Formation Master 2 - stages réalisés 2017

degazage CO2

Comparaison des résultats de dégazage en CO2 pour nos calculs (bleu) et ceux de Grott et al., 2011 (en noir). Ces résultats sont exprimés en bar.

Reconstruction numérique de l'évolution de l'atmosphère martienne. Étude du dégazage et de l'échappement en H2O et CO2 depuis le manteau de Mars vers l'espace.

Pierre Boissinot
Responsables de stage : L. Noack et C. Gillmann
Organisme : Observatoire Royal de Belgique
M2 TPE - Géosciences planétaires
Année : 2017

Depuis l'intérieur jusqu'à l'atmosphère, Mars a évolué. L'état actuel correspond au dernier stade de cette évolution et pourrait provenir de différentes conditions primordiales. Le dégazage depuis l'intérieur ainsi que l'échappement atmosphérique sont les principaux processus qui affectent les composants tels que le H2O et CO2. J'ai donc modélisé les processus de dégazage à travers l'adaptation du code CHIC développé à l'Observatoire Royal de Belgique (Noack et al., 2016). J'ai développé des mécanismes de partitionnement des volatils et comparé mes résultats de convection 2D avec le modèle paramétré 1D proposé par Grott et al. (2011). Dans la deuxième partie, nous posons la question de l'évolution de l'atmosphère, en utilisant les résultats de la section précédente, et en tenant compte des processus d'échappement. Nous nous sommes concentrés sur l'échappement non thermique, susceptible d'être le processus dominant durant l'évolution tardive. Pour ce faire, nous utilisons des données actuelles mesurées par des sondes telles que MAVEN et reconstruisons les variations d'échappement passés en fonction du temps. Nos calculs donnent des quantités en H2O dégazées autour de la centaine de mbar, mais les taux d'échappement sont trop faibles pour converger vers l’atmosphère. L'excès d'eau peut cependant être stocké sous forme solide dans différents réservoirs comme les calottes polaires Martienne. Le dégazage en CO2 dépend fortement du paramètre de fugacité en oxygène du manteau peu contraint. De IW-1 à IW+1, le dégazage en CO2 varie de 9 à 934 mbar. L'échappement atmosphérique est encore moins efficace que pour le H2O et la capacité de stockage est plus difficile à contraindre. En conséquence, la distinction entre différents scénarios dépend des futures observations de carbonates sur Mars. Sans formation suffisante de carbonate, nous concluons que Mars devrait avoir un manteau plus réduit. Les mesures à venir de MAVEN pourront nous éclairer sur ces résultats.

   
Rocknest

 

Traverse du rover Curiosity, présentant les localisations des dépôts éoliens de Rocknest et de Gobabeb dans le cratère Gale. (Image HIRISE/MRO, NASA).

Préparation et analyse LIBS d'analogues de sols martiens: implications pour les observations ChemCam/Curiosity

Gaël David
Responsables de stage : P.-Y. Meslin et E. Dehouck
Organisme : Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie
M2 TPE - Géosciences planétaires
Année : 2017

Curiosity explore la surface du cratère Gale, sur Mars depuis 2012. Sa charge utile a permis d'étudier la composition des sols, qui sont particulièrement intéressants car ils correspondent à un agglomérat de diverses sources par un brassage local et régional. Ils sont ainsi représentatifs d'une composition moyenne de la croûte martienne. Caractériser les minéraux d'altération présents dans ces sols est utile pour comprendre les conditions environnementales passées de la planète. Curiosity a mis en évidence la présence d'une composante amorphe importante (à hauteur de 27-45 wt %) dans ces sols. L'instrument ChemCam permet d'analyser la chimie élémentaire grâce à la technique LIBS à une résolution submillimétrique. Nous avons utilisé la réplique de cet instrument pour contraindre l'influence de la granulométrie sur le signal LIBS parmi les différents scénarios sous lesquels pourrait être présente la composante amorphe. Elle pourrait être présente sous la forme de mélange mécanique ou sous la forme d'une pellicule à la surface des grains. Nous avons simulé en laboratoire des mélanges simples de ces différents cas de figure permettant de mettre en évidence leurs spécificités. Nos résultats ont abouti à plusieurs conclusions. Tout d'abord, nous avons mis en évidence la possibilité d’accéder à la chimie des constituants dans les mélanges mécaniques, dès que la granulométrie est équivalente ou supérieure à 125-250 μm, avec la formation d'une droite de mélange. Nous avons également démontré le potentiel du signal de l'hydrogène et du soufre comme marqueur des phases d'altérations. Par ailleurs, nous avons identifié la présence d'une signature des pellicules superficielles sur les grains grossiers (> 500 μm). En revanche, pour les grains plus fins (< 500 μm), la chimie mesurée par ChemCam est fortement biaisée par la faible profondeur d'ablation du laser et par le renouvellement constant des grains entre chaque tir. Ces observations permettront une meilleure interprétation des données de l'instrument de vol. Nous avons proposé des applications de nos résultats sur les données martiennes, notamment celles collectées sur les sites de Rocknest et Bagnold, deux types de sols montrant un degré d'altération différent.

