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Interprétation des données magnétiques martiennes : contraintes sur lévolution primitive de Mars Yoann Quesnel Directeur de thèse : Christophe Sotin Co-encadrant.

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1 Interprétation des données magnétiques martiennes : contraintes sur lévolution primitive de Mars Yoann Quesnel Directeur de thèse : Christophe Sotin Co-encadrant : Benoit Langlais Laboratoire de Planétologie et Géodynamique de Nantes UMR-CNRS 6112 Soutenance de thèse – Lundi 20 Novembre 2006

2 Plan 1. Introduction Problématique 2. Description de la méthode 3. Tests avec des données synthétiques ou réelles 4. Application aux mesures magnétiques martiennes 5. Implications sur lévolution de Mars 6. Conclusions - Perspectives

3 1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Comparaison Terre / Mars (Crédit photo : Hubble Space Telescope) (Crédit photo : NASA Apollo 17 Mission) Rayon = 6371 km Eau liquide stable Atmosphère dense (1014 mbar ; N 2 + O 2 ) avec une dynamique complexe Rayon = 3389 km Eau liquide instable Atmosphère peu dense (6.35 mbar ; CO 2 ) TERREMARS

4 1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Comparaison Terre / Mars (Crédit photo : Hubble Space Telescope) (Crédit photo : NASA Apollo 17 Mission) Rayon = 6371 km Eau liquide Atmosphère dense (1014 mbar ; N 2 + O 2 ) avec une dynamique complexe Rayon = 3389 km Eau liquide instable Atmosphère peu dense (6.35 mbar ; CO 2 ) Croûte primitive et épaisse (~50 km) Manteau non-différencié Noyau de Fer, avec ~15 % de Soufre Différencié ? Croûte évoluée (tectonique des plaques) Manteau différencié Noyau de Fer, différencié TERREMARS Liquide Solide

5 1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Sources du champ magnétique terrestre 1. Noyau externe : dynamo champ magnétique global, axial et dipolaire (~50000 nT) 2. Lithosphère : aimantation induite et/ou rémanente (T° < T° Curie ) anomalies magnétiques < 1000 nT, de courte longueur donde et reliées à la géologie 3. Sources externes CHAMP Champ magnétique lithosphérique à 400 km (Maus et al., 2006)

6 Champ magnétique de Mars 1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions (Acuña et al., 1998) 262ème jour de mission Orbite n°5 Premières mesures magnétiques de Mars Global Surveyor (1997) Absence de champ magnétique global et dipolaire ! MGS

7 Champ magnétique de Mars 1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Prédictions à 200 km Tharsis Hellas Argyre Valles Marineris Isidis (Langlais et al., 2004) MGS

8 Champ magnétique de Mars 1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Tharsis Hellas Argyre Valles Marineris Isidis Champ magnétique rémanent dorigine lithosphérique ! MGS Prédictions à 200 km (Langlais et al., 2004)

9 Corrélation des anomalies magnétiques avec lâge des terrains 1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Anomalies acquises il y a plus de 3.7 milliards dannées ! He He + Am No NoachienHespérienAmazonien 4.6 Ga3.73.2Aujourdhui (Hartmann et Neukum, 2001) (daprès Scott et Tanaka, 1986, Greeley et Guest, 1987, Tanaka et Scott, 1987)

10 Problématique 1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Les anomalies magnétiques martiennes témoignent de lévolution primitive de la croûte martienne comment retrouver les propriétés daimantation à partir des mesures ? Quelles contraintes sur lévolution de Mars apportent ces propriétés ? matériel géologique en jeu ? processus géologique ? évolution du champ magnétique global au Noachien ? Mesures magnétiques de MGS Propriétés des sources aimantées Interprétation

11 Approche directe 1. Introduction 2. METHODE 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Sphère : ~ dipôle (Blakely, 1995) Prisme rectangulaire : (Talwani, 1965 ; Plouff, 1976) Cylindre horizontal : ~ ligne de dipôles (Blakely, 1995)

