Une étude, dont les résultats intitulés «Structure and evolution of the lunar Procellarum region as revealed by GRAIL gravity data» ont été publiés dans la revue Nature, a abouti à mettre en lumière qu'Oceanus Procellarum (ou océan des tempêtes), une vaste 'mer lunaire', est, contrairement à ce qu'on a pu penser, une zone délimitée par une barrière rectangulaire de rifts emplis d’anciennes coulées magmatiques.

Procellarum, situé sur la face visible de la Lune, «occupe près de 4 millions de kilomètres carrés» où «plusieurs sondes ainsi que les astronautes d’Apollo XII» se sont posés.

Cette région se caractérise par une faible altitude, une croûte mince, avec en surface des concentrations élevées d'éléments tels que l'uranium, le thorium et le potassium.

Alors qu'on croyait jusqu'à présent «que cette structure avait une forme circulaire et résultait d’un impact d’astéroïde géant», «l'analyse de données des deux sondes de la mission GRAIL (qui a permis d’examiner la structure du sous-sol lunaire en interprétant les variations de la gravité)» a mis en évidence cette barrière rectangulaire de rifts.

Comme «ce modèle rectangulaire avec des coins qui forment des angles droits est incompatible avec l’idée que Procellarum puisse être un ancien cratère d’impact», l'hypothèse avancée pour expliquer cette situation est que cette région a dû être forgée par l’activité volcanique lunaire «à une époque où la Lune était plus dynamique que ne le laisse penser le paysage de cratères visible aujourd’hui».

Ce type de structure unique à ce jour sur la Lune «pourrait avoir été créé par un refroidissement accru de la zone qui a entraîné une contraction du sol».

Une étude, dont les résultats, intitulés «Detection of a branched alkyl molecule in the interstellar medium: iso-propyl cyanide», ont été publiés dans la revue Science, a permis de détecter pour la première fois dans le vide interstellaire, en quantité abondante, des molécules carbonées avec une structure jusqu'ici jamais observée.

Ces molécules, sur lesquelles auraient pu se construire les acides aminés, ont été trouvée en abondance dans la région du nuage de gaz Sagittarius B2.

Le «colossal nuage de gaz Sagittarius B2» est une zone très active de formation d'étoiles, «située dans le centre de notre galaxie, à environ 27.000 années-lumière du Soleil». Il s'y fabrique également «de nombreuses molécules très certainement identiques à celles que l'on trouvait dans notre système solaire au moment de sa formation».

Alors que «les 180 molécules carbonées identifiées dans l'espace avaient jusqu'à présent soit une forme de ballon de foot (fullerènes), soit celle d'un collier de perles sur lequel les atomes de carbone sont rangés les uns derrière les autres comme les maillons d'une chaîne», la nouvelle molécule découverte, grâce au réseau d'antennes ALMA, est différente.

En effet, dans cette molécule d'iso-propyl cyanide (i-C3H7CN) (représentée avec une abondance de 0,4 fois celle de sa chaîne linéaire isomère structurel), les atomes de carbone «forment une ramification en 'patte d'oie'», qui «constitue une 'clé' sur laquelle pourraient venir s'assembler d'autres atomes pour former des molécules organiques beaucoup plus complexes», comme, par exemple, des acides aminés, «qui sont les éléments qui constituent les briques essentielles de l'ADN et donc... de la vie».

Du fait qu'une étude de 2007 a montré «que l'on pouvait trouver plus de 80 acides aminés au sein de météorites qui ont fini leur course sur notre planète», les nouvelles molécules découvertes pourraient être «le chaînon manquant entre les molécules relativement simples produites naturellement dans les zones où se forment les étoiles» et ces acides aminés formés dans l'espace.

Ainsi, les zones les plus actives de notre univers produiraient massivement ce type de molécules branchées, tandis que les régions les moins actives fabriqueraient, elles, plutôt des molécules linéaires.

Voici un récapitulatif, à la fin du troisième trimestre 2014, des catalogues d'exoplanètes présentés par le site:

http://exoplanet.eu/catalog/

Au 30 septembre 2014, les catalogues de ce site donnaient:

Général:

1822 planètes

1137 systèmes planétaires, 467 systèmes planétaires multiples

Vitesse radiale:

430 systèmes planétaires, 574 planètes, 102 systèmes planétaires multiples 

Transits:

628 systèmes planétaires 1147 planètes 352 systèmes planétaires multiples

Microlentille:

30 systèmes planétaires, 32 planètes, 2 systèmes planétaires multiples

Imagerie:

47 systèmes planétaires, 51 planètes, 2 systèmes planétaires multiples

Chronométrage:

12 systèmes planétaires, 15 planètes, 2 systèmes planétaires multiples

Non confirmées:

176 systèmes planétaires 198 planètes 18 systèmes planétaires multiples

A partir de ces données et de données précédentes, j'ai calculé les

Taux de variation suivants:

Ces données succèdent à celles mises en ligne le trimestre précédent:

http://adsedelacreativite.eklablog.com/exoplanetes-statistiques-concernant-l-etat-des-decouvertes-a-la-fin-du-a108430978

Il faut également rappeler tout l'intérêt du travail présenté sur le site PHL (Planetary Habitability Laboratory): il porte à la connaissance du public des statistiques variées sur les exoplanètes:

https://sites.google.com/a/upr.edu/planetary-habitability-laboratory-upra/projects/habitable-exoplanets-catalog/stats

Le pointage des mondes potentiellement habitables doit être tout particulièrement souligné:

https://sites.google.com/a/upr.edu/planetary-habitability-laboratory-upra/projects/habitable-exoplanets-catalog

Pour finir, voici trois tableaux tirés d'une partie de ces données qui montrent leurs variations en comparaison avec le trimestre précédent.

