par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Au fil des étoiles
Une présence structurée et ambitieuse
En 2025, le troisième colloque « Astronomie pour l’éducation dans l’espace francophone » a rassemblé chercheurs, enseignants et acteurs de la vulgarisation scientifique autour d’un objectif commun : renforcer l’intégration de l’astronomie dans les systèmes éducatifs francophones et consolider les coopérations internationales.
Organisé dans le cadre du projet Astro-Journeys, l’événement s’est articulé autour de deux temps forts : un workshop pédagogique à la Sorbonne Université et des conférences scientifiques au planétarium d’Épinal.
La participation africaine y a été particulièrement remarquée, tant par la diversité des profils représentés que par la qualité des interventions proposées.
Le workshop : penser l’éducation astronomique ensemble
Le workshop organisé à la Sorbonne s’inscrivait dans la dynamique du projet Astro-Journeys, initiative visant à créer des passerelles entre recherche, éducation et coopération internationale.
Les échanges ont porté sur les « Big Ideas » de l’astronomie et leur intégration progressive dans les curricula scolaires. Les discussions, coordonnées notamment par Emmanuelle Rolland, ont permis de confronter les réalités éducatives de différents pays et d’explorer des solutions adaptées aux contextes locaux.
La délégation africaine a activement contribué à ces travaux, partageant ses expériences de terrain, ses contraintes structurelles et ses initiatives innovantes. Ce moment de co-construction a constitué le socle des collaborations développées lors des conférences à Épinal.
Les conférences : mettre en lumière les dynamiques africaines
Au planétarium d’Épinal, les représentants africains ont présenté des projets illustrant l’évolution rapide de l’astronomie sur le continent.
🔹 Jacob Tolno – Guinée
National Astronomy Education Coordinator de la Guinée et membre du nœud francophone de l’astronomie, Jacob Tolno a joué un rôle central dans la coordination de la participation africaine.
En amont du colloque, il a contribué à l’organisation logistique et à la préparation des présentations africaines.
À Épinal, après avoir introduit les interventions du continent, il a présenté un aperçu global des phénomènes astronomiques et de leur interprétation dans les sociétés traditionnelles africaines. Son intervention a mis en évidence la richesse des savoirs culturels liés à l’observation du ciel et leur potentiel pédagogique dans l’enseignement contemporain.
Sa participation a également permis d’initier des perspectives de collaboration internationale, notamment autour d’un projet scolaire en partenariat avec Vincent Heussaff.
🔹 Marc Harris Yao Fortune – Côte d’Ivoire
Astrophysicien et enseignant-chercheur à l’Université Félix Houphouët-Boigny d’Abidjan, Marc Harris Yao Fortune a présenté un état des lieux structuré du développement de l’astronomie en Côte d’Ivoire.
Son intervention a mis en avant les actions menées par l’Association Ivoirienne d’Astronomie : observations publiques, création de clubs scolaires, campagnes de recherche d’astéroïdes impliquant des élèves et organisation de conférences scientifiques.
Il a également souligné les ambitions institutionnelles visant à renforcer les infrastructures de recherche et à inscrire durablement les sciences spatiales dans les priorités académiques nationales. Son exposé a illustré une dynamique articulant recherche, formation et vulgarisation.
– Marc Harris Yao Fortune – Côte d’Ivoire
– Jacob Tolno – Guinée
(de la droite vers la gauche)
🔹 Dr Ely Cheikh Ould Mohamed Navee – Mauritanie
Enseignant-chercheur à l’Université de Nouakchott et président de l’Association Mauritanienne pour l’Astronomie, Dr Ely Cheikh Ould Mohamed Navee a présenté un poster consacré à la Conférence Internationale sur les Météorites et l’Astronomie (ICMA) organisée en Mauritanie.
Cette initiative marque une avancée significative pour les sciences planétaires en Mauritanie. Elle vise à renforcer la coopération scientifique internationale dans l’étude des météorites et des cratères d’impact, tout en favorisant la formation de jeunes chercheurs africains.
Son intervention a souligné l’importance de structurer des plateformes scientifiques régionales capables d’attirer des collaborations internationales et de valoriser les ressources géologiques du continent dans une perspective planétologique.
Prudence Ayivi – Bénin
Marc Harris Yao Fortune – Côte d’Ivoire
Jacob Tolno – Guinée
Chaima Bhibah – Tunisie
Dr Ely Cheikh Ould Mohamed Navee – Mauritanie
(de la droite vers la gauche)
🔹Prudence Ayivi – Bénin
Fondateur du Sirius Astro-Club et coordonnateur adjoint pour l’éducation au sein de l’Union Astronomique Internationale au Bénin, Prudence Ayivi a présenté les actions éducatives développées dans son pays.
Son intervention a mis en lumière les ateliers pédagogiques, les observations publiques, les programmes de sensibilisation scolaire et la structuration progressive d’un réseau national d’astronomie. Il a démontré que l’engagement associatif peut constituer un moteur puissant pour démocratiser les sciences de l’espace dans des contextes où les infrastructures restent limitées.
Prudence Ayivi – Bénin
🔹 Chaima Bhibah – Tunisie
Élève ingénieure en génie des procédés chimiques et astronome amateure de la Société astronomique de Tunisie, engagée depuis plusieurs années dans la vulgarisation scientifique, Chaima Bhibah a présenté un support pédagogique intitulé « Le Tableau Périodique Cosmique ».
Son intervention proposait une relecture du tableau périodique à la lumière de l’astrophysique moderne, expliquant l’origine cosmique des éléments chimiques, depuis le Big Bang jusqu’aux processus de nucléosynthèse stellaire et aux explosions de supernovas.
En établissant un lien direct entre chimie et astrophysique, elle a montré comment l’enseignement des éléments chimiques peut être enrichi par une perspective cosmique, permettant aux élèves de comprendre que la matière étudiée en laboratoire trouve son origine dans l’histoire de l’Univers..
Chaima Bhibah – Tunisie
Une présentation conjointe : l’Observatoire de Besely pour l’Éducation
Prudence Ayivi et Chaima Bhibah ont également co-présenté l’Observatoire de Besely pour l’Éducation, observatoire robotisé installé à Madagascar.
Prudence Ayivi a exposé les caractéristiques techniques et scientifiques de l’infrastructure, tandis que Chaima Bhibah en a assuré la démonstration pratique en pilotant à distance le télescope en temps réel.