12 Inversion 1. Introduction 2. METHODE 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Processus itératif : inversion généralisée (Tarantola et Valette, 1982) Critère : minimum Tests a posteriori : RMS résidus, distribution gaussienne Équations du dipôle (~ sphère) Inconnues : moment (m x, m y, m z ) et position (x, y, z) dun ou plusieurs dipôles ( lat, lon, z, m, I, D) Données : B x, B y, B z Vecteur des paramètres à (k+1) Vecteur des paramètres a priori Matrice de covariance associée aux mesures Matrice des dérivées partielles Matrice de covariance associée aux paramètres Vecteur des mesures Vecteur des prédictions

13 Inversion 1. Introduction 2. METHODE 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Processus itératif : inversion généralisée (Tarantola et Valette, 1982) Critère : minimum Tests a posteriori : RMS résidus, distribution gaussienne Équations du dipôle (~ sphère) Inconnues : moment (m x, m y, m z ) et position (x, y, z) dun ou plusieurs dipôles ( lat, lon, z, m, I, D) Données : B x, B y, B z Vecteur des paramètres à (k+1) Vecteur des paramètres a priori Matrice de covariance associée aux mesures Matrice des dérivées partielles Matrice de covariance associée aux paramètres Vecteur des mesures Vecteur des prédictions

14 Algorithme 1. Introduction 2. METHODE 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Identification dune ou plusieurs anomalies locales et comparaison avec autres données (géologie, géophysique, etc…) Modélisation directe Inversion Propriétés des sources crustales Position Valeurs a priori des paramètres de position et daimantation Jeu de mesures correspondant aux anomalies

15 Mesures magnétiques satellitaires synthétiques 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Variations de la latitude, de linclinaison et de la déclinaison En tout, plus de configurations

16 Mesures magnétiques satellitaires synthétiques 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Résultats concernant linfluence de laltitude 1 seul dipôle 39 profils non-bruitées altitude constante 1 pt = 1 inversion variation de la profondeur a priori pour chaque profondeur initiale h = 400 km h = 100 km h = 100 km et 400 km

17 Mesures magnétiques satellitaires synthétiques 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Résultats des tests : intérêt de mesures à deux altitudes différentes importance des valeurs a priori des paramètres, déterminées lors de lapproche directe le nombre de sources influe peu sur la robustesse de linversion apport de la méthode pour différencier des sources proches (170 km) à partir dune simulation de la mission Swarm Quesnel, Y., Langlais, B. et Sotin, C., Derivation of local crustal magnetization using multiple altitude magnetic data, Acte du premier colloque Swarm, Nantes, 3-5 mai 2006

18 47°N Mesures aéromagnétiques réelles 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Contexte géologique Sud du Massif Armoricain Étude de la Nappe de Champtoceaux, contenant des unités de péridotites serpentinisées (modifié daprès Chantraine et al., 1996) 48°N -2°E-1°E

19 Mesures aéromagnétiques réelles 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Anomalies du champ magnétique total à 3 km daltitude Corrélation entre la position des unités de la Nappe de Champtoceaux et les anomalies positives Étude de 3 zones : A = 4287 mesures B = 5101 mesures C = 4696 mesures Pour chaque zone : - 1 dipôle = unités de Champtoceaux - autres = encaissant Champ magnétique local : I = 63° ; D = 3°

20 Mesures aéromagnétiques réelles 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Paramètres du dipôle le plus superficiel : zoneLat. (°N)Lon. (°E)z (km)m (10 11 A.m 2 )I (°)D (°) A B C

21 Mesures aéromagnétiques réelles 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Paramètres du dipôle le plus superficiel : zoneLat. (°N)Lon. (°E)z (km)m (10 11 A.m 2 )I (°)D (°) A B C

