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    Deux études, dont les résultats intitulés «Planck’s dusty GEMSV. Molecular wind and clump stability in a strongly lensed star-forming galaxy at z = 2.2» et «Planck’s dusty GEMS VI. Multi-J CO excitation and interstellar medium conditions in dusty starburst galaxies at z = 2–4» sont publiés dans la revue Astronomy and Astrophysics, montrent que les régions de formation d'étoiles les plus intenses de l'Univers jeune interagissent fortement avec leur environnement en échangeant rapidement d’énormes quantités de gaz. Ces travaux apportent ainsi un nouvel indice pour comprendre comment ces galaxies massives ont pu croître si vite, il y a environ 11 milliards d’années.

     

    Rappelons tout d'abord que «les galaxies les plus massives ont connu leur phase de croissance la plus rapide lorsque l’Univers avait environ 20% de son âge actuel»: concrètement, «les immenses quantités de poussière et de gaz ont alors donné lieu à de véritables feux d'artifice de formation d'étoiles, environ cent fois plus rapides que dans la Voie Lactée». Ces étoiles «se sont principalement formées au sein de régions gazeuses, compactes et très massives, et dont les interactions avec les galaxies hôtes restent peu explorées».

     

    Dans ce contexte, la première étude ici présentée a mis en évidence, «en utilisant les deux radiotélescopes de l'IRAM, l'observatoire NOEMA situé dans les Alpes (France) et le télescope de 30 mètres de Pico Veleta (Espagne)», que «ces pouponnières d'étoiles ne sont pas isolées, mais échangent constamment du gaz avec le milieu interstellaire environnant». En fait, c'est la première fois que «du gaz moléculaire éjecté d'une de ces pouponnières, et produisant un vent galactique pouvant évacuer la majorité du gaz de cette région en seulement quelques millions d'années» est observé.

     

    Ce vent a été découvert «dans une galaxie récemment identifiée et surnommée 'l'Emeraude', environ 3 milliards d'années après le Big Bang, en analysant la raie d'émission du monoxyde de carbone». Cette observation «a été possible grâce à l’effet grossissant de 'lentille gravitationnelle', dû à la présence d’un amas de galaxies situé entre la Terre et l'Emeraude». De la sorte, «la formation des étoiles dans l'Emeraude sur des échelles de quelques centaines d'années-lumière, habituellement accessibles uniquement pour les galaxies proches» a pu être analysée.

     

    Plus précisément, la raie d’émission du monoxyde de carbone qui «est une molécule couramment utilisée pour localiser le gaz moléculaire». contient une «composante spectrale dont le décalage témoigne d’une vitesse élevée, signature d’un vent important». En fait, «le gaz atteint des vitesses suffisamment élevées pour quitter cette région mais pas la galaxie elle-même, et va donc rester piégé».

     

    Autrement dit, «le vent peut limiter la croissance de la région de formation d'étoiles, mais pas de la galaxie dans son ensemble». En outre, «si cette région éjecte plus rapidement son gaz qu'elle n'en accumule, elle pourra se dissoudre et libérer son contenu dans la galaxie hôte». En conséquence, ces zones denses de formation d'étoiles semblent «être des structures transitoires qui évoluent rapidement au sein des galaxies».

     

    Pour sa part, la seconde étude a aussi analysé «les propriétés physiques des nuages moléculaires dans l'Emeraude et d'autres galaxies similaires, en observant plusieurs raies d'émission du monoxyde de carbone avec le télescope de 30 m de l'IRAM». Comme «ces transitions nécessitent différentes énergies pour être excitées», il est possible «en mesurant leur intensité relative», de déterminer «la densité et la température du gaz, ainsi que l'intensité du rayonnement produit par les jeunes étoiles récemment formées».

     

    Alors que «de précédentes observations ont montré que, dans les galaxies à bouffées de formation d'étoiles proches de la Voie Lactée, le gaz atteint les densités et températures les plus extrêmes au sein des nurseries d'étoiles et qu’il est plus diffus dans les régions environnantes», dans les galaxies de l'Univers jeune, «l'émission du gaz moléculaire entre les pouponnières d'étoiles est beaucoup plus ténue, et donc très difficile à sonder».