Cette présentation conjointe a illustré concrètement l’accessibilité des outils scientifiques modernes aux établissements scolaires africains.
🔹 Autres contributions africaines
La participation africaine a également été marquée par la présence de Ratiba Sahoui, enseignante-chercheuse en planétologie à l’Université des Sciences et de la Technologie Houari-Boumédiène (Algérie), dont l’expertise académique a renforcé la dimension scientifique nord-africaine du colloque.
Denison Yewadan Togbe, cofondateur du Sirius Astro-Club et ingénieur en physique, a également contribué aux échanges, notamment sur les aspects scientifiques et techniques des projets éducatifs portés par l’association.
Conclusion
La participation africaine à AstroEdu 2025 ne s’est pas limitée à une représentation symbolique. Elle a révélé une dynamique structurée, ambitieuse et collaborative.
Entre réflexion pédagogique à la Sorbonne et présentations scientifiques à Épinal, le continent a affirmé sa capacité à proposer des initiatives concrètes, à développer des partenariats internationaux et à inscrire l’astronomie comme levier éducatif stratégique.
AstroEdu 2025 aura ainsi constitué une étape significative dans la consolidation d’un réseau panafricain engagé dans le développement des sciences de l’Univers.
Article rédigé par Chaima Bhibah | Société Astronomique de Tunisie (SAT)
par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Spatial
La deuxième étape du programme pour le grand retour américain sur la Lune est engagée. Le vaisseau Orion, avec quatre astronautes à son bord, fera prochainement le tour de notre satellite, préparant ainsi l’étape suivante qui sera celle de l’alunissage.
À l’heure où ces lignes sont écrites, nous ne connaissons pas la date exacte du lancement du vaisseau lunaire de la mission Artemis II, mais elle est sans doute très proche, ou même accomplie au moment où vous lisez cet article. En effet, le 9 janvier dernier, la Nasa a annoncé qu’elle se situe entre le 6 février et le 6 avril 2026. La mission Artemis II s’inscrit dans le programme Artemis [1], décidé en 2017 par le président Trump avec pour objectif le retour d’humains sur la Lune d’ici à 2028. Des contraintes budgétaires et des complications techniques ont retardé la mise en œuvre du programme.
La première étape, Artemis I, qui était un test du vaisseau Orion non habité sur une orbite lunaire haute, a eu lieu en novembre 2022 seulement (lire l’article d’Olivier de Goursac, dans l’Astronomie no 161 de juin 2022).
La deuxième étape, Artemis II, est le premier vol d’essai habité du vaisseau Orion (prévu initialement en 2024). Lancé par la fusée SLS [2], depuis le Kennedy Space Center en Floride, le vaisseau fera le tour de la Lune puis reviendra sur Terre après un voyage d’environ dix jours. Ce trajet de retour en trajectoire libre rappellera celui d’Apollo 13 dans les conditions dramatiques que l’on sait en raison de l’explosion d’un réservoir d’oxygène. Le vaisseau spatial Orion a été baptisé « Integrity » par les quatre membres de l’équipage de ce vol : trois astronautes américains, dont une femme, et un canadien. La féminisation du programme Artemis est ainsi confirmée par la présence de Christina Koch, astronaute expérimentée avec 328 jours dans l’ISS [2] et la première sortie spatiale extravéhiculaire féminine. Les autres astronautes sont les Américains Reid Wiseman et Victor Glover, et Jeremy Hansen, premier Canadien pour une mission lunaire.
Le vaisseau Orion reprend l’architecture du vaisseau Apollo avec ses trois parties : une capsule conique contenant l’habitacle pour l’équipage, au-dessus la tour de sauvetage utilisée en cas de risque d’explosion lors du lancement, et en dessous le module de service dans lequel est rassemblé tout ce qui n’est pas nécessaire au retour sur Terre. L’espace habitable, de presque 19 m3, est plus vaste qu’il l’était dans Apollo. Le module de service, fourni par l’Esa, est une version actualisée et améliorée de l’ATV [2], véhicule qui a été utilisé pour faire des liaisons entre la Terre et l’ISS entre 2008 et 2015.
La troisième étape, Artemis III, est prévue en 2027. Ce sera le deuxième vol habité d’Orion, avec encore un équipage de quatre astronautes, dont une femme. Deux d’entre eux réaliseront une mission sur la Lune tandis que les deux autres resteront à bord d’Orion.
Lors de missions ultérieures, les astronautes amarreront Orion à la station spatiale Gateway, qui orbitera autour de la Lune de façon permanente et dont le lancement, en trois composantes qui viendront se compléter, est prévu pour 2027, 2028, 2030. Cette station sera essentielle pour l’exploration humaine durable de la Lune et pour préparer les premières missions humaines vers Mars, ce qui est l’ambition affichée à long terme.
Article écrit par Marie-Claude PASKOFF | Société astronomique de France
Notes
1. À propos du nom Artemis, lire l’article de M.-C. Paskoff dans l’Astronomie no165 (nov. 2022).
2. SLS pour Space Launch System; ISS pour International Space Station; ATV pour Automated Transfer Vehicle.
Illustrations
par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Zoom Sur
Première image directe d’une étoile autre que le Soleil, la supergéante rouge Bételgeuse, obtenue avec le télescope spatial Hubble. (Crédit : d’après Andrea Dupree [Harvard-Smithsonian CfA], Ronald Gilliland [STScI], NASA et ESA)
Depuis l’Antiquité jusqu’au xviie siècle, où l’on n’avait aucune idée de la distance des étoiles, que l’on supposait généralement réparties sur une sphère dont nous occupons le centre – la sphère céleste –, on pensait que les étoiles les plus brillantes étaient les plus grosses. Il faut probablement voir là l’origine du terme de grandeur, par lequel on désignait il y a peu de temps encore l’éclat apparent des étoiles. Il est vrai que les étoiles les plus brillantes nous paraissent plus grosses que les petites, en raison de la diffusion de la lumière à l’intérieur de l’œil. Il a fallu longtemps pour nous débarrasser de ces préjugés et aboutir à des déterminations du diamètre des étoiles dénuées d’ambiguïté. C’est cette démarche que nous allons suivre.
