Thermal evolution of an early magma ocean in interaction with the atmosphere : conditions for the condensation of water ocean
Evolution thermique d'un océan de magma primitif en interaction avec l'atmosphère : conditions pour la condensation d'un océan d'eau
Résumé
The research of new life forms is an exciting quest but requires understandingthe origin of the appearance of a form of life. The only planet that houses life as weknow is the Earth. Understand why the other planets in our solar system do nothouse it, is needed to better target our looking for new lives in other star systems.The objective of this thesis is to provide preliminary answers to this question.We mainly focused on the comparison between thermal evolution of Mars, Earthand Venus to the end of their accretion during their cooling magma ocean. Thethermal evolution of magma oceans produced by collision with giant impactorsduring accretion is expected to depend on the composition and structure of theatmosphere through the greenhouse effect of CO2 and H2O released by the magmaduring its crystallization. In order to constrain the various cooling timescales ofthe system, we developed a 1-D parameterized convection model of a magma oceancoupled with a 1-D radiative-convective model of the atmosphere. We conducted aparametric study and described the influence of several variables such as the initialvolatile inventories, the initial depth of the magma ocean and planet-sun distance.Our results suggest that the presence of a steam atmosphere delays the end ofthe magma ocean phase by about 1 Myr. In addition, we also observe that thewater vapor condenses to an ocean after 0.1, 1.5 and 10 Myr respectively for Mars,Earth and Venus. This time would be virtually infinite for an Earth-sized planetlocated at less 0.66 UA from the sun. In view of these results, we note that for theEarth and Mars, the timescales of the water ocean formation are shorter than timegaps between major impacts. This would imply that successive water oceans mayhave developed during accretion. However, Venus, due to its close proximity to thethreshold distance from the sun (0.66 AU), could have maintained its magma oceanphase longer during accretion. Thereafter, taking into account the hydrodynamicescape permitted us to see that this phenomenon has very little influence on theoverall water tank of a planet during the magma ocean phase. However, we canobserve that after the condensation of the water vapor, the hydrodynamic escapebecomes more efficient and the water tank be completely evaporated shortly beforethe end of the mantle solidification. Finally, we began to study the influence ofother major impacts during the cooling of the magma ocean. The first results showthat in the case of Mars and Earth, the duration of their magma ocean phase isshorter than time gaps between major impacts. In consequently, these planets hadto know an alternation between a phase magma ocean and a ocean water phase. Thisphenomenon does not, however, have taken place on Venus. Indeed, the durationof its magma ocean phase is longer than the time gaps between major impacts.Therefore, the magma ocean phase on Venus had to extend throughout the phaseimpacts and no ocean water has been formed before the end of this period.
La recherche de nouvelles formes de vie est une quête passionnante mais quidemande avant tout de comprendre l’origine de l’apparition d’une forme de vie.La seule planète qui abrite la vie à notre connaissance est la Terre. Comprendrepourquoi les autres planètes de notre système solaire n’en abrite pas ou plus estune étude nécessaire pour pouvoir mieux cibler nos cherches de nouvelles vies dansles autres systèmes stellaires. L’objectif de cette thèse est d’apporter des premierséléments de réponse à cette question. Nous nous sommes principalement concentréssur la comparaison d’évolution thermique entre Mars, la Terre et Vénus vers lafin de leur accrétion lors du refroidissement de leur océan de magma. L’évolutionthermique d’océans de magma produits par collision avec des impacteurs géantslors de l’accrétion est supposée dépendre de la composition et de la structure del’atmosphère à travers l’effet de serre du CO2 et H2O relâché par le magma durantsa cristallisation. Afin de contraindre les différentes échelles de temps de refroidissementdu système, nous avons développé un modèle 1-D de convection paramétréd’un océan de magma couplé avec un modèle atmosphérique 1-D radiatif-convectif.Nous avons conduit une étude paramétrique et décris l’influence de plusieurs variablestelles que le contenu initial en volatils, la profondeur initiale de l’océan demagma ou encore la distance planète-soleil. Nos résultats suggèrent que la présenced’une atmosphère de vapeur retarde la fin de la phase d’océan de magma d’environ1 Ma. De plus, nous observons également que la vapeur d’eau condense en un océanaprès 0.1, 1.5 et 10 Ma respectivement pour Mars, la Terre et Vénus. Ce tempsserait virtuellement infini pour une planète de la taille de la Terre située à moins de0.66 ua du soleil. Au regard de ces résultats, nous remarquons que pour la Terre etMars, les échelles de temps de formation d’un océan d’eau sont plus courtes que lagamme de temps entre chaque impacts majeurs. Ceci impliquerait que des océansd’eau successifs peuvent s’être développés durant l’accrétion. En revanche, Vénus,du fait de sa grande proximité avec le seuil de distance au soleil (0.66 ua), pourraitavoir maintenu sa phase d’océan de magma plus longtemps durant l’accrétion.Par la suite, la prise en compte de l’échappement hydrodynamique nous a permisde constater que ce phénomène a très peu d’incidence sur le réservoir global d’eaud’une planète durant la phase d’océan de magma. Cependant, on observe qu’aprèsla condensation de la vapeur d’eau, l’échappement devient de plus en plus efficaceet le réservoir d’eau fini par être totalement évaporé peu de temps avant la fin de lasolidification du manteau. Enfin, nous avons commencé à étudier l’influence d’autresgros impacts durant le refroidissement de l’océan de magma. Les premiers résultatsmontrent que dans le cas de Mars et la Terre, la durée de leur phase d’océan demagma est plus courte que la gamme de temps entre chaque impact majeur. Il en résulte que ces planètes ont dû connaitre une alternance entre phase d’océan demagma et phase d’océan d’eau. Ce phénomène n’a en revanche pas dû avoir lieusur Vénus. En effet, la durée de sa phase d’océan de magma est plus longue que lagamme de temps entre chaque impact majeur. C’est pourquoi, la phase d’océan demagma sur Vénus a dû se prolonger durant toute la phase d’impacts et qu’aucunocéan d’eau n’a pu se former avant la fin de cette période.
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Sciences de la Terre
Origine : Version validée par le jury (STAR)
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