   

Swarm constellation over Earth

SWARM CONSTELLATION OVER EARTH (ESA/AOES Medialab).

Inversion bayésienne des données magnétiques de Swarm : interprétation en termes de conductivité électrique et de température du manteau terrestre

Aymeric Houliez
Responsables de stage : E. Thébault et O. Verhoeven
Organisme : LPG Nantes
M2 TPE - Géosciences planétaires
Année : 2017

La mission Swarm nous a fourni des données magnétiques que nous avons utilisé dans une routine d’inversion Bayésienne, afin d’obtenir les profils de conductivité et de température du manteau terrestre. Pour ce faire nous avons utilisé les algorithmes d’échantillonnage de Gibbs et Métropolis-Hastings (MH). L’inversion Bayésienne nous a permis d’obtenir une distribution des probabilités de la conductivité (pdf ). La confrontation des pdfs issus de ces deux types d’échantillonneurs avec des profils issus d’études d’antérieurs nous a permis de valider l’échantillonneur MH pour la résolution de notre problème. Pour contraindre nos modèles, nous avons utilisé un prior sur la conductivité. Celle-ci pouvant s’avérer dis- continu dans le manteau terrestre. Nous avons réalisé l’inversion Bayésienne directement en termes de température à partir des données magnétiques. Nous avons pu ainsi obtenir des pdfs de la température et de la conductivité, celle-ci étant directement dépendante des bases de données de conductivités élec- triques des phases minérales présentes dans le manteau. Nous pouvons observer les zones de transition de phase du manteau à 440, 520 et 660 km avec notamment l’apparition de la wadlseyite dans nos as- semblages minéralogiques. Le prior étant sur la température, les zones de transition de phase sont plus marquées sur les profils de conductivité. Les profils de température montrent des gradients différents selon la base de donnée et la profondeur. On observe une inflexion commune aux deux bases de donnés entre 900 et 1000 km qui peut être du à une anomalie de forte conductivité électrique.

   

evolution magma

Schéma de l’évolution du magma océan martien. L’épaisseur du MO, les températures en limites de couches ainsi que le temps de cristallisation proviennent de Hirschmann et Withers (2008), Hirschmann et al. (2012) et Gaillard et Scaillet (2009). Sur la part finale de S dans l’atmosphère, la majorité a été dégazée sur la période ou le MO est très chaud et liquide. Ensuite la diffusion chute rapidement avec la température, le dégazage devient négligeable. Quand la croûte est cristallisée, on peut considérer que la diffusion est nulle, et donc qu’il n’y a plus de dégazage.

Diffusion de volatils (C-H-O-S) dans des magmas mafiques et ultramafiques, implications pour la remontée des kimberlites et le dégazage du manteau martien

Valentin Jolivet
Responsable de stage : Y. Morizet
Organisme : LPG Nantes
M2 TPE - Géosciences planétaires
Année : 2017