     

    Pour cela, il faut «détecter un grand nombre de raies d'émission avec différentes énergies d'excitation pour comprendre si ces galaxies lointaines hébergent un ou plusieurs régimes de phases gazeuses». Ainsi, les observations de l'IRAM ont révélé «en plus du gaz directement associé à la formation d'étoiles, une deuxième composante moins dense et pouvant atteindre jusqu'à la moitié de la masse totale en gaz dans ces galaxies». Les propriétés de cette composante «correspondent à des réservoirs de gaz répartis sur de grandes échelles et pouvant participer à la formation de nouvelles nurseries d'étoiles géantes».

     

    Soulignons pour finir que les galaxies en question «ont été découvertes grâce au relevé du satellite Planck de l'ESA dans le domaine submillimétrique», car si Planck a «été principalement conçu pour étudier le rayonnement du fond diffus cosmologique, il s'est également révélé très utile pour identifier les galaxies les plus brillantes et les plus rares dans l’Univers jeune».

     

     


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    Une étude, dont les résultats intitulés «Rock fluidization during peak-ring formation of large impact structures» ont été publiés dans la revue Nature, a permis de dresser un tableau détaillé des minutes qui ont suivi l’impact géant de l'astéroïde, dont la chute il y a environ 66 millions d’années a mis fin au règne des dinosaures, grâce à l'analyse des roches forées en 2016 au sein du cratère de Chicxulub.

     

    Notons tout d'abord que «les grandes structures d’impact de météorites observées dans notre système solaire possèdent des reliefs topographiques prononcés en forme d’anneaux» qui «culminent à l'intérieur des cratères à plusieurs centaines de mètres au-dessus du sol du cratère qui est plat». Ces anneaux «se sont formés à partir des roches profondes qui étaient présentes au point d’impact et qui ont été soulevées en quelques minutes lors du choc».

     

    Comme «pour être déplacées rapidement sur des grandes distances, les roches doivent avoir été affaiblies de façon drastique» tout en ayant «conservé suffisamment de cohésion pour ensuite construire et maintenir les reliefs topographiques», la formation de ces structures topographiques «reste un mystère», en particulier, parce que «les observations directes sont extrêmement limitées» puisque «les grands anneaux topographiques des cratères extra-terrestres peuvent uniquement être étudiés par télédétection, ne fournissant que peu d’informations sur la partie enfouie de la structure».

     

    La seule structure d’impact presque intacte sur terre, «ayant un anneau topographique central bien préservé» est le cratère de Chicxulub au Mexique, large d’environ 200km, qui est le vestige de l'impact d'un astéroïde «de la taille d’une petite ville», dont la chute il y a environ 66 millions d’années, à la fin du Crétacé, a mis «fin au règne des dinosaures» et éradiqué «76% des espèces de la planète».

     

    Alors que «des simulations numériques ont montré que le cratère se serait formé en quelques minutes» et que «l’anneau central serait constitué de roches initialement localisées à 10 km de profondeur» qui «auraient été projetées dans les airs, formant momentanément une montagne plus haute que l’Everest, avant de s’effondrer sur elles-mêmes», l'étude ici présentée a, pour la première fois», pu «tester cette hypothèse et décrire la chaîne de mécanismes de déformation qui correspond aux différentes étapes du processus de cratérisation».

     

    Concrètement, «les carottes de roche contenant les enregistrements de ce processus ont été extraites du cratère de Chicxulub en 2016, lors d’une mission de forage scientifique réalisée dans le cadre des programmes internationaux IODP (International Ocean Discovery Program) et ICDP (International Continental Scientific Drilling Program)».

