Laboratoire de Planétologie et Géodynamique de Nantes UMR-CNRS 6112 Interprétation des données magnétiques martiennes : contraintes sur l’évolution 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

Plan Introduction  Problématique Description de la méthode Tests avec des données synthétiques ou réelles Application aux mesures magnétiques martiennes Implications sur l’évolution de Mars Conclusions - Perspectives

Comparaison Terre / Mars Rayon = 6371 km Eau liquide stable Atmosphère dense (1014 mbar ; N2 + O2) avec une dynamique complexe Rayon = 3389 km Eau liquide instable Atmosphère peu dense (6.35 mbar ; CO2) (Crédit photo : Hubble Space Telescope) (Crédit photo : NASA Apollo 17 Mission) TERRE MARS 1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions

Comparaison Terre / Mars Rayon = 6371 km Eau liquide Atmosphère dense (1014 mbar ; N2 + O2) avec une dynamique complexe Rayon = 3389 km Eau liquide instable Atmosphère peu dense (6.35 mbar ; CO2) (Crédit photo : Hubble Space Telescope) (Crédit photo : NASA Apollo 17 Mission) TERRE MARS Croûte évoluée (tectonique des plaques) Manteau différencié Noyau de Fer, différencié Croûte primitive et épaisse (~50 km) Manteau non-différencié Noyau de Fer, avec ~15 % de Soufre Liquide Solide Différencié ? 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 d’onde et reliées à la géologie 3. Sources externes CHAMP Champ magnétique lithosphérique à 400 km (Maus et al., 2006) 1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions

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

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

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

Corrélation des anomalies magnétiques avec l’âge des terrains He + Am No No No He No He He He (d’après Scott et Tanaka, 1986, Greeley et Guest, 1987, Tanaka et Scott, 1987) Noachien Hespérien Amazonien 4.6 Ga 3.7 3.2 Aujourd’hui (Hartmann et Neukum, 2001)  Anomalies acquises il y a plus de 3.7 milliards d’années ! 1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions

Problématique Mesures magnétiques de MGS Les anomalies magnétiques martiennes témoignent de l’évolution primitive de la croûte martienne  comment retrouver les propriétés d’aimantation à partir des mesures ? Quelles contraintes sur l’évolution 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 1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions

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

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

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

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

Mesures magnétiques satellitaires synthétiques Variations de la latitude, de l’inclinaison et de la déclinaison En tout, plus de 40000 configurations 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions

Mesures magnétiques satellitaires synthétiques Résultats concernant l’influence de l’altitude 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 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions

Mesures magnétiques satellitaires synthétiques Résultats des tests : intérêt de mesures à deux altitudes différentes importance des valeurs a priori des paramètres, déterminées lors de l’approche directe le nombre de sources influe peu sur la robustesse de l’inversion apport de la méthode pour différencier des sources proches (170 km) à partir d’une 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 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions

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

Anomalies du champ magnétique total à 3 km d’altitude Mesures aéromagnétiques réelles Anomalies du champ magnétique total à 3 km d’altitude 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° 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions

Mesures aéromagnétiques réelles Paramètres du dipôle le plus superficiel : zone Lat. (°N) Lon. (°E) z (km) m (1011 A.m2) I (°) D (°) A 47.46 -1.91 4.7 1.04 68.4 -117.1 B 47.43 -1.65 3.3 0.75 36.0 -152.5 C 47.38 -1.30 7.1 2.20 61.1 -0.9 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions

Mesures aéromagnétiques réelles Paramètres du dipôle le plus superficiel : zone Lat. (°N) Lon. (°E) z (km) m (1011 A.m2) I (°) D (°) A 47.46 -1.91 4.7 1.04 68.4 -117.1 B 47.43 -1.65 3.3 0.75 36.0 -152.5 C 47.38 -1.30 7.1 2.20 61.1 -0.9 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions

