La recherche de nouvelles formes de vie est une quête passionnante mais quidemande avant tout de comprendre l'origine de l'apparition d'une forme de vie.La seule planète qui abrite la vie à notre connaissance est la Terre. Comprendrepourquoi les autres planètes de notre système solaire n'en abrite pas ou plus estune étude nécessaire pour pouvoir mieux cibler nos cherches de nouvelles vies dansles autres systèmes stellaires. L'objectif de cette thèse est d'apporter des premierséléments de réponse à cette question. Nous nous sommes principalement concentréssur la comparaison d'évolution thermique entre Mars, la Terre et Vénus vers lafin de leur accrétion lors du refroidissement de leur océan de magma. L'évolutionthermique d'océans de magma produits par collision avec des impacteurs géantslors de l'accrétion est supposée dépendre de la composition et de la structure del'atmosphère à travers l'effet de serre du CO2 et H2O relâché par le magma durantsa cristallisation. Afin de contraindre les différentes échelles de temps de refroidissementdu système, nous avons développé un modèle 1-D de convection paramétréd'un océan de magma couplé avec un modèle atmosphérique 1-D radiatif-convectif.Nous avons conduit une étude paramétrique et décris l'influence de plusieurs variablestelles que le contenu initial en volatils, la profondeur initiale de l'océan demagma ou encore la distance planète-soleil. Nos résultats suggèrent que la présenced'une atmosphère de vapeur retarde la fin de la phase d'océan de magma d'environ1 Ma. De plus, nous observons également que la vapeur d'eau condense en un océanaprès 0.1, 1.5 et 10 Ma respectivement pour Mars, la Terre et Vénus. Ce tempsserait virtuellement infini pour une planète de la taille de la Terre située à moins de0.66 ua du soleil. Au regard de ces résultats, nous remarquons que pour la Terre etMars, les échelles de temps de formation d'un océan d'eau sont plus courtes que lagamme de temps entre chaque impacts majeurs. Ceci impliquerait que des océansd'eau successifs peuvent s'être développés durant l'accrétion. En revanche, Vénus,du fait de sa grande proximité avec le seuil de distance au soleil (0.66 ua), pourraitavoir maintenu sa phase d'océan de magma plus longtemps durant l'accrétion.Par la suite, la prise en compte de l'échappement hydrodynamique nous a permisde constater que ce phénomène a très peu d'incidence sur le réservoir global d'eaud'une planète durant la phase d'océan de magma. Cependant, on observe qu'aprèsla condensation de la vapeur d'eau, l'échappement devient de plus en plus efficaceet le réservoir d'eau fini par être totalement évaporé peu de temps avant la fin de lasolidification du manteau. Enfin, nous avons commencé à étudier l'influence d'autresgros impacts durant le refroidissement de l'océan de magma. Les premiers résultatsmontrent que dans le cas de Mars et la Terre, la durée de leur phase d'océan demagma est plus courte que la gamme de temps entre chaque impact majeur. Il en résulte que ces planètes ont dû connaitre une alternance entre phase d'océan demagma et phase d'océan d'eau. Ce phénomène n'a en revanche pas dû avoir lieusur Vénus. En effet, la durée de sa phase d'océan de magma est plus longue que lagamme de temps entre chaque impact majeur. C'est pourquoi, la phase d'océan demagma sur Vénus a dû se prolonger durant toute la phase d'impacts et qu'aucunocéan d'eau n'a pu se former avant la fin de cette période.
| Identifer | oai:union.ndltd.org:CCSD/oai:tel.archives-ouvertes.fr:tel-00931698 |
| Date | 04 December 2013 |
| Creators | Lebrun, Thomas |
| Publisher | Université Paris Sud - Paris XI |
| Source Sets | CCSD theses-EN-ligne, France |
| Language | French |
| Detected Language | French |
| Type | PhD thesis |
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