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 ACTIVITES DE RECHERCHE

 

         Avant la thèse

   Mon premier stage de recherche, au cours de ma maîtrise de sciences de la Terre à l’ENS de Paris (Magistère I, 2003) avait pour objet d’étude la Terre et, plus précisément, la modélisation numérique de la rupture de la plaque plongeante lors de la subduction menant à la formation d’adakites. Ce stage a été réalisé à l’université de Nantes sous la direction des professeurs C. Sotin et O. Grasset. Cette première expérience de recherche a été enrichissante, et j’ai allongé ce stage d’un mois à deux mois. Elle m’a permis d’acquérir des connaissances de base sur la modélisation numérique et ses outils.

   J’ai cependant rapidement réalisé que mon véritable centre d’intérêt se situait plus dans l’étude des autres planètes, avec un stage de master I au DLR de Berlin (2004) sous la direction des professeurs D. Breuer et T. Spohn sur la convection interne des satellites des géantes gazeuses et la génération d’un champ magnétique par Titan. C’est à partir de ce moment que je me suis complètement orienté vers la planétologie.

   En master II, (2005) j’ai effectué mon stage à l’IPGP sous la direction du professeur P. Lognonné sur le couplage atmosphère/intérieur des planètes telluriques. Cette expérience a directement inspiré mon sujet de thèse et a servi de base à une partie de la suite des recherches au cours de celle-ci.

          Pendant la thèse

   Ma thèse (2005-2009), réalisée à l’IPGP sous la direction des professeurs P. Lognonné et E. Chassefière est intitulée « Habitabilité à long terme des planètes telluriques ». Elle a été financée par une bourse MENRT, complétée par plusieurs demandes de financement au PNP (Programme National de Planétologie).

   Cette thèse m’a permis de développer des scénarios d’évolution cohérents pour deux planètes de notre système solaire : Mars et Vénus. Ces travaux ont d’ailleurs mené à trois publications (Gillmann et al., 2009a, 2009b ; van Thienen et al., 2007) chez EPSL et Space Science Review. En effet, ma thèse, dans une approche pluridisciplinaire, traite directement des facteurs influençant les conditions de surface des planètes solides de notre système solaire, c'est-à-dire, principalement, l’évolution volcanique liée à la dynamique mantellique et la perte de volatils atmosphériques par divers mécanismes.

   Les premiers résultats obtenus concernent Mars (Gillmann et al., 2009a). Cette étude propose de modéliser l’évolution des espèces importantes de l’atmosphère de la planète (CO2) d’après l’échappement atmosphérique (les interactions entre le flux extrême UV et les molécules de la haute atmosphère estimées par des modèles  -Chaufray et al., 2007 ; Ma et al., 2007 ; Cipriani et al., 2007- et par des instruments –ASPERA ; Lundin et al., 2009) et le dégazage volcanique au cours des trois derniers milliards d’années numériques (Breuer et Spohn, 2006 ; Manga et al., 2006 ; O’Neill et al., 2007). Nous concluons que le CO2 de l’atmosphère martienne serait jeune et produit en grande partie par le volcanisme tardif de la planète. Ces résultats ont été complétés par une modélisation numérique du dégazage volcanique de Mars en 1D et 3D réalisée en partenariat avec l’université d’Utrecht, sous la direction du professeur A. van den Berg.

   La seconde partie de mon travail de thèse se consacrait à Vénus (Gillmann et al., 2009b) et à l’étude de la période primitive de son évolution (0-500 Millions d’années). Le but de cette étude était de proposer un scénario cohérent des premières centaines de millions d’années de l’évolution de cette planète, une phase cruciale où plusieurs mécanismes complexes tels que l’océan de magma ou l’échappement hydrodynamique sont impliqués. Le travail a porté principalement sur la quantification des effets de l’échappement primitif et sur le développement d’une méthode de calcul de l’entrainement d’espèces lourdes par le flux d’échappement d’hydrogène dû à l’énergie incidente (Zanhle et Kasting, 1986 ; Kasting et Pollack, 1983 ; Hunten et al., 1987 ; Chassefière, 1996a,b). Nous obtenons des simulations reproduisant le fractionnement isotopique des gaz rares mesuré pour Vénus mais aussi pour un cas similaire à celui de la Terre. De plus, nous prouvons que l’entrainement d’espèces lourdes, comme l’oxygène, est nécessaire pour reproduire les mesures disponibles. Enfin nous proposons un scénario cohérent expliquant les données isotopiques et prenant en compte les évènements probables de l’évolution primitive de Vénus. Enfin nous soulevons l’hypothèse d’une phase où l’atmosphère d’une planète telle que Vénus aurait pu contenir une grande proportion d’oxygène de façon transitoire, sans pour autant abriter la vie, ce qui pourrait avoir d’importantes implications lors de l’étude des exoplanètes. En effet, l’observation d’une telle situation pourrait constituer un faux-positif dans l’identification de la vie extra-solaire.

