjà imagée en infrarouge en 2011, autour de l'étoile LkCa 15, et, en prime, d'en détecter deux autres également en cours de formation.

LkCa 15 est une étoile «située à environ 450 années-lumière du Soleil dans la constellation du Taureau», qui «s’est formée il y a environ deux millions d’années seulement de sorte qu’elle est encore entourée d’un disque protoplanétaire de gaz et de poussière» en transition «avec un anneau interne appauvri en matière» qui signale «la présence d’une exoplanète en phase d’accrétion».

Celle-ci, nommée LkCa 15b, avait été imagée dans l’infrarouge en 2011 «au moyen de l’optique adaptative équipant le fameux télescope Keck à Hawaï» par la technique d’interférométrie des tavelures «à masque de pupille ou aperture mask interferometry en anglais».

Dans l'étude réalisée en 2011, dont le contenu est disponible sur arxiv.org, il est ainsi apparu que LkCa 15b était une «géante gazeuse dont la masse pourrait atteindre six fois celle de Jupiter» ce qui en faisait la plus jeune protoplanète recensée, «l'âge de celle-ci étant cinq fois plus faible que le précédent record».

L'étude ici présentée vient, maintenant, confirmer, au moyen de l’optique adaptative, l’existence de cette exoplanète autour de LkCa 15 en l’observant à la fois «dans l’infrarouge avec le Large Binocular Telescope et dans le visible avec le télescope Magellan» et, en prime, elle révèle l'existence de deux autres exoplanètes, en fournissant ainsi les premières images dans le visible de planètes en formation.

Une étude, dont les résultats intitulés «Body-size reduction in vertebrates following the end-Devonian mass extinction» ont été publiés dans la revue Science, a permis de conforter la théorie qui stipule que «lorsqu'une extinction massive se produit, les espèces les plus petites sont les plus nombreuses à survivre», alors que, jusqu'ici, cet effet «n'avait été étayée que par quelques espèces et faisait l'objet de débats».

Pour arriver à mettre en évidence cette réduction de taille, ont été passés «au crible, soit par mesure directe, soit par des travaux bibliographiques», 1120 fossiles de poissons «datés de -419 à -323 millions d'années», un intervalle de temps qui couvre «l'une des grandes périodes d’extinction qu’a connu la Terre, celle du dévonien, il y a environ 360 millions d'années» où «les trois quarts des espèces (dont 97 % des vertébrés) avaient alors été rayées de la surface du globe».

Plusieurs hypothèses ont été avancées pour expliquer ce phénomène de changement de taille des individus. Comme certaines affirment que son mécanisme est lié «à un changement de la quantité d'oxygène disponible dans l'eau, ou encore à une variation de la température du globe», l'étude a cherché à établir, sans y parvenir, «des corrélations entre ces facteurs et la diminution de taille constatée des vertébrés pendant cette période d'extinction».

La seule explication restante serait donc que «lors d'une période d'extinction, la sélection naturelle favorise les animaux les plus petits», car «les petits poissons, en bas de la chaîne alimentaire, se reproduisent vite et beaucoup, tandis que les gros, à l'abri de la prédation, peuvent s'offrir le luxe d'une natalité plus faible et moins rapide» (ils «doivent atteindre une certaine taille afin de pouvoir se reproduire ce qui, dans les conditions perturbées d'un écosystème subissant de plein fouet une extinction de masse, constitue un désavantage». Ainsi les plus grosses espèces finissent «par mourir et libèrent ainsi de nombreuses niches écologiques que les petits poissons s'empressent de venir coloniser».

Puis, «lorsque les conditions de l'environnement retrouvent leur stabilité, la loi de Cope, édictée par le paléontologue américain Edward Drinker Cope, prend alors le relais»: cette loi dit, rappelons-le, «qu'au fil du temps, lorsque les conditions de l'environnement sont optimales, la masse des individus au sein d'un groupe d'espèces tend à s'accroître», car «la sélection naturelle donne alors un avantage aux individus les plus gros tant dans la conquête de partenaires sexuels que dans la résistance à la prédation». Cependant, «pour que cette sélection progressive fasse émerger de nouveau des géants des mers», il faut compter plusieurs millions d'années.