EVOLUTION THERMIQUE PRIMORDIALE DE MARS Nathalie MICHEL 2 ème année de thèse Département Système Solaire Dir. : Olivier Forni Depuis.

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1 EVOLUTION THERMIQUE PRIMORDIALE DE MARS Nathalie MICHEL Nathalie.michel@cesr.fr 2 ème année de thèse Département Système Solaire Dir. : Olivier Forni Depuis lenvoi des premières sondes Martiennes nous savons quil ny a actuellement pas de champ magnétique sur Mars. Cependant de récentes missions ont découvert des traces daimantation à la surface, qui indiqueraient que dans le passé, Mars possédait un champ magnétique. 2D Lobjectif de ma thèse est de comprendre comment ce champ magnétique sest crée et pourquoi il a disparu. On sait que la présence dun 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. Cest pourquoi lors de ma thèse je commencerais par étudier les phénomènes de convection dans le manteau Martien à laide doutil de simulations numériques 2D. Jétudierais comment évolue la structure et la composition du manteau et les conséquences sur lévolution thermique de Mars, la génération dune dynamo du noyau et éventuellement le réactivation de cette dynamo. Contexte et Objectifs Furturs travaux 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 Un champ magnétique fossile qui témoigne de lactivité passée dune dynamo au sein du noyau métallique de Mars [1] (découvert par la mission Mars Global Surveyor) Une disparition du champs magnétique qui sest probablement accompagnée de léchappement de latmosphère dense qui dominait à lépoque [2] ce qui a dû avoir des conséquences importantes sur lévolution et le développement futur dune éventuelle présence de vie à la surface de Mars. Fig. 1 – Anomalies magnétiques de Mars, témoins dun champ magnétique fossile. [3] Elles indiquent que ce champ a été présent suffisamment longtemps pour avoir subi une inversion (polarité). Convection dans le manteau Martien (en prenant plusieurs paramètres en compte et en particulier : les transitions de phases) Comprendre la dichotomie de la croûte Martienne Lévolution thermique de Mars Lévolution thermique de Mars La disparition du champ magnétique Larrêt et la reprise éventuelle de la dynamo CITCOM2D code numérique déléments finis [4, 5] Axi-symétrique, coordonnées sphériques, grille (65x129) La convection est décrite par les équations de conservation de masse, moment et énergie, avec lapproximation de Boussinesq.[6]. Les effets suivants sont pris en compte: refroidissement du noyau Le refroidissement du noyau à partir de son état initialement chaud [7] décroissance des éléments radioactifs La décroissance des éléments radioactifs : En prenant les valeurs de 16 ppb U et les rapports de concentrations de K/U de 10 4 et Th/U de 3 [8, 9]. viscosité dépendant de la température Une viscosité dépendant de la température ( ) dérivée de la loi de Arrhenius [10], avec E lénergie dactivation pour la déformation visqueuse, Tr la température de référence entre la surface et la limite noyau-manteau (CMB). phases de transitions 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 dun petit noyau petit noyau Un petit noyau de 0.4 fois le rayon de Mars (=1360 km) [11] 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 10 7. 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 10 7. Les températures varient de 0 (bleu) à 1 (rouge). 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 léchelle du système solaire, et na pas deffet particulier sur le profil du flux de chaleur provenant du noyau. Dans la suite de mes travaux je vais continuer mes analyses 2D dans le cas dun 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 davoir des résultats encore plus précis, même si cela implique de très long calculs. Résumé Code numérique Résultats (a)(b) (a)(b)