I6 : De la poussière aux planètes

Le processus par lequel les planètes se forment autour des étoiles est activement débattu. Il est généralement admis que les planètes se forment dans un disque protoplanétaire, riche en poussières et de gaz qui se forme autour d’une étoile jeune. Cependant de nombreuses questions importantes restent sans réponse concernant les différentes phases de la formation des planètes et sur l’évolution des planètes juste après leur formation: comment les poussières coagulent pour former les qui serviront à former les planètes, comment les planètes évoluent-elles et acquièrent-elle leur composition chimique ? Répondre à ces question nécessite un approche multi-disciplinaire, à l’interface entre l’astrophysique et les géosciences, et utilisant des outils de nature très différentes tels que la simulation numérique, les expériences de laboratoire et l’observation et l’exploration in-situ des planètes.

Des contraintes importantes sur les phases les plus précoces de la formation planétaire peuvent être apportées par l’observation de jeunes disques protoplanétaires (à l’aide des instruments VISIR et JWST), mais aussi par des mesures en laboratoire sur la composition et la structure des météorites qui nous renseignent sur la chronologie de la formation de la matière primitive et ses conditions physico-chimiques de formation.

 

Vue d’artiste d’un système planétaire en formation

 

La structure interne des planètes peut être contrainte en étudiant la composition de ses principaux réservoirs géochimiques et en étudiant leur évolution thermique ultérieure. Les données ont des origines diverses : données géophysiques (obtenues notamment par le biais du champ de gravité de la planète, ou mesures sismiques, ou mesures physiques de surface) observations in-situ grâce à des satellites ou véhicules d’observation (cartes topographiques, images de paysages volcaniques). Également, les expériences de laboratoire à haute pression sont cruciales pour la compréhension de la physique de la différenciation planétaire, et en particulier pour comprendre la répartition des éléments entre la croûte, le manteau, le noyau.

 

Vue d’artiste de la phase finale de la formation d’une planète tellurique

 

Tel un système totalement interconnecté, l’atmosphère d’une planète évolue conjointement avec sa surface. Cela peut conduire à la formation de structures de surface dynamiques comme les dunes, comme cela a été observé dans tout le système solaire. Elles constituent un outil puissant pour contraindre la dynamique atmosphérique et des matériaux de surface, mais dont la morphogenèse et le lien avec les conditions climatiques sont encore mal compris.

 

Ces 3 axes de recherche sont naturellement liés, et correspondent à trois périodes dans l’évolution planétaire. Ceux-ci feront l’objet de trois thèmes de recherche ambitieux:

• Formation (thème 1): l’assemblage des planètes : des poussières aux embryons planétaire
• l’évolution précoce (thème 2): différenciation, structure interne et l’évolution géologique des planètes telluriques
• L’évolution à long terme (thème 3): les interactions atmosphère-surface

Ces trois thèmes de recherche sont liés entre eux et, ensemble, contraindront les processus de formation des planètes et d’évolution planétaire par le biais d’expériences, d’observations et de simulations numériques.

Ce projet a été lancé en janvier 2014 et se base sur deux projets précédents « Formation des planètes et de la Lune » et « Dunes dans le Système Solaire »

Description détaillée des différents thèmes de recherche

De la poussière aux embryons de la planète

L’objectif du thème de recherche 1 est d’étudier l’évolution la plus précoce des systèmes planétaires en combinant trois approches complémentaires (observation, mesures et expériences en laboratoire et simulations numériques) afin de dresser un tableau global des premières phases de la formation planétaire, soit dans notre système solaire, soit dans les systèmes exo-planétaires. Notre but est (1) d’étudier le mécanisme et la chronologie du transport des poussières et des planètes dans le disque protoplanétaire et (2) de contraindre les processus à l’origine des premiers solides et de leur transformation (condensation, irradiation) par l’étude des variations dans les compositions chimiques et isotopiques des composants des météorites primitives.