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          Après la thèse

   Après ma thèse, j’ai eu l’opportunité d’effectuer un an d’ATER (2009-2010) à l’IPGP, ce qui m’a permis d’enseigner et de poursuivre mes projets de recherche. En particulier, j’ai poursuivi mon travail sur Mars en perfectionnant le modèle. Ainsi la période étudiée est passée de 3 à 4 milliards d’années. De plus, les espèces étudiées étaient l’eau, l’azote et l’argon, en plus du CO2. J’ai enfin inclus les résultats des dernières études géochimiques (Hirschmann et al., 2008) et isotopiques ainsi que les contraintes observationnelles de la surface de Mars (Greeley et Schneid, 1991). Mes résultats confirment l’importance du volcanisme dans l’évolution de l’atmosphère martienne tant au niveau du gaz principal, CO2, qu’au niveau isotopique (pour Ar et CO2, comparés aux résultats de Phoenix ; Niles et al., 2010), ou à celui de la quantité d’eau à la surface de la planète. L’atmosphère actuelle de Mars possède clairement une importante composante post-noachienne, avec un âge moyen de 2 Ga. De plus l’argon constitue un net traceur de l’activité volcanique de Mars. Enfin, l’eau présente à la surface et observée au niveau des calottes sous forme solide (Bibring et al., 2004, 2005 par exemple) proviendrait en grande partie du volcanisme. Les variations de pression et de température (obtenues à l’aide d’un modèle de circulation globale de l’atmosphère de Mars ; Forget et al., 1999) de surface liées à l’évolution du CO2 et de l’eau disponible sont néanmoins insuffisantes pour garantir l’existence de l’eau liquide ou de conditions d’habitabilité pendant les 3,5 à 4 derniers milliards d’années. Ce qui limite l’habitabilité potentielle de Mars au premier milliard d’années tout au plus.

   Mon travail actuel, à l’ETHZ, sous la direction du professeur P. Tackley, s’appuie sur l’importance du volcanisme et de la dynamique des manteaux dans l’évolution des atmosphères planétaires. La relation entre dynamique planétaire et habitabilité a, en effet, été suggérée auparavant (Franck et al., 2000, Sleep, 1995, Zahnle et al., 2007). Pour cela, nous adaptons le code StagYY développé par le Professeur P. Tackley  depuis plus de 15 ans (Tackley, 1993 ; 2008). Ce code inclut de nombreuses fonctions essentielles pour modéliser de façon réaliste l’évolution des manteaux planétaires, telles que les zones de transition chimique, la fusion partielle, la compressibilité etc. Il est ainsi possible de quantifier le recyclage des volatils présents en surface dans le manteau et donc la réhydratation de celui-ci (Elkins –Tanton et al., 2007), ce qui permet de s’intéresser à l’importance des volatils dans les processus internes. La partie atmosphérique du code consiste en un modèle d’atmosphère grise radiative-convective (Phillips et al., 2001), combiné avec une étude de l’échappement atmosphérique. Nous appliquons notre modèle en premier lieu à Vénus dont nous reproduisons le comportement volcanique, marquée par des périodes d’activité intense séparées par des périodes plus calmes (Nimmo et McKenzie, 1998 ; Strom et al., 1994). Ces épisodes volcaniques ont un impact direct sur les températures de surface qui augmentent avec l’ajout d’eau dans l’atmosphère sèche de Vénus, ce qui nous permet d’étudier le couplage atmosphère/dynamique interne

   Nous avons enfin pour objectif de pouvoir étendre, à terme, notre étude à une vaste gamme d’exoplanètes en prenant en compte les différences existant entre les planètes de type terrestre (Kaltenegger at al., 2007 ; Elkins-Tanton et Seager, 2008). Nous pourrons ainsi étudier les paramètres importants pour l’évolution planétaire, tels que la taille de la planète, sa distance à son étoile, l’apport primitif en volatils etc., et déterminer quels éléments peuvent se combiner pour influer sur l’habitabilité des planètes.

           Projets futurs:

   Mes projets futurs incluent deux axes d’étude principaux. Le premier concerne le développement de la modélisation atmosphérique des planètes de façon à représenter plus précisément les processus qui ont lieu en leur sein. Ainsi nous pourrions obtenir un profil vertical 1D complet de l’atmosphère étudiée plutôt qu’un bilan global de son contenu. Un tel modèle permettrait de s’intéresser à la photochimie de l’atmosphère et pourrait être comparé aux observations. Il permettrait aussi une meilleure compréhension des conditions de surface et de l’habitabilité. De tels modèles ont été réalisés, en particulier pour Vénus (Kasting et Pollack, 1983 et suivants), qui constituerait un terrain de test approprié, mais le couplage avec la partie dynamique n’a pas été réalisé et peut avoir d’importantes conséquences, comme l’indiquent nos travaux.

   Le second axe qui nous intéresse est l’étude de l’effet des impacts sur l’évolution atmosphérique et planétaire. En effet, les impacts majeurs peuvent avoir plusieurs effets, comme une intense érosion atmosphérique (Melosh et Vickery, 1989 ; Svetsov, 2007), mais aussi un apport d’énergie à la surface et la basse atmosphère (Matsui et Abe, 1986), une contribution à la formation du noyau métallique (Golabek et al., 2009) ou un apport de volatils (Pham et al., 2009, Raymond et al., 2006). De tels phénomènes ont sans doute d’importants effets sur la formation et l’évolution précoce de l’atmosphère des planètes telluriques. Nous disposons, avec notre modèle de couplage atmosphère/dynamique interne d’un outil de choix pour étudier cet aspect de l’évolution planétaire. En particulier, la question de savoir si un impact majeur tel que celui de la proto-lune peut avoir une influence au long terme sur l’habitabilité d’une planète nous intéresse : serait-ce un des facteurs qui différencient Vénus de la Terre ?

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