Premières estimations
On peut trouver dans la littérature scientifique ancienne des estimations du diamètre apparent des étoiles. Ainsi, Tycho Brahe (1546-1601) attribuait à Sirius un diamètre angulaire de 4 minutes de degré, alors que les étoiles les plus faibles lui paraissaient avoir un diamètre de l’ordre de la minute. De son côté, Pierre Gassendi (1592-1655), muni d’une lunette que ne connaissait pas Tycho, trouvait pour Sirius un diamètre de 10 secondes de degré, que Jean-Dominique Cassini (1625-1712), qui avait de meilleurs objectifs, réduisit ultérieurement à 5 secondes. En attribuant aux étoiles des distances totalement sous-estimées, plusieurs astronomes du xviie siècle pensaient que les étoiles de première grandeur avaient un diamètre linéaire de l’ordre de celui de Jupiter. Le diamètre de Jupiter était d’ailleurs lui-même sous-estimé d’un bon facteur 10, comme toutes les distances dans le Système solaire, jusqu’à ce que Jean Richer (1630-1696) et Cassini en fournissent une estimation assez bonne vers 1672. La figure 1 montre qu’Andreas Cellarius (1596-1665) donnait en 1661 des dimensions des étoiles de l’ordre de 1 à 5 fois celles de la Terre.
Fig 1. Dimensions des étoiles de la première à la sixième grandeur, d’après Andreas Cellarius, dans Harmonia macrocosmica seu Atlas universalis et novus… (1661). L’échelle verticale est graduée de 0 à 5 diamètres de la Terre. (Crédit : Bibliothèque de l’Observatoire de Paris)
Les estimations suivantes sont un peu moins fantaisistes. Par exemple, William Herschel (1738-1822) mesurait en 1781 un diamètre apparent de 0,36 seconde de degré pour Véga, et à travers le brouillard, de 0,2 seconde pour Arcturus : c’était évidemment la dimension de la tache de diffraction de son télescope, plus ou moins affectée par la turbulence atmosphérique. Ce sont d’ailleurs les meilleures images directes que l’on puisse obtenir à partir du sol, dans des conditions atmosphériques exceptionnelles.
Dans son Astronomie populaire, François Arago (1786-1853) commente comme suit ces estimations, vers 1850 : « En prenant ces dimensions comme réelles, et d’après les distances les plus petites que l’on puisse supposer de ces étoiles à la Terre (distances telles que leur lumière arrive en trois ans), leurs diamètres réels seraient respectivement de 14 millions et de 8 millions de lieues [1 lieue = environ 4 km]. Ces diamètres sont probablement fort exagérés. » Rappelons-nous que la première distance d’une étoile, 61 Cygni, avait été mesurée en 1838 par Bessel (1784-1846), qui l’avait trouvée de 10,3 années-lumière.
Il est cependant possible de faire mieux. Dès 1829, Arago avait repris un raisonnement de l’Anglais William Wollaston (1766-1828), qui avait comparé les éclats apparents du Soleil et de Sirius et trouvé que le Soleil est 20 milliards de fois plus brillant. Si Sirius est comparable au Soleil, il doit se trouver à une distance plus grande que le Soleil dans un rapport égal à la racine carrée de 20 milliards, soit à 141 000 unités astronomiques. Le diamètre angulaire réel de l’étoile doit donc être dans le même rapport avec celui du Soleil, 30 minutes de degré, ce qui donne 0,013 seconde de degré, bien moins que les chiffres pour lesquels Herschel avait donné un ordre de grandeur. Il est curieux qu’Arago, en écrivant plus tard son Astronomie populaire, n’ait pas refait le calcul en utilisant la parallaxe de Sirius mesurée entre 1832 et 1835 par les Écossais Thomas Henderson (1798-1844) et Thomas Maclear (1794-1879), soit 0,15” (valeur moderne : 0,38”). Il aurait alors trouvé un diamètre angulaire encore 10 fois plus petit.
Les premiers essais de mesures directes
On est maintenant persuadé, au milieu du xixe siècle, que le diamètre apparent réel des étoiles est très petit, et que leur image est étalée par la turbulence de l’atmosphère, ainsi que par la diffraction par l’instrument d’observation et les défauts de l’œil. Mais comment mesurer un diamètre aussi petit ? C’est le physicien français Hippolyte Fizeau (1819-1896) qui donnera la solution en 1851 dans un écrit intitulé « Sur un moyen de déduire le diamètre des étoiles de certains phénomènes d’interférence » qu’il n’a pas publié, mais dont il a seulement donné un résumé succinct en 1868.
L’idée est très simple : si l’on observe l’étoile à travers un écran opaque percé de deux trous, elle produira des franges d’interférence si elle est pratiquement ponctuelle. Mais si elle a un diamètre apparent suffisamment grand, les franges produites par les différents points de sa surface seront brouillées et on ne les verra plus. Par exemple, si les deux trous sont distants de 60 cm, le calcul montre que les franges en lumière blanche disparaîtront si le diamètre de l’étoile atteint approximativement un sixième de seconde de degré.
Fizeau n’aura pas de difficulté à convaincre Édouard Stephan (1837-1923), le directeur de l’observatoire de Marseille, lequel possède alors le plus grand télescope du monde à miroir de verre argenté (les autres ont des miroirs de bronze, bien moins réfléchissant), de tenter l’observation. Cet instrument (fig. 2), dont le diamètre est de 80 cm, a été construit par Foucault et Secretan et est d’excellente qualité optique. Stephan va placer sur son miroir un diaphragme représenté figure 3, qui ne laisse passer la lumière que par deux lunules distantes de 65 cm. Puis il va regarder avec ce dispositif, au début des années 1870, les étoiles les plus brillantes du ciel, jusqu’à la troisième magnitude. Déception ! Elles donnent toutes des franges d’interférence, et Stephan écrit à Fizeau : « Ainsi, le diamètre apparent de toutes les étoiles observées est considérablement inférieur à 1/6 de seconde d’arc. Si je ne me trompe, c’est là une notion bien acquise, la première qui ait encore été obtenue en la matière. Un tel résultat n’est pas sans importance. […] Le principe de la méthode subsiste, l’instrument est encore trop petit, voilà tout. » Stephan espère que le télescope de 120 cm de diamètre alors en construction à l’Observatoire de Paris pourra résoudre quelques étoiles, mais sa qualité optique sera si mauvaise qu’il ne sera pas utilisable à cette fin.
