Une étude, dont les résultats intitulés «Inner solar system material discovered in the Oort cloud» sont publiés dans la revue Science Advances, a permis, grâce à des observations effectuées au moyen du VLT de l'ESO et du Télescope Canada France Hawaï, de déduire que C/2014 S3 (PANSTARRS) est un objet unique: c'est le «premier astéroïde primitif» qui semble s'être formé à relative proximité du Soleil, à une époque semblable à celle de la Terre, et dont le contenu matériel a été préservé durant des milliards d'années à l'intérieur du Nuage d'Oort, sans être altéré comme les astéroïdes connus par le temps passé à proximité du Soleil.

Dans un premier temps, C/2014 S3 (PANSTARRS) a été assimilé par le télescope Pan-STARRS1 à «une comète faiblement active» car «il se trouvait alors deux fois plus éloigné du Soleil que la Terre», mais «sa longue période orbitale actuelle (environ 860 ans) suggère qu'il provient du Nuage d'Oort et qu'il fut récemment poussé à orbiter à plus grande proximité du Soleil».

En fait, le caractère inhabituel de C/2014 S3 (PANSTARRS) provient de ce que cet objet «contrairement à la plupart des comètes dotées d'une longue période orbitale», ne présente pas «de queue en dépit de sa grande proximité avec le Soleil, ce qui a conduit à lui attribuer le surnom de «comète Manx, à l'image de cette race de chat dépourvu de queue».

Faite à partir «des spectres de cet objet peu lumineux au moyen du Très Grand Télescope de l'ESO au Chili», une analyse approfondie «de la lumière réfléchie par C/2014 S3 (PANSTARRS) révèle qu'elle est typique des astéroïdes de type S, qui pour la plupart occupent la ceinture principale d'astéroïdes, entre les planètes Mars et Jupiter».

De plus, si «sa lumière diffère de celle des comètes qui sont censées se former dans le Système Solaire externe et sont glacées, plutôt que rocheuses», il semble que la matière dont cet objet est constitué ait subi très peu de changement, suggérant qu'il ait été congelé très longtemps», puisque «la très faible activité cométaire observée sur C/2014 S3 (PANSTARRS) (des millions de fois plus faible que celle qui caractérise les comètes actives de longue période situées à même distance du Soleil) s'explique par la sublimation de la glace d'eau.

Comme certains modèles théoriques, qui «sont capables de restituer (en grande partie tout au moins) la structure actuelle de notre Système Solaire», se différencient en particulier «au travers des objets censés peupler le Nuage d'Oort, et plus particulièrement au travers du nombre de corps glacés et du nombre de corps rocheux qu'ils prédisent», cette première découverte d'un «corps rocheux en provenance du Nuage d'Oort» constitue «un test important de ces modèles». Cependant, cette étude estime «que l'observation de 50 à 100 comètes Manx sera nécessaire pour discriminer les modèles actuels, augurant par là-même d'une nouvelle ère dans l'étude des origines de notre Système Solaire».

Une étude, dont les résultats intitulés «A highly stretchable autonomous self-healing elastomer» ont été publiés dans la revue Nature Chemistry, a permis de développer un polymère, exceptionnellement élastique et se contractant par stimulation électrique.

Plus précisément, ce nouveau matériau, un élastomère *, peut être étiré jusqu'à 100 fois sa longueur initiale élastiques avant de rompre , alors  que traditionnellement les élastomères peuvent être étirés jusqu’à deux à trois fois leur longueur initiale. De plus, il est «remarquablement autocicatrisant à température ambiante, même si les dommages ont été causés plusieurs jours plus tôt». Enfin, comme il «peut se contracter et se dilater» sous l'action d'un champ électrique, c'est le candidat rêvé pour fabriquer du muscle artificiel.

Comme tout élastomère, il «tire ses propriétés exceptionnelles de la mise en œuvre d’un procédé chimique connu sous le nom de 'réticulation'», qui «consiste à relier des chaînes linéaires de molécules pour former un ou plusieurs réseaux tridimensionnels».

Pour y parvenir, «des molécules organiques un peu particulières, capables de se lier à des brins de polymères assez courts» sont construites dans une première étape. Il en résulte «une série de structures qualifiées de 'ligands' car elles sont alors à même de se lier les unes aux autres, de manière réversible, pour former des chaînes plus longues».

Dans une deuxième étape, «des ions métalliques présentant une affinité chimique avec les ligands» ont été ajoutés à cette base, de sorte que «dans le processus, chaque ion métallique se lie naturellement à au moins deux ligands», ce qui renforce «les propriétés élastiques et autocicatrisantes du matériau». Ainsi, «lorsque l’on tire sur ce matériau, les nœuds chimiques se relâchent et les ligands se délient» et «lorsqu'on lâche le matériau, l’affinité entre les ions métalliques et les ligands permet de reformer la structure initiale».

