Mars et plan\u00e8tes primitif<\/h2><\/div><\/div><\/div>![](\"https:\/\/geops.geol.u-psud.fr\/etp\/wp-content\/uploads\/sites\/4\/2025\/09\/mars-planetes-primitif.png\" "\\"mars")
<\/span><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div>Notre \u00e9quipe s\u2019int\u00e9resse \u00e0 l\u2019\u00e9volution plan\u00e9taire et aux processus pr\u00e9coces d\u2019il y a plusieurs milliards d\u2019ann\u00e9es. Aux premiers stades de la formation plan\u00e9taires, nos projets de recherche portent sur la formation des premi\u00e8res cro\u00fbtes et atmosph\u00e8res. Nous mod\u00e9lisons l\u2019\u00e9volution thermique d\u2019un oc\u00e9an de magma primitif en lien avec son atmosph\u00e8re primordiale. Sur Mars, la transition entre les \u00e2ges Noachien et Hesp\u00e9rien est cruciale pour comprendre l\u2019\u00e9volution du cycle de l\u2019eau et de son impact sur la g\u00e9omorphologie. Nous nous focalisons sur la morphologie particuli\u00e8re de certains r\u00e9seaux de vall\u00e9es du plateau crat\u00e9ris\u00e9 de Mars pr\u00e9sentant des transitions morphologiques sugg\u00e9rant une \u00e9volution spatiale et temporelle de la dynamique hydrologique. Le r\u00f4le de Tharsis sur l\u2019hydrosph\u00e8re r\u00e9gionale est \u00e9tudi\u00e9 dans ce contexte. Enfin, nous analysons la dynamique des tsunamis sur Mars et le r\u00f4le d\u2019un oc\u00e9an en transition. Cela se fait par une analyse d\u2019images \u00e0 haute r\u00e9solution et des mod\u00e9lisations climatiques en collaboration avec le laboratoire NASA Goddard (USA).<\/p>\n<\/div>
<\/div><\/div>Mod\u00e8les d\u2019\u00e9volution thermique Oc\u00e9an de Magma primitif – Atmosph\u00e8re<\/h4><\/div>Le refroidissement des oc\u00e9ans de magma (OM) sur les jeunes plan\u00e8tes telluriques conditionne les environnements primitifs, tant du point de vue des conditions initiales de la dynamique du manteau solide que de celui des cycles chimiques d\u2019esp\u00e8ces volatiles et de l\u2019\u00e9ventuelle apparition des oc\u00e9ans. R\u00e9unissant une \u00e9quipe pluridisciplinaire, nous avons d\u00e9velopp\u00e9 un mod\u00e8le coupl\u00e9 OM-atmosph\u00e8re. Nous avons ainsi montr\u00e9 que l\u2019apparition d\u2019un oc\u00e9an d\u2019eau d\u00e9pend non seulement de la taille de la plan\u00e8te et de sa distance au soleil, mais aussi des teneurs initiales en H2O et CO2 (Lebrun et al. 13, Salvador et al. 17). D’autre part, lorsqu’une lithosph\u00e8re solide commence \u00e0 se constituer le transfert de chaleur et le transfert de volatils est modifi\u00e9, or il est important de bien comprendre ce r\u00e9gime g\u00e9odynamique transitoire, et le couplage entre comportement m\u00e9canique, contenu en volatils et transfert de chaleur.<\/p>\n
Personnes impliqu\u00e9es\u00a0:<\/strong> H. Massol (GEOPS), A. Davaille (FAST, U. Paris Saclay), Ph. Sarda (GEOPS), G. Delpech (GEOPS)\u00a0, C. Pallares (GEOPS)<\/p>\n<\/div>![](\"https:\/\/geops.geol.u-psud.fr\/etp\/wp-content\/uploads\/sites\/4\/2025\/09\/evolution-magma.png\" "\\"evolution")
<\/span><\/div>\u00c9tat de la surface d\u2019une plan\u00e8te de type Terre au sortir de la phase Oc\u00e9an de Magma (Massol et al., subm.)<\/p>\n<\/div>
