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Evolution thermique des océans magmatiques primitifs planétaires

A la fin de l’accrétion des planètes telluriques, il est vraisemblable que des impacts géants aient pu maintenir/créer des océans de magma profonds. Il est important d’étudier l’histoire thermique de ces océans de magma car elle va notamment déterminer les conditions initiales de la mise en place de la tectonique des plaques ainsi que les conditions favorables à la condensation d’océans d’eau à la surface des planètes. C’est dans ce cadre que nous avons développé un modèle de l’évolution thermique d’un océan de magma couplé à l’atmosphère. L’effet de serre produit par les gaz exsolvés du magma va ralentir le refroidissement, un océan d’eau étant susceptible de condenser en 0.1, 1 et 10 millions d’années respectivement dans le cas de Mars de la Terre et de Vénus. La condensation pourrait ne jamais se produire pour des planètes situées à moins de 0.66 UA du Soleil. Venus étant très proche de cette limite, il existe sans doute des conditions pour lesquelles Venus n’aurait jamais condensé d’eau à sa surface. D’autre part, la formation d’océans d’eau opérant sur des constantes de temps plus courtes que l’intervalle de temps entre des impacts majeurs cela indiquerait que des océans d’eau successifs ont pu se former pendant l’accrétion.

T. Lebrun, H. Massol, E. Chassefière, A. Davaille, E. Marcq, P. Sarda, F. Leblanc, G. Brandeis.
Thermal evolution of an early magma ocean in interaction with the atmosphere.
JOURNAL OF GEOPHYSICAL RESEARCH : PLANETS, VOL. 118, 1–22, doi:10.1002/jgre.20068, 2013