Les observations de jeunes disques protoplanétaires fournissent des informations cruciales sur la structure à grande échelle et le transport de la poussière ainsi que sur la structure thermodynamique du disque. Les analyses en laboratoire des météorites et les simulations expérimentales de certains processus clés fournissent des informations importantes sur la composition isotopique et chimique de la poussière, ce qui entraîne des contraintes sur la structure thermodynamique de la nébuleuse et sur le transport. La simulation numérique de disques protoplanétaires est l’outil idéal pour tester des scénarios d’évolution de disques protoplanétaires afin d’interpréter les données. Notre projet est d’implémenter dans le code numérique des traceurs isotopiques afin de reproduire les compositions observées dans les météorites.

Pour les aspects observationnels, AIM est impliqué dans l’instrument VISIR (Visible and Infrared Spectro imager, au VLT au Chili) et a garanti du temps sur le spectro-imageur et le coronographe (MIRI) sur le télescope spatial James Webb qui sera lancé en 2020. Les images infrarouges des disques protoplanétaires entourant les jeunes étoiles (<107 ans) révéleront les premières phases de la formation planétaire. Ces instruments sont idéaux pour contraindre la grande structure (dans l’infrarouge) de jeunes disques circumstellaires encore riches en gaz, en termes de répartition spatiale de la poussière et de température en fonction de la distance. Ils fournissent des contraintes importantes sur la dynamique précoce de la poussière dans le disque protoplanétaire et aideront à calibrer les modèles numériques, ainsi que des informations contextuelles pour interpréter les données isotopiques. Du côté de l’observation, deux tâches clés seront menées pour répondre aux questions suivantes :

• Quelle est la distribution radiale de la poussière dans le disque en fonction de l’âge de l’étoile ?
• Comment la poussière se dépose dans le plan médian : les gros grains se déposent-ils dans le plan médian et la poussière reste-t-elle dans les couches supérieures ?
• Quelle est l’influence de la turbulence et est-il possible de déduire la présence de zones mortes (zones dépourvues de turbulence en raison d’une faible ionisation) ?

Travailler sur les zones mortes est particulièrement prometteur car il y a de plus en plus de preuves que les zones mortes pourraient être des régions favorables à la formation de grands objets (de l’ordre du cm) qui sont nécessaires aujourd’hui pour former des planètesimaux ou même des embryons planétaires à travers des processus d’instabilité de ruissellement ou d’accrétion de peluches. A cet égard, nous estimons le taux de coagulation des poussières dans ces régions ainsi que leur structure thermique afin de voir si des signatures isotopiques peuvent être attendues.

Ces informations seront interprétées à la lumière des données expérimentales. En effet, il est nécessaire d’améliorer et de développer l’étude des traceurs isotopiques (nucléides radioactifs à courte durée de vie ; gaz nobles ; variations isotopiques stables dépendantes de l’équilibre, cinétiques et non massiques), ce qui pourrait limiter plus précisément le moment et la nature de processus tels que la condensation à haute température, l’interaction gaz-poussière et l’accrétion planétaire. Ces processus, qui ont produit et façonné les premiers solides de l’ordre du micromètre, les premières planètes, ainsi que les blocs de construction des planètes terrestres, peuvent également être simulés expérimentalement. Des techniques analytiques de pointe combinant haute résolution spatiale et haute précision sont nécessaires pour extraire toutes les informations des échantillons naturels (météorites, Lune, Mars, Terre) et des échantillons expérimentaux (équilibre haute pression, volatilisation/condensation, irradiation, adsorption, adsorption, diffusion). Une nouvelle plateforme de cosmochimie expérimentale est en construction à l’IPGP qui vise à simuler certains processus physiques clés concernant l’interaction gaz-poussière.

