Les instabilités gravitaires contribuent aux processus de transport de matière à la surface des planètes et constituent des risques importants pour les populations sur Terre. Afin d'apporter des contraintes sur la dynamique des instabilités gravitaires, notre étude se base sur le couplage entre simulation numérique et analyse des données par télédétection. Le modèle utilisé s'est montré capable de reproduire des ob- servations en laboratoire ainsi que la dynamique enregistrée par des signaux sismiques pour un exemple terrestre. En outre, nous avons développé une méthode de reconstruction topographique pré-glissement en utilisant les données satellitaires afin d'étudier les effets des conditions initiales. En effet, la distance d'arrêt (runout) des dépôts est très largement utilisée dans l'analyse de la dynamique des glissements de terrain ainsi que dans la calibration des paramètres rhéologiques impliqués dans la modélisation, et ce malgré les incertitudes sur la géométrie initiale. Nous montrons par des tests théoriques que le runout est faiblement affecté par la géométrie du plan de rupture. Au contraire, l'extension latérale se révèle être contrôlée par la géométrie initiale ce qui fourni un cadre unique pour remonter également au volume initial. L'application aux exemples martiens apporte des contraintes sur les conditions de mise en place et ouvre de nouvelles perspectives pour la compréhension de la dynamique de ces processus. En outre, nous introduisons un nouveau paramètre de dissipation empirique indépendant de la topographie permettant, sans calibration, de retrouver par la simulation la bonne distance de runout dans un contexte géologique donné.

Les processus internes et externes qui ont formé et structuré la croûte de la planète Mars au début de son histoire sont actuellement mal connus. Le canyon de Valles Marineris représente la plus grande coupe naturelle à la surface de Mars, où affleure la croûte moyenne et supérieure. L'étude de cette région clé a été abordée minéralogiquement et morphologiquement à partir de données hyperspectrales CRISM, et des images à haute résolution HiRISE de la mission MRO (NASA, 2006). La base du canyon est constituée de roches massives, fracturées, à fort albédo, riches en pyroxènes pauvres en calcium, pénétrées par des dikes verticaux riches en olivine. Ces roches sont interprétées comme des affleurements de croûte primitive, préservée et exposée dans son contexte originel. Les plateaux bordant le canyon sont couverts d’une formation de 100m d’épaisseur d’argiles ferromagnésiennes, recouvertes d’argiles alumineuses. Cette formation géologique visible sur plus de 106km2 traduit un niveau d’altération de la croûte sous un climat humide. Enfin, les dépôts stratifiés centraux de la région de Capri Chasma, d'épaisseur plurikilométrique, sont riches en sulfates monohydratés et polyhydratés, corrélés à des groupes de strates distincts. Ces sédiments se sont déposés durant l’Hespérien et ont ensuite été érodés par des processus fluviatiles. Ces résultats permettent de reconstituer la succession d’événements suivants : I) formation de la croûte primitive témoin d’un océan magmatique primitif, II) recouvrement de cette croûte primitive par un empilement volcanique, III) Altération de surface à grand échelle, IV) Ouverture du canyon de Valles Marineris, V) dépôts et érosion de niveaux stratifiés riches en sulfates. / Valles Marineris is a unique vertical section through the uppermost kilometers of the martian crust; its location, east of Tharsis bulge, and its water-related history suggest a great diversity of rock types in this area. High resolution morphologic (HiRISE) and mineralogic (CRISM) data from the MRO mission (NASA, 2006) available over the area were investigated. A typical succession of horizontal units of distinct morphologies and mineralogies was observed in the Eastern part of Valles Marineris, including basaltic lavas, phyllosilicate-rich boulders and a LCP (Low-Calcium Pyroxene)-rich basement. This basement, interpreted as being a uniquely preserved outcrop of pristine Noachian crust, is intruded by olivine-rich dikes, which are valuable witnesses of early magmatic and tectonic processes. A thin light-toned formation, enriched in Fe/Mg smectites at its base, and Al-phyllosilicates at its top, is draping the Noachian plateaus around the canyons. This widespread unit could have formed by alteration under a wet climate, and is akin to pedogenesis. Finally, kilometer-thick layered deposits that are filling most of the canyons were analyzed in the area of Capri Chasma, at the outlet of Valles Marineris. These Hesperian-aged deposits are enriched in monyhydrated and polyhydrated sulfates and appear to have been eroded by younger fluvial processes. Both spectral types are associated with different units of distinct morphologies, at different elevations. All these observations were combined to propose the following succession of events: I- Formation of the pristine crust by crystallization in a magma ocean, II- Piling of lava flows on the top of this crust and dike activity, III- Widespread surficial alteration, IV- Opening of Valles Marineris, V- deposition and erosion of the sulfate-rich layered deposits.

Les processus internes et externes qui ont formé et structuré la croûte de la planète Mars au début de son histoire sont actuellement mal connus. Le canyon de Valles Marineris représente la plus grande coupe naturelle à la surface de Mars, où affleure la croûte moyenne et supérieure. L'étude de cette région clé a été abordée minéralogiquement et morphologiquement à partir de données hyperspectrales CRISM, et des images à haute résolution HiRISE de la mission MRO (NASA, 2006). La base du canyon est constituée de roches massives, fracturées, à fort albédo, riches en pyroxènes pauvres en calcium, pénétrées par des dikes verticaux riches en olivine. Ces roches sont interprétées comme des affleurements de croûte primitive, préservée et exposée dans son contexte originel. Les plateaux bordant le canyon sont couverts d'une formation de 100m d'épaisseur d'argiles ferromagnésiennes, recouvertes d'argiles alumineuses. Cette formation géologique visible sur plus de 106km2 traduit un niveau d'altération de la croûte sous un climat humide. Enfin, les dépôts stratifiés centraux de la région de Capri Chasma, d'épaisseur plurikilométrique, sont riches en sulfates monohydratés et polyhydratés, corrélés à des groupes de strates distincts. Ces sédiments se sont déposés durant l'Hespérien et ont ensuite été érodés par des processus fluviatiles. Ces résultats permettent de reconstituer la succession d'événements suivants : I) formation de la croûte primitive témoin d'un océan magmatique primitif, II) recouvrement de cette croûte primitive par un empilement volcanique, III) Altération de surface à grand échelle, IV) Ouverture du canyon de Valles Marineris, V) dépôts et érosion de niveaux stratifiés riches en sulfates.