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Toccata et fugue
L’activité volcanique offre d’étonnants paysages géologiques. Outre les dômes, les orgues volcaniques sont des curiosités de par leurs longues colonnes rappelant les tuyaux de cet instrument à vent d’où ils tirent leur nom. On les trouve partout à travers le monde, dont les plus populaires sont la Chaussée des Géants en Irlande ou la Devil Tower dans le Wyoming aux États-Unis. En France, c’est dans le Massif central que l’on en dénombre le plus, de Saint-Flour jusqu’à Agde. Cette forme particulière réside dans le processus de refroidissement d’une roche ignée (basalte, phonolite, trachyte, andésite, etc.) issue d’une coulée de lave. En effet, en perdant de la chaleur, le volume de la roche diminue provoquant des fractures de rétrécissement. Pour minimiser la perte d’énergie, la contraction thermique est délimitée par des fractures hexagonales, formes géométriques régulières couvrant la totalité de la matière – ce qui n’est pas le cas des cercles – ayant le plus petit périmètre à surface identique. Le refroidissement se produisant à partir des surfaces supérieure et inférieure de la lave, il y a formation de colonnes prismatiques perpendiculaires aux isothermes. Plus le refroidissement est lent et constant, plus les prismes sont réguliers. Idéalement, on observe trois systèmes de prismation superposés au sein d’une seule et même coulée volcanique : la vraie colonne à la base de la coulée, l'entablement au centre et la fausse colonnade au sommet ; seule la base est constituée de prismes quasi-réguliers. Ces formes polygonales s’observent, par analogie, dans les sols argileux avec les fentes de dessiccation en surface dues à un retrait hydrique estival ou dans les paysages arctiques en lien avec les alternances entre le gel et le dégel.
Au pays des Sélénites
La dynamique terrestre est largement dépendante de son unique satellite naturel : la Lune. Cette dernière effectue une révolution autour de la Terre tous les 27,3 jours. En revanche, sa période synodique, c’est-à-dire le temps pour parcourir une rotation complète dans le référentiel terrestre, est de 29,5 jours, soit identique à la rotation de la Lune sur elle-même. On parle de rotation synchrone qui explique pourquoi on observe toujours la même face depuis la Terre. Ces deux astres fonctionnent comme un couple s’influençant l’un l’autre. Par exemple, la Lune génère des mouvements de marées formant la zone de balancement des marées, ceinture continentale qui a joué un rôle phare dans la sortie des eaux de nombreux groupes biologiques. Elle induit également une « marée terrestre » en mobilisant la croûte terrestre de quelque dizaines de cm par marée. Cette interaction Terre-Lune est aussi importante pour la reproduction de nombreuses espèces marines, notamment pour synchroniser la dissémination des gamètes chez les coraux. L'origine de la Lune a suscité beaucoup de curiosité. De nombreuses hypothèses ont été proposées : origine commune avec la Terre, fission d’un fragment de la Terre, capture d’un corps extérieur. Finalement, de nombreuses preuves scientifiques nous conduisent vers un impact, il y a 4,5 milliards d’années, entre la Terre primitive et un astre à la dérive de la taille de Mars nommé Théïa. Les poussières en suspension résultant de cette collision, un mélange de la Terre et de Théïa, se seraient peu à peu agrégées pour former la Lune. Ceci corrobore avec les similarités des compositions chimiques de la Terre et de la Lune. La proximité de la Lune stabilise l’inclinaison de la Terre ce qui offre une certaine régularité dans les saisons. Elle ne cesse, cependant, de s’éloigner de la Terre, de l’ordre de 4 cm par an. Aujourd’hui, la Lune a le même diamètre apparent que celui du Soleil, ce qui explique que la majorité des éclipses solaires visibles sur Terre sont totales.