     

    Dans un contexte où «le cratère de Chicxulub est en partie localisé en mer sur la plateforme du Yucatan, au Mexique» et les roches formant l’anneau topographique sont «actuellement enfouies sous des centaines de mètres de sédiments et de roches», un forage de 1300 m de profondeur a été réalisé. Ainsi, ont été remontés «plus de 800 m de carottes qui renseignent sur l’impact lui-même, ses conséquences, et les modalités de retour de la vie après l’impact» («Plusieurs études préalablement publiées dans les revues Science et Nature montrent ainsi à quel point ce forage est unique et fourni un jeu d’informations sans précédent»).

     

    L'étude ici présentée concerne «les différents mécanismes de déformation, leur chronologie relative et leur contribution dans les différentes étapes de cratérisation, y compris lors de formation de l’anneau central». Étant donné que «les carottes récupérées grâce au forage présentent différentes structures de déformations macroscopiques qui attestent d’état de contraintes très variables lors de l'impact et démontrent le comportement mécanique parfois extrême des roches», l'étude a «pu confirmer le rôle dominant du mécanisme de fluidisation acoustique faisant suite au passage de l’onde de choc et à la décompression qui ont fracturé la roche de manière irréversible», à partir de ces observations et de simulations numériques.

     

    En résumé, «pendant quelques minutes après l’impact, la roche brisée se comporte alors comme une masse visqueuse sous l’effet de vibrations extrêmement fortes» et «ce n’est que plus tard, lorsque l’oscillation aura cessé, que la roche regagnera de la cohésion lors d’une phase de rebond central ou de la mise en place de l’anneau central qui y fait suite». En fin de compte, ces découvertes vont «aider à déchiffrer la formation des plus grands cratères d’impact partout dans notre système solaire».

     

     


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    Une étude, dont les résultats intitulés «Deep pre-eruptive storage of silicic magmas feeding Plinian and dome-forming eruptions of central and northern Dominica (Lesser Antilles) inferred from volatile contents of melt inclusions» ont été publiés dans la revue Contributions to Mineralogy and Petrology, a permis, grâce à l'analyse de plus d’une centaine d’inclusions vitreuses provenant des éruptions ponceuses ignimbritiques de l’île de la Dominique, de mettre en évidence que ces magmas sont parmi les plus riches en eau jamais décrit et qu’ils sont stockés à forte profondeur dans un système transcrustal (3 – 27 km) jusqu’au Moho.

     

    Rappelons tout d'abord que «l’île de la Dominique (arc des Petites Antilles) présente la particularité d’avoir plusieurs centres volcaniques actifs responsable d’une production de magma significative dans la partie centrale de l’arc». Afin de «préciser la chronostratigraphie des éruptions ponceuses ignimbritiques les plus volumineuses reconnues au niveau de l’arc des Petites Antilles dans les derniers 60 ka», plusieurs «campagnes de terrain ont été menées (2011, 2013, 2014)» [Boudon et al., 2017].

     

    Si «une éruption emblématique était connue sous le nom du 'tuff de Roseau', dont le volume émis avait été estimé à 58 km3», les études récentes, dont l'étude ici présentée, «montrent qu’en réalité ce sont plusieurs éruptions qui se sont produites dans la période 60-24ka». Concrètement, «trois d’entre elles (Layou, Roseau et Grand Fond)» qui «ont émis des volumes de l’ordre de de 4-5 km3 (DRE)», sont des éruptions ignimbritiques ayant «néanmoins impliqué un volume de magma significativement supérieur aux éruptions des autres îles, telle que la Martinique ou la Guadeloupe dont les volumes émis sont généralement inférieurs au km3».

     

    Cette étude a cherché «à préciser la géométrie et la dynamique du système d’alimentation sous la Dominique à l’origine de ces éruptions pour en comprendre leur genèse» en déterminant «la signature géochimique de plus d’une centaine d’inclusions vitreuses en éléments majeurs, traces et volatils (H2O, CO2, SO2, F, Cl, Br, S)», car «ces gouttelettes de magmas, piégées par les cristaux lors de leur croissance dans les réservoirs magmatiques, sont des témoins privilégiés des conditions de stockage des magmas en profondeur».