Le dioxyde de carbone et le soufre sont des volatils communs dans les magmas. Certains magmas comme les kimberlites peuvent contenir de grandes quantités de CO2. Connues pour leurs éruptions très explosives, on peut retrouver jusqu’à 10 wt% de CO2 dans ce magma, une fois à la surface. Actuellement, aucune donnée de diffusion ne permet de bien contraindre l’exsolution du CO2 dans ces magmas. Les missions envoyées sur Mars montrent que le régolithe est riche en S. Il a été suggéré ce soufre provienne de l’altération des basaltes crustaux. Cette théorie implique que la croûte soit enrichie en S, et donc que le S n’ait pas dégazé massivement sur la période de l’océan magmatique. Pour l’instant, aucune donnée de diffusion ne permet d’estimer la quantité de soufre dégazée lors de la période du MO. Les mécanismes de dissolution des volatils dans les magmas sous-saturés sont différents de ceux des magmas saturés. Il est attendu que la diffusion soit fonction des mécanismes de dissolution. Ce travail c’est focalisé sur la diffusion du CO2 et du S dans des magmas sous-saturés en silice. La diffusion est activée en utilisant une cellule haute température, et le suivi de la concentration en volatils est réalisé par spectroscopie Raman, en utilisant des méthodes de calibration. Les résultats montrent que les espèces CO32- et SO42- ont un comportement diffusif quasiment identique, impliquant les mêmes mécanismes de diffusion. De plus, le comportement de la diffusion dans ces magmas est différent de celui des magmas riches en silice, car il est divisé en deux domaines distincts, caractérisés par deux énergies d’activations différentes. Le premier, en dessous de 800°C, pourrait correspondre à de la diffusion sur les charges des Na+. La diffusion est presque négligeable pour ce domaine, impliquant un dégazage très faible. Le second, au-dessus de 800°C, pourrait correspondre à de la diffusion sur les charges à la fois des Na+ et des Ca2+. Dans ce domaine, la diffusion augmente rapidement, et peut conduire à des dégazages importants dans les hautes températures. Ces deux comportements distincts expliquent l’explosivité des kimberlites, et impliquent que la croûte martienne n’ait pas dégazé de grandes quantités de S durant la période du MO.

   

silice

Gauche : Images des différents contextes où la silice est localisée au niveau de la partie distale de cônes alluviaux (Nord en haut). a. Détections sur Aeolis Mensae, CRISM hrlC549, CTX F03_037130_1736_XN_06S218W2 ; b. Détections sur Camichel Crater, CRISM hrl985E, CTX P06_003539_1825_XI_02N051W1 ; c. Zoom sur 01,02-C549, silice hydratée en partie distale d’un cône alluvial sur Aeolis Mensae, CTX F03_037130_1736_XN_06S218W2 ; d. Zoom sur 03-985E, silice hydratée en partie distale d’un cône alluvial sur Camichel Crater, HiRISE PSP_007732_1825_RED | Compositions RGB (rouge, MIN2250 ; vert, BD2250 ; bleu, BD1900r2) – Cercles rouges, ROI bruts ; cercles verts, ROI neutres. Les premiers indices correspondent au numéro de ROI, les seconds correspondent au numéro du cube CRISM.

Droite : Spectres CRISM de silices hydratées sur Aeolis Mensae (gris) et Camichel Crater (rouge-ocre). a. Spectres bruts (plein) et neutres (tirets) ; b. Spectres normalisés. Les premiers indices correspondent au numéro de ROI, les seconds correspondent au numéro du cube CRISM. Les barres verticales correspondent aux absorptions caractéristiques de la silice hydratée à 1,41, 1,46, 1,91, 1,96, 2,21 et 2,26 μm. Noter que les positions des minimums de réflectance de la bande à 1,4 sont décalées vers 1,38-1,39 μm. Les flèches indiquent les artéfacts instrumentaux.

 

Étude de la silice hydratée martienne à partir de données hyperspectrales CRISM (MRO) et comparaison avec des analogues terrestres

Maxime Pineau
Responsables de stage : L. Le Deit, N. Mangold et B. Rondeau
Organisme : LPG Nantes
M2 TPE - Géosciences planétaires
Année : 2017

La silice hydratée est une phase minérale qui peut se former dans divers contextes géologiques, aussi bien par altération hydrothermale que par altération supergène. Détectée à la surface de Mars grâce aux données orbitales des imageurs hyperspectraux OMEGA et CRISM, elle peut constituer un bon indicateur des conditions d’altération aqueuse toujours méconnues dans le passé martien. Des études menées sur des échantillons en laboratoire ont montré que l’utilisation de critères spectraux adaptés aux signatures spectrales dans le proche infrarouge de la silice permet de différencier les types de silices (Rice et al. 2013) mais également de contraindre leurs environnements de genèse (Chauviré et al. 2017). Le but de ce stage est de vérifier si ces critères spectraux peuvent être appliqués aux données orbitales CRISM sur Mars afin de déterminer si la silice opaline s’y est formée par altération aqueuse à basse ou haute température. J’ai utilisé les critères de cristallinité de Rice et al. (2013) afin de distinguer les opales A et CT, et les critères de concavité de Chauviré et al. (2017) pour différencier les opales hydrothermales des opales supergènes sur les bandes d’absorption à 1,4 et 1,9 μm. La bande d’absorption des silanols à 2,2 μm ne permet, ni de distinguer les types d’opales, ni leurs processus de formation. J’ai appliqué ceux-ci sur une dizaine de sites martiens dont les conditions d’altération sont bien contraints par la littérature et où de la silice est détectée. L’application de ces critères met en évidence deux contextes: des dépôts éoliens de silice hydratée et cristalline, des dépôts non-éoliens de silice amorphe et déshydratée. Les sites initialement reconnus comme ayant subi de l’altération hydrothermale ou supergène montrent des critères de concavité cohérents avec les contextes géologiques de ceux-ci. Ces résultats montrent qu’il est possible d’utiliser les critères de concavité sur Mars pour discerner les opales supergènes et hydrothermales.

