Diapositive 1

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Nathalie MICHEL Nathalie.michel_at_cesr.fr 2ème
année de thèse Département Système Solaire Dir.
Olivier Forni
EVOLUTION THERMIQUE PRIMORDIALE DE MARS
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. 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.
Résumé
Contexte et Objectifs

• 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.

• Comprendre la dichotomie de la croûte Martienne

Convection dans le manteau Martien (en prenant
plusieurs paramètres en compte et en particulier
les transitions de phases)

• Lévolution thermique de Mars

• La disparition du champ magnétique

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).

• Larrêt et la reprise éventuelle de la dynamo

Résultats
Code numérique
(a)
(b)

• 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
• Le refroidissement du noyau à partir de son état
  initialement chaud 7
• La décroissance des éléments radioactifs En
  prenant les valeurs de 16 ppb U et les rapports
  de concentrations de K/U de 104 et Th/U de 3 8,
  9.
• 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).
• 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

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 107. Les
températures varient de 0 (bleu) à 1 (rouge).
(a)
(b)
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 107.
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.
Furturs travaux
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.
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