     

    Plus précisément, «des analyses ponctuelles à la microsonde électronique (service CAMPARIS, France) et à la microsonde ionique (Edimbourg (Angleterre) et CRPG, Nancy (France)), faisant suite à une étude texturale au microscope électronique à balayage (ISteP, France) ont été réalisées». Ainsi, la signature géochimique des magmas de la Dominique montre «que ces derniers sont parmi les plus riches en eau jamais caractérisés (≤8 pds% H2O), ce qui a des implications en termes de risques volcaniques».

     

    En outre, «les teneurs en CO2, bien que généralement faibles, sont parfois très élevées dans quelques inclusions piégées à basse pression, indiquant un 'CO2 fluxing' au travers du système d’alimentation, responsable en partie d’une déshydratation des magmas».

     

    D'autre part, «les profondeurs de piégeage des inclusions saturées en éléments volatils démontrent le développement d’un système d’alimentation magmatique sous la Dominique de 3 à 27 km de profondeur, soit jusqu’au Moho (situé à 28 km)»: en fait, «le magma ayant alimenté les éruptions ignimbritiques est majoritairement stocké entre 16 et 20 km d’après les études faites par pétrologie expérimentale (Solaro et al., en révision)».

     

    Au bout du compte, «cette géométrie associée à un flux de CO2 au travers de la croûte sont des arguments en faveur d’un système de 'mush' transcrustal, fait de lentilles interconnectées de magmas, développé même en contexte de subduction». De ce fait, l'étude discute ce type d’architecture du système d’alimentation «le long de l’arc des Petites Antilles car il s’avère être une caractéristique récurrente des systèmes d’alimentation de la Montagne Pelée (Martinique), de la Soufrière (Guadeloupe) ou de St Kitts».

     

     

     


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    Une étude, dont les résultats intitulés «Spectrally resolved helium absorption from the extended atmosphere of a warm Neptune-mass exoplanet» sont publiés dans la revue Science et disponibles en pdf, a permis, en partie grâce au télescope spatial Hubble, d'observer en détail et pour la première fois la manière dont l’hélium s’échappe de l’atmosphère surchauffée d’une exoplanète, littéralement gonflée par ce gaz.

     

    Rappelons tout d'abord que «l’hélium est le second élément le plus abondant de l’Univers». Cependant, alors qu'au début des années 2000, on avait prédit que l'hélium pouvait constituer l’une des meilleures signatures possibles de l’atmosphère d’exoplanètes, «il a fallu attendre 18 ans pour que les astronomes l’y dénichent enfin». La raison de ce retard est que l'hélium a «une signature observationnelle d’une couleur très particulière, située dans l’infrarouge, hors de portée de la plupart des instruments utilisés jusqu’alors».

     

    La découverte de l'hélium a finalement été obtenue cette année en exploitant «les données d’un tout nouvel instrument: un spectrographe infrarouge à très haute résolution appelé Carmenes» («La 'résolution' d’un spectrographe est une mesure indiquant le nombre de couleurs qu’il est possible de distinguer»).

     

    A ce propos, signalons que «si l’œil humain ne peut distinguer aucune couleur au-delà du rouge sans caméra adaptée, l’œil infrarouge de Hubble est déjà capable d’y distinguer quelques centaines de couleurs», ce qui a été «juste suffisant pour distinguer celle de l’hélium». Pour sa part, «l’instrument Carmenes, installé au télescope de 4 mètres de l’observatoire Calar Alto en Andalousie», est «capable de distinguer plus de 100000 couleurs dans l’infrarouge».

     

    Grâce à cette haute résolution spectrale, la signature de l’hélium a été décomposée «avec une finesse inégalée» et la position des atomes d’hélium a été localisée «avec une grande précision, dans l’atmosphère d’une planète gazeuse de la taille de Neptune (environ quatre fois plus grosse que la Terre)», immatriculée HAT-P-11b (*). Cette exoplanète, «située dans la constellation du Cygne à 124 années-lumières de la Terre», est «une 'Neptune tiède' (550°C tout de même !), vingt fois plus proche de son étoile que la Terre du Soleil».

