Le comptage de cratères sur une surface planétaire est à l’heure actuelle le seul moyen de préciser la temporalité des événements ayant marqué l’histoire des corps telluriques. Cette technique nécessite de connaitre précisément le taux avec lequel se forme les cratères d’impact, c'est-à-dire le flux d’impact, mais aussi son évolution en fonction du diamètre des cratères, la fonction de production. Ensemble, ces deux variables forment le système de chronologie d’un corps planétaire. Il est relativement bien contraint entre 3,9 et 3,5 milliards d’années avant notre ère et considéré comme constant depuis 3 milliards d’années, une hypothèse remise en cause par des observations lunaires et terrestres. Les cratères d’impact à éjecta lobés sont très nombreux sur Mars. Leur morphologie traduit la présence d’une grande quantité de glace d’eau dans le sous-sol au moment de l’impact. La variation spatio-temporelle de cette couche est très peu contrainte. Celle-ci est principalement influencée par l’obliquité de la planète. Leurs nappes d’éjecta sont continues et constituent donc des surfaces idéales pour dater leur formation. L’objectif de cette thèse est de mieux contraindre la chronologie martienne et la variation de l’extension de la couche de volatiles présente sous la surface de Mars responsable de telles morphologies. Par la datation de la mise en place d’une population de cratères à éjecta lobés situés sur Acidalia Planitia, il a été possible de comparer leur fréquence de formation avec le flux d’impact qui a été utilisé pour les dater. Un important désaccord entre nos données et le modèle à flux constant a pu être observé. Un test d’autocohérence entre le flux d’impact mesuré et le flux utilisé pour dater chaque cratère a permis de montrer que le taux d’impact le plus en accord avec nos données était celui présentant un pic de cratérisation entre 0,5 milliards d’années et la période actuelle. Ce pic est associé à deux collisions dans la ceinture principale d’astéroïdes. Néanmoins, cette méthode inverse est soumise à un problème logique mis en évidence par la simulation d’une population de cratères synthétiques. Il apparaît à posteriori que la variable temporelle de la chronologie martienne doit être la fonction de production des cratères d’une centaine de mètres de diamètre. Ces résultats modifient profondément l’âge des surfaces martiennes qui peuvent être mesurés par comptage de cratères. La datation de l’ensemble des cratères martiens dont les nappes d’éjecta lobés sont très étendues a permis également de mettre en évidence une augmentation de l’âge de ces cratères avec la diminution en latitude. Nous avons interprété ces observations comme étant le résultat de l’évolution récente de l’extension de la couche riche en volatils sous la surface de Mars, en lien avec la variation de l’obliquité de la planète. En effet, une diminution de l’angle d’obliquité de Mars il y a 4 millions d’années a restreint l’extension de la couche de volatils à haute latitude. Le lien étroit entre la localisation de ces cratères et leurs âges a permis de poser certaines conditions quant à l’évolution possible de l’obliquité martienne sur les 80 derniers millions d’années. Enfin, la révision de la base de données de cratères martiens la plus complète à ce jour au moyen d’une interface accessible à tous a permis de créer le premier catalogue de cratères adapté à la datation de surfaces martiennes. Nous avons pour cela mis en place une classification des cratères permettant l’exclusion, lors d’une datation, des cratères de type secondaire, fantôme ainsi que des fausses détections contenus dans la base de donnée originelle. / Counting craters on planetary surfaces is currently the only way to precise the events temporality which have marked the history of terrestrial bodies. This technique requires the precise knowledge of the rate with which impact craters are emplaced over time, the impact flux, but also its evolution in function of crater diameter, the production function. Together, these two variables constitute the chronology system of a planetary body. This system is relatively well constrained between 3,9 and 3,5 billion years before present and considered to be constant since 