22 Mesures aéromagnétiques réelles 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions Paramètres du dipôle le plus superficiel : Résultats : - aimantation assez intense (5 à 10 A/m), plus rémanente dans la partie centrale - accord avec linterprétation géologique dun anticlinal régional penché vers lest - accord sur la position des unités aimantées zoneLat. (°N)Lon. (°E)z (km)m (10 11 A.m 2 )I (°)D (°) A B C Quesnel, Y., Langlais, B., Sotin, C. et Galdéano, A., 2006, Local inversion of magnetic anomalies : application to the Champtoceaux belt (Armorican Massif, France), en cours de soumission - accord sur les volumes de roches mis en jeu, par rapport aux données gravimétriques et géologiques

23 Mesures magnétiques de MGS 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions Phases AB + SPO : Orbites elliptiques Périapses parfois < 100 km Couverture incomplète 80 % diurne Phase MO : Orbites circulaires Couverture répétitive Altitude ~ 400 km Magnétomètre tri-axial : B x, B y, B z (Acuña et al., 1999) (Connerney et al., 2001)

24 Mesures magnétiques de MGS 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions Magnétomètre tri-axial : B x, B y, B z (Acuña et al., 1999) (Connerney et al., 2001) HN SM TS Phases AB + SPO : Orbites elliptiques Périapses parfois < 100 km Couverture incomplète 80 % diurne Phase MO : Orbites circulaires Couverture répétitive Altitude ~ 400 km

25 Terra Sirenum 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions AB+SPO ( km) MO (~390 km) Champ magnétique mesuré par MGS (composante totale : B ) nT Caractéristiques générales : Terrains de composition basaltique (Opx, Cpx, Ol ; données du spectro-imageur OMEGA à bord de Mars Express) Âge moyen de la surface : Noachien (3.8 – 4.0 Ga) Région élevée : altitude moyenne ~ 1.5 km

26 Terra Sirenum 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions Jeu de mesures (RMS observations) RMS résidus / RMS observations (coef. corrélation) suivant les jeux de mesures inversées AB+SPOMOAB+SPO+MO AB+SPO (353 nT)25% (0.96)63% (0.75)35% (0.94) MO (54 nT)70% (0.60)30% (0.92)42% (0.90)

27 Terra Sirenum 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions Jeu de mesures (RMS observations) RMS résidus / RMS observations (coef. corrélation) suivant les jeux de mesures inversées AB+SPOMOAB+SPO+MO AB+SPO (353 nT)25% (0.96)63% (0.75)35% (0.94) MO (54 nT)70% (0.60)30% (0.92)42% (0.90) C B A D (°)I (°)M* (A/m)m (10 16 A.m 2 )z (km)Lon. (°E)Lat. (°N)Dipôles A B C BrBr BrBr B B AB+SPO MO Observations Prédictions Quesnel, Y., Langlais, B. et Sotin, C., Local inversion of magnetic anomalies : Implication for Mars crustal evolution, Planetary and Space Science, doi: /j.pss , 2006

28 Sud de Syrtis Major 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions AB+SPO MO Champ magnétique mesuré par MGS (composante totale : B ) Caractéristiques générales : Composition basaltique Noachien (3.8 – 4.0 Ga) + dépôts datant de lAmazonien (2.8 Ga) Région en pente vers Hellas

29 Sud de Syrtis Major 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions C D B A D (°)I (°)M* (A/m)m (10 16 A.m 2 )z (km)Lon. (°E)Lat. (°N)Dipôles AB+SPOMO Observations Prédictions BrBr B BrBr B

30 Hémisphère Nord 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions AB+SPOMO Champ magnétique mesuré par MGS (composante totale : B ) Caractéristiques générales : Dépôts datant de lAmazonien (2.8 Ga) superposés sur des unités datant de lHespérien (3.5 Ga) Région basse de Vastitas Borealis : altitude moyenne = -3.8 km

31 Hémisphère Nord 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions B A D (°)I (°)M* (A/m)m (10 16 A.m 2 )z (km)Lon. (°E)Lat. (°N)Dipôles AB+SPOMO Observations Prédictions BrBr B BrBr B

32 Synthèse des résultats 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions - nécessité dutiliser les jeux AB, SPO et MO pour bien contraindre les sources - des sources adjacentes nont pas forcément les mêmes propriétés daimantation : plusieurs âges daimantation ? plusieurs processus daimantation ?