Fig 2. Le télescope de 80 cm de Foucault à l’observatoire de Marseille. La coupole originale de Foucault que l’on voit sur cette photographie a disparu, mais ce superbe instrument est toujours visible. (Crédit : Bibliothèque de l’Observatoire de Paris)
Fig 3. Dessin par Stephan du diaphragme qu’il a posé sur le miroir de 80 cm du télescope de Foucault. (Crédit : Académie des sciences, fonds 64J, Hippolyte Fizeau)
En 1890 et 1891, Albert Michelson (1852-1931) publie deux articles où il explique que l’on peut mesurer avec précision le diamètre apparent des astres en plaçant deux fentes devant l’objectif d’une lunette et en examinant les franges d’interférence ainsi produites. C’est la même idée que celle de Fizeau, mais il ne le cite nulle part alors qu’il avait admiré certaines expériences faites par celui-ci. Il ne mentionne pas non plus les essais de Stephan. Quoi qu’il en soit, ces articles très complets décrivent le principe de la mesure, et Michelson applique à titre d’essai cette méthode à la détermination du diamètre apparent des satellites de Jupiter, une opération répétée en 1898 par Maurice Hamy (1861-1936) avec le grand équatorial coudé de l’Observatoire de Paris. Mais la résolution angulaire, limitée par la taille de l’objectif, est insuffisante pour mesurer le diamètre des étoiles.
Michelson et Pease mesurent le diamètre de Bételgeuse
Il faut attendre 1919 pour que Michelson et son collaborateur Francis G. Pease (1881-1938) reçoivent une subvention pour mesurer par interférométrie le diamètre de Bételgeuse. Cette fois, on ne part pas de zéro, car la connaissance des étoiles s’est beaucoup améliorée : en 1900, Max Planck (1858-1947) a publié sa théorie du rayonnement du corps noir, bientôt vérifiée par l’expérience. Si l’on assimile le rayonnement d’une étoile à celui d’un corps noir, ce qui n’est pas une mauvaise approximation en général, on peut obtenir sa température de surface en observant la distribution en longueur d’onde de l’énergie rayonnée, puis calculer sa brillance par unité de surface en lumière visible, et enfin, connaissant son éclat, estimer son diamètre apparent. Le problème, c’est que le rayonnement des étoiles relativement froides comme Bételgeuse est principalement dans l’infrarouge, où les mesures à l’époque sont difficiles et rares : aucune mesure dans l’infrarouge n’avait été faite jusqu’alors pour Bételgeuse, et c’est tout l’intérêt de la tentative de Michelson et Pease.
Ceux-ci installent donc sur le télescope de 2,5 m du Mont Wilson une poutre sur laquelle on peut déplacer des miroirs de renvoi, formant ainsi un interféromètre de base variable assez longue (fig. 4). Ils trouvent ainsi, en observant la première annulation des franges lorsqu’ils écartent les miroirs de renvoi, un diamètre apparent de 0,047 seconde de degré. La distance de Bételgeuse est encore mal connue, mais il est néanmoins déjà évident qu’il s’agit d’une supergéante, qui remplirait l’orbite de Mars.
Fig 4. Le dispositif de Michelson pour mesurer le diamètre de Bételgeuse. Sur une poutre montée sur le télescope de 2,5 m du Mont Wilson, les miroirs mobiles M1 et M4 à 45° reçoivent la lumière de l’étoile, la renvoient sur les miroirs fixes M2 et M3 également à 45°, qui la renvoient eux-mêmes sur le miroir primaire du télescope, puis le miroir secondaire convexe b du montage Cassegrain et le miroir de renvoi c. Les franges d’interférence se forment en d. Ce dispositif avait déjà été imaginé par Fizeau, qui ne l’avait cependant pas mis en pratique. (Crédit : d’après Michelson et Pease, 1921)
Pease déterminera ensuite le diamètre d’Arcturus, mais la longueur de la base est encore insuffisante pour résoudre d’autres étoiles. Il construira un autre interféromètre à plus grande base, mais n’obtiendra avec lui aucun résultat valable et l’abandonnera en 1938.
Stagnation et renouveau de la mesure du diamètre des étoiles
L’échec de Pease va décourager les astronomes qui espéraient continuer ce travail, jusqu’à ce qu’une nouvelle technique interférométrique apparaisse en 1956. C’est l’interférométrie d’intensité, initialement développée par les radioastronomes et que les chercheurs anglais Robert Hanbury Brown (1916-2002) et Richard Q. Twiss (1925-2005), un génial physicien amateur, adapteront au domaine visible. Cette fois, on se contente de détecter le signal de l’étoile avec deux télescopes, et de corréler électroniquement entre eux les signaux issus des détecteurs (en l’occurrence des cellules photoélectriques à multiplicateurs d’électrons). Bien que les physiciens aient eu initialement des difficultés à comprendre ce qui se passe, cela fonctionne et nos deux chercheurs mesurent ainsi le diamètre apparent de Sirius avec deux petits télescopes. Ce succès va les encourager à construire à Narrabri, en Australie, un grand interféromètre d’intensité (fig. 5) avec lequel ils mesureront le diamètre apparent des 32 étoiles les plus brillantes accessibles du site.
Fig 5. L’interféromètre d’intensité de Narrabri. Il était formé de deux miroirs mosaïque de 6,5 m de diamètre, mobiles sur une voie ferrée circulaire de 188 m de diamètre. La lumière de l’étoile visée était concentrée sur une cellule photoélectrique portée par le long mât. L’instrument est aujourd’hui démonté. (Crédit : photographie communiquée par le professeur John Davis (1932-2010), université de Sydney)
Cependant, l’interférométrie d’intensité manque de sensibilité, et ses auteurs eux-mêmes considèrent qu’elle n’a pas d’avenir. Il faut revenir à la technique classique de Fizeau et de Michelson, qui est bien plus sensible. Elle est reprise en 1974 par Antoine Labeyrie, d’abord avec deux petits télescopes séparés de 12 mètres, puis avec des télescopes plus grands. La figure 6 montre le dispositif qu’il a employé initialement, avec lequel il a déterminé le diamètre apparent de Véga. Tous les interféromètres ultérieurs seront construits selon le même principe, sauf que l’égalité des trajets optiques nécessaire pour obtenir des franges d’interférence peut être réalisée de façon différente par des lignes à retard optiques, sans avoir à déplacer la table où se forment ces franges.
