Une étude, dont les résultats intitulés «Mass Spectrometry and Antibody-Based Characterization of Blood Vessels from Brachylophosaurus canadensis» ont été publiés dans la revue Journal of Proteome Research, a permis, pour la première fois, d'apporter la preuve que la trace de structures fragiles comme les vaisseaux sanguins peut être retrouvée dans les fossiles des dizaines de millions d’années plus tard.

Pour parvenir à cette démonstration, l'étude ici présentée a travaillé sur des fossiles de Brachylophosaurus canadensis, qui «fait partie de la famille des dinosaures à bec de canard, ou hadrosaure comme le Parasaurolophus ou l'Edmontosaurus». Ces restes «proviennent de plusieurs spécimen dont le plus vieux, âgé de 80 millions d’années environ mesurait environ neuf mètres de long et vivait dans l’actuel Montana».

Ce sont les os des pattes qui ont été analysés en appliquant «une nouvelle méthode qui pourra servir pour l’examen de nombreux autres fossiles». Plus précisément, les os étudiés «ont été déminéralisés puis passés à la spectrométrie de masse à haute résolution, ce qui a permis de retrouver plusieurs protéines constitutives des composants cellulaires des vaisseaux sanguins».

L’une des protéines identifiée «est de la myosine qui se trouve habituellement dans les fibres musculaires, au contact avec les canaux où circule le sang». De plus, «les structures isolées avaient aussi la même flexibilité et transparence que les vaisseaux sanguins», ce qui a conduit à «recréer l'architecture d'une partie du système qui irriguait la moelle d'un os».

Pour confirmer ces observations, la même expérience a été menée «sur des os des espèces actuelles les plus proches des dinosaures, les poulets et les autruches». Comme le même type de peptides a été obtenu dans ces nouveaux essais, l'explication la plus parcimonieuse à cette coïncidence est que les vaisseaux provenant de l'os déminéralisé de dinosaure sont bien endogènes.

Cette étude, qui «est la première analyse directe des vaisseaux sanguins d'un organisme disparu», offre un moyen de détecter «quels types de protéines et de tissus peuvent persister et comment ils changent au cours de la fossilisation».

Ce travail ouvre ainsi une nouvelle voie d’étude des espèces passées, car «la caractérisation des protéines qu’elles produisaient» permettrait de mieux appréhender «les relations évolutives des organismes ancestraux» et de mieux comprendre «comment ils étaient adaptés à leur environnement quand ils étaient encore en vie».

Une étude, dont les résultats, intitulés «Three planets orbiting Wolf 1061» qui ont été déposés sur arxiv.org et sont disponibles en pdf devraient être publiés dans la revue The Astrophysical Journal Letters, a permis de découvrir, par la méthode des vitesses radiales, un système planétaire triple autour de l'étoile Wolf 1061, située à environ 13,8 années-lumière de la Terre, une des exoplanètes étant une superterre qui pourrait être habitable.

Wolf 1061 est une naine rouge «observable dans la constellation d’Ophiuchus, également connue sous le nom d’origine latine de Serpentaire (treizième constellation du zodiaque)». Les trois exoplanètes découvertes ont respectivement une période orbitale de 5 jours pour Wolf 1061b (masse minimale de 1,4 fois celle de la Terre), de 17,9 jours pour Wolf 1061c (masse minimale de 4,3 fois celle de la Terre) et de 67 jours pour Wolf 1061d (masse minimale de 5,2 fois celle de la Terre).

Si «Wolf 1061c se trouve dans la zone d’habitabilité», sa proximité avec son étoile-hôte «fait craindre qu’elle soit en état de rotation synchrone»: de ce fait, comme elle présenterait «toujours la même face à Wolf 1061», elle ne pourrait être «vraiment hospitalière pour la vie qu’à la séparation entre les faces diurnes et nocturnes».

Pour l'instant, on peut donc seulement dire que Wolf 1061c vient «de prendre place au côté de Gliese 832c, distante d’environ 16 années-lumière du Soleil, parmi les candidats potentiellement habitables les plus proches de nous».

Une étude, dont les résultats intitulés «Links between tropical Pacific seasonal, interannual and orbital variability during the Holocene» ont été publiés dans la revue Nature Geoscience, a permis, dans le cadre du Paleoclimate modeling intercomparison project (PMIP) et du projet ANR ELPASO (2011-2015), de réaliser la première reconstruction, à l’échelle du bassin Pacifique, de la variabilité climatique saisonnière et interannuelle ENSO (El Niño southern oscillation) à partir d’un ensemble de données marines à haute résolution couvrant différents intervalles de temps de l’Holocène.

Ces données à haute résolution, qui sont «issues de l’analyse de squelettes de coraux et de coquilles de mollusques prélevés dans tout l’océan Pacifique tropical et couvrant différents intervalles de temps de l’Holocène (derniers 10 000 ans)», découlent des mesures «des variations de la composition isotopique de l’eau dans ces squelettes et coquilles, lesquelles reflètent les variations des conditions environnementales du milieu, comme la température et la salinité».