En «faisant varier la quantité et la nature des ions métalliques utilisés», on peut modifier les propriétés de ce nouvel élastomère (dans le cadre de l'étude, «des ion fer – Fe(III) – en concentration raisonnable par rapport à celle des polymères et des molécules organiques» ont, par exemple, été employés pour cela).

Parmi les applications envisageables de cet élastomère «à la fois solide, souple et électroniquement actif», on peut citer «la mise en œuvre de produits électroniques portables ou d’implants médicaux à longue durée de vie» et «le développement de peaux artificielles qui permettraient aux porteurs de prothèses de retrouver des sensations et de faire, par exemple, la différence entre une poignée de main et la caresse d’un papillon».

Lien externe complémentaire (source Wikipedia)

* Élastomère

Une étude, dont les résultats intitulés «Pressure-dependent isotopic composition of iron alloys» ont été publiés dans la revue Science, a permis de montrer, en apportant des contraintes pour la détermination de la composition chimique du noyau terrestre, que la pression, un facteur jusque là sous-estimé, a eu une influence sur sa composition isotopique. Notons que jusqu'ici si aucun effet lié à la pression n’avait été observé, puisque «seules des pressions de quelques gigapascals avaient été considérées alors que la pression dans l’océan de magma, qui est apparu durant la formation de la Terre, a pu atteindre près de 120 gigapascals.

Rappelons tout d'abord que si «la composition exacte du noyau terrestre est une énigme pour les géologues qui ne peuvent en obtenir directement des échantillons», on peut tout de même dire qu'elle «est dominée par le fer et le nickel». De plus, il contient des éléments légers, car «des mesures de vitesse de propagation d’ondes sismiques à travers le globe indiquent que le noyau est moins dense que s’il ne contenait que du fer et du nickel».

Afin d'en apprendre plus, l'étude ici présentée a analysé «en laboratoire le rôle de la pression sur la composition isotopiques du fer avec différents éléments légers (tels l’hydrogène, le carbone ou l’oxygène)», du fait que «certains processus favorisent des réactions avec certains isotopes, ce qui peut faire varier le rapport de concentration de deux isotopes d’un endroit à un autre»: par exemple, il a été observé «comment certains facteurs, tels que la température, influent sur la formation d’alliages entre le fer et des éléments légers en comparant le fer 54 et le fer 57». Plus précisément, «la formation d’alliages du fer avec le carbone, l’oxygène et l’hydrogène pour les isotopes fer 54 et fer 57 dans des presses qui atteignent plusieurs dizaines de gigapascals» a été examinée.

Il est alors apparu, «grâce à une analyse spectroscopique (par diffusion inélastique résonante de rayons X)», que «la part d’alliages avec l’isotope fer 57 augmente avec la pression». Ensuite «des calculs de mécanique quantique» réalisés avec «les gros centres de calculs français» ont permis de conforter cette conclusion en étendant la validité des mesures «jusqu'à plusieurs centaines de gigapascals».

Comme ces calculs «montrent l’existence d’une faible préférence énergétique du réseau cristallin pour l’isotope fer 57 plutôt que pour le fer 54», une préférence «accentuée par la pression», la conséquence de ce fractionnement isotopique «est que, si ces éléments légers ont migré dans le noyau entrainés par le fer, la proportion de fer 54 et de fer 57 a changé dans le manteau par rapport à ce qu’elle était avant la différentiation». Ainsi, à partir du «rapport de concentration de ces deux isotopes de fer dans les chondrites» utilisé comme référence, il a été «calculé, pour chaque élément léger, comment la concentration en fer 57 a varié dans le manteau».

Comme «dans le cas de l’hydrogène et du carbone, la variation serait mesurable» et comme «cette trace n’est pas détectée dans des échantillons de roche du manteau», il est exclu que l’hydrogène et le carbone soient des composants du noyau. En ce qui concerne l’oxygène, «la trace laissée dans le manteau est trop faible pour être détectable, donc l’oxygène est toujours un candidat possible». Par ailleurs, «d’autres éléments qui n’ont pas été analysés ici, tels le soufre ou le silicium, pourraient éventuellement être présents dans le noyau comme proposés par certains auteurs».

Une étude, dont les résultats intitulés «Transport processes induced by metastable boiling water under Martian surface conditions» ont été publiés dans la revue Nature Geoscience, a permis de montrer que, dès son apparition à la surface de Mars, l'eau liquide, qui n'existe sur Mars actuellement qu'en faible quantité, en ébullition et seulement durant les heures les plus chaudes de l'été, crée, même si elle entre immédiatement en ébullition, un écoulement instable et tumultueux pouvant éjecter les sédiments et engendrer des avalanches sèches.