Fig 6. Principe du premier interféromètre de Labeyrie. La lumière de l’étoile est reçue par les deux télescopes Cassegrain de 25 cm de diamètre Tn (au nord) et Ts (au sud), et renvoyée dans le laboratoire central où les franges d’interférence se forment après réflexion sur un petit prisme et superposition des deux faisceaux. On peut les observer directement, ou les projeter sur la caméra TV2 en insérant un miroir à 45°. La caméra TV1 sert au guidage des télescopes. La table d’expérience est déplacée afin d’assurer l’égalité des trajets optiques avant leur interférence. La base avait initialement une longueur de 12 m ; elle a été portée ultérieurement jusqu’à 60 m. (Crédit : adapté de Labeyrie A., Astrophysical Journal 196, p. L71-L75)
L’interférométrie optique est aujourd’hui florissante, mais pratiquement toujours dans l’infrarouge où tout est moins critique que dans le domaine visible, car la turbulence atmosphérique est moins gênante aux grandes longueurs d’onde. Il y a actuellement dans le monde une dizaine d’interféromètres optiques opérationnels. Les premiers n’avaient que de petits télescopes, mais il est maintenant possible d’utiliser des télescopes de plus grand diamètre à condition de les équiper d’optique adaptative. Un bel exemple est l’instrument GRAVITY de l’Observatoire européen austral (Eso), qui combine la lumière infrarouge, soit des quatre télescopes de 8,2 m du VLT, soit de quatre télescopes auxiliaires de 1,8 m de diamètre, tous avec optique adaptative (fig. 7).
Fig 7. Vue aérienne du site du Very Large Telescope de l’Eso au Paranal (Chili). On y voit entre autres les 4 coupoles cylindriques des télescopes de 8,2 m, les 4 coupoles hémisphériques des télescopes mobiles de 1,8 m destinés à l’interférométrie, et sur le sol, en blanc, les différentes pistes sur lesquelles peuvent être déplacés ces télescopes. (Crédit : J. L. Dauvergne & G. Hüdepohl [atacamaphoto.com]/ESO)
Fig 8. Images d’étoiles obtenues en infrarouge avec le Very Large Telescope Interferometer (VLBI) de l’Eso (fausses couleurs). En haut à gauche : π1 Gruis, géante rouge ; diamètre apparent 0,018 seconde de degré. (Crédit : ESO, C. Paladini) – En haut au milieu : R Sculptoris, géante de la branche asymptotique ; diamètre apparent 0,015 seconde de degré. (Crédit : ESO/M. Wittkowski) – En haut à droite : Antarès, supergéante rouge ; diamètre apparent 0,0376 seconde de degré. (Crédit : ESO, K. Ohnaka) En bas : variations temporelles de V766 Centauri, supergéante jaune à forte perte de masse ; diamètre apparent 0,045 seconde de degré. (Crédit : ESO/M. Wittkowski) Sur toutes ces images, les structures sont d’immenses cellules de convection (pour π1 Gruis) ou des éjections massives.
Article écrit par James LEQUEUX │ Observatoire de Paris-PSL
Pour en savoir plus :
– Lequeux J., Hippolyte Fizeau – Physicien de la lumière, EDP Sciences, 2014.
– https://www.eso.org/public/images/ (voir les textes accolés aux images).
par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Actualités
Image du satellite Io de Jupiter, prise par la sonde Galileo. Le volcanisme de Io est généré par les effets de marée induits par la proximité immédiate de Jupiter, à seulement 6 rayons joviens. (Crédit : NASA/Galileo)
Il y a une cinquantaine d’années, on découvrait la nature volcanique de Io, le satellite galiléen le plus proche de Jupiter. Avec la découverte d’exoplanètes géantes proches de leur étoile, les astronomes ont exploré l’existence possible de lunes de type « super-Io ». Un exemple vient d’en être découvert autour de l’exoplanète WASP-39 b, et ce n’est sans doute pas le seul.
Dès la découverte des premières exoplanètes géantes, il y a trente ans, les astronomes se sont interrogés sur la présence possible de satellites autour de ces nouveaux objets. Vu le nombre élevé de lunes orbitant autour des planètes géantes du Système solaire (on en compte actuellement 274 autour de Saturne !), il était assez naturel d’imaginer l’existence d’exolunes. Compte tenu de la diversité rencontrée dans les satellites extérieurs du Système solaire, on peut penser que la nature des exolunes pourrait être très variée : rocheuses ou glacées, dotées ou non d’une atmosphère dense ou ténue. Mais le plus difficile restait à faire : comment les mettre en évidence ? Quelques détections possibles ont été proposées, mais ces annonces demandent confirmation : il est très difficile, à partir de l’une des trois méthodes de détection les plus utilisées (méthode des vitesses radiales, méthode des transits, imagerie directe ; voir l’article de J.-P. Maillard dans l’Astronomie no 195, été 2025), de détecter des satellites autour des exoplanètes. Partant de l’exemple de Jupiter et de son satellite Io, les astronomes ont alors imaginé une autre méthode indirecte : la détection d’une lune volcanique à partir de l’observation du tore généré par l’éjection des gaz et des poussières volcaniques tout au long de son orbite.
Les premières images des volcans de Io datent du survol de Jupiter par Voyager 1 en 1979. Cependant, plusieurs années auparavant, la découverte d’émissions de sodium et de potassium dans un tore associé au satellite avait donné les premières indications d’une activité volcanique à la surface de Io. Avec la découverte d’exoplanètes géantes très proches de leur étoile (les « Jupiters chauds »), les astronomes ont imaginé ce que pourrait être la nature d’un satellite en orbite autour de telles exoplanètes. Celui-ci subirait des effets de marée très violents, de la part de la planète mais aussi de l’étoile, très proche, ainsi que l’intense rayonnement de l’étoile elle-même ; on pouvait donc s’attendre à des émissions de sodium et de potassium très fortes.