L'étude ici présentée a ainsi pu reconstruire les variations d’ENSO en tenant compte des «sources d’incertitude provenant de la datation, de la durée de vie relativement courte des coraux et mollusques et de la façon de définir la variabilité interannuelle» et confirmer les conclusions «d’études récentes réalisées avec des données de même type mais plus éparses dans le temps ou dans l’espace».

En effet, il en ressort, d'une part, que la variabilité ENSO durant l’Holocène a été en moyenne plus faible qu’actuellement, «la période actuelle n’ayant pas d’équivalent au cours de l’Holocène sauf pour certains sites au début de l’Holocène» et, d'autre part, que «la période ayant connu l’activité d’ENSO la plus réduite se situait entre -5000 et -3000 ans ce qui ne correspond pas à ce qui est attendu d’une réponse d’ENSO au changement de forçage solaire durant cette période et laisse de ce fait supposer l’existence d’autres causes à cette variabilité».

En comparant ces résultats «à ceux des simulations du climat de l’Holocène moyen réalisées par différents groupes de modélisation et mises à disposition dans le cadre du projet PMIP, il apparaît que ces données indiquent, pour l’intervalle de temps de ces simulations (entre -5500 et -7500 ans), «une diminution de l’amplitude d’ENSO de 66 % au centre du bassin, de 50 % à l’ouest et de 33 % à l’est».

Cependant, «si la plupart des simulations produisent une diminution de l’amplitude d’ENSO dans le centre du bassin Pacifique, celle-ci est très inférieure à celles qu’indiquent les données», car les simulations ne présentent «qu’une probabilité de 3 à 15 % de produire au centre du Pacifique une réduction d’ENSO équivalente à celle indiquées par les données».

De plus, il s’avère «que la plupart des simulations ne rendent pas compte de façon correcte de l’accentuation des saisons indiquée par les données sur cette période, en suggérant notamment une relation inverse entre l’amplitude saisonnière et l’amplitude d’ENSO qui n’est pas présente dans les données».

Il en résulte que cette étude démontre «que les modèles ne représentent encore pas de façon correcte les relations entre les perturbations liées au forçage solaire, les modifications de l’état moyen du Pacifique et l’amplitude des saisons, en raison du manque de connaissance concernant la physique sous-jacente au phénomène ENSO».

Une étude, dont les résultats intitulés «Planetary and meteoritic Mg/Si and δ³⁰Siδ30Si variations inherited from solar nebula chemistry» ont été publiés dans la revue Earth and Planetary Science Letters, a permis de reconstituer les abondances relatives en magnésium et en silicium dans le système solaire plus précisément que ce qui avait été fait jusqu’ici, grâce à l’analyse de la composition isotopique en silicium des angrites, une classe rare de météorites.

Soulignons tout d'abord que «la détermination de la composition chimique globale de la Terre est l’une des questions clef qui occupe depuis longtemps les géochimistes» en raison du fait que «la grande majorité des matériaux qui forment notre planète ne peuvent pas être directement échantillonnés au delà de 30 km de profondeur». Cependant, «le développement récent de la géochimie isotopique des éléments majeurs constituant la Terre profonde, comme le fer et le silicium» ont permis, depuis une dizaine d’années, quelques avancées significatives.

Ainsi, il a été admis «en comparant la composition isotopique du silicium de la Terre à celles des autres planètes telluriques du système solaire, notamment la Lune», que «la composition isotopique plus lourde de la Terre (de l’ordre de 0.2‰ pour le rapport ³⁰Si/²⁸Si) pouvait s’expliquer par la présence significative (de l’ordre de 10%) de silicium dans le noyau de notre planète».

C'est dans ce contexte que l'étude ici présentée a découvert que les angrites «présentent une composition isotopique du silicium plus lourde que celle du manteau terrestre (de presque 0.1‰ pour le rapport ³⁰Si/²⁸Si)» alors que, jusqu’ici, jamais «une composition isotopique aussi lourde n’avait été obtenue sur aucun autre astéroïde ou planète du système solaire».

Comme «les faibles pressions qui ont régné à l’intérieur du corps parent des angrites, relativement à celles de la Terre, ainsi que des conditions beaucoup plus oxydantes, n’ont pas permis à des quantités notables de silicium d’incorporer le noyau métallique depuis le manteau silicaté de cet astéroïde», l’hypothèse «du silicium incorporé dans le noyau terrestre basé sur les compositions isotopiques du silicium» doit être réexaminée.

L'explication se trouve «dans la séquence de condensation des solides qui s’est produite autour du soleil jeune lors du refroidissement de la nébuleuse protoplanétaire, et à partir desquels les planètes se sont formées ultérieurement par accrétion».

Plus précisément, un rôle fondamental est attribué à «la condensation de la forstérite, une olivine riche en magnésium, similaire à celle que l'on trouve dans le manteau terrestre», car «le fractionnement isotopique entre le gaz SiO et la forsterite à 1370 K dans la nébuleuse solaire peut avoir produit les variations isotopiques du silicium et les rapports Mg/Si observés».

