La taille de grains dans le manteau terrestre a des implications cruciales sur les processus à grande échelle, telles que la propagation des ondes sismiques, la perméabilité et la rhéologie des roches. Cependant, la taille de grains évolue constamment avec le temps, car la croissance de grains statique induit une augmentation de la taille moyenne tandis que la recristallisation dynamique contribue à sa décroissance. La croissance d’olivine au sein d’agrégats mantelliques dans un milieu inter-granulaire sec, en présence de liquide magmatique ou dans des conditions sursaturées en eau a été modélisée dans le cadre de cette thèse. En s’appuyant sur la théorie de croissance cristalline ainsi que sur des expériences à 1-atmosphère et hautes températures précédemment publiées, la loi de croissance d’olivine sèche a été déterminée. Le facteur limitant est, dans ce cas, la diffusion du silicium aux joints de grains à travers une épaisseur effective de 30 nm. La croissance d’agrégats en présence de liquide magmatique et fluide aqueux a été contrainte par de nouvelles expériences haute pression/haute température. Ces données indiquent que les taux de croissance sont significativement plus importants que dans des conditions sèches et sont limités par des réactions aux interfaces cristal/liquide. Nous proposons une loi de croissance générale régulée par une combinaison de joints de grains secs et mouillés, grâce aux paramètres de contiguité et de mouillabilité. Cette loi de croissance unifiée est fondamentale pour extrapoler les tailles de grains expérimentales à des échelles de temps, des profondeurs et des quantités de liquides relatives au manteau supérieur. / Grain size in the Earth’s mantle is a fundamental parameter that has crucial implications on large-scale processes, such as seismic wave propagation, the permeability and the rheology of rocks. However, grain size is constantly evolving with time, where static grain growth implies an increase of the average grain size whereas dynamic recrystallization contributes to its decrease. Static grain growth of olivine-rich mantle aggregates in an intergranular medium being dry, melt-bearing and water-oversaturated has been here modeled. By using the appropriate theoretical background, the dry olivine grain growth law has been established from previously published experimental grain growth data at 1-atmosphere and high-temperature conditions. Grain growth rates for these samples are limited by silicon diffusion at grain boundaries through an effective width of 30 nm. Grain growth for melt- and water-bearing aggregates was, however, constrained by new high-pressure and high-temperature experiments. This data indicates that grain growth rates for liquid-bearing samples are significantly faster than for dry samples and are limited by precipitation reactions at the crystal/liquid interface rather by diffusion through the liquid phase. We propose a general grain growth law, which takes into account dry grain boundaries as well as wetted grain-grain interfaces, through the contiguity and wetness parameters. This unified law is fundamental to extrapolate experimental grain sizes to time scales, depths and liquid contents that are relevant of the upper mantle.

La formation des noyaux planétaires métalliques est un évènement majeur pour l’évolution des propriétés physico-chimiques des planètes telluriques telles que nous les connaissons aujourd’hui. En effet, l’abondance des éléments sidérophiles (i.e. qui ont des affinités chimiques avec les phases métalliques) dans les manteaux planétaires s’explique par les conditions dans lesquelles se sont séparées les phases métalliques et silicatées. Au premier rang de ces conditions se trouvent la pression, la température et la fugacité d’oxygène. La distribution des éléments dans le noyau et le manteau ne peut en effet s’expliquer que pour un équilibre obtenu dans un océan magmatique profond, donc à haute pression et haute température ; et dans des conditions d’oxydo-réduction variables, dont l’évolution la plus probable est de passer d’un état réduit à un état oxydé. Un autre paramètre important est la présence ou non d’eau dans l’océan magmatique primitif. En effet, nous disposons de plus en plus d’arguments permettant d’expliquer l’arrivée des éléments volatils, notamment l’eau, pendant l’accrétion, à partir de briques élémentaires qui contiennent ces éléments. Si l’eau est présente tout au long de l’accrétion, et donc pendant la ségrégation du noyau, elle peut donc avoir un effet sur ce dernier