Le tore de Io, observé dans le visible le 31 janvier 1991 depuis l’observatoire de Catalina en Californie, avec un filtre isolant la raie S+ à 673 nm du soufre ionisé, dans trois positions successives du tore séparées de quelques heures. La planète Jupiter apparaît à droite, et la ligne verticale en pointillé à gauche représente la limite de l’orbite de Io. On voit que le tore est légèrement à l’intérieur de cette orbite. (Crédit : N. Schneider et J. Trauger, Astrophys. J., 450, 450, 1995)
Le sodium, indicateur d’une exolune volcanique
C’est en 2002 que le sodium Na (facilement détectable par son doublet en lumière jaune à 590 nm) a été découvert dans le spectre visible d’un Jupiter chaud proche, HD 209458 b, la première exoplanète découverte par transit. Parmi les sources possibles du sodium, les astronomes ont considéré une lune, un tore de gaz ou un disque de débris. En 2019, une équipe internationale coordonnée par Apurva Oza (aujourd’hui au California Institute of Technology, aux États-Unis) étudia la possibilité d’existence d’une lune autour d’un certain nombre de « Jupiters chauds » sur lesquels le doublet du sodium avait été détecté [1]. Après avoir étudié dans quelles conditions l’orbite d’une telle lune pouvait être stable, les auteurs ont analysé les différentes sources possibles de la présence du sodium dans le spectre planétaire (impacts cométaires, poussières cosmiques, lune volcanique). Leur conclusion était que, dans plusieurs cas, la quantité de sodium éjectée par la lune était largement suffisante pour rendre compte de la raie d’absorption du sodium observée en transmission dans le spectre de l’exoplanète au moment du transit. Bien que la durée de vie du sodium à proximité du Jupiter chaud soit très courte (de l’ordre de 10 minutes), le nuage de sodium entourant le satellite serait plus dense que celui entourant Io de plusieurs ordres de grandeur, à cause de la proximité de l’étoile hôte et de l’effet combiné de son rayonnement intense et des forces de marée qu’elle engendre.
Si la source du sodium détecté dans le spectre d’un Jupiter chaud est liée à la présence d’une lune volcanique, on s’attend à ce que ce signal soit modulé en fonction de la position de cette lune sur son orbite. C’est la raison pour laquelle l’exoplanète WASP-39 b, l’une des exoplanètes candidates identifiées dans l’étude de 2019, a fait l’objet de multiples campagnes d’observation, en particulier avec le télescope spatial James-Webb (JWST) dont elle a été, dès le début, une cible privilégiée. L’équipe regroupée autour d’Apurva Oza vient d’en publier une synthèse dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society de septembre 2025 [2].
Le spectre visible de l’exoplanète WASP-39 b entre 530 et 820 nm, montrant les signatures spectrales du sodium Na (à 590 nm) et du potassium K (à 770 nm). Les cartouches en haut de la figure montrent des agrandissements de ces deux régions spectrales. Les points avec barres d’erreur, de différentes couleurs, montrent les mesures acquises avec le HST, le VLT et le JWST. Les lignes de différentes couleurs montrent divers spectres synthétiques. La figure montre que les signatures spectrales de Na et de K sont variables dans le temps, ce qui peut s’expliquer par la rotation d’une lune autour de l’exoplanète. (Crédit : A. Oza et al. [2])
Un tore autour de WASP-39 b
WASP-39 b est un « Saturne chaud » à l’atmosphère très dilatée (R = 1,27 RJ, M = 0,28 MJ, RJ et MJ étant respectivement le rayon et la masse de Jupiter) qui orbite en 4,1 jours autour de son étoile hôte, une étoile de type G7 (donc comparable au type solaire) située à 750 années-lumière (al) du Soleil. En mars 2013, des spectres pris avec le télescope spatial Hubble ont révélé la présence du sodium (Na) à 590 nm, mais pas du potassium (K) autour de 768 nm. Les deux atomes ont été détectés dans des spectres pris par le Very Large Telescope (VLT) trois ans plus tard, en mars 2016. Le JWST a observé WASP-39 b à plusieurs reprises, en juillet 2022 et en mars 2023, à partir de plusieurs instruments. Na, SO2 et CO2 ont été détectés, avec de fortes variations temporelles dans le cas de SO2, et K a été détecté de manière épisodique.
Les auteurs de l’étude ont effectué une modélisation des spectres de transmission en considérant deux cas de figure distincts : 1) un nuage d’atomes entourant le satellite et 2) un tore de plasma, analogue à celui du satellite Io autour de Jupiter. Dans les deux cas, la densité des particules, dans ce nuage ou dans ce tore, est liée au taux de perte de masse du satellite et à la durée de vie des atomes vis-à-vis de la photo-ionisation par le champ de rayonnement de l’étoile. À partir de ce modèle, il est possible de calculer le nombre d’atomes sur la ligne de visée de l’observateur en fonction de la position du satellite sur son orbite ; on en déduit la profondeur de l’absorption observée dans le spectre de transmission au moment du transit, dans le visible (pour Na et K) ou dans l’infrarouge (pour SO2). En parallèle, une simulation numérique permet de décrire l’évolution des particules à mesure que le satellite se déplace autour de la planète, dans le cas du nuage comme dans celui du tore. La comparaison entre les modèles du tore et du nuage semble indiquer un meilleur accord avec les mesures dans le cas du tore, en particulier pour les signatures spectrales de Na et de SO2.
Le spectre infrarouge de WASP-39 b montrant les signatures spectrales de SO2 et CO2 autour de 4 mm (NIRSpec) et 7 mm (MIRI). Les courbes en orange sont des spectres synthétiques. Leur comparaison avec les mesures permet de déduire le nombre de molécules SO2 et CO2 sur la ligne de visée et ensuite, par modélisation, le taux de production du SO2 éjecté par le satellite. CO2 ne montre pas de variation temporelle d’abondance et pourrait provenir de l’exoplanète. (Crédit : A. Oza et al. [2])
D’autres découvertes à venir
En conclusion, la présence d’un satellite volcanique autour de WASP-39 b permet de bien rendre compte des signatures spectrales de Na, K et SO2 et de leurs variations temporelles. Dans le futur, des observations répétées dans le temps du sodium et du potassium seront nécessaires pour mieux contraindre l’orbite du satellite. Ces mesures devront être réalisées à haute résolution spectrale pour permettre de mesurer, par effet Doppler, la vitesse des particules par rapport à l’observateur. Enfin, des observations similaires devront être réalisées sur les autres Jupiters chauds, ou Saturnes chauds, dans lesquels les raies de Na et K ont été découvertes, car ces exoplanètes sont susceptibles, elles aussi, d’héberger des satellites volcaniques.