3 billion years, a hypothesis challenged by earthly and lunar observations. Layered ejecta craters are numerous on Mars. Their morphology is related to the presence of ice-rich material in the subsurface at the moment of the impact. The spatial and temporal evolution of this layer is poorly constrained. This one is primarily influenced by the obliquity of Mars. Their ejecta blankets are continuous and therefore constitute ideal surfaces to date the impact itself. The purpose of this thesis is to better constraint the Martian chronology and to better understand the variation of volatiles layer extent present under the surface of Mars. By the dating of the formation of a layered ejecta crater population located on Acidalia Planitia, it has been possible to compare the emplacement frequency of these structures with the impact flux that has been used to date them. An important mismatch between our data and the constant flux has been noted. An auto-consistency test between the measured impact rate and the rate used to date each crater has shown that the most consistent flux with our data is a cratering spike between 0,5 billion years and the actual period. This spike is associated to two main asteroid break-ups in the main asteroid belt. Nevertheless, this inverse method is challenged by a logical problem highlighted by the simulation of a synthetic population of craters. It appears a posteriori that the temporal fluctuation of the Martian chronology comes from the production function of impact craters of hundred meters of diameter. These results modify considerably the age of the Martian surface that we can measure by counting craters. The dating of all craters which exhibits a high extent of their ejecta blankets has also allowed to highlight an increasing of their age with the decreasing of the latitude. We have interpreted this observation by the result of the late evolution of the volatiles layer extent under the surface of Mars, linked to the shift of the obliquity. A decreasing of the Martian obliquity angle there was 4 million years ago has restricted the volatiles layer extent to high latitude. The close link between the location of these craters and their ages has allowed us to set some conditions of possible evolution of the Martian obliquity during the last 80 Myrs. Finally, the correction of the most complete Martian crater database thanks to a web interface accessible to everyone has allowed to create the first crater catalogue adapted to the martian surface dating. We have developed a crater classification allowing the exclusion, during a surface dating, of secondary craters, ghosts craters as well as false detections contained in the original database.

Jusqu’à peu, Mars était vue comme une planète à substrat crustal homogène, dominé par des basaltes à olivine. Les missions in situ ont contribué à bouleverser cette vision si simpliste. Le rover Curiosity qui sillonne le cratère d’impact de Gale formé à l’Hespérien (3.5-3.8 Ga) creusé dans des roches noachiennes (> 3.8 Ga), a ainsi découvert, grâce aux analyses LIBS (‘laser induced breakdown spectroscopy’) de l’instrument ChemCam, des roches ignées alcalines felsiques noachiennes, révélant un magmatisme primitif évolué (Sautter et al., 2016) : ce résultat est en accord avec l’identification récente de clastes ignés felsiques d’âge Noachien observés dans la brèche martienne NWA 7533 et ses paires. Une croûte primitive martienne évoluée de type ‘continentale’ aurait-elle existé ? C’est ce que suggère ce travail de par l’observation orbitale GRS de plusieurs terrains noachiens felsiques enrichis en K et Th et abondants en feldspaths. Par ailleurs, du fait de l’identification de feldspaths peu calciques dans les roches et clastes de Gale et de la brèche, il est envisagé ici que la croûte primitive martienne ait pu se former selon un modèle différent de l’océan de magma défini sur la Lune. De plus, la quantification de Li, Rb, Sr et Ba dans l’ensemble des matériaux ignés de Gale analysés par la LIBS ainsi que leurs concentrations dans les clastes ignés de la brèche, suggèrent l’existence de plusieurs réservoirs magmatiques primitifs. En parallèle, la quantification du Cu à partir des données LIBS