Neige de cristal
Après la chute automnale des feuilles, vient le tour des flocons de neige. Au-delà de cette uniforme masse blanche recouvrant le sol, les flocons réservent de grandes surprises à ceux qui les observent de plus près. Cette neige est composée d’une myriade de petits cristaux aux formes variées. Pour comprendre leur conception, il faut visualiser un processus atmosphérique étape par étape à partir de condensation de la vapeur d’eau autour de noyaux de condensation – tel que les nombreuses poussières présentes dans l’atmosphère – et non à partir d’une goutte d’eau déjà formée. La structure générale à tout cristal est un prisme hexagonal lié à la structure intrinsèque de la glace du fait de l’assemblage des molécules d’eau H2O entre elles par des liaisons covalentes O–H. La croissance d’un flocon est ensuite différente au sein même du cristal : plus lente sur les faces que sur les bords, permettant de croître selon un plan. La croissance s’accélère ensuite sur les sommets en comparaison des arêtes, permettant la formation des branches caractéristiques du flocon étoilé. Globalement, la forme est conditionnée par deux facteurs dominants : la température de l’air et la saturation de la vapeur d’eau. Les cristaux plats se forment préférentiellement à des températures comprises entre −10 et −20 °C, plus ou moins découpée selon la saturation en eau ; en dehors de cette gamme de température, on trouvera privilégiement des cristaux en forme de colonne. La première classification a été réalisée par Wilson Bentley, fermier américain, au début des années 1930 qui a recensé et photographié plusieurs milliers de formes différentes de flocons. Outre ses qualités optiques artistiques, la neige a également un rôle d’isolant acoustique ce qui rend les paysages hivernaux des plus silencieux.
Halo ?
Avez-vous déjà observé des cercles lumineux dans le ciel ? Loin d’une quelconque activité extraterrestre, ces courbes brillantes, appelées halos, sont formées par la réfraction et la diffraction de la lumière autour du Soleil ou de la Lune. Une condition est nécessaire pour composer ces photométéores : de minuscules cristaux de glace de l’ordre de la dizaine de micromètres sont présents à plusieurs milliers de kilomètres d’altitude. Ces cristaux en suspension dans l’atmosphère font partie intégrante d’un nuage particulier : le cirrostratus. Tout comme ses confrères commençant par cirr- (cirrus et cirrocumulus), il se trouve au sommet de la troposphère entre 6 000 et 12 000 m du d’altitude. Il est, en revanche, beaucoup plus fin, ce qui lui permet de laisser passer une grande partie de la lumière du Soleil ou de la Lune. Il faut zoomer sur ces minuscules cristaux pour comprendre les mécanismes mis en œuvre lors de la réfraction et la diffraction de la lumière. La clef réside dans leur forme hexagonale qui est rendue possible à des températures comprises entre −5 et −25 °C que l’on atteint aisément à de telles altitudes. Si la lumière entre par l’une des faces du prisme hexagonal, elle en ressortira déviée d’un angle de 22°. C’est ce qui permet de former le petit halo (halo de 22°) situé au plus près de la source lumineuse, halo le plus souvent visible. Si en revanche la lumière entre par la base du cristal, l’angle de réfraction devient 46° ce qui forme le grand halo (halo de 46°) plus pâle et moins fréquent que le premier. Ces deux structures ne sont pas uniques dans l’ensemble architectural ; d’autres mécanismes permettent de former des constructions beaucoup plus rares : la colonne solaire, les parhélies, le cercle parhélique, les arcs supérieur et inférieur de Parry ou encore l’arc circumzénithal. La présence de halos – et donc de cirrostratus – indique de l’humidité dans l’air et annonce l’arrivée d’un front chand. C’est par conséquent généralement un signe de pluie ou de neige dans les 12 à 24 heures.
Combien dure le temps ?
