Thèmes de recherche: 

• Caractériser les processus d’échanges entre les océans internes et les surfaces glacées des corps glacés du système solaire, en combinant simulation numérique et interprétation des données spatiales.
• Modéliser les couplages entre les interactions de marée et l’évolution interne des intérieurs riches en eau.
• Modéliser l’évolution thermo-chimique des
  intérieurs riches en eau, incluant les intéractions
  fluide-roche et les processus de clathration.

Objets d'étude:  

  Lunes de Jupiter : Europe, Ganymède, Callisto

Lunes de Saturne Encelade, Titan, Iapetus, Mimas

Pluton-Charon & KBOs

Exoplanètes riches en eau

Principaux résultats sur la période 2015-2021:

1.1) Activité hydrothermale induite par le chauffage de marée : les cas d’Encelade et d’Europe: À partir de l’analyse des données géophysiques (topographie, gravité, libration) acquises par la sonde Cassini, nous avons démontré que la couche de glace d’Encelade est beaucoup plus fine qu’initialement anticipée, pouvant atteindre moins de 5 km au niveau du pôle sud (Cadek et al. GRL 2016). Ces nouveaux résultats font ainsi écho aux indices d’activité hydrothermale dans Encelade (Tobie, Nature 2015), et sont cohérents avec les nouveaux indices d’une très forte anomalie thermique sous le pôle sud (Le Gall et
al. Nature Astro. 2017) et une activité interne prolongée maintenue par une forte dissipation de marée dans Saturne (Lainey et al. Icarus 2017).

Pour expliquer cette étonnante activité thermique, nous avons développé un nouveau modèle de production de chaleur dans le noyau poreux d’Encelade générant de puissantes remontées d’eau chaude du centre du noyau vers l’océan, apportant ainsi pour la première fois une explication physique cohérente à l’étonnante activité d’Encelade (Choblet et al. Nature Astro 2017 ; Fig. 1). Ce modèle permet d’expliquer en autre pourquoi l’énergie est focalisée au niveau des pôles. Il fournit un mécanisme pour maintenir un océan d’eau liquide alimenté par des sources d’eau chaude pendant au moins des dizaines de millions
d’années, et potentiellement des milliards d’années, augmentant ainsi considérablement le potentiel exobiologique de cette petite lune. Cette étude a fait l’objet d’un communiqué de presse joint de l’ESA et de la NASA. Ce modèle a par la suite servi pour l’interprétation de données acquises par le Cosmic Dust Analyzer de Cassini révélant la présence de macromolécules dans une partie des grains de glace émis par Encelade, vraisemblablement provenant du noyau rocheux (Postberg et al. Nature 2018). Plus récemment, nous avons montré à partir de l’analyse détaillée des données infra-rouges du spectro-imageur VIMS que au moins une autre zone récemment actives existe dans l’hémisphère nord et que celle-ci coincide avec la zone préférentielle de formation de points chauds prédits par note modèle 3D, suggérant que dees sources
hydrothermales actives existent en dehors du pôle sud (Robidel et al. Icarus 2020, Fig. 1).

-Nouveau modèle de l’hydrosphère des grosses lunes de glace (Titan et Ganymède) : Dans le cadre d’une collaboration avec Ondrej Cadek et Jakub Kvorka (Univ. Charles, Prague), nous avons amélioré les modèles de structure de la couche de glace de Titan (Kvorka et al. Icarus 2018) et ainsi apporté des nouvelles contraintes sur les anomalies de flux de chaleur à travers l’océan interne de Titan. En complément de cette étude, nous avons mené au LPG une série de simulation de la dynamique de l’océan interne de Titan, permettant justement de faire le lien entre la dynamique de l’océan et les variations de couches de glace observées. Ces travaux sont en cours de rédaction et devrait être soumis prochainement (Amit et al. in prep).

Dans les gros satellites de glace comme Titan et Ganymède, l’océan interne est séparé du noyau rocheux par un épais manteau de glace haute-pression. Afin de caractériser la dynamique de cette couche de glace haute-pression, nous avons modélisé les processus de convection thermique dans les manteaux de glace pour quantifier le mode de transport de chaleur et de matière (Choblet et al. Icarus 2017 ; Kalousova et al. Icarus 2018). Ces travaux avaient été initiés dans le cadre du projet ERC EXOWATER. Ils apportent pour la première fois des contraintes sur le mode de transfert de chaleur et de matière entre le noyau de Titan et Ganymède et leur océan interne. Nous avons montré que l’échange de chaleur et matière s’effectue principalement par fusion de la glace et extraction d’eau liquide, pouvant ainsi transporté une grande quantité d’éléments dissous dans les liquides tels que le CO2 ou le CH4.

Un modèle d’évolution thermo-chimique prenant en compte l’évolution couplée des différentes couches de l’hydropshère et leurs échanges chimiques est actuellement en cours de développement dans le cadre du projet ANR OASIS, en collaobration avec l’Université de Washington (M. Brown, B. Journaux, O. Bollengier), pour quantifier le stockage et transport d’éléments volatiles à travers l’hydrosphère de ces gros corps planétaires riche en eau.

- Réponse de marée des planètes rocheuses et riches en eau : Au cours de cette période, j’ai adapté les modèles de déformation de marée viscoélastique, initialement développés pour l’étude des lunes de glace (Tobie et al. 2005), à l’étude de planètes ayant une masse comprise entre 0.5 et 10 masses terrestres. Dans une première étude dédiée à Vénus, nous avons pu valider l’approche en comparant la réponse de marée de Vénus à celle de la Terre (Dumoulin et al. JGR 2017). Nous avons ainsi montré que l’atmosphère de Vénus a un effet non négligeable sur l’amplitude des marées solides internes et que la précision des données de la mission Magellan ne permet pas de conclure sur la présence d’un noyau liquide dans Vénus, contrairement à ce qui avait été conclu par Yoder (1995). Cette étude a été motivée par la préparation de la mission ESA EnVision, actuellement en compétition avec deux autres missions pour la sélection de la prochaine mission M5.

En parallèle, nous avons appliqué cette nouvelle version du code de marée à l’étude systèmatique de planètes ayant une masse comprise entre 0.5 et 10 masses terrestres ayant des compositions variables, soit de type rocheux avec différentes teneurs en fer, soit de type glacé ayant différentes teneur en glace d’eau. Ce modèle permet de prédire la réponse de marée de planètes solides en prenant en compte les spécificités de leur structure interne, ce qui est important pour mieux déterminer l’histoire de leur dynamique orbitale et rotationnelle. Les résultats de cette étude systématique est soumis pour publication à A&A (Tobie et al. A&A in revision), et servira de base pour plusieurs autres études qui sont actuellement en cours. Une application aux systèmes Trappist-1 a notamment été menée dans le cadre du stage de S. Breton en collaboration avec E. Bolmont et S. Mathis (CEA, Saclay), et fera très prochainement  l’objet d’une publication.