Mesures aéromagnétiques réelles Paramètres du dipôle le plus superficiel : zone Lat. (°N) Lon. (°E) z (km) m (1011 A.m2) I (°) D (°) A 47.46 -1.91 4.7 1.04 68.4 -117.1 B 47.43 -1.65 3.3 0.75 36.0 -152.5 C 47.38 -1.30 7.1 2.20 61.1 -0.9 Résultats : aimantation assez intense (5 à 10 A/m), plus rémanente dans la partie centrale - accord avec l’interprétation géologique d’un anticlinal régional penché vers l’est accord sur la position des unités aimantées - accord sur les volumes de roches mis en jeu, par rapport aux données gravimétriques et géologiques 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 1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions

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

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

Champ magnétique mesuré par MGS (composante totale : B ) Terra Sirenum 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 Champ magnétique mesuré par MGS (composante totale : B ) AB+SPO (100-250 km) MO (~390 km) nT 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions

Terra Sirenum Jeu de mesures (RMS observations) RMS résidus / RMS observations (coef. corrélation) suivant les jeux de mesures inversées AB+SPO MO AB+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) 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions

Terra Sirenum Br B Br B AB+SPO MO A C B Jeu de mesures (RMS observations) RMS résidus / RMS observations (coef. corrélation) suivant les jeux de mesures inversées AB+SPO MO AB+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) AB+SPO MO Br B Br B Observations Prédictions A C B Dipôles Lat. (°N) Lon. (°E) z (km) m (1016 A.m2) M* (A/m) I (°) D (°) A -32.42 189.91 55.29 3.82 54 -56.97 80.75 B -35.33 198.45 57.64 2.58 32 -50.73 53.23 C -33.12 203.59 31.35 1.85 143 21.08 12.69 Quesnel, Y., Langlais, B. et Sotin, C., Local inversion of magnetic anomalies : Implication for Mars’ crustal evolution, Planetary and Space Science, doi:10.1016/j.pss.2006.02.004, 2006 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions

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

Sud de Syrtis Major Br B Br B AB+SPO MO 35.9 42.1 61.3 1.0 33.9 70.94 Observations Prédictions 35.9 42.1 61.3 1.0 33.9 70.94 -15.83 C -14.5 -2.7 1.5 1.9 145.5 58.50 -7.30 D - -90.0 4.1 0.6 70.2 69.00 -6.47 B 12.8 -49.6 73.1 1.1 33.0 65.01 -6.32 A D (°) I (°) M* (A/m) m (1016 A.m2) z (km) Lon. (°E) Lat. (°N) Dipôles 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions

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

Hémisphère Nord AB+SPO MO -69.84 -20.02 8.31 0.29 43.68 28.12 58.19 B Br B Br B Observations Prédictions -69.84 -20.02 8.31 0.29 43.68 28.12 58.19 B -42.82 31.31 2.23 1.37 113.55 24.68 64.22 A D (°) I (°) M* (A/m) m (1016 A.m2) z (km) Lon. (°E) Lat. (°N) Dipôles 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions

Synthèse des résultats nécessité d’utiliser les jeux AB, SPO et MO pour bien contraindre les sources des sources adjacentes n’ont pas forcément les mêmes propriétés d’aimantation :  plusieurs âges d’aimantation ?  plusieurs processus d’aimantation ? 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions

Synthèse des résultats nécessité d’utiliser les jeux AB, SPO et MO pour bien contraindre les sources des sources adjacentes n’ont pas forcément les mêmes propriétés d’aimantation :  plusieurs âges d’aimantation ?  plusieurs processus d’aimantation ? - les sources de la lithosphère de l’hémisphère sud sont plus aimantées que celles du nord, pour des profondeurs équivalentes :  différents processus d’aimantation ?  désaimantation ? Pôle S Pôle N > 60 A/m < 10 A/m 30 à 60 A/m 50 50 < 5 A/m z (km) 80 z (km) (MOLA Science Team) 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions

Comparaison avec d’autres études Auteurs Valeurs d’aimantation Études locales Connerney et al., 2001 60 A/m Frawley & Taylor, 2004 20 A/m Smrekar et al., 2004 6, 9, 12 ou 20 A/m Langlais & Purucker, 2006 1 à 10 A/m Études globales Purucker et al., 2000 20 A/m (sur 50 km) Arkani-Hamed, 2003 20-30 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, 2005 20 A/m (40 km) Aimantation rémanente de la lithosphère océanique terrestre Refroidissement basalte : aimantation thermo-rémanente (ATR) = 20 A/m si champ magnétique ambiant ~ 50000 nT Mais… - cette ATR diminue jusqu’à moins de 5 A/m en 20 Ma… (Bleil & Petersen, 1983) - épaisseur aimantée < 4 km environ 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions

Comparaison avec d’autres études Auteurs Valeurs d’aimantation Études locales Connerney et al., 2001 60 A/m Frawley & Taylor, 2004 20 A/m Smrekar et al., 2004 6, 9, 12 ou 20 A/m Langlais & Purucker, 2006 1 à 10 A/m Études globales Purucker et al., 2000 20 A/m (sur 50 km) Arkani-Hamed, 2003 20-30 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, 2005 20 A/m (40 km) Aimantation rémanente de la lithosphère océanique terrestre Refroidissement basalte : aimantation thermo-rémanente (ATR) = 20 A/m si champ magnétique ambiant ~ 50000 nT Mais… - cette ATR diminue jusqu’à moins de 5 A/m en 20 Ma… (Bleil & Petersen, 1983) - épaisseur aimantée < 4 km environ Les intensités d’aimantation sont ~10x plus fortes par rapport aux intensités maximales sur Terre, et l’épaisseur d’aimantation est plus grande  matériel aimanté : magnétite (Dunlop et Arkani-Hamed, 2005) 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions

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

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

Processus géologiques au Noachien Formation de magnétite ? Sur Terre : - Basalte océanique frais  Ti-magnétite primaire : ATR - Croûte océanique plus vieille  magnétite secondaire par serpentinisation : ACR (Nazarova, 1994) Conditions sur Mars au Noachien : Lithosphère de composition basaltique 2. Abondance de l’eau (Médard et Grove, 2006) Champ magnétique intense (dynamo) Convection dans le manteau primitif 30 (Mg0.8 ; Fe0.2) SiO3 + 18 H2O 8 Mg3Si2O5(OH)4 + 2 Fe3O4 + 2 H2 + 14 SiO2 Mr = 9 à 90 A/m Enstatite (20 % Fe) Eau Lizardite Magnétite Dihydrogène Quartz La serpentinisation a pû être un des mécanismes à l’origine de l’aimantation profonde et intense de la lithosphère martienne au Noachien 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions

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

Les pôles magnétiques au Noachien Hypothèse : champ magnétique axial dipolaire Application des équations du paléomagnétisme Position d’anciens pôles magnétiques virtuels Région Lat. (°N) Lon. (°E) I (°) D (°) Terra Sirenum -32.4 189.9 -57.0 80.7 -35.3 198.4 -50.7 53.2 -33.1 203.6 21.0 12.7 Sud de Syrtis Major -6.3 65.0 -49.6 12.8 -6.5 69.0 -90.0 - -15.8 70.9 42.1 35.9 -7.3 58.5 -2.7 -14.5 Hémisphère Nord 64.2 24.7 31.3 -42.8 58.2 28.1 -20.0 -69.8 Lat. (°N) Lon. (°E) 25.7 309.6 45.9 299.2 44.3 221.1 63.0 220.1 6.5 249.0 36.7 112.7 74.4 350.2 34.6 256.8 1.5 275.6 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions

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

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

Un mouvement de l’axe de rotation ? Tharsis a stabilisé l’axe de rotation de Mars (Spada et al., 1996) Mouvement apparent de l’axe 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 ? Moins de 100 Ma (Spada et al., 1996 ; Wieczorek et al., 2005 ; Rouby et al., 2006) 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions

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

Conclusions Étude de trois cas sur Mars : nécessité d’utiliser 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 l’Hémisphère Sud, faiblement aimantées dans l’Hémisphère Nord  accord avec d’autres études Implications sur l’évolution primitive de Mars Proposition d’un modèle de serpentinisation produisant beaucoup de magnétite, à l’origine des anomalies magnétiques Mise en évidence (et confirmation) d’un mouvement du pôle probablement lié à la mise en place de Tharsis 1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. CONCLUSIONS

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

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