La naissance de la Lune, il y a environ 4.35-4.55 Ga, fut le résultat d'une collision majeure entre la proto-Terre et un embryon planétaire de la taille de Mars. L'énergie cinétique libérée lors de cet impact "géant" a sans doute été suffisante pour engendrer la fusion totale du manteau terrestre sur une profondeur de plusieurs milliers de kilomètres. La première croûte et réservoirs mantelliques différenciés furent ainsi produits par cristallisation de cet océan magmatique, avant d'être en grande partie réhomogénéisés par le recyclage crustal et le mélange convectif. Ce projet vise à apporter de nouvelles contraintes sur la chronologie et les mécanismes précoces (>4 Ga) de différenciation du manteau et de la croûte terrestres. A cet effet, une approche multi-isotopique combinant les systèmes 146,147Sm-142,143Nd et 176Lu-176Hf a été appliquée aux roches mafiques et ultramafiques de l'assemblage de Nulliak (3.78 Ga, Bloc de Saglek, Labrador) et de la ceinture supracrustale d'Ukaliq (3.75 Ga, Craton du Supérieur, Québec). L'application du système couplé 146,147Sm-142,143Nd aux échantillons de cette étude a permis de déterminer précisément l'âge de différenciation de la Terre silicatée, à 4.40±0.03 Ga. Cet âge est similaire à celui des plus anciennes roches lunaires, et légèrement antérieur à l'âge de cristallisation de l'océan magmatique lunaire (4.36±0.03 Ga). Les signatures 142,143Nd observées dans les roches Eoarchéennes de Nulliak et les laves Néoarchéennes de Theo's Flow (2.7 Ga, Abitibi) sont remarquablement similaires, et suggèrent une source mantellique commune, différenciée il y a ~4.4 Ga et préservée du mélange convectif sur une échelle de temps de plusieurs milliards d'années. L'application de la systématique 176Lu-176Hf aux metakomatiites de Nulliak indique que leur manteau source était caractérisé par des rapports Lu/Hf et Sm/Nd superchondritiques, impliquant un épisode antérieur de différenciation dans le champ de stabilité du grenat (P=3-25 GPa). De manière plus générale, il apparaît que l'ensemble des komatiites Eo- et Mesoarchéennes définissent une corrélation εHf-εNd de pente distincte (~4) à celle de la corrélation εHf-εNd du manteau moderne (~1.5). Cette signature est caractéristique d'une différenciation mantellique en présence de grenat et ne peut être attribuée à la cristallisation de pérovskite aux pressions du manteau inférieur. L'ensemble de ces observations est interprété comme reflétant une différenciation du manteau supérieur lors de la phase finale de cristallisation de l'océan magmatique, suivi du recyclage de ces cumulats superficiels dans le manteau profond par un mécanisme d'overturn. L'enregistrement isotopique Archéen en 142Nd pourrait ainsi refléter un échantillonnage ponctuel de ces hétérogénéités primordiales dans des contextes de points chauds au cours des deux premiers milliards d'années de l'histoire de la Terre / The Earth is a telluric planet that formed by collision with and accretion of multiple differentiated proto-planetary bodies. The latest of these collisions, the Moon-forming impact, occurred between the proto-Earth and a Mars-sized impactor ~4.35-4.55 Ga ago. Kinetic energy released during impact likely induced global melting of the silicate Earth over depths of thousands of kilometers. Crystallization of this magma ocean then resulted in the differentiation of primordial crustal and mantle reservoirs that were subsequently rehomogenized by convective stirring. The aim of this project is constrain the timing and differentiation mechanisms of the early silicate Earth (>4 Ga ago), using a multi-isotopic approach combining coupled 146,147Sm-142,143Nd chronometry and 176Lu-176Hf systematics. These isotopic tools were used to study well-preserved mafic to ultramafic rocks from the Nulliak assemblage (3.78 Ga, Saglek block, Labrador) and from the Ukaliq Supracrustal Belt (3.75 Ga, Superior Province, Quebec). Application of coupled 147Sm-143Nd and 146Sm-142Nd systematics to Archean rocks from this study provides a precise differentiation age of 4.40±0.03 Ga for the early silicate Earth. This event predates the final stage of magma ocean solidification on the Moon by <50 Ma, consistent with near synchronous cooling of terrestrial and lunar mantles in the aftermath of the giant impact. Furthermore, the similarity of 142,143Nd signatures between the Eoarchean Nulliak metakomatiites and Neoarchean lavas from Theo's flow (2.7 Ga, Abitibi) suggests that their parent magmas were derived from a common mantle source. This depleted mantle reservoir differentiated 4.4 Ga ago and remained isolated from mantle mixing on a billion year timescale. Application of 176Lu-176Hf systematics to Nulliak metakomatiites indicates extraction from a source with both suprachondritic ratios of Lu/Hf and Sm/Nd, consistent with prior depletion at shallow depth in the garnet stability field (P=3-25 GPa). Collectively, Eo- and Meso-Archean komatiites define an ε176Nd-ε143Nd array with a slope of ~4, significantly distinct from that of the modern mantle array (~1.5). This signature requires differentiation in the presence of garnet and cannot be attributed to crystallization of a perovskitic assemblage in a deep magma ocean (P>25 GPa). We interpret our observations to reflect differentiation of shallow cumulates during the final stage of magma ocean crystallization, followed by overturn and foundering of these dense cumulates in the deep mantle. The Archean 142Nd record may thus primarily reflect episodic sampling of these primordial heterogeneities by hot mantle plumes rather than progressive mixing of highly depleted Hadean reservoirs

Cette thèse présente une nouvelle vision de la structure interne de la Lune, au travers des données sismologiques Apollo, et des résultats récents de Clementine et Lunar Prospector. Après une revue de l'exploration et de la science lunaires, nous présentons la première utilisation des fonctions récepteur sur les données sismologiques lunaires, qui a permis d'identifier des phases Sp, converties à la base de la croûte. Nous décrivons ensuite notre ré-investigation complète des données sismologiques Apollo, et l'inversion des temps d'arrivée qui nous conduit à proposer un nouveau modèle de l'intérieur de la Lune. La principale caractéristique en est une croûte d'environ 30 km d'épaisseur, deux fois plus fine que les précédentes estimations. La dernière partie de la thèse envisage pour la première fois les données sismologiques en termes de variations latérales de profondeur du Moho, via une inversion de Monte-Carlo, dont les résultats sont directement comparables aux modèles gravimétriques.

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).