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.
par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Actualités
Le 13 janvier 2026, une comète, désormais nommée C/2026 A1 (MAPS), a été découverte par une équipe d’astronomes amateurs dans le cadre du programme MAPS. Très rapidement, l’analyse orbitale a révélé une trajectoire exceptionnelle : un passage extrêmement proche du Soleil, caractéristique des comètes rasantes (sungrazer) du groupe de Kreutz.
Cette découverte est remarquable à plus d’un titre. D’une part, elle démontre une nouvelle fois la capacité des astronomes amateurs à contribuer de manière significative à la recherche contemporaine. D’autre part, C/2026 A1 (MAPS) constitue un cas scientifique unique pour l’instant : une comète de la famille de Kreutz détectée plusieurs mois avant son périhélie, à une distance héliocentrique de 2 unités astronomiques.
Le projet
MAPS est un programme de surveillance automatisée du ciel, dédié à la détection d’objets mobiles faiblement lumineux : astéroïdes géocroiseurs, comètes lointaines et objets atypiques de la ceinture principale. Son acronyme MAPS est dérivé du nom de ses fondateurs et animateurs : Alain Maury, Georges Attard, Daniel Parrott et Florian Signoret.
MAPS est né de la volonté d’Alain Maury et de Georges Attard de transposer dans un cadre amateur des méthodes inspirées des grands relevés (surveys) professionnels. Le relevé repose sur quatre télescopes à grand champ, installés sur une même monture robotisée située dans le désert d’Atacama (Chili), à l’observatoire San Pedro de Atacama Celestial Explorations (SPACE).
MAPS utilise la technique du suivi synthétique (synthetic tracking) : au lieu d’empiler les images à vitesse sidérale, celles-ci sont combinées selon des vecteurs de déplacement hypothétiques.
La comète
Avec C/2026 A1 (MAPS), les images ont immédiatement révélé un objet diffus présentant une coma bien développée, excluant l’hypothèse d’un astéroïde.
Les premières mesures astrométriques ont été transmises au Minor Planet Center (MPC), où l’objet a été catalogué sous la désignation provisoire 6AC4721. L’amélioration rapide de l’arc d’observation, passant de quelques heures à plusieurs jours, a permis de stabiliser les éléments orbitaux et de confirmer la nature cométaire de l’objet, notamment en raison d’une orbite rétrograde.
La publication officielle a suivi rapidement, et l’objet a reçu la désignation définitive C/2026 A1 (MAPS), reconnaissant explicitement le rôle du programme et de ses découvreurs.
C/2026 A1 (MAPS) est la première comète du groupe de Kreutz détectée suffisamment tôt pour permettre des observations détaillées loin du Soleil.
Des études plus poussées devraient résoudre plusieurs questions, en particulier pour déterminer si les comètes de Kreutz diffèrent chimiquement des comètes de longue période plus « classiques », dès leur origine, ou si leurs propriétés actuelles résultent principalement de leur histoire thermique.
Le noyau pourrait se fragmenter avant le périhélie (début avril), causant une augmentation brutale de luminosité sur une courte période (nous pourrions espérer voir la comète en plein jour). Quelle que soit son évolution au périhélie, C/2026 A1 (MAPS) promet des avancées scientifiques, et démontre la complémentarité entre astronomes amateurs et professionnels.
Georges Attard, Alain Maury, Florian Signoret, Denis Huber
Programme MAPS
À gauche, capture d’écran du logiciel Tycho Tracker lors de la découverte le 13 janvier 2026. À droite, photographie du relevé MAPS à San Pedro de Atacama (Chili). (Crédit : MAPS)
par Petank SORO | Avr 1, 2026 | Actualités, Portrait
Propos recueillis par David Baratoux pour L’Astronomie Afrique.
La salle de contrôle de vol du Space Telescope Science Institute à Baltimore. C’est depuis cette salle que les scientifiques ont suivi le lancement du télescope James Webb. (Photo: Washington Post par Katherine Frey, Crédit: Seattletimes)
Meriem, vous travaillez au Space Telescope Science Institute, le STScI, aux Etats-Unis. Pouvez-vous nous expliquer ce qu’est exactement cette institution et quel rôle elle joue dans l’astronomie mondiale ?
Le STScI, c’est en quelque sorte le quartier général de l’astronomie spatiale. Fondé en 1981 par la NASA, c’est l’institution qui opère le télescope Hubble depuis 1990 et le JWST (James Webb Space Telescope) depuis son lancement en 2022. À la fois centre de recherche, salle de contrôle et immense bibliothèque de données spatiales, c’est là que les chercheurs du monde entier soumettent leurs idées d’observation, que les télescopes sont pilotés, et que les données sont traitées puis partagées avec toute la communauté scientifique mondiale. Pour moi, qui ai grandi au Maroc, travailler ici est une chance que je mesure chaque jour.
Comment s’est passé votre recrutement pour rejoindre ce centre ? Était-ce très compétitif ? Avez-vous perçu le fait d’être Marocaine comme une difficulté, un risque de devoir faire face à des préjugés lors de votre candidature ?