Notre approche est développée en 5 tâches :

• Qu’est-ce que l’âge et la composition des CAI et des chondrules nous disent vraiment sur la formation du système solaire ?
• Comment pouvons-nous limiter les processus d’irradiation dans le système solaire précoce à partir d’analyses de grains de sol lunaire, de chondrules météo et
• de CAI ?Pourquoi et comment la composition isotopique des principaux éléments volatils (O, N et C) a-t-elle changé si rapidement dans le disque d’accrétion interne ?
• Quelle est l’origine des éléments hautement volatils dans les corps parents à partir de simulations en laboratoire des interactions gaz-poussière ?
• Comment et quand les premiers planètesimaux se sont-ils formés ?

Comme les observations de disques et les mesures en laboratoire fournissent des contraintes sur le transport des solides, il est nécessaire de fournir des scénarios de transport à grande échelle s’appuyant sur la physique des disques protoplanétaires gazeux et poussiéreux basés sur des simulations numériques. De ce côté, AIM dirige le développement d’un vaste programme de modélisation axé sur le transport des premiers solides dans le disque protoplanétaire et leur incorporation dans les embryons, y compris la dynamique turbulente, les effets radiatifs et les interactions planète-disque. Des modèles simples de fractionnement chimique et isotopique sont inclus dans les simulations de transport turbulent de poussières afin de tester différents scénarios pour interpréter les données isotopiques. Trois tâches importantes de modélisation sont en tête de liste :

• Développement d’un modèle de transport de poussière dans le disque protoplanétaire, prenant en compte les turbulences et la condensation des poussières (réfractaires près du Soleil et volatiles près de la ligne de neige).
• Couplage du modèle de transport de poussière avec un code de transfert radiatif afin de créer des images synthétiques pour l’observation spatiale des disques.
• Développement d’un modèle thermodynamique à disque protoplanétaire afin de contraindre la condition de formation de poussière, afin de la comparer avec les données de laboratoire.Estimation du flux d’irradiation des poussières dans le disque afin de calibrer des expériences de fractionnement des poussières sous irradiation.

A côté des premières phases de formation de la planète, les simulations de N-corps de transport d’embryons dans le disque (dans le cadre du modèle de Nice) conduisent à contraindre l’origine radiale des blocs de construction qui se sont assemblés dans les planètes terrestres modernes. Cela conduit naturellement à des interactions avec le thème de recherche 2 qui s’intéresse à la différenciation initiale et à la structure intérieure des planètes terrestres.

Différenciation, structure intérieure et évolution géologique des planètes terrestres.

Les processus qui ont eu lieu pendant la différenciation initiale de la Terre sont raisonnablement bien compris, la composition des principaux réservoirs chimiques (croûte, manteau et noyau) est relativement bien connue, et la manière dont la chaleur interne est perdue dans l’espace par la tectonique des plaques est comprise tant du point de vue de l’observation que de la modélisation. Pour les autres planètes terrestres, cependant, notre compréhension de ces processus est considérablement plus limitée, et de nombreuses questions de premier ordre restent sans réponse. Par exemple :

• Quelle est l’épaisseur et la composition de la croûte de Mercure, de la Lune et de Mars ?
• À quelles profondeurs se produisent les transitions de phase majeures dans les manteaux de Mars et de Vénus, et comment ces transitions de phase affectent-elles la convection du manteau et la dynamique du panache ?
• Quelle est la taille du noyau métallique de Mercure, Mars et la Lune ? Et quelles sont les abondances d’éléments d’alliage léger tels que le soufre, le carbone et le silicium dans la partie liquide de leurs noyaux ?
• Mercure, Mars et la Lune possèdent-ils un noyau intérieur solide ? Et la cristallisation du noyau est-elle la source d’énergie qui alimente le champ magnétique généré par la dynamique du mercure aujourd’hui ?
• Quelle était la source d’énergie qui alimentait les premières dynamos de Mars et de la Lune, et pourquoi leurs dynamos se sont éteints plus tard ?