phénomène. Dans cette hypothèse, nous avons mené des expériences de haute pression et haute température permettant de modéliser expérimentalement la formation du noyau en condition hydratée. Ces expériences nous ont permis de montrer que la présence d’eau a un effet sur l’évolution de l’état d’oxydation des manteaux planétaires. Cette évolution oxydo-réductive nous a permis de contraindre des modèles d’accrétion basés sur un mélange de chondrites EH et CI, qui confirment des modèles construits à partir de données isotopiques. Ces modèles nous ont permis de contraindre les concentrations primitives maximum en eau probables sur Terre (1,2-1,8 % pds.) et sur Mars (2,5-3,5 % pds.). D’autre part, nos avons mis en évidence le caractère lithophile (i.e. qui a des affinités chimiques avec les phases silicatées) de l’hydrogène à haute pression, a contrario de plusieurs études précédentes. De ce fait, la différence entre les concentrations initiales élevées en eau que nous obtenons dans nos modèles d’accrétion et les concentrations en eau estimées sur Terre et sur Mars actuellement (2000 ppm et 200 ppm, respectivement) ne peut pas être expliquée par un réservoir d’hydrogène dans le noyau. Enfin, pour améliorer les modèles de formation du noyau, nous avons mis en évidence, par des modèles numériques, l’effet important de la viscosité de l’océan magmatique sur le taux d’équilibre entre noyaux et manteaux des planètes telluriques. Cela nous mène à ré-évaluer les modèles de formation des planètes telluriques basés sur des résultats expérimentaux à l’équilibre, notamment l’extension maximale de l’océan magmatique. L’évolution de la viscosité de l’océan magmatique a donc un impact important sur la composition finale des noyaux planétaires (par exemple les teneurs en soufre, oxygène ou silicium des noyaux terrestres et martiens). / The formation of the metallic planetary cores is a major event regarding to the evolution of physical and chemical properties of the telluric planets as we know it today. Indeed, the siderophile elements (i.e. which has affinities with metallic phases) abundances in planetary mantles is explained by the conditions of core-mantle segregation. Among these conditions, pressure, temperature and oxygen fugacity are the main ones controlling distribution of the elements between mantle and core. This distribution can only be explained by an equilibrium between metal and silicate obtained in a deep magma ocean, which implies high pressure and high temperature of equilibrium. Moreover, the oxygen fugacity must have varied during core-mantle segregation, in a reduced-to-oxidized path most probably. Another important parameter is whether or not water is present in the primordial magma ocean. Indeed, we now have more and more lines of evidences showing that the volatile elements, especially water, arrived during accretion and therefore during the core-mantle segregation, which means that water can have an effect on the latter phenomenon. Considering this hypothesis, we performed several high pressure-high temperature experiments which allowed us to model the formation of the core under hydrous conditions. These experiments demonstrated that water has a significant effect on the redox state evolution of planetary mantles. We use this redox evolution to constrain models of planetary accretions, based on a mix of EH and CI chondrites, showing a good agreement with models based on isotopic data. The output of these models is the maximum initial concentration in water on the Earth (1.2 -1.8 %wt) and on Mars (2.5-3.5 %wt). Furthermore, these experiments showed a lithophile behavior (i.e. which has affinities with silicated phases) of hydrogen at high pressures, contrary to previous studies. Therefore, the difference between high initial concentrations in water yielded by our accretion models and the estimated actual concentrations on the Earth and Mars (2000 ppm and 200 ppm, respectively) cannot be explained by a hydrogen reservoir in the core. Finally, to improve the models of core-mantle segregation, we showed by numerical simulations the important effect of the magma ocean viscosity on the equilibrium between planetary mantles and cores. it lead us to reevaluate the models of accretion based on experimental data, especially the maximum extent of magma oceans. The evolution of the magma ocean viscosity has therefore significant implications on the final composition of planetary cores (for instance on the sulfur, oxygen and silicon content of the Earth’s and Mars’ core).