Le recrutement suit un processus très formel avec un dossier scientifique, des lettres de recommandation, et des entretiens. C’est effectivement très compétitif, le STScI attire des candidats du monde entier, et les postes de post-doctorat y sont extrêmement demandés. Ce qui m’a peut-être donné un avantage, c’est mon double profil, à la fois observatrice et modélisatrice, et surtout bien ancrée dans une communauté scientifique impliquée dans les premières analyses des données JWST. Mes travaux à l’Institut d’Astrophysique Spatiale, à l’Université Paris Saclay ont été déterminants à cet égard.
Quant à la question sur mes origines. C’est une question que je me pose toujours avant chaque recrutement. Est-ce que mon nom, mon origine, mon parcours allaient peser dans la balance d’une façon ou d’une autre ? Quand on postule, on sait qu’on est en concurrence avec des collègues formés dans les plus grandes universités américaines, qui ont souvent des réseaux plus établis dans ce milieu. Ça demande une vraie confiance en son travail, et une capacité à ne pas se laisser décourager par le doute, ce syndrome que beaucoup de jeunes chercheuses connaissent, et que certains profils comme le mien peuvent ressentir de façon amplifiée.
Ce que je sais, c’est que j’ai postulé avec un dossier scientifique que je défendais pleinement, et que j’ai été soutenue par des mentors qui ont cru en mon travail. Et quelque part, je crois que ma singularité et ma perspective n’étaient pas un obstacle, elles ont convaincu. En travaillant ici, j’ai compris que la meilleure science émerge précisément de cette richesse-là.
Vous mentionnez la sélection des propositions d’observation. Comment fonctionne ce processus, qui décide ce que le JWST va observer ?
C’est le STScI qui organise et coordonne ce processus, mais dans le fond, c’est la communauté scientifique mondiale qui décide. Chaque année, des chercheurs de tous les pays sont invités à soumettre leurs idées d’observation. Ces propositions sont ensuite évaluées par d’autres scientifiques selon un système dit « doublement anonyme » : ni les évaluateurs ne savent qui a soumis la proposition, ni les chercheurs ne savent qui les évalue. Cela permet de juger la science pour ce qu’elle est, sans que le nom de l’institution ou la notoriété du chercheur n’influence la décision.
Et en pratique, est-ce que ça se traduit par beaucoup de demandes ? Le télescope est-il si sollicité ?
Énormément ! Et justement, les résultats du Cycle 5, qui correspond à la cinquième année de science du JWST, viennent d’être publiés aujourd’hui même, donc je peux vous donner des chiffres tout frais ! Pas moins de 2 855 propositions ont été soumises cette année, réclamant près de 100 000 heures d’observation pour seulement 8 000 heures disponibles. Le comité d’allocation a formulé ses recommandations à la direction du STScI, qui a approuvé la sélection finale de 254 programmes. Une proposition sur douze est acceptée.
Ce qui me touche dans ces chiffres, c’est la diversité : les propositions retenues émanent de 2 333 chercheurs issus de 37 pays différents, et 46% d’entre elles sont portées par des chercheurs qui utilisent le JWST pour la première fois. Ce n’est pas un club fermé, une équipe en Afrique peut tout à fait obtenir du temps sur le JWST face à une grande université américaine ou européenne, à condition que la science soit solide.
Il y a aussi une dimension archive qui est centrale au STScI. Qu’est-ce que le MAST, et pourquoi est-ce important pour l’astronomie mondiale ?
Le MAST (Mikulski Archive for Space Telescopes, Spotlight on Data: MAST | Science Data Portal) est une plateforme qui conserve et distribue les données de plus de vingt missions astronomiques. C’est une bibliothèque astronomique ouverte, accessible à n’importe quel chercheur dans le monde, gratuitement. Elle rassemble les données de Hubble, du JWST, mais aussi de missions comme TESS pour les exoplanètes, Swift, GALEX, et bien d’autres encore.
Ce qui est remarquable, c’est que la majorité des publications scientifiques qui citent des données Hubble reposent sur des observations archivées, pas nécessairement sur des observations nouvelles. Les données continuent de produire de la science des années, parfois des décennies après avoir été collectées. Pour un jeune chercheur africain qui n’a pas accès à un grand observatoire, le MAST est une porte d’entrée réelle vers la recherche de pointe. J’ai moi-même construit une partie de ma thèse sur des données d’archives.
Les données du JWST sont accessibles via MAST, avec des outils de recherche croisée avec Hubble et d’autres observatoires, ce qui permet une science multi-longueurs d’onde extrêmement puissante. Et STScI traduit aussi ces résultats en images, récits et vidéos pour le grand public, ce travail de médiation fait aussi partie intégrante de notre mission.
Parlons de votre propre recherche au STScI. Sur quoi travaillez-vous en ce moment, et qu’est-ce qui rend votre programme d’observation avec le JWST particulièrement original ?
Un des programmes sur lesquels je travaille porte sur le Petit Nuage de Magellan, une galaxie naine voisine de la Voie Lactée, visible à l’œil nu depuis l’hémisphère sud. Ce qui la rend si précieuse scientifiquement, c’est qu’elle présente une composition chimique très différente de notre galaxie : elle contient beaucoup moins d’éléments lourds, ce que les astronomes appellent les « métaux », c’est-à-dire tout ce qui est plus lourd que l’hélium. Cela en fait un analogue local des galaxies de l’univers jeune : en l’observant aujourd’hui, on peut étudier des processus chimiques similaires à ceux qui se déroulaient dans l’univers à ses débuts, sans avoir à regarder à des milliards d’années-lumière de distance.