33 - les sources de la lithosphère de lhémisphère sud sont plus aimantées que celles du nord, pour des profondeurs équivalentes : différents processus daimantation ? désaimantation ? Synthèse des résultats 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions - nécessité dutiliser les jeux AB, SPO et MO pour bien contraindre les sources - des sources adjacentes nont pas forcément les mêmes propriétés daimantation : plusieurs âges daimantation ? plusieurs processus daimantation ? < 10 A/m 30 à 60 A/m > 60 A/m < 5 A/m 0 50 z (km) (MOLA Science Team) Pôle N Pôle S z (km)

34 Comparaison avec dautres études Aimantation rémanente de la lithosphère océanique terrestre Refroidissement basalte : aimantation thermo-rémanente (ATR) = 20 A/m si champ magnétique ambiant ~ nT Mais… - cette ATR diminue jusquà moins de 5 A/m en 20 Ma… (Bleil & Petersen, 1983) - épaisseur aimantée < 4 km environ AuteursValeurs daimantation Études locales Connerney et al., A/m Frawley & Taylor, A/m Smrekar et al., 20046, 9, 12 ou 20 A/m Langlais & Purucker, à 10 A/m Études globales Purucker et al., A/m (sur 50 km) Arkani-Hamed, A/m (sur 30 km) Parker, 2003> 5 A/m (sur 50 km) Langlais et al., 2004±12 A/m (sur 40 km) Whaler & Purucker, A/m (40 km) 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions

35 Comparaison avec dautres études Aimantation rémanente de la lithosphère océanique terrestre Refroidissement basalte : aimantation thermo-rémanente (ATR) = 20 A/m si champ magnétique ambiant ~ nT Mais… - cette ATR diminue jusquà moins de 5 A/m en 20 Ma… (Bleil & Petersen, 1983) - épaisseur aimantée < 4 km environ Les intensités daimantation sont ~10x plus fortes par rapport aux intensités maximales sur Terre, et lépaisseur daimantation est plus grande AuteursValeurs daimantation Études locales Connerney et al., A/m Frawley & Taylor, A/m Smrekar et al., 20046, 9, 12 ou 20 A/m Langlais & Purucker, à 10 A/m Études globales Purucker et al., A/m (sur 50 km) Arkani-Hamed, A/m (sur 30 km) Parker, 2003> 5 A/m (sur 50 km) Langlais et al., 2004±12 A/m (sur 40 km) Whaler & Purucker, A/m (40 km) matériel aimanté : magnétite (Dunlop et Arkani-Hamed, 2005) 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions

36 Processus géologiques au Noachien 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions Formation de magnétite ? Sur Terre : - Basalte océanique frais Ti-magnétite primaire : ATR - Croûte océanique plus vieille magnétite secondaire par serpentinisation : ACR (Nazarova, 1994)

37 Processus géologiques au Noachien 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions Formation de magnétite ? Conditions sur Mars au Noachien : Sur Terre : - Basalte océanique frais Ti-magnétite primaire : ATR - Croûte océanique plus vieille magnétite secondaire par serpentinisation : ACR (Nazarova, 1994) 1.Lithosphère de composition basaltique 2. Abondance de leau (Médard et Grove, 2006) 3.Champ magnétique intense (dynamo) 4.Convection dans le manteau primitif