Pour répondre à ces questions et à d’autres, ce projet s’appuie sur une approche à trois volets, en utilisant les données géophysiques recueillies par des missions planétaires, des expériences en laboratoire à haute pression et des modélisations numériques et géophysiques. Les membres de cet axe de recherche participent actuellement à plusieurs missions planétaires de la NASA et de l’ESA au niveau du cochercheur et du chercheur principal, y compris les missions géophysiques de la NASA vers la Lune (GRAIL) et Mars (InSight), et les missions orbitales de l’ESA vers Mercure (BepiColumbo) et Jupiter (JUICE). De plus, les membres de notre projet ont récemment terminé la construction d’un laboratoire de géomatériaux haute pression de classe mondiale qui effectue actuellement ses mesures. Ensemble, ces ensembles de données nous offrent une perspective unique pour élucider les questions susmentionnées concernant la différenciation, l’évolution intérieure et l’évolution géologique des planètes terrestres.

Les deux premières années du projet UnivEarthS I1 ont financé nos analyses des données gravitationnelles lunaires acquises au cours de la mission principale de la mission GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory). Les résultats de notre groupe ont montré que la croûte de la Lune est beaucoup plus mince qu’on ne le pensait, que la croûte a été fortement fracturée par des milliards d’années de cratère d’impact, et que les variations latérales de la température de la croûte ont eu une influence dramatique sur la morphologie des bassins d’impact géants. Au cours de cette première étape de l’analyse, UnivEarthS a financé un postdoc et a contribué à la publication de deux articles dans la revue Science. Nous disposons maintenant des données gravitationnelles de la mission étendue, dont la résolution spatiale est deux fois meilleure que celle acquise au cours de la mission primaire. Maintenant, nous visons à étudier des processus qui étaient auparavant hors de portée, comme la signature gravitationnelle d’anomalies magnétiques et d’intrusions magmatiques, et la structure souterraine de cratères d’impact simples et complexes de taille moyenne.

Au moment où la proposition initiale d’UnivEarthS a été sélectionnée, notre groupe prévoyait de fournir un sismomètre à la mission géophysique lunaire japonaise SELENE-2 (avec un lancement vers 2018). Depuis, la NASA a choisi la mission géophysique martienne InSight, lancée en 2018. Les membres de notre groupe de recherche fournissent, au niveau du chercheur principal, le seul instrument qui dépasse le “seuil scientifique” de la mission. Cet instrument est SEIS, le sismomètre à très large bande qui développé à l’IPGP et qui effectuera les premières mesures sismiques à la surface de Mars.

Les données de cette mission limiteront la taille du noyau martien, détermineront s’il existe un noyau interne solide, détermineront l’épaisseur de la croûte et rechercheront les discontinuités sismiques dans le manteau (entre autres objectifs). Le projet UnivEarthS a précédemment accepté de financer un post-doc LabEx et un étudiant en thèse cofinancée pour l’analyse sismique liée à la mission SELENE-2, et ces ressources ont été réorientées vers la mission InSight dans le cadre de ce projet révisé.

La recherche que nous développons nous aidera à contraindre et à comprendre la différenciation primordiale des corps terrestres dans le système solaire. Nous prévoyons de comprendre l’évolution précoce de Vesta en combinant la géochimie isotopique de haute précision avec la géochimie expérimentale par l’étude du fractionnement isotopique des éléments sidérophiles et volatils (Si, Cr, Ga, Cu, Zn, Sn), ainsi que des éléments modérément sidérophiles (W, Mo). L’un des objectifs est de comprendre l’accrétion de ce qu’on appelle le Late Veneer sur de petits embryons planétaires. Ces études peuvent être appliquées à la compréhension du système Terre-Lune après l’impact géant par la comparaison entre les échantillons Apollo et les charges expérimentales, une fois de plus avec un accent particulier sur les éléments volatils et leur fractionnement isotrope. Nous avons accès à une très grande collection de SNC et nous avons l’intention de proposer des modèles raffinés de différenciation martienne, de comprendre les processus qui peuvent se produire dans un laps de temps très court et de les comparer avec le temps relativement long de l’accrétion terrestre. Ces études exigent toutes un savant mélange d’expériences et d’observation cosmochimique et l’accès à des échantillons “rares”, et représentent une intégration parfaite des expérimentateurs dans cette proposition avec les cosmochimistes.

