Les dépôts eoliens, en particulier les loess, sont un produit clé des processus érosifs impliquant le vent, et leur étude s’étend bien au-delà de la Terre. Sur Venus, Mars, Titan et même sur Terre, la dynamique du vent dans des environnements variés produit une grande diversité de formations géologiques, telles que les dunes, les yardangs et les ventifacts. Ces formations sont cruciales pour comprendre les effets du vent dans l’érosion et la modification des surfaces, mais aussi pour déduire les conditions climatiques passées des planètes observées.

Sur Terre, les loess sont des dépôts fins formés principalement de silts de quartz bien triés. Ces formations, qui peuvent atteindre plusieurs centaines de mètres d'épaisseur, sont souvent associées à des environnements désertiques ou polaires. Le processus par lequel ces dépôts se forment est influencé par le flux de saltation des particules. Le flux de saltation augmente proportionnellement au cube de la vitesse du vent, et cette relation est particulièrement visible dans les falaises de loess du fleuve Jaune en Chine. Bien que les dépôts soient souvent cimentés localement par du CaCO3, la nature de ces dépôts reste sujette à débat. La question de leur origine, qu’elle soit désertique ou glaciaire, reste importante. En fait, les loess résultent principalement de la broyure glaciaire, bien que la dégradation par le vent joue également un rôle majeur dans la redistribution des matériaux fins.

Les études en soufflerie montrent que la vitesse minimale nécessaire pour entraîner des particules dans la saltation dépend du diamètre de ces particules. Sur Terre, cette vitesse est d'environ 20 cm/s pour les particules fines. Sur Venus, cependant, la densité atmosphérique plus élevée nécessite des vitesses de mouvement plus faibles, autour de 2 cm/s. Une autre caractéristique marquante des dépôts eoliens sur Venus est leur relation avec la pression atmosphérique, qui varie entre 5 et 40 bars. Les zones à basse altitude, où la pression est la plus élevée, affichent des vitesses de vent plus faibles, entraînant la formation de micro-dunes, tandis que les altitudes plus élevées ont des effets topographiques plus marqués.

La dynamique des vents sur Mars présente des similitudes et des différences par rapport à la Terre. Les tempêtes de poussière, qui sont omniprésentes sur la planète rouge, contribuent à l’érosion rapide de la surface martienne, créant des formations comme les yardangs et les dunes. Les dunes sur Mars sont en grande partie composées de cristaux issus de la dégradation des basalts par les impacts et l’altération. Ces cristaux sont ensuite réduits à des particules plus fines et peuvent s’agglomérer électrostatiquement pour former des agrégats pouvant être déplacés par le vent. De plus, les effets saisonniers sur Mars, comme les avalanches de sable et les changements dans les motifs des ondulations, témoignent de l’activité ventée toujours présente.

Les météorites jouent un rôle clé dans le processus d’érosion par vent, en fournissant une source constante de débris de roche et de sable. Ce phénomène est particulièrement visible sur des corps comme Mars, où les particules sont constamment déplacées par les vents d’une atmosphère plus fine. Les données recueillies par les missions martiennes, comme la Mars Reconnaissance Orbiter, ont montré que la migration des dunes martiennes se fait à des vitesses de 0,4 à 1 m par an, ce qui, bien que relativement lent, est significatif dans l’échelle temporelle des processus planétaires.

Sur Titan, les dunes, qui couvrent environ 15 % de la surface de la lune, révèlent une dynamique éolienne similaire à celle de la Terre, bien qu'adaptée aux conditions uniques de Titan. Ces dunes se trouvent principalement autour de l’équateur et ont des hauteurs allant jusqu’à 120 m. Ces formations sont générées par des vents modérés, alimentés par les forces de marée de Saturne. Les modèles atmosphériques mondiaux soutiennent cette idée, prédisant des variations saisonnières dans la direction et la vitesse du vent, ce qui influence directement la formation des dunes.

La reconnaissance des effets de l'érosion éolienne et des dépôts de sédiments est donc un outil puissant pour comprendre non seulement les processus géologiques actuels mais aussi les conditions climatiques passées et les changements à long terme sur des corps célestes variés. Ces observations et études sur des planètes comme Mars et Venus permettent de déduire des informations sur l’évolution géologique de ces mondes, en particulier en ce qui concerne la dynamique des vents et la formation des reliefs.