Le temps est à la base de toute mesure en géoscience. S’il est approprié d’utiliser la minute ou l’heure en météorologie, il sera préférable de parler en millions d’années en géologie, voire de milliards d’années en astrophysique. Mais comment ces unités sont-elles définies ? Il est intuitif de comprendre certaines d’entre-elles basées sur les mouvements planétaires. Le temps parcouru par la Terre autour du Soleil caractérise l’année, celui de la Lune autour de la Terre le mois, et la rotation de la Terre sur elle-même le jour. Si ces définitions semblent limpides, la réalité astronomique l’est un peu moins. En effet, la Terre ne tourne pas sur elle-même en 24 heures, mais précisément en 23 heures, 56 minutes et 4 secondes. Cette différence provient de la rotation de la Terre autour du Soleil, modifiant la position relative du Soleil. La Terre parcoure ses 360° en 365,24 jours, soit près d’un degré par jour. Pour compliquer les choses, la Terre ne tourne pas tout à fait rond. De nombreuses variations s’observent, à commencer par la précession des équinoxes tel un effet toupie, ou le ralentissement de la rotation terrestre sur elle-même provoqué par le frottement progressif des marées. La subdivision du jour solaire moyen donne la minute et la seconde (respectivement 1/1 440 et 1/86 400 jour solaire moyen). Les physiciens se sont également penchés sur la résolution de cette équation temporelle. L’horloge la plus répandue utilise le cristal de quartz : elle réside sur la fréquence des vibrations produites en frappant ce cristal taillé d’une façon très précise. Puis, l’horloge atomique a fait son apparition, basée quant à elle sur la fréquence de vibration des électrons entre deux niveaux énergétiques distincts. L’atome de césium 133 apparaît un bon candidat par sa structure électronique et sa stabilité temporelle. Au vu de sa précision, la Conférence Générale des Poids et Mesures adopte en 1967 l’horloge atomique au césium pour redéfinir la seconde au sein du système international : elle correspond désormais, et de façon précise, à la durée de 9 192 631 770 vibrations d’un atome de césium-133.
Le seigneur des anneaux
À l’instar de Saturne, les anneaux planétaires ont toujours fasciné, jusqu’à les faire danser autour de leur planète dans une célèbre publicité de boisson gazeuse dans les années 1990. Ces anneaux sont composés de divers fragments de roche et de glace de tailles variées, allant du micromètre à plusieurs mètres. On distingue les anneaux de poussières (fragments de petite taille) – rencontrés chez Jupiter, Neptune, et une partie des anneaux de Saturne (G et E) –, des anneaux principaux à fragments plus grossiers (ceux d’Uranus et de Saturne). Définir précisément ce qui fait partie intégrante des anneaux n’est pas chose aisée, si bien qu’il est parfois difficile de les différencier des satellites naturels. En effet, certaines roches présentent dans les anneaux de Saturne sont du même ordre de grandeur que Deimos, le plus petit satellite de Mars. Percevoir un disque plat résulte de la rotation de la planète : tous les fragments se situent alors dans son plan équatorial. L’un des principes clefs pour comprendre les anneaux planétaires est la limite de Roche : il s’agit de la limite de stabilité d’un satellite en dessous de laquelle il se disloquerait sous la force de marée. Plusieurs scénarios expliquent l’origine des anneaux : fragments de satellites dans la limite de Roche, fragments issus de la collision entre un corps étranger et la planète elle-même, ou fragments extérieurs trop proches capturés. La dynamique des anneaux est assez complexe et encore peu comprise. En revanche, les anneaux sont plus jeunes que la planète et leur évolution est relativement courte. Bien que quatre planètes géantes de notre Système solaire procèdent des anneaux, l’exemple le plus populaire reste celui de Saturne avec plus de 60 satellites décrits et 7 anneaux (A à G). L’épaisseur générale de ses anneaux est de l’ordre du kilomètre (mais seulement plusieurs mètres localement), et s’étalant sur plusieurs centaines de milliers de kilomètres. Tous les fragments regroupés permettraient de former un satellite de 250 km de diamètre. L’une des particularités de Saturne est la présence de petits satellites (Pan et Minas) dans la limite de Roche, alors que les anneaux s’étendent au-delà de cette limite. Ceci permet de voir des échanges complexes entre ces deux types de structures, y compris des échanges de matière. Un satellite peut ainsi jouer un rôle de « nettoyage » d’une circonférence de l’anneau en agglomérant la matière présente. Au-delà de la limite de Roche, deux autres satellites (Pandore et Prométhée) auraient un rôle dans le confinement des anneaux. Mais ces anneaux ne sont pas exclusifs à notre Système solaire : une récente observation vient de mettre en évidence des rayons 200 fois plus gros gravitant autour de l’exoplanète J1407b (située à 434 années-lumière, plusieurs dizaines de fois plus massique que Jupiter) ; ils s’étalent sur 120 millions de km. La quantité de matière gravitant autour de J1407b est proche de celle de la Terre.