Rappelons tout d'abord que si l'eau bout à 100°C au bord de la mer, plus la pression atmosphérique devient basse, plus la température d'ébullition diminue, de sorte que l'eau se met à bouillir «dès 60°C au sommet de l'Everest». Ainsi, «sur Mars, dont l'atmosphère est bien moins dense que sur Terre, l'eau entre même en ébullition dès 0°C». En particulier, «pendant l'été martien, quand la glace d'eau sous-terraine se met à fondre et apparait à la surface où la température moyenne atteint 20°C», aussitôt ,elle se met à bouillonner.

Pour voir si un liquide en train de s'évaporer peut modifier le relief martien, l'étude ici présentée «a utilisé un ancien caisson de dépressurisation de plongée sous-marine pour atteindre la faible pression de l'atmosphère martienne» dans lequel un glaçon d'eau pure puis d'eau salée a été mis à fondre à une température de 20°C (comme sur Mars en été) sur une pente couverte de sable. Cette expérience a été comparée à une autre identique effectuée dans une chambre froide, à pression terrestre.

Il est alors apparu que si «les écoulements créés en conditions terrestres ont montré une infiltration progressive de l'eau dans le sable, ne laissant aucune trace en surface après séchage», 'dans la chambre martienne' l'eau produite par la fonte de la glace, en rentrant «immédiatement en ébullition en atteignant la surface», s'est transformée en un gaz qui «a provoqué l'éjection de grains de sable». Il en a résulté la construction progressive «de petites rides à l'avant de l'écoulement qui, en s'amplifiant, se sont déstabilisées et ont créé de véritables avalanches de sable sec».

Ce processus est «d'autant plus violent que la pression est faible». Comme l'eau salée «est plus stable en conditions martiennes que l'eau pure», le processus est moins efficace avec celle-ci. Néanmoins, «l'eau salée étant plus visqueuse, elle peut entrainer les grains de sable et former de petits chenaux, dont le fonctionnement devient parfois explosif à basse pression».

 
Cette étude change donc «notre vision de l'impact que peut avoir l'écoulement d'eau, salée ou non, à la surface de Mars». De ce fait, «la comparaison directe entre les formes créées sur Terre et sur Mars» ne semble désormais plus l'outil complètement adéquat pour identifier l'apparition d'un liquide sur Mars.

Une étude, dont les résultats intitulés «Temperate Earth-sized planets transiting a nearby ultracool dwarf star» ont été publiés dans la revue Nature et sont disponibles en pdf, a permis, grâce au télescope belge TRAPPIST de l’Observatoire de La Silla, de découvrir trois planètes en orbite autour d’une étoile naine très froide située à seulement 40 années lumières de la Terre dans la constellation du Verseau.

Plus précisément, le télescope TRAPPIST, en observant l’étoile 2MASS J23062928-0502285 («maintenant également appelée TRAPPIST-1»), une étoile très froide à peine plus grosse que Jupiter, a fait apparaître que sa luminosité déjà faible «diminuait légèrement à intervalles réguliers, indiquant que plusieurs objets passaient entre cette étoile et la Terre».

Des observations complémentaires «avec de plus grands télescopes, incluant l’instrument HAWK-I sur le VLT de 8 mètres de l’ESO au Chili», ont démontré que les planètes trouvées autour de TRAPPIST – 1 «avaient des tailles très proches de celles de la Terre». Ces planètes sont «à une distance entre 20 et 100 fois plus proche de leur étoile que la Terre l’est du Soleil», car elles ont de courtes périodes orbitales puisque «deux des planètes ont respectivement une période orbitale d’environ 1,5 et 2,4 jours, et concernant la troisième planète, sa période orbitale est beaucoup moins bien déterminée et se situe entre 4,5 et 73 jours».

Soulignons que «bien qu’elles soient en orbite à proximité de leur étoile naine, les deux planètes situées dans le système interne ne reçoivent respectivement que quatre fois et deux fois la quantité de lumière reçues par la Terre car leur étoile est beaucoup plus faible que le Soleil». Malgré tout, elles sont «plus proche de l’étoile que la zone habitable pour ce système, même s’il est possible qu’elles possèdent certaines régions habitables à leur surface». Quant à la «troisième et plus externe planète», son orbite «n’est pas encore bien connue, mais elle reçoit très probablement moins de lumière que la Terre n’en reçoit» et peut-être assez pour qu'elle soit dans la zone habitable.

Notons, en tout cas, que ce sont «les premières planètes jamais découvertes à ce jour autour d’une telle étoile si petite et si peu lumineuse» et que cette piste de recherche pour la chasse aux exoplanètes est très importante car «environ 15% des planètes proches du Soleil sont des étoiles naines extrêmement froides» et «les systèmes autour de ces petites étoiles sont les seuls endroits où nous pouvons détecter la vie sur des exoplanètes de taille semblable à celle de la Terre avec nos technologies actuelles».