Le lien entre la vitesse du vent, les types de particules disponibles et la capacité à générer des formations géologiques reste essentiel pour interpréter correctement les paysages planétaires. En comparant les processus éoliens sur Terre et sur d'autres corps, les chercheurs peuvent affiner leur compréhension des facteurs influençant la formation des paysages désertiques et polaires, tout en fournissant des indices sur l’histoire climatique de ces planètes.

Les volcans de boue sur Mars et la dynamique des environnements glaciaires et sédimentaires

La découverte de formes glaciaires sur Mars, particulièrement dans des régions comme les Fossae d'Ismenia, soulève des questions sur les conditions passées de la planète rouge. Si l'on observe les caractéristiques des glaciers couverts de débris, ces formes révèlent des schémas concentriques de crêtes, typiques de flux radiaux associés à un processus géologique particulier. Ce phénomène, souvent désigné sous le terme "remplissage de cratère concentrique" (CCF), témoigne d'une dynamique de flux de glace sous-jacente, alimentée par une température de surface considérablement plus élevée qu'aujourd'hui. En effet, des simulations suggèrent que la température à la frontière Noachienne-Hespérienne aurait été de 25 à 50 degrés plus chaude que l'actuelle, ce qui aurait permis la stabilité de l'eau liquide et des lacs à la surface de Mars (Fastook et al., 2012).

De plus, l'inférence selon laquelle ces formations de glaciers sous-débris étaient majoritairement constituées de glace d'eau sous une couche de protection mince a été renforcée par des données radar recueillies par l'instrument SHARAD du Mars Reconnaissance Orbiter (Putzig et al., 2024). Ces résultats, combinés à l'observation de canyons sculptés dans les pentes de Mars (Butcher et al., 2024), indiquent la présence passée d'un environnement aqueux dynamique, contrastant avec les conditions de glace "froide" et les glaciers basés sur la glace d'eau que l'on observe sur Terre.

Cependant, plusieurs chercheurs se sont interrogés sur la différence fondamentale entre les hydrologies martiennes et terrestres. Mars, en raison de sa faible gravité, aurait produit une évacuation de l'eau plus efficace, limitant ainsi la formation de structures géologiques telles que les eskers et les drumlins que l'on rencontre fréquemment sur Terre (Grau Galofre et al., 2022). Ce constat remet en question notre compréhension des processus glaciaires sur la planète rouge, soulignant des différences significatives dans la façon dont les glaciers martiens se sont formés et se sont comportés par rapport à leurs homologues terrestres.

Les dépôts glaciaires martiens, notamment dans l'hémisphère nord, témoignent de l'existence de vastes calottes glaciaires qui ont couvert les flancs des montagnes Tharsis durant la période amazonienne tardive, il y a 10 à 200 millions d'années. Ces glaces ont laissé des traces visibles, sous la forme de terrains ridés et de moraines terminales, marquant les anciens bords des glaciers. Le plus grand de ces glaciers, situé sur le flanc ouest du Mons Arsia, recouvrait une surface d'environ 180 000 km2, avec des formations géologiques qui incluent des terrains lisses et des structures arqué-ridées, interprétées comme des moraines de retrait (Shean et al., 2005).

Un aspect fascinant de ces formations glaciaires est l'apparition de volcans de boue, un phénomène géologique relativement courant sur Terre et potentiellement significatif sur d'autres planètes comme Titan et Mars. Les volcans de boue se forment lorsque des sédiments fins, riches en eau, sont rapidement enfouis sous des couches plus denses, provoquant une surpression dans les fluides interstitiels. Cette surpression peut entraîner l'extrusion de boue, parfois accompagnée de gaz inflammables. Sur Terre, ces volcans de boue sont observés dans des environnements océaniques ou subaériens, notamment dans le parc national de Gobustan en Azerbaïdjan, où plus de 350 volcans de boue sont actifs. Ce phénomène est particulièrement remarquable par la combinaison de boue et de gaz, y compris le méthane, qui peut être éjecté lors d'explosions violentes.