Article écrit par Thérèse Encrenaz, LIRA, Observatoire de Paris-PSL
Simulation numérique décrivant la trajectoire de particules éjectées d’un satellite de la taille de Io, en fonction de la rotation du satellite autour de l’exoplanète. Du haut en bas : SO2, Na et K. Figure de gauche : répartition selon un tore ; figure de droite : répartition en nuage autour du satellite. Pour chaque figure, à gauche : le système vu de dessus ; à droite : le système vu de l’observateur au moment du transit. Le Soleil est à gauche et l’observateur à droite. La structure en nuage ou en tore dépend de la durée de vie assignée aux particules ; si elle est courte, on observe une structure en nuage ; si elle est longue, on observe une structure en tore. (Crédit : A. Oza et al. [2])
- A. Oza et al., « Sodium and Potassium Signatures of Volcanic Satellites Orbiting Close-in Gas Giant Exoplanets », Astrophys. J., 885, 168, 2019.
- A. Oza et al., « Volcanic satellites tidally venting Na, K, SO2in optical and infrared light », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 546, 1, septembre 2025.
par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Actualités
Europe vue par la sonde spatiale Juno lors d’un survol effectué le 29 septembre 2022. (Crédit : NASA/JPL/SwRI/MSSS, traitement d’image : Kevin M. Gill)
Des modélisations numériques montrent que la surface glacée d’Europe, le deuxième satellite galiléen de Jupiter, pourrait être le siège d’épisodes de subduction périodiques. Ce processus est cependant très différent de la subduction terrestre associée à la tectonique des plaques.
La tectonique des plaques, qui décrit la dynamique et la déformation de l’enveloppe externe rigide d’une planète (sa lithosphère), n’a, jusqu’à présent, été observée que sur Terre. Vénus, Mars et la Lune n’en sont pas animées, même si leurs surfaces, parsemées de failles, fossés et autres escarpements, témoignent qu’une activité tectonique différente de celle des plaques y est ou y a été à l’œuvre. De retour sur Terre, le phénomène de subduction, qui correspond à la plongée dans le manteau de pans entiers de planchers océaniques devenus trop lourds, joue un rôle clé dans la tectonique des plaques. Il se traduit par la destruction d’une partie de la croûte, mais cette perte est intégralement compensée par la création de nouvelles portions de croûte au niveau des dorsales océaniques, véritables chaînes volcaniques sous-marines. Au final, la superficie de la surface terrestre reste donc inchangée.
Une tectonique des plaques sur Europe ?
Depuis une dizaine d’années, c’est un autre objet, Europe, que l’on soupçonne d’être animé de tectonique des plaques. Europe est le deuxième des satellites galiléens de Jupiter en partant de cette planète. Son rayon est d’environ 1 560 km, et sa structure radiale se compose d’un gros noyau rocheux (de l’ordre de 1 400 km de rayon) entouré d’un océan et d’une couche de glace externe. L’ensemble océan-couche de glace forme l’hydrosphère, et son épaisseur (160 km) est relativement bien contrainte. En revanche, l’épaisseur de la couche de glace externe (ou, ce qui revient au même, celle de l’océan souterrain) n’est pas connue. Les modèles d’évolution thermique la situent généralement entre 20 et 50 km, mais elle pourrait avoir été beaucoup plus fine dans le passé. Nous y reviendrons. Si Europe apparaît comme un bon candidat pour abriter une tectonique des plaques, c’est que sa surface est tectoniquement très active, mais également très jeune : les clichés pris par les sondes spatiales qui ont survolé le satellite ont ainsi révélé des réseaux de rayures et de bandes plus ou moins sombres dont l’origine reste énigmatique, des régions à l’apparence plus chaotique qui pourraient être liées à une activité cryovolcanique (fig. 1), et très peu de cratères d’impact, cette dernière propriété situant l’âge de la surface d’Europe entre 40 et 90 millions d’années (Ma).
Fig 1. Les terrains chaotiques d’Europe. Ces régions se caractérisent par la présence de nombreuses structures telles que des crêtes, des fossés, des petits dômes, etc., dont l’origine n’est pas encore comprise. Comme le reste de la surface d’Europe, elles témoignent cependant d’une activité tectonique intense et récente, l’âge de la surface d’Europe étant estimé entre 40 et 90 millions d’années. (Crédit : NASA/JPL-Caltech/SETI Institute)
En 2014, une équipe de géologues américains a avancé l’hypothèse que certaines de ces structures (en particulier les bandes sombres) seraient des zones de compression et qu’elles témoigneraient de la subduction de petits morceaux de la croûte d’Europe selon un mécanisme semblable à la subduction des planchers océaniques terrestres. Cette hypothèse se heurte toutefois à plusieurs difficultés, notamment l’intensité trop faible des forces susceptibles d’entretenir une tectonique des plaques sur Europe. Une équipe de géophysiciens de l’université Charles de Prague et du Laboratoire de planétologie et de géodynamique de l’université de Nantes vient, sur la base de modélisations numériques, de proposer un autre scénario [1]. Selon cette étude, Europe pourrait effectivement être le siège de phénomènes de subduction, mais suivant un mécanisme lié à des épisodes cycliques de croissance et de fonte de la couche de glace externe.
Compression et subduction
Les simulations réalisées par les chercheurs de l’université Charles et de l’université de Nantes comportent deux phases. Dans un premier temps, ils ont modélisé le comportement d’une couche de glace soumise à des forces de compression horizontales. Détail important, la rhéologie de la glace (c’est-à-dire sa capacité à se déformer) imposée dans ces calculs permet de séparer la couche de glace en deux parties : une partie rigide (ou cassante) située au sommet et qui modélise en quelque sorte la lithosphère ; et, sous cette lithosphère, une partie plus souple, qui peut être animée d’un écoulement visqueux sur de longues échelles de temps. Les simulations montrent alors que, si l’épaisseur de la couche de glace est inférieure à 10 km, la déformation liée aux forces de compression conduit à l’engloutissement (la subduction) d’une partie de l’enveloppe de glace superficielle (fig. 2). Dans un premier temps, la compression provoque la formation d’une paire de failles au sommet de la couche de glace. Toute la déformation subie par cette couche se focalise sur ces deux failles, ce qui permet à la glace située en surface d’y glisser lentement et de s’y accumuler. Ce matériau est progressivement englouti à l’intérieur de la couche de glace et poursuit sa descente jusqu’à la base de celle-ci, l’ensemble du processus durant environ 2 millions d’années. À l’inverse, si l’épaisseur de la couche de glace est supérieure à 10 km, plusieurs systèmes de failles se forment. La déformation se répartit sur ces différentes failles, ce qui permet à la glace de s’y accumuler, sans que la déformation soit suffisante pour enclencher un processus de subduction.
