La détermination du partage des éléments sidérophiles et volatils entre métal et silicates aux conditions du manteau profond de la Terre primitive peut fournir des contraintes relatives au mécanisme de formation du noyau terrestre. Des expériences ont été réalisées dans des cellules à enclumes de diamant (DAC) chauffées par laser afin d'étudier l'évolution du partage métal-silicate du soufre et du platine à haute température et haute pression. Le partage est déterminé grâce à la mesure sur échantillons trempés des concentrations par NanoSIMS et sonde électronique. L’affinité du soufre avec le métal, mesurée aux conditions de formation du noyau terrestre, est moins grande qu’attendue. En accord avec les observables cosmochimiques (météorites), il semble que la quantité de soufre dans le noyau ne peut excéder 2 poids%. Les modèles d’accrétion de la Terre, combinés à nos mesures du coefficient de partage du soufre en fonction de la pression et la température, indiquent que la concentration globale de soufre du manteau terrestre doit être le résultat d'une accrétion hétérogène. Ces données indiquent également un apport tardif des éléments volatils au cours de l’accrétion et de la formation du noyau. Les valeurs de partage du platine suggèrent que son abondance dans le manteau terrestre peut être expliquée simplement par la formation du noyau. De manière générale, ces résultats supportent les hypothèses selon lesquelles les noyaux des gros impacteurs n’ont pas pu s’équilibrer entièrement avec le manteau terrestre. Certaines fractions métalliques ont donc pu atteindre le noyau terrestre sans affecter le manteau. L’hypothèse d’un évènement tardif de ségrégation de sulfure durant la formation de la terre pourrait aussi expliquer les compositions du manteau terrestre observées. Ces résultats permettent de caractériser les processus de différenciation du manteau et du noyau et de mieux comprendre la formation de la Terre. / Measurements of the metal-silicate partitioning behavior of siderophile and volatile elements at the conditions of the deep primitive Earth can provide constraints on the mechanisms of terrestrial core formation. Experiments were conducted in a laser-heated diamond anvil cell to investigate the metal-silicate partitioning of sulfur and platinum at high pressures and temperatures. The partitioning behaviors were quantified post-experiment by high resolution NanoSIMS imaging. Sulfur was found to be moderately siderophile at core formation conditions and this, together with cosmochemical estimates, argue that it cannot be a major light element in the core. Accretion modeling with this new partitioning data implies that a heterogeneous accretion scenario can best explain the mantle and bulk Earth sulfur contents. The measured partitioning values for platinum are such that the mantle's platinum abundance can be sufficiently explained by core-mantle equilibration. Overall these results support the hypothesis that the cores of large impactors did not equilibrate fully with the magma ocean and metal could have sequestered to the Earth's core without leaving a record in the mantle. A late sulfide segregation event also likely played a role in establishing the observed mantle compositions. These findings help to further elucidate the accretion history of the Earth and core-mantle differentiation processes.

Les planètes rocheuses achèvent leur formation dans des processus collisionnels très énergétiques.L'énergie libérée lors des impacts majeurs a vraisemblablement fondu la surface des planètes, formant ainsi un océan de roches en fusion. Le refroidissement et la solidification de cet « océan de magma » conditionnent la différentiation chimique du manteau et la distribution des éléments volatils entre les différents réservoirs de la planète. C'est lors de cette phase évolutive, commune aux planètes rocheuses, que l'atmosphère est formée par dégazage des volatils et que les conditions initiales de l'évolution future des planètes se mettent en place. C'est ainsi une phase évolutive de première importance pour comprendre l'apparition des océans d'eau primitifs, le démarrage de la convection thermique du manteau et l'actuelle diversité des planètes telluriques.Un modèle numérique couplant l'évolution thermique de l'océan de magma en interaction avec l'atmosphère a été utilisé pour étudier le refroidissement de la planète et les conditions de surface résultantes. Nous avons investigué l'influence du contenu initial en volatil combiné avec la distance orbitale de la planète sur la formation des premiers océans d'eau à la fin du refroidissement, pour des atmosphères avec et sans nuages. Cette approche a ensuite été étendue aux planètes rocheuses extra-solaires orbitant des étoiles froides.Le contenu relatif en H2O et CO2 de l'atmosphère peut empêcher la formation d'océans, menant à des planètes ayant une surface solide sans océans d'eau. Des lois d'échelle prédisent la formation d'océans en fonction du contenu initial en volatil. Une épaisse couche nuageuse diminue la température de surface et maintient des conditions clémentes plus proche de l'étoile rendant ainsi possible la formation d'océan sur Vénus. Ces conditions de surface tempérées pourraient alors être favorable à l'émergence de la vie et suggèrent qu'en fonction de la couverture nuageuse, la Terre et Vénus pourraient être dans un état relativement similaire à la fin de la phase océan de magma, contrairement à ce qui est généralement admis.Pour les étoiles froides, la formation d'océans d'eau n'est possible qu'à des flux stellaires plus faibles que dans notre système solaire, correspondant à des distances étoile-planète relativement plus importantes.L'effet refroidissant des nuages est atténué pour les étoiles froides autour desquelles la bordure intérieure de la zone d'habitabilité tend à être indépendante de la couverture nuageuse. / At the end of the accretion phase, rocky planets grow through high energetic impact processes. Combined with other heat sources, they most likely melt the surface of the planets, forming an ocean of molten rocks. The cooling and solidification of this early so-called magma ocean strongly influences the earliest compositional differentiation and volatile distribution of the planet. Indeed, this common early evolution stage of rocky planets witnesses the degassing of the atmosphere and sets the initial conditions for the long-term evolution of the planets. It is thus of major importance in understanding the formation of the primitive water ocean, the onset of thermally driven mantle convection and the diversity of observed terrestrial planets.Using a coupled magma ocean-atmosphere thermal evolution model, we investigated the cooling of the planet and the surface conditions reached at the end of this early stage. We studied how the initial volatile content and the distance from the star influence the formation of a water ocean at the end of the cooling for both cloud-free and cloudy atmospheres. We extended this approach to planets orbiting colder stars than the Sun.The relative amount of H2O and CO2 in the atmosphere can preclude water ocean formation, leading to solid surface planets without water ocean. Scaling laws are derived to predict the formation of a water ocean as a function of the initial volatile content.The presence of a thick cloud cover extends clement surface conditions close to the star and allows for water ocean formation on early Venus. Such temperate conditions might be suitable for the emergence of life and suggest that, depending on the cloud cover, the Earth and Venus might not be as different as previously thought at the end of the magma ocean stage.For stars colder than the Sun, water ocean formation is shifted to farther star distances. The cooling effect of clouds becomes less efficient for cold stars whose inner edge of the temperate zone tends to be independent of the cloud cover.