Sur Mars, les premières observations de volcans de boue remontent aux années 1970, grâce aux missions Viking. Ces volcans ont été identifiés comme de petites structures coniques isolées dans les régions d'Acidalia et de Cydonia, interprétées à l'époque comme des cônes volcaniques, des pingoïds ou des volcans de boue. Les images du Mars Global Surveyor ont confirmé la présence de plus de 18 000 de ces cônes dans la région d'Acidalia, avec des hauteurs allant jusqu'à 180 mètres (Oehler & Allen, 2010). Il a récemment été suggéré que les dépôts de tsunamis résultant d'un impact dans l'océan nord de la période hespérienne pourraient avoir fourni les conditions nécessaires à la formation de ces volcans de boue (Di Pietro et al., 2021).

L'étude des volcans de boue sur Mars et Titan continue d'être un domaine de recherche actif, en particulier avec la mission Tianwen-1 de la Chine, qui a détecté des caractéristiques géologiques similaires dans la région d'Utopia Planitia. Cette découverte, associée à des données topographiques obtenues par le rover Zhurong, a renforcé l'idée que Mars présente un environnement favorable à la formation de volcans de boue, même si la confirmation définitive d'une telle activité sur Titan attendra probablement des missions futures.

Enfin, la compréhension des environnements sédimentaires et glaciaires de Mars offre des perspectives sur les processus géologiques qui façonnent les surfaces des planètes. L'étude des dépôts, des formes glaciaires et des volcans de boue permet de retracer l'histoire dynamique de Mars et de mettre en lumière les conditions environnementales particulières de la planète rouge. Bien que la recherche en soit encore à ses débuts, ces observations contribuent à une meilleure compréhension de l'évolution de Mars et de ses interactions avec l'eau et les autres agents géophysiques au cours des âges géologiques.

Quel rôle jouent les atmosphères extraterrestres dans l'évolution et la stabilité des planètes et lunes du système solaire ?

Les atmosphères des planètes et lunes du système solaire, qu'elles soient actives ou éteintes, jouent un rôle central dans les conditions climatiques et la possibilité de vie. L'étude de la perte atmosphérique sur Mars et d'autres corps célestes a permis de mieux comprendre les processus dynamiques et géophysiques affectant leur évolution. Selon Jakosky et al. (2018), Mars, par exemple, a perdu une partie significative de son atmosphère au cours des milliards d'années, processus qui a contribué à la transition de la planète vers un environnement sec et hostile. Cette perte est en grande partie due à l'absence d'un champ magnétique global, qui aurait pu protéger l'atmosphère des vents solaires. L'exploration de cette dynamique offre un aperçu de la façon dont les atmosphères d'autres planètes et lunes pourraient évoluer, et notamment de la façon dont un environnement favorable à la vie pourrait se maintenir ou se dégrader.

Dans le cas de Mars, les recherches de Houtkooper et Schulze-Makuch (2007) ont suggéré que des molécules comme le peroxyde d'hydrogène, potentiellement d'origine biologique, auraient pu être présentes à un moment donné, renforçant l'idée que des conditions habitables auraient pu exister dans le passé. Cependant, ces traces biochimiques seraient probablement effacées par des conditions atmosphériques sévères. L'étude des couches polaires martiennes et des traces d'érosion fluviale permet de mieux comprendre les anciennes conditions climatiques de la planète, offrant des indices sur la présence potentielle de fleuves, de lacs et de conditions propices à la vie à une époque plus ancienne.

Le cas de l'atmosphère de Titan, une lune de Saturne, est également révélateur. En 2008, Jaumann et al. ont observé que la surface de Titan est marquée par des processus d'érosion fluviale, bien que ces phénomènes se déroulent sous un environnement complètement différent de celui de la Terre. Titan possède une atmosphère riche en azote et en méthane, mais son climat reste froid, autour de -180°C. Néanmoins, la présence de méthane et la possibilité de cycles d'érosion, associés à des lacs de méthane liquide, suggèrent que des processus géologiques actifs modèlent encore la surface de Titan. L'absence d'une atmosphère comparable à celle de la Terre empêche l'existence de la vie telle que nous la connaissons, mais ces découvertes soulignent le potentiel des atmosphères extraterrestres pour soutenir des processus géologiques dynamiques.

Il en va de même pour Europa, une lune de Jupiter, dont la surface glacée recouvre un océan liquide en profondeur. Selon Howell et Pappalardo (2018), l'interaction entre la surface gelée et l'océan liquide sous-jacent pourrait permettre la présence de conditions favorables à la vie, bien que l'absence d'une atmosphère dense limite la possibilité d'un réchauffement direct par effet de serre. L'atmosphère de Europa est pratiquement inexistante, et son faible champ magnétique ne protège pas sa surface des radiations. Pourtant, l'idée que des formes de vie microbienne pourraient y exister reste un sujet de débat parmi les chercheurs.