Une image optique du télescope spatial Hubble révèle une partie du Petit Nuage de Magellan. (Crédit image : NASA/ESA/STScI/AURA)
Ce que j’étudie précisément, ce sont les interfaces des nuages moléculaires, des zones de transition composées de gaz et de poussière sculptées par le rayonnement intense de jeunes étoiles massives. C’est là où se joue une grande partie de la chimie interstellaire : des molécules organiques complexes, notamment les hydrocarbures aromatiques polycycliques (ou PAHs), y sont détruites, reconfigurées, et potentiellement réassemblées. Ces molécules sont considérées comme l’un des plus grands réservoirs de matière organique de l’univers. Comprendre comment ces molécules évoluent dans des environnements extrêmes comme le Petit Nuage de Magellan, c’est mieux comprendre comment la matière entre les étoiles se transforme et s’enrichit au fil du temps.
Un mot pour les jeunes astronomes africains qui rêvent de contribuer un jour à ces grandes missions ?
Je leur dirais que les données sont là, disponibles pour tout le monde. Le MAST est un projet financé par la NASA pour mettre à disposition de la communauté astronomique mondiale des archives ouvertes, couvrant l’optique, l’ultraviolet et l’infrarouge. Il suffit d’une connexion internet et de savoir coder en Python pour commencer à analyser des données de classe mondiale. La barrière n’est plus instrumentale, elle est dans la formation et la confiance en soi.
Rejoignez des équipes qui ont déjà une expérience d’observation, participez aux ateliers JWST et aux appels à propositions en équipe et n’oubliez pas que chaque observation du JWST finit dans une archive publique, disponible pour toujours. La science que vous ferez dans dix ans avec ces données n’a peut-être pas encore été imaginée.
Le Space Telescope Science Institute met à disposition une documentation technique complète sur jwst-docs.stsci.edu, que l’on appelle le JDox. C’est la référence centrale pour tout ce qui concerne le fonctionnement du télescope et les outils de proposition. Et pour ceux qui préfèrent apprendre en vidéo, la chaîne YouTube JWSTObserver propose des tutoriels sur une grande variété de sujets : comment utiliser les outils de planification d’observations, comment préparer une proposition, comment analyser les données. On y trouve aussi les enregistrements des JWebbinars et des séminaires réguliers sur l’analyse des données JWST. Tout est gratuit, tout est accessible. Il n’y a aucune raison qu’un jeune astronome africain ne s’en empare pas.
Au-delà de la recherche, est-ce que le grand public peut suivre ce que fait le JWST en temps réel ? Quelles ressources recommanderiez-vous à un passionné d’astronomie, ou même à un simple curieux ?
Absolument et c’est l’une des choses qui me rend fière de travailler dans cet écosystème. Il y a des ressources vraiment remarquables, accessibles à tous, gratuitement.
La première que je recommande, c’est spacetelescopelive.org/webb, un site qui montre en temps réel ce que le JWST est en train d’observer. Quelle cible, quel instrument, quelle durée d’exposition. C’est fascinant, on peut littéralement suivre le télescope dans son travail quotidien.
universe-of-learning.org est une plateforme NASA développée par le STScI en partenariat avec Caltech/IPAC, le Center for Astrophysics de Harvard & Smithsonian, et le Jet Propulsion Laboratory. Elle connecte le grand public aux données, aux découvertes et aux experts des missions spatiales de la NASA. On y trouve des milliers d’images collectées par des télescopes spatiaux, des visualisations 3D d’objets cosmiques, et des activités concrètes pour tous les âges. C’est une mine d’or pour les enseignants, les animateurs scientifiques, et les curieux.
Et puis il y a les réseaux sociaux. Les comptes officiels de @SpaceTelescope @NASAWebb et @HubbleTelescope publient régulièrement des images spectaculaires accompagnées d’explications accessibles. Le STScI est aussi très actif sur Instagram @space_telescopes et YouTube @spacetelescopevision, avec des vidéos de médiation scientifique de haute qualité.
par Sylvain Bouley | Avr 30, 2025 | Actualités
Deux récents articles d’une équipe internationale coordonnée par des chercheurs de l’Observatoire de Paris permettent de caractériser la température et le profil vertical de l’atmosphère de Jupiter dans la région polaire Sud, grâce aux mesures du JWST dans l’infrarouge moyen.
