Thème "Planètes Telluriques"

Ce thème est dédié aux recherches sur les planètes et corps de type tellurique. Nous utilisons des compétences diverses et complémentaires pour étudier ces corps grâce à des observations différentes. Actualité oblige, la planète Mars est la plus étudiée, mais nous étudions aussi Mercure, Vénus, ou les exoplanètes.

 

Structure interne de Mars

Une connaissance précise de la structure interne de Mars est indispensable pour comprendre sa formation et son évolution. Cette connaissance est l'un des objectifs majeurs de la mission InSight du programme Discovery de la NASA qui déploiera début 2019 un sismomètre à la surface de Mars et dans laquelle le LPG est fortement impliqué. Cette expérience unique  permettra de détecter et quantifier l'activité sismique de Mars, et le cas  échéant de déterminer précisément la taille du noyau martien, paramètre clé des modèles de structure interne. Des informations essentielles sur la température et la composition des phases minérales présentes à l'intérieur de Mars seront aussi accessibles. Cette structure interne pourra être également comparée à celle de la Terre.

 

Paléodynamo et processus dynamiques internes

Mars a possedé dans le passé un champ magnétique global, d’origine profonde et dynamique comme c’est le cas aujourd’hui pour la Terre et pour Mercure. Ce champ a laissé des traces fossiles enregistrées dans les minéraux magnétiques de la lithosphère. Les nouvelles mesures de la mission MAVEN (lancée en 2013) viennent compléter celles de la mission MGS, avec caractéristiques orbitales très différentes. Nous allons améliorer la résolution des modèles du champ crustal martien, et espérons lever l’ambiguïté sur la date de l’arrêt de la dynamo martienne. Celle-ci est estimée entre 4,2 et à 3,7 Ga. Cette différence est importante pour les modèles d’évolution de l’intérieur de Mars, sa dynamique interne, et le volcanisme. Cela devrait aussi apporter de fortes contraintes sur le fonctionnement de la dynamo martienne passée, à comparer avec la dynamo terrestre.

Croûte et magmatisme

Depuis l’orbite (avec l’instrument OMEGA sur MarsExpress, ou CRISM sur MRO), la surface semble dominée par des minéraux mafiques provenant de basaltes. Depuis le sol (instrument ChemCam sur Curiosity), on a détecté des roches riches en feldspath, et d’abondants feldspaths alcalins, voire des quartz. Les météorites martiennes, dont NWA7034, montre des feldspaths, notamment alcalins, avec une absence d’olivine, et une abondance d'oxydes de fer avec des rapports témoignant de conditions hydratées et oxydantes à ~ 4,4 Ga. Nous proposons de coupler les différentes informations pour comprendre la nature de la croûte et identifier notamment les régions de volcanisme ancien. Les cratères d’impacts seront des lieux privilégiés pour identifier les brèches d’éjectas vis-à-vis de plateaux volcaniques stratifiés. Nous complèterons ces informations orbitales aux mesures in situ dans le crater Gale avec le rover Curiosity. L’objectif est de caractériser l’origine de la croûte martienne ancienne, associée à un magmatisme global au Noachien, ou à la cristallisation d’un océan magmatique (de type lunaire). Nous étudions également le dégazage des éléments volatils (dont le soufre) et le recyclage de l'eau induit par l'hydrothermalisme.

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Habitabilité et climat primitif

Sous les conditions actuelles (froides et sèches), les minéraux hydratés, les vallées fluviatiles et les processus d’altération observés sur les terrains les plus anciens ne peuvent exister. La durée, l’amplitude, les causes de cet environnement différent restent mal définies, tout comme les différents processus (altération hydrothermale et supergène), et la façon dont cet environnement primitif a évolué. La présence d’une éventuelle vie passée reste en suspens bien que des environnements lacustres favorables à son essor aient été identifiés. Pour aborder ces questions, nous allons combiner observations orbitales, in situ et expérimentation en laboratoire. Il est nécessaire de comprendre le contexte de leur formation, les liens entre les assemblages minéralogiques et leurs relations génétiques et chronologiques. Nous travaillerons sur des régions clés (comme Valles Marineris, Mawrth Vallis, ou le mont Sharp dans le cratère Gale). Les prochaines missions (rover Exomars 2018, ou Mars 2020) viendront compléter les observations de l’environnement martien ancien. Des études en laboratoire (processus d’altération sur des basaltes dans des conditions atmosphériques contrôlées) permettront de mieux contraindre ces questions, et en particulier de comparer les minéraux obtenus avec ceux observés à la surface de Mars.  Ces travaux s’inscrivent dans le cadre du projet ANR MarsPrime (2017-2021)