Les exoplanètes, comme LTT 9779b, sont un autre terrain d'étude fascinant. Des chercheurs tels que Hoyer et al. (2023) ont observé que des exoplanètes comme celle-ci présentent une albédo extrêmement élevé, suggérant une atmosphère métallique et chaude, une caractéristique rare et potentiellement indicatrice d'une dynamique atmosphérique particulière. Ces découvertes nous incitent à réévaluer la diversité des atmosphères possibles dans l'univers et à envisager des conditions extrêmes qui, au-delà de notre compréhension actuelle, pourraient soutenir des formes de vie variées.

Dans ce contexte, il est également pertinent d'évoquer l'évolution des atmosphères des planètes telluriques comme Vénus et Mercure. Des recherches géophysiques récentes, telles que celles de Johnson et al. (2020), ont permis de mieux comprendre les anciens champs magnétiques de ces planètes et la manière dont cela a influencé leur atmosphère. Vénus, avec son atmosphère dense de dioxyde de carbone, et Mercure, avec son atmosphère très ténue, montrent comment la proximité au Soleil et les caractéristiques géologiques internes peuvent façonner une atmosphère qui, à son tour, influence l'évolution climatique et géologique de ces mondes.

L'étude de la perte atmosphérique, de la composition chimique et des interactions entre les surfaces et les atmosphères des différentes planètes et lunes offre une compréhension plus profonde des conditions nécessaires à l'émergence et à la persistance de la vie. Cependant, il est essentiel de noter que, même si certaines atmosphères montrent des signes de conditions propices à la vie, d'autres restent totalement inhospitalières. La recherche sur les atmosphères extraterrestres ne se limite pas seulement à la question de l'habitabilité mais implique également une exploration des processus géophysiques fondamentaux qui façonnent l'histoire de ces corps célestes.

Enfin, bien que les avancées technologiques aient considérablement élargi nos connaissances sur ces atmosphères, une partie de leur évolution reste encore largement théorique. De nouvelles missions, comme celles menées par les sondes MAVEN ou les observations spectroscopiques des exoplanètes, pourraient offrir des informations cruciales permettant de mieux comprendre comment les atmosphères extraterrestres influencent non seulement l'évolution de la planète elle-même, mais aussi les possibilités d'habitation future pour l'humanité ou d'autres formes de vie.

Comment les forces tectoniques façonnent les planètes : Déformation et stress mécanique

Les matériaux subissent des déformations variées sous l’effet des forces tectoniques, qui se manifestent sous différentes formes : compression, tension, cisaillement, flexion, voire torsion, bien que cette dernière soit plus rare dans un contexte planétaire. Lorsque les contraintes sont faibles, la plupart des matériaux présentent une déformation relativement petite et la relation entre la force appliquée et la réponse du matériau reste linéaire, ce qui est caractérisé par le module de Young, une constante de proportionnalité. Ce phénomène a été noté dès 1660 par le physicien anglais Robert Hooke, même s’il ne publia ses découvertes qu’en 1676. Selon la loi de Hooke, ce comportement linéaire, qui concerne principalement les matériaux élastiques, reflète un rapport direct entre les forces et la déformation. Cette loi est essentielle pour comprendre le comportement mécanique des matériaux sous différentes conditions de stress.

Le stress, dans ce contexte, est une quantité tensorielle. Comme pour de nombreux autres champs physiques étudiés précédemment, le stress se décrit par un tenseur dont les composantes sont les directions et magnitudes des contraintes principales. En mécanique des milieux continus, les contraintes principales (notées σ1, σ2 et σ3) se réfèrent respectivement aux contraintes maximales, intermédiaires et minimales. Ces vecteurs sont orthogonaux les uns par rapport aux autres. Dans les environnements tectoniques, ces contraintes résultent souvent de forces combinées : le stress tectonique, le stress hydrostatique (lié au poids de la couverture supérieure) et la pression des fluides dans les pores. Sur la surface d’une planète, en particulier, le stress tectonique domine largement, alors que les autres composantes sont nulles.