1. Aurore polaire sur Jupiter observée en ultraviolet par le télescope spatial Hubble. L’ovale auroral est centré autour du pôle magnétique Nord. Les taches claires sont les empreintes sur la planète des lignes de champ magnétique passant par les satellites galiléens. On voit l’empreinte de Io à gauche, Europe en bas à droite et Ganymède au centre. (Crédit : NASA/ESA)
Le champ magnétique de Jupiter, le plus intense parmi les planètes du Système solaire, est connu depuis les années 1950, lorsque les astronomes découvrirent que la planète était une source très puissante dans le domaine radio. Vingt ans plus tard, la sonde spatiale Pioneer 10 a pu l’observer de près et mettre en évidence sa structure dipolaire. L’une des manifestations de ce champ magnétique est la présence d’aurores à proximité des deux pôles de la planète ; celles-ci résultent de l’interaction des particules énergétiques associées au champ magnétique avec les atomes de la très haute atmosphère jovienne, provoquant des émissions lumineuses, tout comme sur la Terre. À la différence des aurores terrestres, dont les apparitions dépendent de nombreux paramètres, les aurores de Jupiter sont permanentes. Cependant, leur intensité est variable. Elles se présentent comme des ovales entourant les pôles magnétiques, auxquels s’ajoutent des points isolés correspondant aux empreintes des lignes de champ magnétique connectant les satellites Io, Europe et Ganymède à la planète (fig. 1). Les électrons pénétrant dans l’ionosphère jovienne y apportent une énergie considérable, ce qui a pour effet de perturber la structure de l’atmosphère dans son profil de température comme dans sa composition chimique.
2. Profils de température dans la stratosphère de Jupiter à l’extérieur de l’ovale auroral (à gauche) et à l’intérieur de l’ovale (à droite). Les deux profils finaux (en rouge, traits pleins et pointillés) sont obtenus à partir de deux profils initiaux (en noir, traits pleins et pointillés). On voit qu’à l’intérieur de l’ovale, le profil thermique présente deux maxima, à 1 mbar et à 0,01 mbar. (Crédit : Rodriguez-Ovalle et al., 2004a)
Les émissions aurorales se produisent dans tout le domaine du spectre électromagnétique, depuis les rayons X jusqu’aux ondes radio.
Avant la mise en service du JWST, les aurores de Jupiter avaient principalement été observées dans l’ultraviolet par le HST, et, localement, par les instruments UVS et JIRAM de la sonde Juno lors de ses survols rapprochés. Le 24 décembre 2022, le spectro-imageur MIRI du JWST a observé la zone polaire Sud de Jupiter dans l’infrarouge moyen, entre 4,8 et 29 mm. Ce domaine spectral permet de mesurer l’énergie thermique de la planète et donc sa température, et aussi d’étudier les profils verticaux des constituants atmosphériques dans la région polaire. Deux articles, publiés en 2024 par une équipe internationale coordonnée par des chercheurs de l’Observatoire de Paris, présentent les résultats de ce programme.
Dans le premier de ces articles [1], publié dans le Journal of Geophysical Research, les auteurs analysent le profil vertical de température dans la zone polaire Sud, ainsi que son évolution en fonction de la latitude. Ils ont ainsi pu mesurer l’effet de l’aurore sur la structure de l’atmosphère jovienne. Ils ont notamment mis en évidence une augmentation de la température par rapport aux régions voisines, avec deux maxima distincts à des niveaux de pression de 0,01 mbar et 1 mbar (fig. 2). À plus basse altitude, caractérisée par une pression atmosphérique de 10 mbar, une région froide est observée à une latitude de 65° S.
3. Projection depuis le pôle Sud de l’altitude de l’homopause. Les échelles d’altitude et de pression sont indiquées à droite. Les ellipses (en noir) indiquent les contours de l’ovale auroral. (Crédit : Rodriguez-Ovalle et al., 2004a)
La capacité des gaz à se mélanger dans l’atmosphère de Jupiter est contrôlée par une couche appelée homopause, dont l’altitude est elle-même influencée par les aurores. L’homopause marque la limite entre l’homosphère, en dessous, dans laquelle les constituants atmosphériques sont mélangés, et l’hétérosphère, au-dessus, dans laquelle les gaz se séparent, les plus lourds restant à proximité de l’homopause tandis que les plus légers s’élèvent. En dehors de la région polaire, l’homopause sur Jupiter se situe à une pression d’environ 1 mbar (fig. 3). À l’intérieur de l’ovale auroral, l’homopause est située à une altitude de 590 km au-dessus du niveau de référence situé à une pression de 1 bar. Par comparaison, cette altitude est de 350 km en dehors des régions aurorales (fig. 3). Les auteurs attribuent l’élévation de l’homopause et l’élévation de température à 0,01 mbar à l’excès d’énergie déposée par les particules énergétiques dans la zone polaire. Le maximum de température observé à 1 mbar pourrait quant à lui être dû au chauffage adiabatique résultant du transfert vers le bas de l’énergie aurorale. Le refroidissement observé à 10 mbar, à la latitude de 65° S, pourrait résulter du rayonnement des aérosols qui évacuent ainsi une partie de l’énergie aurorale.
Les profils de température sont déterminés à partir de l’analyse d’une forte bande du méthane, CH4, dont l’abondance est connue et constante en altitude dans l’atmosphère jusqu’à l’homopause. Une fois le profil de température connu, les profils verticaux des hydrocarbures C2H2 et C2H6 (qui varient avec l’altitude) peuvent être déterminés à partir de leurs émissions spectrales. L’étude montre que les deux hydrocarbures sont plus abondants dans la région polaire qu’à plus basse latitude.