structure Titan

Schéma simplifié de la structure de Titan primordiale basée sur les travaux de Lunine et Stevenson (1987) et Kuramoto et Matsui (1994). Elle sert de fondation à cette étude de l’évolution de la structure de Titan. Ts et Ps représente la température et pression de surface tandis que Pr représente la pression atmosphérique globale.

L’influence de l’équilibre thermodynamique Océan-Atmosphère sur l’évolution de Titan primordiale

Billy Pontoizeau
Responsable de stage : O. Grasset
Organisme : LPG Nantes
M2 TPE - Géosciences planétaires 
Année : 2017

L’origine de Titan et surtout de son atmosphère peut être caractérisée par l’étude de l’équilibre thermodynamique entre l’océan de surface et cette atmosphère. Dans ce stage, nous nous intéressons aux effets qu’à cet équilibre thermodynamique sur le système Océan-Atmosphère de Titan primitif, mais aussi aux effets sur la structure de Titan dans sa globalité. Nous avons choisi de travailler avec quatre espèces chimiques, susceptibles d’être à l’origine de la composition actuelle de Titan, que sont l’eau (H2O), le dioxyde de carbone (CO2), l’ammoniac (NH3) et le méthane (CH4). Nous nous intéressons aussi à l’évolution de Titan primitif lors de son refroidissement. Pour permettre une meilleure représentation de l’équilibre thermodynamique, nous avons utilisé plusieurs équations d’état telles que l’équation de Viriel ou Peng-Robinson, mais aussi un modèle nommé UNIQUAC (UNIversal QUasi Chemical model). Ces équations d’état sont des déviations du cas idéal et nous montrent que le comportement des espèces choisies différe selon ce choix thermodynamique. Les résultats ont montré que ce choix n’a pas d’influence sur la structure globale de Titan primitif mais que la composition de la phase liquide et gazeuse change. Nous avons ainsi le modèle UNIQUAC qui nous montrent que les espèces chimique sont plus faiblement concentrées dans le liquide quand la température augmente, par rapport au cas idéal. Dans la phase gazeuse, l’utilisation de Viriel ou Peng-Robinson montre une augmentation importante de la pression partielle du NH3 avec la température. Cette augmentation semble être corrélée avec le fait que la solubilité du NH3 diminue avec la température. En associant ces résultats à l’évolution de Titan, nous pouvons émettre l’hypothèse que la faible quantité de NH3 dans l’atmosphère actuelle provient du fait que lors du refroidissement de titan, ce NH3 devient de plus en plus soluble et donc serait maintenant principalement contenu dans l’océan. Il faut tenir compte du fait que l’on ne prend pas en compte les réactions possibles de l’ammoniac avec son environnement.

 

chutes 

Nombre de chutes de blocs en fonction de la valeur de la pente au sommet du versant. Réalisé à partir des 7 MNTs CTX générés pour 7 cratères. Comme sur Terre, les éboulements ont lieu au delà d’une valeur seuil de gradient de  pente ici aux alentour de 32 ̊.