<\/div><\/div>Origine et la formation des Highlands martiens<\/h4><\/div>Les observations in situ de possibles vestiges de la cro\u00fbte continentale par Curiosity, la r\u00e9cente d\u00e9couverte de clastes crustaux diff\u00e9renci\u00e9s dans la m\u00e9t\u00e9orite martienne NWA7533 (Hewins et al. 2017) ainsi que la mise en \u00e9vidence d\u2019un bloc crustal dans la r\u00e9gion de Terra Cimmeria Sirenum (Bouley et al., 2020) offrent de nouvelles perspectives pour la compr\u00e9hension de l\u2019origine et la formation des Highlands martiens.<\/p>\n<\/div>
<\/div><\/div>Tsunamis sur Mars<\/h4><\/div>La d\u00e9couverte r\u00e9cente d\u2019images montrant des fronts lob\u00e9s de coul\u00e9es observ\u00e9es dans la r\u00e9gion d\u2019Arabia Terra atteste du passage de vagues successives li\u00e9 \u00e0 un ou des \u00e9pisodes de tsunamis (Costard et al., 2017). Ces coul\u00e9es s\u2019\u00e9tendent sur plus de 150 km \u00e0 l\u2019int\u00e9rieur des terres, d\u00e9passant m\u00eame les limites des paleo-rivages cartographi\u00e9es par Parker (1993) et remontent les pentes sur plusieurs dizaines de m\u00e8tre d\u2019altitude. Ces formations ont toutes les caract\u00e9ristiques des d\u00e9p\u00f4ts de tsunamis terrestres. Gr\u00e2ce \u00e0 un mod\u00e8le num\u00e9rique d\u00e9velopp\u00e9 par K. Kelfoun (Univ. Clermont Ferrand), nous sommes parvenus \u00e0 remonter \u00e0 l\u2019origine du tsunami, en identifiant les crat\u00e8res d\u2019impact potentiellement \u00e0 l\u2019origine de ces tsunamis. La d\u00e9couverte de ces tsunamis sur les paleo-rivages de l\u2019h\u00e9misph\u00e8re Nord de Mars relance le d\u00e9bat de l\u2019existence d\u2019un oc\u00e9an et donc de la stabilit\u00e9 de l\u2019eau liquide sur cette plan\u00e8te. Les tsunamis identifi\u00e9s dans la r\u00e9gion de Arabia Terra sont-ils uniques ou au contraire rel\u00e8vent d\u2019\u00e9v\u00e8nements multiples comme on pourrait s\u2019y attendre ?<\/p>\n<\/div>
![](\"https:\/\/geops.geol.u-psud.fr\/etp\/wp-content\/uploads\/sites\/4\/2025\/09\/tsunami-sur-mars.png\" "\\"tsunami")
<\/span><\/div>D\u00e9p\u00f4ts lob\u00e9s suppos\u00e9s de mega-tsunumis sur Mars le long des paleo-rivages dans Arabia Terra (en encart\u00e9)<\/p>\n<\/div>
<\/div><\/div>Climat ancien et oc\u00e9an sur Mars<\/h4><\/div>La pr\u00e9sence dans l’h\u00e9misph\u00e8re nord d’un oc\u00e9an circumpolaire et de d\u00e9p\u00f4ts de m\u00e9gatsunamis le long des pal\u00e9o-c\u00f4tes a \u00e9t\u00e9 estim\u00e9e \u00e0 il y a 3 milliards d’ann\u00e9es (Costard et al., 2017 et 2019). Les mod\u00e8les climatiques pr\u00e9c\u00e9dents ne permettaient pas de simuler un oc\u00e9an stable \u00e0 cette p\u00e9riode : toute l’eau s’accumulait sur les montagnes sous forme de neige. Des \u00e9tude r\u00e9alis\u00e9es en collaboration par les membres de notre \u00e9quipe GEOPS et de la NASA\/GISS (Schmidt et al. 2022, Schmidt et al., 2025), ont pu construire une simulation climatique incluant deux nouveaux ingr\u00e9dients essentiels : la circulation oc\u00e9anique et la pr\u00e9sence de m\u00e9ga-glaciers. En ajoutant ces deux processus, les simulations climatiques pr\u00e9disent un oc\u00e9an stable dans l’h\u00e9misph\u00e8re nord, m\u00eame pour des temp\u00e9ratures moyennes martiennes inf\u00e9rieures \u00e0 0 \u00b0C. Les simulations pr\u00e9disent la pr\u00e9sence de glaciers qui transportent la glace des hautes terres vers l’oc\u00e9an, en accord avec les interpr\u00e9tations g\u00e9ologiques des images.<\/p>\n
