Evolution thermique d'un océan de magma primitif en interaction avec l'atmosphère : conditions pour la condensation d'un océan d'eau

La recherche de nouvelles formes de vie est une quete passionnante mais quidemande avant tout de comprendre l’origine de l’apparition d’une forme de vie.La seule planete qui abrite la vie a notre connaissance est la Terre. Comprendrepourquoi les autres planetes de notre systeme solaire n’en abrite pas ou plus estune etude necessaire pour pouvoir mieux cibler nos cherches de nouvelles vies dansles autres systemes stellaires. L’objectif de cette these est d’apporter des premierselements de reponse a cette question. Nous nous sommes principalement concentressur la comparaison d’evolution thermique entre Mars, la Terre et Venus vers lafin de leur accretion lors du refroidissement de leur ocean de magma. L’evolutionthermique d’oceans de magma produits par collision avec des impacteurs geantslors de l’accretion est supposee dependre de la composition et de la structure del’atmosphere a travers l’effet de serre du CO2 et H2O relâche par le magma durantsa cristallisation. Afin de contraindre les differentes echelles de temps de refroidissementdu systeme, nous avons developpe un modele 1-D de convection parametred’un ocean de magma couple avec un modele atmospherique 1-D radiatif-convectif.Nous avons conduit une etude parametrique et decris l’influence de plusieurs variablestelles que le contenu initial en volatils, la profondeur initiale de l’ocean demagma ou encore la distance planete-soleil. Nos resultats suggerent que la presenced’une atmosphere de vapeur retarde la fin de la phase d’ocean de magma d’environ1 Ma. De plus, nous observons egalement que la vapeur d’eau condense en un oceanapres 0.1, 1.5 et 10 Ma respectivement pour Mars, la Terre et Venus. Ce tempsserait virtuellement infini pour une planete de la taille de la Terre situee a moins de0.66 ua du soleil. Au regard de ces resultats, nous remarquons que pour la Terre etMars, les echelles de temps de formation d’un ocean d’eau sont plus courtes que lagamme de temps entre chaque impacts majeurs. Ceci impliquerait que des oceansd’eau successifs peuvent s’etre developpes durant l’accretion. En revanche, Venus,du fait de sa grande proximite avec le seuil de distance au soleil (0.66 ua), pourraitavoir maintenu sa phase d’ocean de magma plus longtemps durant l’accretion.Par la suite, la prise en compte de l’echappement hydrodynamique nous a permisde constater que ce phenomene a tres peu d’incidence sur le reservoir global d’eaud’une planete durant la phase d’ocean de magma. Cependant, on observe qu’apresla condensation de la vapeur d’eau, l’echappement devient de plus en plus efficaceet le reservoir d’eau fini par etre totalement evapore peu de temps avant la fin de lasolidification du manteau. Enfin, nous avons commence a etudier l’influence d’autresgros impacts durant le refroidissement de l’ocean de magma. Les premiers resultatsmontrent que dans le cas de Mars et la Terre, la duree de leur phase d’ocean demagma est plus courte que la gamme de temps entre chaque impact majeur. Il en resulte que ces planetes ont du connaitre une alternance entre phase d’ocean demagma et phase d’ocean d’eau. Ce phenomene n’a en revanche pas du avoir lieusur Venus. En effet, la duree de sa phase d’ocean de magma est plus longue que lagamme de temps entre chaque impact majeur. C’est pourquoi, la phase d’ocean demagma sur Venus a du se prolonger durant toute la phase d’impacts et qu’aucunocean d’eau n’a pu se former avant la fin de cette periode.