     

    La précision de ces nouvelles observations a montré que «l’atmosphère de la planète est gonflée par le rayonnement de l’étoile et s’échappe dans l’espace». Une simulation numérique «qui a permis de retracer les trajectoires des atomes d’hélium» renforce ces observations: concrètement, «l’hélium est soufflé du côté jour de la planète à son côté nuit à plus de 10000 km/h», et, «comme c’est un gaz très léger», il échappe ensuite «facilement à l’attraction de la planète et forme un nuage étendu autour de celle-ci», donnant à HAT-P-11b la forme d’un ballon gonflé à l’hélium.

     

    En fin de compte, cette étude «ouvre une nouvelle fenêtre pour observer les conditions atmosphériques extrêmes régnant sur les exoplanètes les plus chaudes», puisque les observations de Carmenes prouvent que ce type de recherche, «longtemps réservées au seul télescope spatial Hubble», peut être menée «encore plus finement avec des télescopes au sol».

     

     

    Lien externe complémentaire (source Exoplanetcatalogue)

    (*) HAT-P-11 b

     

     


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    Une étude, dont les résultats intitulés «CCR5 structural plasticity shapes HIV-1 phenotypic properties» ont été publiés dans la revue PLOS Pathogens, a permis, en analysant de près CCR5, une molécule située à la surface des globules blancs, qui régule les réponses immunitaires de l'hôte contre les pathogènes et qui constitue une des portes d'entrée du VIH dans les cellules, de démontrer que sa morphologie détermine la propension du virus à infecter l'organisme.

     

    Rappelons tout d'abord que «la molécule CCR5 figure parmi les cibles thérapeutiques dans la lutte contre le VIH». D’ailleurs, une molécule ciblant CCR5 (Maraviroc) fait «déjà partie de l’arsenal thérapeutique anti-VIH». D'autre part, «quelques individus possèdent une mutation du gène de CCR5 (connue sous le nom de mutation CCR5 delta 32) qui les protège d'une infection par le VIH».

     

    Le récepteur CCR5, dont le rôle central en fait «une cible de choix pour bloquer l’entrée du virus dans l'organisme». existe «sous plusieurs formes à la surface des cellules», mais «la nature et les propriétés de ces différentes populations de CCR5 restent mal connues».

     

    Face à cela, «une très grande variabilité caractérise aussi les souches de VIH qui peuplent les individus infectés», une variabilité se manifestant «essentiellement au niveau d’une protéine de la surface du virus, appelée protéine d’enveloppe», qui «s’attache à CCR5 lorsque le virus pénètre dans les cellules» («la variabilité de cette protéine d’enveloppe est utile au virus, puisqu’elle lui permet de contourner les réponses immunitaires de l'hôte et de développer des résistances à des traitements inhibiteurs de l’entrée»).

     

    Pour sa part, l'étude ici présentée a cherché à «savoir si différentes souches du VIH diffèrent par la nature des formes de CCR5 qu’elles utilisent, et si tel est le cas, si cela influence leur capacité à infecter un individu». Au bout du compte, cette étude répond «par l’affirmative à ces deux questions» et démontre «que le processus par lequel plusieurs molécules de CCR5 s’assemblent entre elles (oligomérisation) rend l’entrée virale moins efficace».

     

    Comme toutes ces observations «convergent vers un modèle selon lequel la susceptibilité au VIH dépendrait non seulement des souches de virus auxquelles un individu est confronté, mais aussi de la nature des molécules de CCR5 exprimées à la surface de ses cellules immunitaires», cette étude, en mettant «en lumière la plasticité de CCR5 comme un nouvel élément susceptible de réguler la capacité des souches de VIH à entrer dans l'organisme et leur rôle dans la pathogénicité de l’infection», ouvre «de nouvelles perspectives pour le développement d’inhibiteurs du récepteur».

     

     


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