effectuée dans cette étude, met en évidence des abondances anormalement élevées dans des roches potassiques de la région de Kimberley. Majoritairement associées à des silicates détritiques ignés, ces phases de cuivre proviendraient d’une source magmatique primitive siliceuse localisée dans le flanc Nord de Gale. Au Noachien, la circulation hydrothermale dans un magma évolué aurait formé un gisement métallifère de cuivre aux alentours du cratère. Finalement, la Terre et Mars sont géologiquement plus proches que jamais / Until recently, Mars was considered as a planet with a homogeneous crust dominated by olivine-rich basalts. This simplistic vision has been largely disrupted especially with results of recent in situ missions. In this way, the Curiosity rover that travels in Gale crater, which formed by impact during the Hesperian period (3.5-3.8 Gyr) within igneous basement rocks dated at 4.2 Gyr, discovered Noachian alkaline igneous rocks (> 3.8 Gyr) using the ChemCam LIBS instrument (‘laser induced breakdown spectroscopy’): this observation along with the recent identification of Noachian igneous felsic clasts within the breccia meteorite NWA 7533 and subsequent paired stones, revealed an evolved primitive magmatic system (Sautter et al., 2016). Would an evolved ‘continental’ primitive crust have ever existed on Mars? This is favored in this work by orbital GRS observations showing several Si-K-Th-rich Noachian terrains displaying abundant feldspars. Besides, the identification of low-Ca feldspars within the clasts of the breccia and Gale rocks, suggests that the primitive martian crust may have formed according to a model that differs from the lunar magma ocean. In addition, the LIBS quantification of Li, Rb, Sr and Ba presented in this work in igneous rocks, along with the distribution of alkali trace elements within the igneous clasts of the breccia, suggests the potential occurrence of several magmatic reservoirs. Concurrently, in the Kimberley formation, copper quantification using LIBS data, reveals anomalously elevated abundances within potassic rocks: these Cu-phases mainly associated with detrital igneous silicates, would come from a primitive felsic igneous source located in the northern rim. During the Noachian period, the hydrothermal circulation within an evolved magmatic chamber favored the formation of a Cu-bearing deposit in Gale vicinity. After all, the Earth and Mars are geologically closer than ever

Afin d'étudier les variations temporelles du signal acoustique dans un lac de cratère nous avons réalisé une station de mesure permanente et l'avons installée en novembre 1994 dans le lac de cratère du volcan Taal (philippines). Cette station acquiert tous les quarts d'heure des échantillons temporels du signal acoustique (à 40 mètres de profondeur) dans trois bandes de fréquences différentes: BF(<500hz), MF (<12,5 kHz) et HF(<500kHz). Le traitement des données permet la représentation d'un sonogramme. Une variation importante du signal acoustique a été induite par le séisme de Mindoro (magnitude 7. 1 ) du 15 Novembre 1994 situé à 46 km du Taal. La puissance thermique apportée au lac chute brutalement de 50%, le débit gazeux est ralenti de 1/10° . Les flux liquide et gazeux ne reviennent à leur état initial que 5 jours après. On assiste à un phénomène transitoire qui touche tous les paramètres mesurés : déformations, acoustique, thermique. A partir des données de la température du lac de cratère du Taal et des valeurs météorologiques, un calcul de l'apport énergétique de l'édifice volcanique au lac de cratère de 1990 à 1995 permet de mettre en évidence la reprise d'activité du volcan Taal depuis 1990, la puissance thermique mesurée passant de 50MW à 250MW. Le flux gazeux mesuré ne suffisant pas pour apporter une telle puissance, que ce soit au TaaI ou au Ruapehu, nous concluons que la chaleur est apportée majoritairement par des échanges liquides. Nous montrons par ailleurs que les variations de l'inclinaison du volcan sont fortement corrélées avec les variations de la puissance thermique. La mesure du signal acoustique en milieu volcanique est donc une méthode prometteuse qui mérite d'être mise en oeuvre dans d'autres édifices volcaniques.