Fig 2. Simulations numériques modélisant l’évolution d’une couche de glace soumise à des forces de compression horizontales. Le code de couleur représente le 2d invariant du tenseur des contraintes, qui est une mesure de l’amplitude de ces contraintes. En réponse à une compression, des systèmes de failles se forment dans la couche de glace. Si la couche de glace est relativement épaisse, plus de 10 km (colonne de droite ; à noter que sur cette image l’épaisseur totale est tronquée), plusieurs systèmes de failles apparaissent au centre et sur les bords. La glace de surface (fine couche orange) glisse vers ces régions et s’y accumule, mais la déformation n’est pas suffisante pour enclencher un phénomène de subduction. En revanche si la couche de glace est plus fine (à gauche) une seule paire de failles apparaît (au centre). La déformation de la couche de glace se concentre autour de ce système, ce qui permet à la glace de surface de glisser vers cette région, de s’y accumuler et, à terme, de descendre jusqu’à la base de la couche de glace par subduction. Les flèches noires délimitent les zones de compression, la largeur de ces zones (en km) étant indiquée par le nombre inséré entre ces flèches. (Crédit : M. Kihoulou et al., 2025)
Comme les auteurs de cette étude le soulignent, ce processus se démarque clairement de la subduction terrestre. Dans ce dernier cas, en effet, c’est le poids des planchers océaniques, devenus trop lourds et donc trop denses par rapport au milieu environnant, qui déclenche leur descente dans le manteau et qui leur permet de poursuivre cette descente. Toujours dans le cas de la Terre, la subduction joue un rôle moteur dans la tectonique des plaques en tirant le reste des planchers océaniques vers les zones de subduction (ce que les géophysiciens désignent par le terme de slab pull). Dans le cas d’Europe, en revanche, le poids de la glace superficielle n’intervient pas et son excès de masse volumique est trop faible pour amorcer un mouvement descendant. Ce dernier est enclenché et entretenu par les forces de compression appliquées sur un temps long. Voilà qui pose la question de l’origine de ces forces.
Évolution orbitale et rétrécissement de la couche de glace
Selon Martin Kihoulou et ses collègues, les forces résulteraient de la contraction de la couche de glace externe lors d’un épisode de fonte. Comme nous l’avons dit, l’épaisseur actuelle de cette couche se situerait entre 20 et 50 km, ce qui exclut a priori que des phénomènes de subduction puissent s’y produire. Toutefois, elle a certainement beaucoup varié au cours du temps. Sur le très long terme, la couche de glace s’est épaissie en réponse au refroidissement d’Europe. À cela sont probablement venues se greffer des phases cycliques de fonte et de cristallisation liées aux variations de l’excentricité de l’orbite d’Europe, elles-mêmes dues à des phénomènes de résonance orbitale avec les autres satellites de Jupiter. Ces variations modulent la quantité de chaleur dissipée par les forces de marée à l’intérieur d’Europe : plus l’excentricité est élevée, plus la chaleur dissipée est importante. Aujourd’hui, l’excentricité d’Europe est relativement faible (0,0094), mais par le passé, elle a pu atteindre des valeurs suffisantes pour que la chaleur dissipée ait provoqué la fonte partielle de la couche de glace à partir de sa base [2]. L’eau diminue de volume lorsqu’elle passe de l’état solide à l’état liquide, la fonte de la couche de glace provoque à son tour une diminution du volume total de l’hydrosphère (qui regroupe la couche de glace et l’océan), et donc du rayon d’Europe. Autrement dit, la couche de glace ne se contente pas de s’amincir, elle subit également une contraction, laquelle s’accompagne de… forces de compression.
Pour tester ce scénario, les chercheurs de l’université Charles et de l’université de Nantes ont réalisé une deuxième série de simulations dans laquelle ils ont modélisé l’évolution de la couche de glace d’Europe, ainsi que des contraintes auxquelles elle est soumise, en fonction des variations de l’excentricité de ce satellite. Ces calculs montrent qu’une augmentation de l’excentricité se traduit effectivement par un amincissement rapide de la couche de glace accompagné d’une diminution du rayon d’Europe de quelques kilomètres et de l’apparition d’intenses forces de compression. Ils confortent ainsi l’idée que par le passé, un mécanisme de subduction a sans doute été à l’œuvre sur Europe, et que ce mécanisme permet de renouveler périodiquement une partie de la surface de cet objet. Précisons toutefois que les variations de l’excentricité d’Europe restent très mal connues, et sont sans doute assez complexes. Notons enfin que la subduction par contraction n’est pas compensée par la création de croûte en d’autres endroits, ce qui constitue une différence supplémentaire par rapport à la subduction terrestre, qui est, elle, équilibrée par la création de croûte océanique au niveau des dorsales.
Fig 3. Évolution de l’excentricité et de l’épaisseur de la couche de glace (en haut) et des contraintes latérales dans cette couche (en bas ; code de couleur). Les forces de compression et d’extension apparaissent respectivement en rouge et en bleu. La figure du bas représente également l’évolution du rayon total d’Europe et du rayon de la base de la couche de glace. (Crédit : M. Kihoulou et al., 2025)
En guise de conclusion, les auteurs de cette étude notent que la subduction d’une partie de la glace superficielle permettrait d’approvisionner l’océan souterrain en molécules telles que le dioxygène (O2), le dioxyde de carbone (CO2), ou encore le dioxyde de soufre (SO2) ou le peroxyde d’hydrogène (H2O2) présentes en surface. Par ailleurs, la fonte de la couche de glace qui rend possible cette subduction étant liée à un accroissement de la chaleur dissipée par les forces de marée, elle est vraisemblablement accompagnée d’une augmentation de l’activité hydrothermale et/ou volcanique au sommet du noyau rocheux. La conjonction de ces deux événements pourrait, à son tour, favoriser le démarrage de réactions chimiques complexes dans l’océan souterrain d’Europe.
Article écrit par Frédéric Deschamps, IESAS, Taipei, Taïwan
Notes :
- Kihoulou M. et al., « Subduction-like process in Europa’s ice shell triggered by enhanced eccentricity periods », Science Advances, 11, 2025, eadq8719. doi : 10.1026/sciadv.adq8719.
- Rappelons en effet que la température de fusion de la glace d’eau diminue à mesure que la pression, et donc la profondeur, augmentent. Lorsque la température de la couche de glace augmente, par exemple sous l’effet de la dissipation de chaleur par les forces de marée, c’est la base de la couche de glace qui est affectée en premier par la fusion.