En conséquence, cette étude, qui permet «d’évaluer plus précisément les abondances relatives en Mg et Si des planètes et astéroïdes du système solaire que ce qui avait pu être fait jusqu’ici», abaisse l'estimation de la composition en silicium du noyau de la Terre «à 3,6% en poids, au lieu de 10%.

Une étude, dont les résultats intitulés «Formation of gullies on Mars by debris flows triggered by CO₂ sublimation» ont été publiés dans la revue Nature Geoscience, a permis de découvrir que les ravines observées sur Mars seraient produites par l'action de la glace de CO2 en hiver ou au printemps, et non par des écoulements d'eau liquide, comme avancé jusqu'ici.

Rappelons tout d'abord que «depuis 2000, les caméras embarquées sur les satellites en orbite autour de la planète Mars nous ont envoyé de multiples images montrant la présence de chenaux et de cônes de débris, semblables à ceux créés sur Terre par l'action de l'eau liquide sur les pentes d'éboulis, avec parfois un parcours sinueux».

Comme «la formation de ces ravines semblait récente, âgées de quelques millions d'années à seulement quelques années», l'idée «que des quantités non négligeables d'eau liquide potentiellement propice à une forme de vie pouvaient se former sur la planète Mars aujourd'hui» était relancée. Cependant, des clichés de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA ont récemment remis en question «le rôle de l'eau liquide dans la genèse des ravines».

Plus précisément, ces clichés «ont révélé la formation de nouveaux chenaux, à des saisons où les températures sont beaucoup trop basses pour imaginer que de l'eau, même salée, puisse contribuer à un écoulement liquide»: en fait, «le creusement des nouveaux chenaux semblait se dérouler lorsque que de la glace carbonique (formée par la condensation de l'atmosphère de CO2 sur la surface pendant l'hiver martien) était présente».

Pour mieux comprendre les processus physiques liés à la condensation et la sublimation du CO2, l'étude ici présentée a élaboré «un simulateur numérique de l'environnement sur différentes pentes de la planète Mars». Ce modèle, qui prend en compte, du sous-sol à l'atmosphère, «les échanges thermiques par rayonnement, par conduction, ou induit par les changements de phase du CO2», permet «de simuler l'évolution du CO2 sous toutes ses phases au cours d'une année martienne, notamment sur la surface et dans les pores et les interstices du sous-sol».

En particulier, «à quelques centimètres sous les pentes martiennes sur lesquelles le CO2 se condense, on trouve toujours un 'pergélisol' formé de grains cimentés par de la glace d'eau» de sorte que «lorsque la glace de CO2 se condense sur le sol en hiver, l'air présent dans les pores et interstices du sous-sol immédiat se retrouve confiné, pris en sandwich entre le pergélisol étanche et la couche de glace de CO2 à la surface».

Les simulations numériques réalisées mettent en lumière les processus en jeu. Tout d'abord, «à la fin de l'hiver et au printemps, les rayons du Soleil passent au travers de la couche de glace de CO2 translucide et la chauffe par la base» de sorte que «la glace de CO2 ne fond pas, mais se 'sublime', en passant directement en phase gazeuse».

Ainsi, «le gaz produit se diffuse dans le proche sous-sol poreux» et «une partie peut s'y recondenser tandis que le reste du gaz s'accumule dans l'espace poreux restant, augmentant considérablement la pression dans le proche sous-sol, jusqu'à plusieurs fois la pression atmosphérique».

Cette surpression, qui «finit par fracturer la glace de surface», génère une violente décompression pendant que les pores du sous-sol sont «traversés de puissants flux d'air liés à l'évacuation du surplus de gaz et à la sublimation rapide de la glace de CO2 du sous-sol»: ainsi «en quelques minutes, voire quelques secondes, plusieurs mètres cubes de gaz (voire même plusieurs dizaines de mètres cubes au niveau des fractures) diffusent verticalement vers la surface».

Il est important de souligner que «de tels flux sont capables de déstabiliser les grains situés sur les pentes et ainsi de provoquer des éboulements et des coulées» et que la pression du gaz peut surtout «entraîner une véritable fluidification de l'avalanche, et lui donner les propriétés d'un écoulement liquide» (Notons que si «un tel phénomène est sans équivalent sur Terre», il peut être rapproché «de certaines coulées pyroclastiques générées pendant les éruptions volcaniques lorsque des avalanches de blocs et de débris sont déclenchées et fluidifiées par les gaz de l'éruption»).

En outre, le modèle proposé explique «pourquoi les ravines martiennes sont observées entre 30° et 60° de latitude, sur quelques pentes jusqu'aux pôles, et qu'en deçà de 45° les ravines ne se trouvent quasiment que sur les pentes orientées vers les pôles» puisque «le phénomène de surpression et de fluidification a précisément lieu là où les ravines sont observées».

Il en résulte «que l'exposition au soleil de la glace de CO2 déposée en hiver par la condensation de l'atmosphère sur les reliefs martiens est à l'origine d'une partie des ravines de la planète Mars (et peut-être de toutes) via un phénomène sans équivalent sur notre planète». Comme «l'eau liquide ne serait pas impliquée dans la formation des ravines», cette étude remet «en question l'idée que ces régions aient pu être propice à la vie dans un passé récent».