4. En haut : profils méridionaux de l’abondance du benzène, à partir de trois profils choisis a priori, avec un maximum d’abondance à 0,05 mbar (en bleu), 0,5 mbar (en noir) et 5 mbar (en rouge). Les spectres ne permettent pas de déterminer à quelle altitude le benzène est présent mais, quelle que soit l’hypothèse de départ, l’abondance du benzène diminue d’un facteur 10 entre les latitudes 80° S et 50° S. En bas : profils méridionaux de l’épaisseur optique des aérosols, mesurée à trois longueurs d’onde (14,3 m en jaune, 13,3 m en vert et 6,9 m en bleu). Les flèches verticales indiquent des limites supérieures. On voit que le benzène et les aérosols présentent la même distribution en latitude, ce qui suggère que le benzène intervient dans la formation des aérosols. (Crédit : Rodriguez-Ovalle et al., 2024b)
Dans le deuxième article [2], publié dans Astronomy and Astrophysics, les auteurs s’intéressent à un hydrocarbure particulier, le benzène, C6H6. Cet hydrocarbure a déjà été détecté dans l’atmosphère de Jupiter, avec une abondance plus élevée à proximité des régions polaires. Les observations du JWST ont permis de confirmer et d’affiner ce résultat. Dans les régions polaires, au-delà d’une latitude de 60° S, le benzène est dix fois plus abondant qu’à moyenne latitude. De plus, l’abondance des aérosols augmente aussi vers le pôle Sud, en suivant la même évolution que le benzène (fig. 4). Les auteurs en déduisent que les particules énergétiques présentes dans les zones aurorales augmentent l’abondance des hydrocarbures, mais aussi des aérosols dans la stratosphère de Jupiter. Ces aérosols sont vraisemblablement situés autour du niveau de pression de 20 mbar ; de plus, leurs signatures spectrales indiquent la présence d’hydrocarbures saturés et non saturés. Les modèles photochimiques suggèrent que ces aérosols proviennent du benzène par la formation d’hydrocarbures polycycliques aromatiques (PAH) ; des réactions similaires ont été observées sur Saturne et Titan.
Thérèse Encrenaz, Observatoire de Paris-PSL
- Rodriguez-Ovalle P. et al., « Temperature and composition disturbances in the southern auroral region of jupiter revealed by JWST/MIRI », Journal of Geophysical Research: Planets, vol. 129, 10, article id. e2024JE008415, 2024a.
- Rodriguez-Ovalle P. et al., « Stratospheric aerosols and C6H6 in Jupiter’s south polar region from JWST/MIRI observations », Astron. Astrophys., 691, A51, 2024b
Publié dans le magazine l’Astronomie
par Sylvain Bouley | Avr 30, 2025 | Actualités
Le robot Perseverance a atteint le bord supérieur du rempart ouest du cratère Jezero le 11 décembre 2024 (sol 1354), après une montée de plus de 575 m depuis le fond du chenal Neretva Vallis situé au bas de la pente. Passée cette étape, Perseverance a entamé ses investigations des abords immédiats du cratère, suivant une descente vers l’ouest tout aussi périlleuse que la montée, mais qui devrait fournir de nouvelles découvertes, complétant celles faites dans le cratère lui-même.
NASA/JPL-Caltech/Kevin M. Gill
Rappels des campagnes passées
Ce beau dénivelé a été parcouru par le robot en près de trois mois et demi, alternant observations scientifiques et collectes d’échantillons que les experts de la Nasa espèrent être en mesure de récupérer dans quelques années [1].
Depuis son arrivée dans Jezero en février 2021, les chercheurs ont réalisé l’exploration de ce cratère en quatre étapes : « Crater Floor » (fond du cratère), « Fan Front » (front du delta), « Upper Fan » (haut du delta) et « Margin Unit » (l’unité à la marge du cratère). Des carbonates y ont été identifiés. Ces minéraux sont formés par interaction entre de l’eau liquide et du CO2 ; leur analyse peut donc aider à une meilleure compréhension de l’atmosphère passée de Mars ; de plus, des signatures de la vie microbienne pourraient y avoir été piégées. Dans l’ancien lit de la rivière, pierres et roches présentent parfois des particularités distinctes des roches avoisinantes. Ces roches peuvent être représentatives de la composition du sol sous la rivière ou des terrains plus en amont qui ont été érodés. Enfin, des traces de sulfate de calcium et d’hématite ont été identifiées lors des premières analyses du flanc du cratère [2].
Une vue martienne spectaculaire. Cette vue panoramique a été prise à –1 786 m d’altitude* depuis le col Lookout Hill, le 11 décembre 2024 au sol 1354 de la mission de Perseverance : elle permet de détailler le fond du cratère Jezero. Cette nouvelle perspective est à comparer avec la vue polaire générée avec les images prises au sol 3 peu après l’atterrissage (cf. l’Astronomie 148 d’avril 2021, p. 34).