Ce qui embellit le désert, c'est qu'il cache un puits quelque part
Les déserts ne sont pas tous constitués de dunes sableuses. Certains d’entres eux sont de vastes étendues de sol nu, ou des surfaces de pierres rocheuses. De la même façon, les déserts ne sont pas tous chauds, comme le montre l’Antarctique. Mais alors, comment définir un désert ? Le critère le plus simple est la quantité de précipitations reçue : inférieures à 250 mm par an pour les semi-déserts, inférieures à 100 mm par an pour les vrais déserts, et inférieures à 50 mm par an pour les déserts hyperarides. Les précipitations peuvent, dans certaines régions, être absentes durant plusieurs années, voire décennies, consécutives. C’est le cas du désert d’Atacama au Chili. Mais en réalité, le bilan hydrique doit être déficitaire : entrées d’eau (précipitations) inférieures aux sorties d’eau (évaporation et évapotranspiration). Ces régions désertiques sont essentiellement situées dans la zone intertropicale, et plus précisément autours des latitudes 30° Nord et Sud (déserts du Sahara en Afrique du Nord, de Gobi en Chine, de Sonora au Mexique et aux États-Unis, du Kalahari en Afrique du Sud et Grand désert de Victoria en Australie). Ceci résulte de la circulation générale de l’atmosphère, et plus particulièrement à la cellule de convection de Hadley. Les alizés chauds et humides convergent vers l’équateur, créant une ascension des masses d’air. Durant cette ascension, l’air se refroidit, s’appauvrit en eau, et assèche les régions lors de sa subsidence aux latitudes ±30°. Dans de tels milieux, les seuls espèces doivent résister à la sécheresse prolongée à travers une multitude d’adaptations écophysiologiques et comportementales (espèces xérophiles). Animaux comme végétaux doivent donc faire face aux contraintes hydriques (stockage d’eau dans les bosses du chameau, réduction des feuilles à des épines chez les Cactaceae, système racinaire profond chez l’Acacia) et thermiques (résistance aux amplitudes de température chez le coléoptère Adesmia metallica, limitation des surfaces en contact avec le sol pour des lézards). Certaines plantes ont même un cycle végétatif réduit à quelques jours suite à un évènement pluvieux : elles sont appelées éphémérophytes et peuvent fleurir les déserts.
Sel de mer
Les légendes racontent que le sel contenu dans les mers et les océans serait soit produit par des moulins à sel des profondeurs, soit échappé d’amphores de sel gemme suite aux naufrages de navires. Et pourtant, la salinité ne varie guère dans le temps, ce qui semble loin d’être lié à ces mystérieux naufrages. Seules des variations géographiques sont observées : de 10 g de sel par kg d’eau de mer dans la mer Baltique à quatre fois plus en mer Rouge. En moyenne, elle atteint 35 g de sel par kg d’eau de mer. Cette salinité comprend un grand nombre de composants, comme le chlore, le sodium, les sulfates, le magnésium, le calcium ou le potassium. La plupart de ces éléments est issue de l’altération des roches continentales. Le transport depuis les continents vers les mers et les océans est assuré par les rivières et les fleuves. Le chlorure de sodium (NaCl) – sel de table utilisé comme condiment – constitue à lui seul 86 % de la masse de sel dans la mer. On se doit de distinguer l’ion sodium (Na+) de l’ion chlorure (Cl). Si le premier ion est exclusivement apporté par les continents, l’abondance du second (près de deux fois plus concentré) s’explique en partie par le volcanisme sous-marin actif durant les périodes primitives de la Terre. L’acide chlorhydrique (HCl) ainsi produit a permis la libération de grandes quantités d’ions chlorures au sein de l’océan mondial. À la différence d’autres ions, comme le calcium (Ca2+), les ions sodium et chlorure n’interviennent pas dans les cycles biologiques ce qui explique leur grande stabilité en solution au sein des océans. Paradoxalement, ce sont finalement les eaux douces qui alimentent les océans et les mers en sel.