Notre \u00e9quipe a \u00e9tudi\u00e9 finement la morphologie du plus grand volcan du Syst\u00e8me Solaire pour comprendre l’histoire de l’eau dans un pass\u00e9 martien plus lointain. Nous avons pu montrer que Olympus Mons a des structures compatibles avec une mise en place dans un oc\u00e9an (Hildenbrand, 2023).<\/p>\n
Personnes impliqu\u00e9es :<\/strong> H. Massol (GEOPS), A. Davaille (FAST, U. Paris Saclay), Ph. Sarda (GEOPS), G. Delpech (GEOPS) , C. Pallares (GEOPS)<\/p>\n<\/div><\/div><\/div>Alt\u00e9ration sur Mars primitive<\/h4><\/div>Projet profils d\u2019alt\u00e9ration sur Mars primitive<\/p>\n<\/div>
![](\"https:\/\/geops.geol.u-psud.fr\/etp\/wp-content\/uploads\/sites\/4\/2025\/09\/alteration-sur-mars.png\" "\\"alteration")
<\/span><\/div>Gauche\u00a0: donn\u00e9es orbitales (spectroscopie proche infra-rouge). Centre\u00a0: profil d\u2019alt\u00e9ration coloris\u00e9 en fonction des compositions des diff\u00e9rents horizons d\u2019alt\u00e9ration. Droite\u00a0: Sch\u00e9mas de profils d\u2019alt\u00e9ration sur Mars (Bultel et al, 2019).<\/p>\n<\/div>
Les surfaces martiennes noachiennes (>3.8 Ga) pr\u00e9sentent des assemblages verticaux d’horizon d’alt\u00e9ration nomm\u00e9s profils d’alt\u00e9ration. Leur pr\u00e9sence indique une alt\u00e9ration par l’eau liquide dans le pass\u00e9. Cela n\u00e9cessite un climat plus chaud et plus humide pendant le Noachien qu’aujourd’hui. Un tel climat a besoin d’un effet de serre entretenu par une atmosph\u00e8re riche en CO2 plus dense qu’aujourd’hui (associ\u00e9 \u00e0 d’autres gaz \u00e0 effet de serre). Cependant, l’absence de carbonates dans de tels profils questionne de telles conditions. L\u2019identification des carbonates m\u00e9lang\u00e9s \u00e0 min\u00e9raux hydrat\u00e9s est difficile. Nous avons mis en place un nouveau crit\u00e8re spectral, qui permet de mettre en \u00e9vidence la pr\u00e9sence de carbonates m\u00e9lang\u00e9s \u00e0 des min\u00e9raux argileux dans les profils d’alt\u00e9ration. Leur min\u00e9ralogie est r\u00e9\u00e9valu\u00e9e comme suit :\u00a0 argiles riches en Al, argiles riches en Al avec carbonates, argiles riches en Al,Fe avec carbonates, argiles riches en Fe,Mg avec carbonates, argiles riches en Fe,Mg. \u00c0 l’aide d’analogues terrestres, de mod\u00e8les g\u00e9ochimiques et d’exp\u00e9riences en laboratoire, ces assemblages min\u00e9ralogiques permettent de comprendre les conditions d’interaction eau-roche. Il est donc possible de sugg\u00e9rer que les profils form\u00e9s par alt\u00e9ration \u00e0 l\u2019aide d\u2019une solution riche en acide carbonique (et probablement d’autres acides) avec un pH augmentant progressivement avec la profondeur jusqu’\u00e0 des valeurs neutres\/alcalines. La distribution des profils d’alt\u00e9ration \u00e0 la surface tend \u00e0 montrer que ce processus s’est produit \u00e0 l’\u00e9chelle plan\u00e9taire et que la source de CO2 devrait \u00eatre atmosph\u00e9rique. Nos investigations orbitales tendent \u00e0 montrer que l’atmosph\u00e8re noachienne sur Mars \u00e9tait riche en CO2 et plus dense qu’aujourd’hui, r\u00e9conciliant mod\u00e8les climatiques, exp\u00e9riences en laboratoire, mod\u00e8les g\u00e9ochimiques et min\u00e9ralogie observ\u00e9e depuis l\u2019orbite.<\/p>\n