Au-delà du sommet du cratère
Au sol 1354, marqué par le franchissement du col « Lookout Hill », Perseverance avait parcouru 32,07 km. Il a gravi des pentes de 20 %, faisant quelques arrêts en cours de route pour des observations scientifiques. Le rover aborde maintenant sa cinquième étape d’exploration nommée « Northern Rim », car son itinéraire couvre la partie nord de la section sud-ouest du bord de Jezero. Le premier site qu’il s’apprête à étudier, nommé Witch Hazel Hill, est un affleurement rocheux situé en contrebas du col, à environ 450 m : il comporte plusieurs strates (ou couches de roche différentes) et sera analysé couche par couche. Suivra, après une descente assez raide du flanc du cratère, l’exploration de la zone « lac de Charmes », un site localisé en plaine et qui n’a peut-être pas été affecté par la formation du cratère Jezero. Si ce cratère résulte bien d’un gros impact survenu il y a 3,9 milliards d’années, les roches qui y sont présentes témoigneront de cet impact, alors qu’au contraire, sur les flancs et le sommet du cratère, on devrait trouver des roches provenant du sous-sol de Mars éjectées lors de l’impact et ainsi représentatives de la croûte martienne.
Zoom sur le parachute. Détail du panorama pris au sol 1354. On découvre à 9,6 km de distance deux petites taches blanches : ce sont le parachute (à gauche) et le bouclier arrière (à droite) qui se sont posés sur la crête bordant le nord-est de la zone Séítah. Ceux-ci avaient été survolés le 20 avril 2022 (sol 414) par l’hélicoptère Ingenuity qui en avait pris de spectaculaires images rapprochées (cf. l’Astronomie 163 de septembre 2022, p. 33). Sur la plaine devant le parachute, on devine le tracé rectiligne laissé par Perseverance lorsqu’il a emprunté la plaine en face du delta, avant de tourner à 90° au nord pour se rapprocher du cap NukSaK visible au milieu à droite. À l’arrière-plan se détache aisément la dépression circulaire du cratère La Orotava distante de 11,4 km. (Crédits : NASA/JPL-Caltech/ASU, retraitements O. de Goursac)
L’épopée du robot se déroulera ensuite le long du rempart du cratère sur son flanc extérieur ouest. Les chercheurs n’excluent cependant pas de faire quelques petites montées plus au sud sur ce rempart. Dans cette zone, le robot pourra en effet chercher un affleurement de larges blocs rocheux datant peut-être de la formation de la troisième plus grande structure d’impact sur Mars, Isidis Planitia, qui est située à l’est du cratère Jezero ; cet affleurement pourrait dater de la formation de ce bassin d’impact, d’où son intérêt. Il s’agira aussi d’y dénicher des blocs de « mégabreccia », c’est-à-dire de grands morceaux de matériaux anciens et parfois stratifiés, qui ont été extraits du sous-sol par le choc des impacts à l’origine des cratères avoisinants. Ces roches pourraient aussi témoigner des conditions régnant plus en profondeur et qui auraient pu favoriser le développement d’une vie microbienne.
Nouveaux horizons. Cette vue a été prise au sol 1358 (15 décembre 2024), alors que Perseverance venait de franchir le col Lookout Hill pour entamer sa descente sur les flancs extérieurs à l’ouest du cratère Jezero. Des reliefs lointains sont aperçus à l’ouest voilés par la brume de poussières, avec : (1) émergeant de la pente à gauche à 40 km, une première butte culminant à –1 280 m* ; (2) juste derrière à 105 km, les remparts opposés d’un cratère dont le plus haut des pics culmine à +350 m* d’altitude (le centre du cratère, caché par les reliefs, se trouve à 85 km) ; (3) un relief allongé plein ouest au centre marquant l’horizon à 59 km ; (4 et 5) au centre droit à l’horizon, deux autres buttes lointaines situées à 56 km et à 59 km qui culminent respectivement à –740 m* et à –238 m* d’altitude ; (6) une butte plus proche à droite, située à 28 km et qui culmine à –1 570 m*. Ce franchissement marque l’entrée dans une sorte de terre promise propice à la quête de traces d’une vie passée… (Crédits : NASA/JPL-Caltech, retraitements O. de Goursac)
En fait, les chercheurs suivent le plan d’origine, « Midway Primary Reference Scenario », dont le but ultime est de rejoindre le site Midway, l’autre site d’atterrissage de Perseverance envisagé à l’origine dans cette région : celui-ci est situé à 15 km à vol d’oiseau au sud-ouest du col Lookout Hill. La zone Midway est étroitement associée aux roches riches en phyllosilicates (qui sont des minéraux résultant de l’altération d’autres minéraux par l’eau) et en olivine formées grâce aux sources hydrothermales souterraines ou à l’eau qui s’écoulait en surface. Les chercheurs pourraient aussi y trouver et y étudier d’autres blocs de « mégabreccia »…
Ces perspectives, qui seront décrites dans l’Astronomie au fur et à mesure qu’elles se réaliseront, offrent donc une riche moisson de résultats à venir dans les prochains mois.
