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LISTE DES PUBLICATIONS:
 

  • C. Gillmann, E. Chassefière and P. Lognonné. A consistent picture of early hydrodynamic escape of Venus atmosphere explaining present Ne and Ar isotopic ratios and low oxygen atmospheric content. Earth and Plant. Sci. Lett. 2009.
Résumé:

Pour étudier les conditions primitives de Vénus, nous implémentons un modèle d’échappement hydrodynamique de l’hydrogène dépendant de l’apport énergétique du flux d’extrêmes UV (EUV) et du vent solaire. Ce modèle évolue avec le temps et prend en compte l’effet de l’échappement de l’oxygène par entraînement. Il est de plus contraint par les rapports isotopiques 20Ne/22Ne and 36Ar/38Ar mesurés dans l’atmosphère de Vénus. Nous suggérons, grâce à ce modèle, que la quantité d’eau apportée au cours de l’accrétion de cette planète (10-100 Ma) n’excède pas l’équivalent du contenu d’environ 5 océans terrestres (5 OT). Dans notre scénario le plus probable, 40% de l’oxygène sont entrainés par l’hydrogène au cours de l’échappement pendant les 100 premiers millions d’années, tandis que les 60% restant (3 OT) demeurent dans l’atmosphère. En usant d’une comparaison avec le cas terrestre, nous concluons que l’échappement sur Vénus a dû s’arrêter aux alentours de 70 Ma, ce qui a déclenché la solidification de l’océan de magma et n’a pas laissé assez d’eau à la surface de la planète pour condenser des océans d’eau comme sur Terre. A l’inverse, la Terre, ayant potentiellement reçu plus d’eau au cours de son accrétion et sujette à un échappement hydrodynamique moins intense, serait restée humide jusqu’après la cristallisation de son océan de magma. Nous suggérons que l’oxygène demeurant dans l’atmosphère de Vénus aurait été perdu par dissolution dans l’océan de magma et oxydation. Dans le scénario que nous proposons, l’atmosphère dense de CO2 n’est pas le résultat d’une phase d’effet de serre galopant initial (humide), mais au contraire du dégazage de l’océan de magma lors de sa solidification et de l’exsolution du CO2 pendant une période où la pression partielle en eau était de plusieurs centaines de bar. Dans la phase suivante, entre 100 et 500 Ma, l’apport tardif en hydrogène, provenant de l’eau des comètes,  aurait pu être perdu par la fin de l’échappement hydrodynamique. Vers 500 Ma, l’atmosphère de Vénus pourrait ainsi avoir  abrité l’équivalent de quelques mètres d’eau sous forme gazeuse et une atmosphère contenant plusieurs bars d’oxygène. Au cours des périodes plus tardives, les mécanismes d’échappement non-thermique auraient pu retirer le reste de l’eau à l’atmosphère et mené au rapport D/H observé actuellement sur Vénus (un enrichissement d’un facteur 150). L’oxygène aurait été perdu par oxydation de la surface

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  • C.Gillmann, P.Lognonné and E.Chassefière, The Present-Day Atmosphere of Mars: Where Does it Come From?, Earth and Plant. Sci. Lett. (2009), volume 277, 384-393.
Résumé:

 

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  • P. van Thienen, K.Benzerara, D. Breuer, C.Gillmann, S.Labrosse, P. Lognonné and T. Spohn, 2007. Water, Life and Planetary Geodynamical Evolution. Space Sci. Rev. 129, 167-203. In Geology and Habitability of Terrestrial Planets, K.E. Fishbaugh, P. Lognonné, F. Raulin, D.J. Des Marais and O. Korablev (Eds), Space Sciences Series of ISSI.
Résumé:

La recherche  de la vie sur les planètes de notre système solaire, au cours des dernières décennies, nous a prouvé que les planètes telluriques sont bien plus qu’un simple substrat sur lequel la vie est susceptible de se développer. Les échanges à grande échelle de chaleur et de volatils entre l’intérieur des planètes et les atmosphères/hydrosphères, ainsi que la présence ou non d’un champ magnétique sont d’importants facteurs contribuant à déterminer l’habitabilité de la planète. Ce chapitre détaille ces processus, leurs interactions et le rôle que la vie peut jouer dans leur régulation ou leur modulation.