Personne impliqu\u00e9e\u00a0:<\/strong> Bultel B.<\/p>\n<\/div><\/div><\/div>Les glaces des lunes et de Mercure<\/h4><\/div>Ce chantier a pour objectif de caract\u00e9riser la surface des satellites de glaces et de Mercure afin de comprendre leurs m\u00e9canismes d\u2018\u00e9volution. Les satellites de glaces de Jupiter, Saturne ou del\u00e0 sont des objets plan\u00e9taires tr\u00e8s int\u00e9ressants \u00e0 plusieurs \u00e9gards. Certains, dont Europe, Titan ou Encelade, comportent des oc\u00e9ans liquides en profondeur et des traces g\u00e9omorphologiques de cryovolcanisme en surface. Europe et Encelade semblent avoir des panaches \u00e9jectant de la mati\u00e8re le long de failles. Les plus petits grains sont capables de s\u2019extraire de la gravitation du corps. Il est donc possible, dans ce cas, d\u2019\u00e9chantillonner l\u2019int\u00e9rieur des corps depuis une sonde spatiale. Si la pr\u00e9sence d\u2019eau liquide semble acquise, plusieurs questions restent ouvertes sur le cryovolcanisme. Notre \u00e9quipe propose d\u2019aborder cette question en apportant des nouvelles contraintes observationnelles en \u00e9tudiant la micro-texture de la surface par photom\u00e9trie (\u00e9tude de la surface \u00e0 diff\u00e9rentes g\u00e9om\u00e9trie) afin d\u2019avoir des informations sur la nature de la surface. La micro-rugosit\u00e9 et la forme des grains d\u2019eau (lisses\/rugueux) notamment, nous aideront \u00e0 d\u00e9chiffrer les processus g\u00e9ologiques de surface. Nous avons pu \u00e9tablir la diversit\u00e9 photom\u00e9trique de Europe et identifi\u00e9 des zones sources potentielles des plumes avec un comportement anormal de diffusion \u00ab vers l\u2019avant \u00bb (Belgacem et al., 2020). Nous avons pu d\u00e9terminer la pr\u00e9sence sans ambiguit\u00e9 de glace d’eau et d’acide sulfurique (Cruz Mermy et al., 2023-2025). L\u2019\u00e9tape suivante sera la spectro-photom\u00e9trie combinant \u00e0 la fois le spectre et la g\u00e9om\u00e9trie, qui permettra en outre de quantifier les quantit\u00e9s de compos\u00e9s chimiques et leur taille de grain (Belgacem et al., 2025). Nous d\u00e9velopppons aussi des mod\u00e9lisations de la mircrotexture et des transferts thermiques dans les glaces (Mergny et al., 2024-2025).<\/p>\n
Mercure \u00e9tant la plan\u00e8te la plus proche du Soleil, la temp\u00e9rature est la plus chaude et on ne s’attend pas \u00e0 la pr\u00e9sence de glace. Cependant, \u00e0 cause d’une inclinaison de l’axe de rotation tr\u00e8s faible (obliquit\u00e9 nulle depuis plusieurs milliards d’ann\u00e9e), les p\u00f4les sont toujours \u00e0 l’ombre et la pr\u00e9sence de glace est suspect\u00e9e. Le m\u00eame ph\u00e9nom\u00e8ne est pr\u00e9sent sur la Lune. Notre \u00e9quipe \u00e9tudie ces glaces, notemment avec la mission BepiColombo et la mission M\u00e1ni.<\/p>\n
Personnes impliqu\u00e9es :<\/strong> F. Schmidt, H. Massol, F. Andrieu, J. Barron, S. Raza (GEOPS), A. Le Gall (LATMOS), C. Mergny (ESA-ESAC, Madrid), G. Cruz Mermy (ESA-ESAC, Madrid), I. Belgacem ESA-ESAC, (Madrid)<\/p>\n<\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div>Les projets<\/h2><\/div>