Janet BORG, Olivier de GOURSAC│Société astronomique de France
Notes
- Dans le cadre de la mission conjointe Nasa-Esa Mars Sample Return (MSR), il est prévu le retour d’échantillons sélectionnés pendant le trajet et qui auront été déposés dans des collecteurs hermétiquement fermés. Leur analyse sur Terre devrait rendre possible l’identification de traces de vie passée sur Mars. Selon le planning en vigueur en 2024, les échantillons devraient atterrir sur Terre en 2033 ; toutefois, le coût de MSR croît régulièrement et est source de controverses au sein des décideurs politiques, puisqu’il menace les autres projets d’exploration du Système solaire de la Nasa. À ce jour, aucun budget n’est voté permettant un retour rapide sur Terre des échantillons collectés par Perseverance.
- Voir en particulier l’Astronomie 187 de novembre 2024.
* Altitudes exprimées vis-à-vis du niveau « 0 » de référence martien : rayon moyen de la planète à l’équateur (3 396 km), déterminé grâce aux données de l’altimètre laser de l’orbiteur Mars Global Surveyor.
Publié dans le magazine l’Astronomie
par Sylvain Bouley | Avr 30, 2025 | Actualités
Noctis Labyrinthus relie certaines des formations topographiques les plus significatives de la surface de Mars [Fig. 1]. Il s’étend sur 882 km d’est en ouest et 393 km du nord au sud, délimité par Valles Marineris à l’est, le vaste plateau volcanique de Tharsis à l’ouest et, au sud, par les plaines de lave de Syria Planum. L’activité liée à la mise en place de la province de Tharsis, de Valles Marineris et de Syria Planum est clairement associée à d’intenses activités volcaniques et tectoniques observées à la surface, et a dû participer à la formation de Noctis Labyrinthus.
Figure 1. Contexte topographique de Noctis Labyrinthus et principales caractéristiques géologiques de la zone environnante. La région comprise entre Noctis Labyrinthus et Syria Planum a été identifiée comme une zone d’extension. À l’est de Noctis Labyrinthus se trouve la zone de cisaillement de Valles Marineris, où d’importants groupes de failles d’extension ont été documentés. Vue centrée à -6,625°N_260,625°E. Du bleu au rouge = des basses vers les hautes altitudes.
En raison de sa complexité et du manque de compréhension des divers processus susceptibles d’agir à la surface et en profondeur pour façonner des caractéristiques topographiques aussi remarquables, Noctis Labyrinthus a suscité de nombreux débats. La région présente des reliefs très marqués et dentelés, semblant résulter d’une histoire géologique complexe, impliquant des activités tectoniques [Fig. 1], volcaniques et potentiellement hydrothermales.
Des travaux antérieurs menés par Weitz et al. [1] ont mis en évidence plusieurs périodes d’activité et d’altération aqueuse dans les fossés de Noctis Labyrinthus. Ces résultats ont permis d’étayer des recherches récentes suggérant un paysage karstique, avec des grottes associées, influencé par des processus hydriques ou fluviaux. Rodriguez et al. [2] ont proposé un écoulement d’eau souterraine structurellement contrôlé, à travers des dépôts riches en sels de la croûte supérieure, comme moteur des caractéristiques de surface complexes de la région. Baioni et al. (2017, 2018) [3,4] ont quant à eux suggéré une formation karstique évaporitique avec des grottes associées, liée à la présence d’eau. Chavan et al. [5] ont identifié un processus fluvial sur la base d’une cartographie structurale et d’interprétations de surface. Alternativement, Leone [6] a avancé l’hypothèse d’une évolution érosive ayant conduit à l’effondrement de tubes de lave, tandis que Kling et al. [7] ont proposé une déformation tectonique accompagnée d’une perte d’éléments chimiques volatils. D’autres hypothèses mettent en avant des activités volcaniques et tectoniques [8-10].
Aucun des modèles proposés n’a été unanimement accepté, ce qui montre que Noctis Labyrinthus mérite des observations plus poussées et de nouvelles approches d’étude. Sa surface constitue un enregistrement complexe d’une activité tectonique intense, caractérisée par de multiples réseaux de failles décrochantes [10], orientées selon différentes directions, qui auraient affecté la région tout au long de son histoire. Une étude approfondie de ces systèmes de failles pourrait fournir des informations précieuses sur le contexte tectonique et les épisodes de déformation de Noctis Labyrinthus.
Mayssa El Yazidi, chercheuse tunisienne, étudie Noctis Labyrinthus depuis 2018 afin de percer le mystère de sa formation et des processus impliqués. Elle est actuellement postdoctorante à l’Institut de radioastronomie – Institut national d’astrophysique de Bologne. Une étude récente de El Yazidi et al. (2024) [10] a été publiée, dans laquelle un grand nombre de failles, de grabens et de chaînes de fosses ont été cartographiés et analysés. À l’aide de la caméra stéréo haute résolution (HRSC) à bord de Mars Express (canal nadir ND2), ainsi que de la carte numérique du terrain (DTM) issue du Mission Experiment Gridded Data Record (MEGDR) de l’altimètre laser MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) embarqué sur Mars Global Surveyor (MGS), une carte structurale détaillée de Noctis Labyrinthus a été élaborée.
L’étude de la distribution spatiale et de l’orientation des systèmes de failles, de la morphologie des chaînes de fosses, ainsi que la corrélation entre ces deux types de structures, a permis d’identifier trois systèmes de failles dans la région étudiée (1)) NS et NNE-SSW, (2)EO et ENE-OSO et (3° NNO-SSE et NO.