Les structures tectoniques résultent d’un ensemble complexe de déformations. La surface planétaire, souvent fragile, est sujette à des fractures qui se traduisent par des failles normales, des failles inverses et des failles en décrochement. Ces structures sont parfois superposées, produisant des motifs complexes comme des plis en échelon ou des failles obliques. À mesure que le stress tectonique change de type, passant de la compression à l’extension, les formations géologiques évoluent, parfois de manière radicale. Dans un régime de compression, où la contrainte principale est horizontale, des failles inverses se forment, tandis que dans un régime d’extension, où la contrainte principale devient verticale, les failles normales dominent.

Une illustration frappante de ce phénomène est la province du Bassin et de la Gamme aux États-Unis, où un régime d’extension régional a conduit à l’effritement de la lithosphère et à la formation de grandes vallées en graben, séparées par des blocs élevés appelés horsts. De tels phénomènes peuvent aussi être liés à des activités magmatiques, telles que les épanchements de magma à travers la lithosphère, qui favorisent la formation de systèmes de failles. Sur des échelles géologiques plus larges, la dynamique des plumes mantelliques, qui génèrent un soulèvement régional et parfois un volcanisme, modifie profondément la surface planétaire.

Les processus extentionnels se manifestent par des rift valleys profonds et étendus. L'exemple le plus célèbre de cette déformation est le Rift Est-Africain, où une fracturation profonde de la lithosphère a conduit à la formation d’une dépression tectonique. De telles structures sont souvent liées à un phénomène de fracture plus superficielle du manteau, provoquant une rotation des blocs lithosphériques et leur séparation progressive. L’analyse de ces structures permet aux géoscientifiques de retracer l’histoire complexe de la déformation d’une région, en identifiant les différentes phases de stress qui se sont succédé.

Dans un contexte compressif, certaines caractéristiques géologiques comme les crêtes sinueuses (appelées « wrinkle ridges ») apparaissent sur des planètes comme la Lune, Mercure, Vénus et Mars. Ces structures sont l’analogue terrestre des plis liés à des failles aveugles (failles inverses qui n’atteignent pas la surface). Bien qu'elles soient caractéristiques des plaine volcaniques, leur origine n’est pas toujours facile à établir, notamment sur la Lune, où l’activité sismique est inexistante ou faible. Cependant, des observations récentes sur des ridges lunaires jeunes suggèrent que certaines de ces structures pourraient encore se former dans des zones d’activité tectonique.

Les propriétés mécaniques et les déformations des couches lithosphériques, qu'elles soient résultantes d’un stress compressif ou extensif, peuvent aussi être modulées par la présence de matériaux plus faibles, produisant des failles de décollement (« décollements ») qui influencent les processus de dislocation géologique. Ces failles sont souvent observées dans les environnements compressifs ou extensifs où des couches de faible résistance provoquent la séparation de masses rocheuses importantes.

Enfin, il est important de souligner que les surfaces planétaires affichent souvent une combinaison de structures résultant de différents types de déformation : compression, extension et cisaillement. Ces phénomènes peuvent se superposer et interagir, rendant leur décryptage complexe. Les géoscientifiques doivent ainsi non seulement analyser la séquence des événements tectoniques, mais aussi prendre en compte l’érosion, la dépôt de matériaux et le resurfacement volcanique, des processus qui peuvent perturber ou effacer des traces de déformation passées. Cette analyse demande une approche rigoureuse, capable de distinguer les différentes phases de stress ayant marqué une région donnée au fil du temps.

Quelles sont les caractéristiques de la volcanologie planétaire et comment influencent-elles les processus géologiques des planètes et lunes ?

Les phénomènes volcaniques sur les corps planétaires, qu'ils soient anciens ou récents, ont toujours suscité un intérêt particulier en raison de leur capacité à façonner les paysages et à révéler des informations sur les conditions thermiques et tectoniques de ces corps célestes. Les croûtes des différents astres du système solaire varient en épaisseur, de quelques centaines de mètres à plusieurs kilomètres, et leur composition chimique, particulièrement celle des basalts, est similaire à celle des roches terrestres, bien qu'elle manque d'eau et de minéraux hydratés.