Interfaces planétaires : interactions atmosphère-surface-intérieur.

L’atmosphère du corps planétaire sans tectonique des plaques se forme et survit principalement par la libération de substances volatiles du manteau (ou coquille de glace) par volcanisme (ou cryovolcanisme) et la persistance de réservoirs de surface pour ces substances volatiles. La présence et la survie d’une atmosphère offre ainsi une fenêtre sur l’évolution de l’activité volcanique, la dynamique et la composition de l’atmosphère (climat), la géologie et la géodynamique d’un corps planétaire.

L’objectif du thème de recherche 3 est donc d’étudier le couplage fort entre les intérieurs, les surfaces et les atmosphères des corps planétaires, en limitant leur formation et leur évolution concomitantes tout au long de l’âge du système solaire. Cet axe combine la caractérisation conjointe des enveloppes solides et fluides des planètes terrestres, satellites et exoplanètes suivant une approche planétologique comparative complète (avec Mars, Titan et “exoplanètes avec une atmosphère” comme archétypes), de manière multidisciplinaire. Ce projet comprend l’analyse des données de mission planétaire, des simulations numériques et des expériences en laboratoire.

Couplage atmosphère/intérieur/habitabilité sur Mars.

La mission INSIGHT, dont l’atterrissage est prévu sur Mars en 2018, fournira les premières contraintes sur les discontinuités du manteau martien et définira mieux l’épaisseur et la composition de la composition de la croûte. Les contraintes sur la taille du manteau, si elles sont couplées à de meilleures contraintes sur les propriétés thermodynamiques des transitions de phase du manteau, peuvent être utilisées pour mieux modéliser et comprendre la dynamique du manteau martien précoce, la convection du manteau, les taux de production crustale et l’évolution de la composition basaltique. De plus, les contraintes sur la croûte et la densité de la masse fondue du manteau peuvent être utilisées pour estimer la quantité de matière fondue stockée à l’intérieur ou en dessous de la croûte par rapport à la quantité de matière fondue qui atteint la surface et libère ainsi ses volatils dans l’atmosphère. Avec les nouvelles données fournies par la mission INSIGHT, nous visons donc à limiter la co-évolution couplée intérieur/atmosphère de Mars et son impact sur l’habitabilité primitive de la planète.

INSIGHT fournira également le premier observatoire géophysique et météorologique couplé sur Mars. Nous nous attendons à ce que la mission détecte le bruit microsismique généré par l’interaction du vent avec la surface. Ceci sera utilisé pour surveiller et contraindre la structure de la dynamique de la couche limite atmosphérique et pour contraindre les processus de saltation de surface.

La physique des dunes et le lien avec le climat planétaire.

Au cours des dernières années, de nouvelles collaborations ont été établies avec l’Académie chinoise des sciences afin de mettre au point un nouveau type d’expérience sur le terrain conçu pour examiner la physique des dunes de sable dans leur environnement naturel en utilisant des conditions initiales et limites contrôlées. Cette expérience dite à l’échelle du paysage est un concept nouveau et unique, particulièrement bien adapté à des fins de validation et de quantification. Compte tenu des conditions extrêmes rencontrées dans les déserts arides et des échelles de temps associées au développement des formes de lit, les expériences in situ sur les dunes de sable éolien doivent combiner des installations logistiques avec des mesures à long terme.

En relevant avec succès ces défis en Chine, grâce au climat local et à l’expertise sur le terrain des scientifiques chinois, nous avons pu obtenir de nouvelles preuves expérimentales pour la formation des dunes et leur alignement dans des régimes éoliens multimodaux. De là, nous disposons d’un ensemble unique de données pour étudier la morphodynamique des dunes, qui est destiné à être mis en relation étroite avec la morphodynamique des dunes et le climat sur Terre et d’autres corps planétaires où des dunes ont été observées (Mars et Saturne plus grand Titan lunaire).