Étude statistique de la fréquence et la distribution des chutes de blocs récentes sur Mars: influence des contraintes thermiques sur leur déclenchement dans les versants de cratères d’impact

Pierre-Antoine Tesson
Responsables de stage : S. Conway et N. Mangold
Organisme : LPG Nantes
M2 TPE - Géosciences planétaires 
Année : 2017

L’étude statistique des chutes de blocs à l’aval des versants a été utilisé récemment pour diagnostiquer une activité sismique récente sur Mars dans la région de Cerberus Fossae. Un des mécanismes courant sur Terre dans le déclenchement des chutes de blocs sont les changements de phases de l’eau et notam- ment les cycles de gel/dégel dans les régions polaires et montagneuses. Ce mécanisme pourrait avoir lieu sur Mars où la glace d’H2O existe aux moyennes et hautes latitudes. Ici, je propose de vérifier cette hypothèse en cartographiant les chutes de blocs récentes (ayant encore la trace du rebond/roulement visible) dans des cratères d’impact « frais » entre 40 ̊N et 40 ̊S. Mon hypothèse initiale était que la glace d’eau devrait influencer le taux de chutes de blocs en fonction de la latitude et de l’orientation du versant. Les cratères équatoriaux ne devraient montrer aucune distribution tandis que les cratères aux moyennes latitudes devraient présenter un nombre plus important d’éboulements sur les versants faisant face aux pôles, où la glace d’H2O est plus abondante. Afin de tester l’influence de la lithologie sur la fréquence des chutes de roches, j’ai choisi des sites présents à la fois sur des édifices volcaniques, où la nature des roches est considérée comme homogène, et des terrains non-volcaniques. La cartographie révèle que les chutes de blocs ont lieu préférentiellement sur les versants faisant face à l’équateur aux moyennes latitudes. Les cratères équatoriaux montrent un nombre plus importants de chutes sur les versants N-S comparativement aux versants E-W. Les résultats indiquent donc que les chutes récentes de roches sur Mars sont probablement déclenchées par l’action des contraintes thermiques engendrées par des forts contrastes de température lors des cycles jour/nuit. Ce type de chutes de blocs existe sur Terre et la fracturation des roches martiennes par l’action des contraintes thermoélastiques a déjà été proposée dans des études précédentes. L’action du soleil et des contrastes de température semble donc jouer un rôle primordial dans la fracturation des roches sur Mars aujourd’hui.

 

MEB 

(a) Image MEB de l’échantillon MT26, des  cristaux aciculaires automorphes de CaSO sont visibles ; (b) Image MEB de l’échantillon MT05 présentant une structure en discoïde plan fibroradiée reposant sur une structure filaire composée de nanocristaux ; (c) Image MEB de l’échantillon MT26, le cercle rouge met en évidence un fragment de CaSO présentant la macle caractéristique du gypse en fer de lance;  (d) Structure xénomorphe de l’échantillon MT37, les trous circulaires, les formes non polygonales  et la finesse cette formation (quelques nm) indiquent une cristallisation très rapide et contrainte par son environnement entre les cristaux de glace. Grâce à des structures comme l’image (d), on peut différencier les moments de cristallisation.

Cristallisation de sels par sublimation de glace : expérimentation et applications planétologiques

Maël Thomas
Responsables de stage : O. Bourgeois et B. Rondeau
Organisme : LPG Nantes
M2 TPE - Géosciences planétaires 
Année : 2017

Il a été suggéré que les sels pouvaient se former par sublimation de glace contenant des éléments chimiques. Ce processus de cristallisation nécessite des températures négatives, sous le point de fusion de l’eau, et une faible quantité de pression de vapeur d’eau dans l’atmosphère. On trouve ces conditions de sublimation à la surface des corps glacés et de certaines planètes comme Mars, où la glace d’eau est mélangée à des minéraux. La cristallisation par sublimation est probablement un processus mineur sur Terre, mais peut jouer un rôle important dans le Système Solaire. De nombreux constats de la présence de sels sur des surfaces extra-terrestres ont été faits à la surface des corps glacés soumis à la sublimation, où la température et la pression de vapeur d’eau sont suffisamment basses. Pour explorer le processus de formation de ces minéraux par sublimation, des expérimentations en laboratoire ont été effectuées à l’Université de Berne (Suisse). Les échantillons ont été formés par congélation d’eau et de sulfates dissous puis exposés à la sublimation dans différents environnements tests. Les produits de ces sublimations ont été caractérisés à l’aide de différentes méthodes analytiques : par microscopie optique, par microscopie électronique à balayage et par spectroscopie Raman. Grâce à l’analyse de l’ensemble des échantillons, on a réussi à montrer que des cristaux microscopiques de CaSO4 ont été formés par agrégats et réarrangements structurels pendant la sublimation de la glace d’eau, dans tous les environnements testés. Ces données peuvent apporter des informations importantes pour l’interprétation de la présence de sels à la surface de la calotte polaire nord de Mars, des comètes et aussi des satellites de glace et autres objets trans neptuniens.

Stages réalisés les années précédentes