Dans le cas de la Lune, les dépôts les plus jeunes, particulièrement ceux qui suivent l’ère Imbrian, sont principalement concentrés sur le côté proche, une configuration expliquée autrefois par l’épaisseur accrue de la croûte du côté lointain. Selon la mission Clementine de 1994, cette hypothèse était partiellement erronée. En effet, les observations ont révélé que l’épaisseur de la croûte lunaire varie considérablement, jusqu’à 100 km de différence, en particulier au centre du côté lointain. Certaines régions sont compensées isostatiquement, ce qui signifie que la croûte est plus résistante dans certaines zones, tandis que dans d’autres, elle est plus flexible, créant des variations importantes dans les processus de remplissage des bassins lunaires.

L’étude des phénomènes lunaires transitoires, tels que des changements de couleur localisés ou des éclaircissements observés autour des cratères jeunes comme Aristarchus, a été cruciale pour comprendre ces variations. Bien que ces phénomènes aient été interprétés au départ comme des indices de volcans actifs, le consensus moderne tend à les expliquer par des libérations de gaz, comme le radon, déclenchées par le stress des marées et les séismes lunaires, plutôt que par une activité volcanique directe. Cette interprétation remplace la théorie d’un volcanisme lunaire actif, autrefois suggéré par des observateurs au XVIIIe siècle.

Sur Mercure, les plains intercratériennes et les plaines lisses de l’hémisphère nord ont été interprétées comme des éruptions volcaniques massives. Ces zones, d'une fluidité exceptionnelle, recouvrent des terrains cratérisés et mesurent jusqu'à un kilomètre de profondeur dans certains cas. L’analyse spectrométrique par rayons X obtenue lors des missions orbitale a montré que les matériaux présents dans ces plaines lisses sont similaires aux komatiites terrestres, des roches ultramafiques de faible viscosité, favorisant ainsi des épanchements volcaniques très fluides. Les scientifiques ont estimé que l’activité volcanique sur Mercure n’avait pas cessé après la période de bombardement intense, mais s’était étendue jusqu'à environ 1 milliard d’années, notamment dans des bassins jeunes comme Rachmaninov.

Mars, quant à elle, présente des caractéristiques géologiques volcaniques encore plus complexes. Les roches ignées observées dans la région du Valles Marineris témoignent d’un volcanisme de type coulée basaltique, similaire à celui observé sur la Lune et Mercure, bien qu’elles soient moins homogènes. Mars a montré une diversité plus grande de roches ignées que prévu initialement, ce qui suggère que son manteau supérieur aurait été modifié par des processus aqueux ou des fractions de laves spécifiques dans des réservoirs peu profonds. Cela indique que Mars a connu un volcanisme beaucoup plus varié que ce que les premières analyses avaient suggéré, avec des éruptions de roches alcalines et basiques.

Les observations sur Ganymède et Europe, deux lunes de Jupiter, offrent également des indices intéressants sur les processus cryovolcaniques, où des matériaux aqueux ou des boues glacées ont inondé des terrains fissurés. Sur Ganymède, des terrains lumineux et peu cratérisés sont associés à des coulées cryovolcaniques, une forme de volcanisme très différente de celui des planètes terrestres. Les caldeiras observées pourraient indiquer une activité volcanique ancienne, précédant les déformations tectoniques qui ont façonné le relief actuel.

Dans les régions de faibles gravités, telles qu’Europa, la longueur des coulées de lave dépend directement de la largeur des fissures à partir desquelles ces matériaux sont expulsés. Ces coulées ont tendance à être plus longues sur des corps avec des atmosphères minimes ou inexistantes, comme la Lune ou Europa, car l'absence de résistance atmosphérique permet aux éruptions de se propager sur de grandes distances. Cependant, cette propagation est régulée par la viscosité des matériaux éruptés, qui dépend de la température et de la quantité de volatiles présents, comme le dioxyde de carbone ou l’eau. En l'absence d'une atmosphère dense, comme sur Europa, le refroidissement des matériaux est moins rapide, permettant à des coulées plus longues et plus continues de se former.

Ainsi, à travers l’étude des volcans sur différents corps planétaires, il devient clair que chaque planète, chaque lune, présente des processus volcaniques uniques. Toutefois, tous ces phénomènes partagent une caractéristique commune : ils témoignent des conditions géothermiques et tectoniques spécifiques à chaque astre, révélant l’histoire thermique et l’évolution dynamique de ces mondes.

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