Une étude, dont les résultats intitulés «Melatonin Signaling Controls Circadian Swimming Behavior in Marine Zooplankton» ont été publiés dans la revue Cell, a permis de mettre en évidence que la mélatonine, l'hormone du sommeil chez les animaux, pilotait également les migrations quotidiennes des larves de Platynereis dumerilii (un ver marin) qui constituent une part du plancton marin.

Plus précisément, la larve s'élève vers la surface jusqu'au crépuscule, puis redescend «vers les profondeurs des océans tout au long de la nuit, jusqu'à l'aube» de sorte que, dans la journée la lumière du Soleil qui parvient jusqu'à elle «est atténuée par la profondeur de l'eau» ce qui a tendance à limiter «les effets dévastateurs des rayons UV».

La mélatonine, qui «est sécrétée par la glande pinéale dans notre cerveau en réponse à l'absence de lumière», a déjà été retrouvée chez de nombreuses espèces, en particulier, chez tous les mammifères, mais aussi chez «des insectes, des vers et même des bactéries ou des plantes».

Dans le cadre de l'étude ici présentée, il est apparu que des cellules photoréceptrices dans le cerveau des larves de Platynereis dumerilii «règlent une horloge biologique et déclenchent la synthèse de mélatonine une fois la nuit tombée».

Cette hormone va agir «sur des neurones spécialisés qui vont venir inhiber le mouvement des cils de la larve» qui, battant moins souvent, «ne permettent plus à la larve de monter vers la surface ni même de se maintenir à la même profondeur».

Ce lien de cause à effet a été validé «en injectant de la mélatonine à des larves pourtant exposées aux rayons lumineux» qui ont alors considérablement ralenti leur activité motrice et coulé «comme si c'était la nuit».

Cela suggère que «les cellules qui régissent nos rythmes de sommeil et de veille sont apparues et ont évolué dans l'océan il y a des millions d'années», en réponse à la nécessité «de se protéger des rayons du soleil».

Une étude, dont les résultats ont été publiés dans la revue The Astrophysical Journal, a permis de proposer une solution au problème de la composition chimique d’Uranus et Neptune, fournissant ainsi des pistes pour comprendre leur formation des deux planètes gazeuses.

Uranus et Neptune, qui sont les planètes les plus éloignées du Soleil, «possèdent chacune une masse d'environ quinze fois celle de la Terre». Comme elles «sont composées jusqu'à 90% de glace et sont riches en carbone», ces caractéristiques particulières posaient le problème de leur origine.

En effet, «les observations du Système Solaire externe et les modèles antérieurs décrivant la formation des deux planètes ne permettaient pas d’expliquer comment celles-ci se sont formées dans la zone où elles se trouvent aujourd’hui».

Plus précisément, cette zone éloignée du Soleil «ne contenait pas assez de blocs de construction pour former Uranus et Neptune suffisamment vite avant la dissipation de la nébuleuse primordiale», car une fois la nébuleuse dissipée, il est «impossible pour les deux planètes de mettre en place leurs enveloppes gazeuses».

Dans le cadre de l'étude ici présentée, une solution vient d'être proposée à la suite d'observations récentes de l'Observatoire spatial Herschel portant sur «la composition isotopique d’Uranus et de Neptune et, en particulier, la mesure du rapport deutérium sur hydrogène (D/H)».

Le rapport isotopique D/H, «un traceur utilisé en planétologie pour connaître l’origine des éléments ayant formés le Système Solaire», est «très sensible à la température de la nébuleuse primordiale» (faible à des distances proches du Soleil, il augmente à des distances plus élevées).

Alors que «les modèles dynamiques suggèrent qu’Uranus et Neptune se sont formées dans la même zone lointaine que les comètes, et donc devraient posséder un rapport D/H élevé», les mesures d’Herschel «montrent de manière surprenante que le rapport D/H dans les deux planètes est très inférieur à celui mesuré dans toutes les comètes».

Dans ce contexte, le nouveau modèle proposé, «basé sur des simulations détaillées de la distribution et du transport des éléments volatiles les plus abondants dans la nébuleuse primordiale du Système Solaire (H2O, CO et N2)» résout tous les problèmes rencontrés à la fois.

Comme ces simulations «montrent la présence de 'pics' de densités de solides dans des régions où la température de la nébuleuse devient suffisamment basse pour permettre à un élément gazeux de se condenser (ou lignes de glace)», il apparaît que Uranus et Neptune «se seraient formées au niveau de la ligne de glace du monoxyde de carbone (CO), ce qui expliquerait qu’elles soient constituées de solides riches en carbone mais appauvris en azote» (du fait que «la ligne de glace de l'azote se trouve légèrement plus loin»).

De plus, ce scénario, qui étend à Uranus et Neptune pour la ligne de glace CO, l'hypothèse bien connue de la formation de Jupiter sur la ligne de glace de l'eau, pourrait être un premier pas vers la généralisation de ce mécanisme pour les autres planètes géantes gazeuses.