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  • C.Gillmann, 2009. Habitabilité à long terme des planètes telluriques (Thèse). Dirigée par Philippe Lognonné et Eric Chassefière.
Résumé:

 

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  • C. Gillmann, P. Lognonné and M. Moreira, Volatiles in the atmosphere of Mars: the effects of volcanism and escape constrained by isotopic data.EPSL.
Résumé:

Nous étudions l’évolution à long terme des conditions de surface de Mars au travers d’un modèle des effets du volcanisme et de l’échappement non-thermique durant les quatre derniers milliards d’années. Nous nous proposons d’utiliser les avancées récentes en matière d’observation et de modélisation pour contraindre les évolutions possibles de l’atmosphère de Mars au moyen des rapports isotopiques du carbone, de l’azote et de l’argon. L’évolution de l’argon est étudiée au travers d’une modélisation directe de son dégazage et de son échappement tandis que les autres espèces sont sujettes à un calcul de la situation passée à partir des données présentes. Au cours de notre étude nous ne considérons pas l’influence de l’échappement par érosion par impacts, échappement hydrodynamique ou formation de carbonates.

Le dégazage volcanique est obtenu à partir de modèles de production de croûte, de l’observation de la surface de Mars et de l’estimation du contenu en volatiles des laves. Les mesures ASPERA (Analyzer of Space Plasma and EneRgetic Atoms) et la modélisation des flux d’échappement des volatiles sont employées pour estimer les pertes de gaz par échappement ionique, criblage et recombinaison dissociative. Nous contraignons l’échappement maximal de CO2 au moyen de l’évolution de l’argon et du rapport 40Ar/36Ar dans l’atmosphère. Ceci impose un échappement compatible avec la révision à la baisse des estimations récentes de l’échappement non-thermique sur Mars. Nous démontrons qu’il est probable que l’atmosphère actuelle de Mars soit constituée en grande partie de gaz d’origine volcanique. L’emploi d’une faible concentration en CO2 dans les laves (150 ppm) mène à une situation où 50% de l’atmosphère actuelle a été produite depuis 3,7 Ga. Nous opposons cette formation tardive à une origine primitive, atmosphère en place au Naochien et composée de gaz primordiaux provenant de l’accrétion et de volatiles dégazés pendant cette période (pré 3,7 Ga). Ainsi, dans ces cas, l’atmosphère actuelle ne semble pas avoir plus de 1,9-2,3 Ga. La variation de pression atmosphérique au cours des quatre derniers milliards d’années est faible et ne dépasse pas environ 50 mbar, ce qui est cohérent avec le fait que l’essentiel des pertes de volatiles aurait eu lieu pendant les 500 premiers millions d’années de l’évolution de la planète. Les rapports isotopiques impliquent que l’azote de l’atmosphère martienne actuelle doit être ancien et soumis au fractionnement par échappement. Le CO2, en revanche propose un rapport isotopique plus stable et est plus jeune. L’eau semble de plus avoir été présente à la surface de Mars tout au long des quatre derniers milliards d’années (entre 1,6 fois plus et 3 fois moins que la quantité actuellement présente dans les calottes polaires martiennes). Il est toutefois improbable qu’elle ait pu résider à la surface sous forme liquide pendant la période étudiée sans une modification radicale des conditions de surface (comme suite à un changement des paramètres orbitaux, par exemple).

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  • Leblanc F., E., Chassefière, C. Gillmann and D. Breuer, 2012. Mars’ atmospheric 40Ar: A tracer for past crustal erosion. Icarus, Volume 218, Issue 1, March 2012, Pages 561–570
  •  (in preparation) C. Gillmann et al., The role of the formation of the moon in the creation of early habitability on the Earth.

          Autres publications:

  • C.Gillmann, 2012. Evolution of the Martian Atmosphere: a Short Review. In « Mars Transaction » (Mars Society Italy publication)

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