L'utilisation d'outils en tant qu'aide à la nutrition a évolué indépendamment dans plusieurs groupes taxonomiques. Parmi ces outils, certaines constructions animales sont destinées à piéger les proies (e.g. les toiles d'araignées). Le fonctionnement physique de ces pièges reste largement inconnu à ce jour. Les pièges de type « toile » sont particulièrement difficiles à analyser car leurs architectures et leurs propriétés mécaniques sont complexes. Le fourmilion utilise du sable sec pour creuser un piège afin de capturer des fourmis. La proie est amenée jusqu'au prédateur sans effort de sa part dans les conditions optimales. Ce piège offre une architecture simple en forme de cratère, modèle idéal pour la compréhension physique du fonctionnement d'un piège. Une architecture optimale théorique est définie comme un cratère parfaitement conique, mais avec une pente inférieure à ce qu'autorise la physique du sable, afin d'éviter des avalanches inutiles. Un système de balayage et de modélisation tridimensionnelle a permis une reconstitution fine de l'architecture des pièges. Grâce à cet appareillage, il a été montré que le piège construit par le fourmilion était proche de l'optimalité, mais qu'une dégradation architecturale suscitait un comportement d'attaque et un coût de prédation : des jets de sable, pour déstabiliser les fourmis s'échappant du piège, et des morsures. Un stimulus artificiel modélisant les pas d'une fourmi sur le sable à aboutit à l'élaboration d'un biotest. Il a prouvé que le fourmilion utilise l'information mécanique propagée dans le sable pour orienter morsures et jets de sable. L'exploitation des particularités physiques du milieu granulaire « sable » garantit ainsi l'efficacité de la prédation. Ces résultats sont discutés dans une perspective d'écologie évolutive.

Cette thèse présente une étude expérimentale de l'impact de gouttes de fluides à seuil. Au-delà des applications (impression à jet d’encre solide, modélisation d’impact solide à grandes vitesses), cette étude permet de sonder le rôle de l'élasticité sur le comportement à temps court de ces fluides complexes. D'abord, nous nous sommes intéressés aux impacts sur une surface rigide. L'utilisation de fluides à seuil modèles (solutions concentrées d’argiles, micro-gel de Carbopol) et de surfaces d'impact variées (partiellement mouillante ou super-hydrophobe), révèle une grande variété de comportements, allant de l'étalement viscoplastique irréversible jusqu'à des déformations élastiques géantes. Un modèle minimal d'étalement inertiel, incluant une rhéologie élasto/viscoplastique, permet de décrire dans un cadre unique les principaux régimes observés. Au cours de cette étude, nous avons mis en évidence un phénomène spécifique avec le Carbopol : pour des grandes vitesses d'impact, on observe un étalement beaucoup plus grand sur des surfaces rugueuses hydrophobes que sur des surfaces lisses. Cette réduction apparente du frottement basal est discutée en termes de longueur de glissement et d'instabilité de « splash ». Enfin, nous avons étudié l’impact d'une goutte de fluide sur un sol constitué du même fluide, en utilisant un fluide à seuil transparent (Carbopol). La combinaison de lois d'échelle, d’expériences en « micro-gravité » et de mesures locales du champ de déformation montre que la dynamique du cratère transitoire est dominée par l’élasticité, même au-delà du seuil d’écoulement. Ces résultats pourraient avoir des implications dans le contexte des impacts de météorites en astrophysique. / This thesis presents an experimental study on the drop impact of yield-stress fluids. Beyond applications (solid ink-jet printing, lab modelling of high-speed collision of solids), this study offers a mean to probe the role of the elasticity on the short-time behaviour of these complex fluids. We have first studied drop impacts on solid rigid surfaces. Using different model yield-stress fluids (clay suspensions, Carbopol micro-gel) and impacted surfaces (partially wettable, super-hydrophobic), we have observed a rich variety of behaviours ranging from irreversible viscoplastic coating to giant elastic spreading and recoil. A minimal model of inertial spreading, including an elasto/viscoplastic rheology, allows explaining in a single framework the different regimes and scaling laws. In this study, we identified a specific phenomenon with Carbopol: for large impact velocities, the drop spreads much more on rough hydrophobic surfaces than on smooth surfaces. This apparent reduction of the basal friction is discussed in terms of slip length and splash instability. Endly, we investigated the impact of a drop onto a pool of the same fluid, using a transparent yield-stress fluid (Carbopol). The combination of scaling laws, micro-gravity experiments and local deformation measurements shows that the transient crater is dominated by elasticity, even beyond the flow threshold. These results could have implications for impact cratering in Planetary Sciences.