La géologie du Massif central
Nous avons tous appris que l’âge d’une montagne est fonction de la hauteur de ses sommets s’érodant peu à peu avec le temps. Si ce principe s’avère juste, l’exemple fréquemment donné – Alpes versus Massif central – l’est un peu moins. Au vu de son jeune âge, les Alpes présentent une histoire morphologique relativement simple. Ceci n’est cependant pas le cas pour le Massif central, massif s’étalant de la Bourgogne au nord au Languedoc-Roussillon au sud, et du Limousin à l’ouest au Rhône-Alpes à l’est. En effet, c’est au Dévonien (380 Ma) qu’est née la chaîne varisque, incluant Massif central et Massif armoricain, lors de la rencontre de deux continents : le Gondwana au sud et la Laurussia au nord (orogenèse varisque). À cette époque, le Massif central atteint des hauteurs comparables à celles de l’actuelle chaîne alpine. Lors de la dislocation mésozoïque (250 Ma) du supercontinent ainsi formé – la Pangée –, le Massif central est peu à peu démantelé, puis érodé jusqu’à l’aplanissement des terrains géologiques. Les bancs sédimentaires des Causses du Quercy ou du Rouergue témoignent du passage de la mer en marge du massif jusqu’à la fin du Jurassique (150 Ma). Les reliefs observés aujourd’hui ne peuvent donc dater du Paléozoïque. Ce n’est qu’au cours de l’orogenèse alpine à partir de l’Oligocène (30 Ma), période durant laquelle les plaques africaine et européenne convergent pour donner naissance à la chaîne des Alpes, qu’est né le relief actuel du Massif central. Les anciennes failles varisques ont ainsi pu se réactiver, permettant le soulèvement du massif. Cette activité tectonique a entraîné une remontée du manteau, favorisant le volcanisme observé dès 15 Ma (la Limagne) jusqu'à 3 500 ans (Chaîne des Puys), dernier épisode géologique en date concernant le Massif central.
Les aurores polaires
Quelles soient boréales dans l’hémisphère nord ou australes dans l’hémisphère sud, ces trainées lumineuses visibles dans les ciels nocturnes des hautes latitudes (entre 65 et 75°) sont appelées aurores. Leur nom provient de Aurora, déesse de la lumière matinale dans la mythologie romaine. Ce phénomène résulte de la rencontre des particules émises par le Soleil avec les molécules de la haute atmosphère terrestre. La surface du Soleil est le siège de nombreuses activités (protubérances, trous coronaux, éruptions…) permettant l’expulsion de particules chargées (électrons, protons et atomes ionisés) dans l’espace sous forme de vents solaires se déplaçant à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde. Après un long voyage de quelques jours, ces particules atteignent l’orbite terrestre et sont déviées par la magnétosphère qui entoure la Terre. Certaines d’entre elles parviennent tout de même à entrer en contact avec les molécules gazeuses de l’ionosphère terrestre (entre 70 et 1 000 km d’altitude) au niveau des pôles, zones de convergence des lignes du champ magnétique. Ceci leur permet d’acquérir un niveau énergétique supérieur, créant une instabilité. Le retour à l’état énergétique fondamental libère des photons générant ces formes lumineuses s’étendant sur 500 à 1 000 km de long. Leur couleur dépend à la fois de la nature des atomes excités (azote, oxygène ou hydrogène) et de leur altitude : jaune-vert, rouge ou bleu-violet. Ces aurores ont également été observées sur d’autres planètes du Système solaire, comme Jupiter, Saturne ou encore Uranus.