Formation de la Terre et de Mars : étude expérimentale et numérique

La formation des noyaux planetaires metalliques est un evenement majeur pour l’evolution des proprietes physico-chimiques des planetes telluriques telles que nous les connaissons aujourd’hui. En effet, l’abondance des elements siderophiles (i.e. qui ont des affinites chimiques avec les phases metalliques) dans les manteaux planetaires s’explique par les conditions dans lesquelles se sont separees les phases metalliques et silicatees. Au premier rang de ces conditions se trouvent la pression, la temperature et la fugacite d’oxygene. La distribution des elements dans le noyau et le manteau ne peut en effet s’expliquer que pour un equilibre obtenu dans un ocean magmatique profond, donc a haute pression et haute temperature ; et dans des conditions d’oxydo-reduction variables, dont l’evolution la plus probable est de passer d’un etat reduit a un etat oxyde. Un autre parametre important est la presence ou non d’eau dans l’ocean magmatique primitif. En effet, nous disposons de plus en plus d’arguments permettant d’expliquer l’arrivee des elements volatils, notamment l’eau, pendant l’accretion, a partir de briques elementaires qui contiennent ces elements. Si l’eau est presente tout au long de l’accretion, et donc pendant la segregation du noyau, elle peut donc avoir un effet sur ce dernier phenomene. Dans cette hypothese, nous avons mene des experiences de haute pression et haute temperature permettant de modeliser experimentalement la formation du noyau en condition hydratee. Ces experiences nous ont permis de montrer que la presence d’eau a un effet sur l’evolution de l’etat d’oxydation des manteaux planetaires. Cette evolution oxydo-reductive nous a permis de contraindre des modeles d’accretion bases sur un melange de chondrites EH et CI, qui confirment des modeles construits a partir de donnees isotopiques. Ces modeles nous ont permis de contraindre les concentrations primitives maximum en eau probables sur Terre (1,2-1,8 % pds.) et sur Mars (2,5-3,5 % pds.). D’autre part, nos avons mis en evidence le caractere lithophile (i.e. qui a des affinites chimiques avec les phases silicatees) de l’hydrogene a haute pression, a contrario de plusieurs etudes precedentes. De ce fait, la difference entre les concentrations initiales elevees en eau que nous obtenons dans nos modeles d’accretion et les concentrations en eau estimees sur Terre et sur Mars actuellement (2000 ppm et 200 ppm, respectivement) ne peut pas etre expliquee par un reservoir d’hydrogene dans le noyau. Enfin, pour ameliorer les modeles de formation du noyau, nous avons mis en evidence, par des modeles numeriques, l’effet important de la viscosite de l’ocean magmatique sur le taux d’equilibre entre noyaux et manteaux des planetes telluriques. Cela nous mene a re-evaluer les modeles de formation des planetes telluriques bases sur des resultats experimentaux a l’equilibre, notamment l’extension maximale de l’ocean magmatique. L’evolution de la viscosite de l’ocean magmatique a donc un impact important sur la composition finale des noyaux planetaires (par exemple les teneurs en soufre, oxygene ou silicium des noyaux terrestres et martiens).