Cryosphère martienne et rôle des volatils

Les cryosphères superficielle (calottes polaires) et souterraine (pergélisol) constituent le principal réservoir des volatils martiens (H2O et CO2). Nous les étudions via l’analyse des données géomorphologiques, spectroscopiques et géophysiques, pour préciser la distribution, la dynamique et interactions actuelles de ces réservoirs. En particulier nous nous intéressons aux ravines récentes et aux traces sombres saisonnières, peut être liées à l’activité saisonnière liée au CO2. Nous utiliserons les données de l’imageur visible stéréoscopique CaSSIS sur la sonde ExoMars TGO lancée en 2016.  Une autre partie de nos travaux porte sur l’évolution des réservoirs de glace au cours de l’histoire martienne. La reconnaissance des anciennes glaciations contraint l’histoire des volatils et de l’atmosphère. Les échanges entre la cryosphère et l’atmosphère seront abordés via des modèles numériques, pour quantifier la préservation des paléo-glaciers pendant plusieurs milliards d’années et sur la redistribution de la glace sur les glaciers actuels.

Environnement de Mercure

La planète Mercure a été observée par la mission américaine MESSENGER, (2011-2015). Mais seul l’hémisphère nord a été survolé assez bas pour mesurer son champ magnétique interne. Les données manquantes (et d'autres) seront acquises par la mission euro-japonaise BepiColombo, dont le lancement est prévu en 2018. Mercure possède un champ magnétique interne et d'origine dynamique, mais il est très faible comparé à celui de la Terre. Les contributions et interactions internes et externes sont difficiles à caractériser, c’est l’objet du projet ANR MARMITE (2014-2019). La surface de Mercure est également caractérisée par de nombreuses structures volcaniques. Nous étudions les liens entre la morphologie de ces structures volcaniques, leur composition possible en termes de fraction de volatils, et les processus internes. Ces travaux seront complétés par l’estimation de la signature de la couche solide de Mercure (manteau rocheux et possible couche d’alliage FeS au sommet du noyau) en termes de champ de gravité et de topographie, pour les comparer aux mesures existantes. Le but est de définir des contraintes sur la structure et l’évolution de Mercure.

Intérieur des planètes telluriques

En l’absence de mesures sismologiques, l’observation du champ de gravité, de la topographie et des paramètres de rotation des corps planétaires sont les seules contraintes disponibles sur la structure et la dynamique des intérieurs planétaires et exo-planétaires. Les observations limitées de forme (rayon) et de gravité (masse) pour ces objets peuvent déjà conduire à des paradoxes quant à la structure interne et rendre nécessaires des efforts de modélisation simple. Les effets de marées solides doivent être pris en compte vu leur contexte orbital. Ces travaux se basent sur la simulation numérique, et combinent contraintes d’observations quand elles existent (voir par exemple les satellites de Saturne), impact de la dynamique des couches solides sur le champ de gravité et topographie dynamique. Nous voulons inventorier des régimes dynamiques variés ainsi que des structures rhéologiques plus complexes pour la lithosphère terrestre. Ces travaux servent à étudier le manteau fin de Mercure, les traces d’une possible migration de Tharsis vers l’équateur martien, ou la préparation de futures missions spatiales (par exemple le projet ENVISION vers Venus).

Evolution primitive des planètes telluriques

La Terre et Vénus ont eu une évolution très différente, probablement dès le début de leur histoire géologique. Différents processus sont envisagés. Un bombardement météoritique prolongé, une dissipation de marée accrue pendant cette période, ont pu affecter la dynamique du manteau, la formation de la croûte et celle de l’atmosphère. Ce type de processus ne se limite pas à notre Système solaire, et est probablement universel à l’ensemble des systèmes planétaires que nous découvrons actuellement. Nous nous basons pour étudier ces questions sur des outils numériques 3D qui ont été développés ces dernières années au LPG et/ou en collaboration (OEDIPUS, ANTIGONE, ACCRETIS). Nous considérons les rétroactions entre la dynamique interne, la formation d’une atmosphère et hydrosphère et l’évolution orbitale pour différentes configurations orbitales initiales et des planètes de différentes tailles et compositions.

 

> Mots clés : Mars ; Mercure ; Tellurique ; Intérieur ; Surface

> Compétences : exploration spatiale ; imagerie ; codes numériques ; magnétisme ; géomorphologie ; expérimentation ; sismologie