38 30 (Mg 0.8 ; Fe 0.2 ) SiO H 2 O8 Mg 3 Si 2 O 5 (OH) Fe 3 O H SiO 2 Enstatite (20 % Fe) Eau Lizardite Magnétite Dihydrogène Quartz Processus géologiques au Noachien 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions Formation de magnétite ? Conditions sur Mars au Noachien : Sur Terre : - Basalte océanique frais Ti-magnétite primaire : ATR - Croûte océanique plus vieille magnétite secondaire par serpentinisation : ACR (Nazarova, 1994) M r = 9 à 90 A/m La serpentinisation a pû être un des mécanismes à lorigine de laimantation profonde et intense de la lithosphère martienne au Noachien 1.Lithosphère de composition basaltique 2. Abondance de leau (Médard et Grove, 2006) 3.Champ magnétique intense (dynamo) 4.Convection dans le manteau primitif

39 Les pôles magnétiques au Noachien 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions Hypothèse : champ magnétique axial dipolaire Position danciens pôles magnétiques virtuels Application des équations du paléomagnétisme

40 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions Hypothèse : champ magnétique axial dipolaire Position danciens pôles magnétiques virtuels RégionLat. (°N)Lon. (°E)I (°)D (°) Terra Sirenum Sud de Syrtis Major Hémisphère Nord Lat. (°N)Lon. (°E) Les pôles magnétiques au Noachien Application des équations du paléomagnétisme

41 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions Les paléopôles magnétiques martiens Les pôles magnétiques au Noachien

42 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions Un mouvement de laxe de rotation ?

43 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions Tharsis a stabilisé laxe de rotation de Mars (Spada et al., 1996) Mouvement apparent de laxe de rotation proche de 60° Autres études : 30° à plus de 90° (Schultz et Lutz-Garihan, 1982 ; Schultz et Lutz, 1988 ; Melosh, 1980 ; Sprenke et al., 2005 ; Wieczorek et al., 2005 ) Vitesse ? Un mouvement de laxe de rotation ? Moins de 100 Ma (Spada et al., 1996 ; Wieczorek et al., 2005 ; Rouby et al., 2006)

44 Conclusions 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. CONCLUSIONS Objectif initial : retrouver les propriétés daimantation des sources lithosphériques martiennes à partir des mesures magnétiques Développement dune méthode dinversion danomalies magnétiques locales Validation de cette méthode à laide : de tests avec des données synthétiques aéromagnétiques ou satellitaires importance des estimations a priori (+ incertitude) ; pas dinfluence du nombre de sources dune étude des anomalies aéromagnétiques au-dessus de la Nappe de Champtoceaux (Massif Armoricain, France) accord avec les résultats dautres études géophysiques, et avec la géologie de cette région mise en évidence de variations latérales daimantation

45 Conclusions 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. CONCLUSIONS Étude de trois cas sur Mars : nécessité dutiliser de façon conjointe les jeux AB, SPO et MO pour mieux contraindre les propriétés des dipôles sources aimantées intenses (souvent > 30 A/m) et profondes (> 30 km) dans lHémisphère Sud, faiblement aimantées dans lHémisphère Nord accord avec dautres études Implications sur lévolution primitive de Mars Proposition dun modèle de serpentinisation produisant beaucoup de magnétite, à lorigine des anomalies magnétiques Mise en évidence (et confirmation) dun mouvement du pôle probablement lié à la mise en place de Tharsis

46 Perspectives 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. CONCLUSIONS Sur la méthodologie : - critère pour choisir le nombre de dipôles - relation profondeur / aimantation au cours de linversion Sur laimantation de la lithosphère martienne : - étudier dautres régions - évaluer les effets de la désaimantation - connaître les âges absolus Sur de futures missions : - martiennes : nouveaux tests pour montrer lintérêt de cette méthode couplée à une couverture complète à basse altitude (MEMO, ARES,…) - terrestres : continuer les tests pour Swarm, et mettre en valeur lintérêt du couplage entre mesures aéromagnétiques et satellitaires (étude danomalies locales : Bangui, etc…)

47 MERCI À VOUS TOUS !


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