L’analyse des orientations, des croisements et des superpositions de failles a révélé de multiples intersections liées à la réactivation de structures héritées. Le premier système semble résulter du champ de contraintes régional, associé à une légère flexion de Valles Marineris. Le second serait généré par un champ de contraintes radiales aplati lié à la formation des volcans boucliers de Syria Planum. Le troisième système pourrait être associé à un processus régional externe, possiblement lié à la province de Tharsis.
Les fosses ont été classées en quatre stades évolutifs par El Yazidi et al. (2024) [10], sur la base de leurs caractéristiques morphométriques. Ces auteurs soutiennent que la formation des chaînes de fosses de Noctis Labyrinthus résulte d’un effondrement de surface consécutif à une chute de pression provoquée par la déflation d’une chambre magmatique associée à la province volcanique de Syria Planum. Ils proposent un modèle de déformation basé sur une extension précoce et la mise en place d’un système magmatique comme moteurs principaux de la formation de Noctis Labyrinthus.
La scène de l’image montre des parties de ces structures de graben qui ont des incisions de 5000 m de profondeur. Elles sont fortement érodées, comme en témoignent les débris au fond du graben. (crédit: HRSC/ESA)
Selon Mayssa El Yazidi des recherches plus approfondies sur Noctis Labyrinthus permettront de mieux contraindre et de révéler les processus géologiques à l’œuvre non seulement sur Mars, mais aussi sur les autres planètes telluriques et corps solides du Système Solaire, qui présentent eux aussi des formations géologiques complexes. En outre, Noctis Labyrinthus pourrait jouer un rôle dans l’exploration humaine future : il a en effet été retenu parmi 47 sites d’atterrissage proposés à la NASA lors du premier atelier de l’agence consacré aux sites d’atterrissage et zones d’exploration pour les missions humaines sur Mars, organisé à Houston (Texas) en octobre 2015.
Mayssa El Yazidi
References:
- Weitz, C.M & Bishop, J.L., 2014. Diversity of hydrated minerals and deposits at Noctis Labyrinthus: implications for the late Hesperian to Amazonian aqueous activity on Mars. Int. Conf. Mars. 1791, 1222. Bibcode: 2014LPICo1791.1222W
- Rodriguez, J.A.P., Zarroca, M., Linares, R., Gulick, V., Weitz, C.M., Yan, J., Fairén, A.G., Miyamoto, H., Platz, T., Baker, V., Kargel, J., Glines, N., Higuchi, K., 2016. Groundwater flow induced collapse and foolding in Noctis Labyrinthus, Mars. Planet. Space Sci.124, 1-14. doi: https://doi.org/10.1016/j.pss.2015.12.009
- Baioni, D., Tramontana, M & Hajna, N. Z., 2017. Karst landforms Within Noctis Labyrinthus, Mars. Acta Carsologica. 46 (1), 73-82. doi:https://doi.org/10.3986/ac.v46i1.4704
- Baioni, D., 2018. Karst Landforms as markers of recent climate change on Mars: An example from a late amazonian epoch evaporate-karst within a trough in western Noctis Labyrinthus. Recent and Current Landscape Evolution of the Red Planet. In: Dynamic Mars. Elsevier, 411-429. doi: https://doi.org/10.1016/B978-0-12-813018-6.00014-5
- Chavan, A., Sarkar, S., Bhandari, S., 2022. Episodic and declining fluvial processes in Noctis Fossae, Syria Planum Province, Mars. Adv. Space Res. 70, 3205-3219. doi: https://doi.org/10.1016/j.asr.2022.07.032
- Leone, G., 2014. A network of lava tubes as the origin of Labyrinthus Noctis and Valles Marineris on Mars. J. Volcanol. Geotherm. 277, 1-8. doi: http://dx.doi.org/10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011
- Kling, C. L., Byrne, P. K., Atkins, R. M., Wegmann, K. W., 2021. Tectonic deformation and volatile loss in the formation of Noctis Labyrinthus, Mars. J. Geophys. Res. Planets.126 (11), e2020JE006555. doi: https://doi.org/10.1029/2020JE006555
- Mège, D., Cook, A. C., Garel, E., Lagabrielle, Y., Cormier, M.H., 2003. Volcanic rifting at Martian grabens. J. Geophys. Res.108 (E5), E55044. doi:https://doi.org/10.1029/2002JE001852
- Bistacchi, N., Massironi, M., Baggio, P., 2004. Large-scale fault kinematic analysis in Noctis Labyrinthus (Mars). Planet. Space Sci.52 (1-3), 215-222. doi: https://doi.org/10.1016/j.pss.2003.08.015
- El Yazidi, M., Orgel, C., Sefton-Nash, E., De Marchi, G., Bahia, R., Baratoux, D., Bouley, S., Filiberto, J., D’Incecco, P., Leone, G., Slim Shimi, N., Srarfi, F., Bradák, B. (2024). Analysis of faults and pit chains in Noctis Labyrinthus: Implications for early extension and possible magmatic plumbing. Icarus. 415, 116075. doi: https://doi.org/10.1016/j.icarus.2024.116075.
