EVOLUTION THERMIQUE PRIMORDIALE DE MARS

1. Nathalie MICHEL Nathalie.michel@cesr.fr 2ème année de thèse Département Système Solaire Dir. : Olivier Forni EVOLUTION THERMIQUE PRIMORDIALE DE MARS Depuis l’envoi des premières sondes Martiennes nous savons qu’il n’y a actuellement pas de champ magnétique sur Mars. Cependant de récentes missions ont découvert des traces d’aimantation à la surface, qui indiqueraient que dans le passé, Mars possédait un champ magnétique. L’objectif de ma thèse est de comprendre comment ce champ magnétique s’est crée et pourquoi il a disparu. On sait que la présence d’un champ magnétique est liée à la dynamo du noyau de la planète, dynamo issue de mouvements de convection dans le noyau qui dépendent eux-mêmes de la convection dans le manteau. C’est pourquoi lors de ma thèse je commencerais par étudier les phénomènes de convection dans le manteau Martien à l’aide d’outil de simulations numériques2D. J’étudierais comment évolue la structure et la composition du manteau et les conséquences sur l’évolution thermique de Mars, la génération d’une dynamo du noyau et éventuellement le réactivation de cette dynamo. Résumé Contexte et Objectifs • Un champ magnétique fossile qui témoigne de l’activité passée d’une dynamo au sein du noyau métallique de Mars [1] (découvert par la mission Mars Global Surveyor) • Une disparition du champs magnétique qui s’est probablement accompagnée de l’échappement de l’atmosphère dense qui dominait à l’époque [2] ce qui a dû avoir des conséquences importantes sur l’évolution et le développement futur d’une éventuelle présence de vie à la surface de Mars. • Comprendre la dichotomie de la croûte Martienne Convection dans le manteau Martien (en prenant plusieurs paramètres en compte et en particulier : les transitions de phases) • L’évolution thermique de Mars • La disparition du champ magnétique Fig. 1 – Anomalies magnétiques de Mars, témoins d’un champ magnétique fossile. [3] Elles indiquent que ce champ a été présent suffisamment longtemps pour avoir subi une inversion (polarité). • L’arrêt et la reprise éventuelle de la dynamo Résultats Code numérique (a) (b) • CITCOM2D code numérique d’éléments finis [4, 5] • Axi-symétrique, coordonnées sphériques, grille (65x129) • La convection est décrite par les équations de conservation de masse, moment et énergie, avec l’approximation de Boussinesq.[6]. • Les effets suivants sont pris en compte: • Le refroidissement du noyau à partir de son état initialement chaud [7] • La décroissance des éléments radioactifs : En prenant les valeurs de 16 ppb U et les rapports de concentrations de K/U de 104 et Th/U de 3 [8, 9]. • Une viscosité dépendant de la température() dérivée de la loi de Arrhenius [10], avec E l’énergie d’activation pour la déformation visqueuse, Tr la température de référence entre la surface et la limite noyau-manteau (CMB). • La présence de phases de transitions dans le manteau: • - Exothermique (Olivine  Spinelle) : à 780 km du CMB • - Endothermique (Spinelle Perovskite) : à 50km ou 100km du CMB • qui est présente que dans le cas d’un petit noyau • Un petit noyau de 0.4 fois le rayon de Mars (=1360 km) [11] Fig.2. Profil de Temperature dans le manteau Martien à différentes périodes. Dans le cas (a) la viscosité est constante, et dans le cas (b) on impose un contraste de viscosité de 107. Les températures varient de 0 (bleu) à 1 (rouge). (a) (b) Fig.3. Flux de chaleur à la base du manteau, de 0 Ga à 6 Ga. Dans le cas (a) la viscosité est constante, et dans le cas (b) on impose un contraste de viscosité de 107. Dans le cas où la viscosité est constante, la transition endothermique disparaît vers 2.8 Ga. Le flux de chaleur venant du noyau decroît avec le refroidissement du noyau et augmente fortement lorsque la transition endothermique disparaît, ce qui pourrait expliquer une réactivation éventuelle de la dynamo du noyau. Cependant, on sait que dans le manteau Martien il y a de forts contrastes de viscosité qui augmentent sensiblement la température du manteau. Dans ce cas là la transition endothermique ne disparaît pas dans des temps raisonnables à l’échelle du système solaire, et n’a pas d’effet particulier sur le profil du flux de chaleur provenant du noyau. Furturs travaux Dans la suite de mes travaux je vais continuer mes analyses 2D dans le cas d’un petit noyau puis je comparerais avec de nouveaux cas où le noyau est de taille plus raisonnable (1700 km). De plus, je passerai à une grille de calcul numérique plus fine afin d’avoir des résultats encore plus précis, même si cela implique de très long calculs. Références [1] Connerney et al. 2001, GRL - [2] Bibring et al. 2006, Science - [3] Langlais et al. 2004, JGR - [4]Moresi L.-N. and Solomatov V. S., 1995, PF - [5] Roberts J. H. and Zhong S., 2004, JGR - [6] Christensen, U. R., and D. A. Yuen, 1985, JGR - [7] Stevenson D. J. et al., 1983, Icarus [8] Dreibus, G., Wänke, H., 1985, Meteoritics - [9] Treiman, A.H. et al., 1986, GCA - [10] Davaille, A., Jaupart, C., 1993, JFM - [11]Breuer D. et al., 1998, GRL