<\/span><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div>Notre \u00e9quipe s\u2019int\u00e9resse \u00e0 l\u2019\u00e9volution plan\u00e9taire et aux processus pr\u00e9coces d\u2019il y a plusieurs milliards d\u2019ann\u00e9es. Aux premiers stades de la formation plan\u00e9taires, nos projets de recherche portent sur la formation des premi\u00e8res cro\u00fbtes et atmosph\u00e8res. Nous mod\u00e9lisons l\u2019\u00e9volution thermique d\u2019un oc\u00e9an de magma primitif en lien avec son atmosph\u00e8re primordiale. Sur Mars, la transition entre les \u00e2ges Noachien et Hesp\u00e9rien est cruciale pour comprendre l\u2019\u00e9volution du cycle de l\u2019eau et de son impact sur la g\u00e9omorphologie. Nous nous focalisons sur la morphologie particuli\u00e8re de certains r\u00e9seaux de vall\u00e9es du plateau crat\u00e9ris\u00e9 de Mars pr\u00e9sentant des transitions morphologiques sugg\u00e9rant une \u00e9volution spatiale et temporelle de la dynamique hydrologique. Le r\u00f4le de Tharsis sur l\u2019hydrosph\u00e8re r\u00e9gionale est \u00e9tudi\u00e9 dans ce contexte. Enfin, nous analysons la dynamique des tsunamis sur Mars et le r\u00f4le d\u2019un oc\u00e9an en transition. Cela se fait par une analyse d\u2019images \u00e0 haute r\u00e9solution et des mod\u00e9lisations climatiques en collaboration avec le laboratoire NASA Goddard (USA).<\/p>\n<\/div>
Mod\u00e8les d\u2019\u00e9volution thermique Oc\u00e9an de Magma primitif – Atmosph\u00e8re<\/h4><\/div>Le refroidissement des oc\u00e9ans de magma (OM) sur les jeunes plan\u00e8tes telluriques conditionne les environnements primitifs, tant du point de vue des conditions initiales de la dynamique du manteau solide que de celui des cycles chimiques d\u2019esp\u00e8ces volatiles et de l\u2019\u00e9ventuelle apparition des oc\u00e9ans. R\u00e9unissant une \u00e9quipe pluridisciplinaire, nous avons d\u00e9velopp\u00e9 un mod\u00e8le coupl\u00e9 OM-atmosph\u00e8re. Nous avons ainsi montr\u00e9 que l\u2019apparition d\u2019un oc\u00e9an d\u2019eau d\u00e9pend non seulement de la taille de la plan\u00e8te et de sa distance au soleil, mais aussi des teneurs initiales en H2O et CO2 (Lebrun et al. 13, Salvador et al. 17). D’autre part, lorsqu’une lithosph\u00e8re solide commence \u00e0 se constituer le transfert de chaleur et le transfert de volatils est modifi\u00e9, or il est important de bien comprendre ce r\u00e9gime g\u00e9odynamique transitoire, et le couplage entre comportement m\u00e9canique, contenu en volatils et transfert de chaleur.<\/p>\n
Personnes impliqu\u00e9es\u00a0:<\/strong> H. Massol (GEOPS), A. Davaille (FAST, U. Paris Saclay), Ph. Sarda (GEOPS), G. Delpech (GEOPS)\u00a0, C. Pallares (GEOPS)<\/p>\n<\/div><\/span><\/div>\u00c9tat de la surface d\u2019une plan\u00e8te de type Terre au sortir de la phase Oc\u00e9an de Magma (Massol et al., subm.)<\/p>\n<\/div>
<\/div><\/div>Origine et la formation des Highlands martiens<\/h4><\/div>Les observations in situ de possibles vestiges de la cro\u00fbte continentale par Curiosity, la r\u00e9cente d\u00e9couverte de clastes crustaux diff\u00e9renci\u00e9s dans la m\u00e9t\u00e9orite martienne NWA7533 (Hewins et al. 2017) ainsi que la mise en \u00e9vidence d\u2019un bloc crustal dans la r\u00e9gion de Terra Cimmeria Sirenum (Bouley et al., 2020) offrent de nouvelles perspectives pour la compr\u00e9hension de l\u2019origine et la formation des Highlands martiens.<\/p>\n<\/div>
<\/div><\/div>Tsunamis sur Mars<\/h4><\/div>La d\u00e9couverte r\u00e9cente d\u2019images montrant des fronts lob\u00e9s de coul\u00e9es observ\u00e9es dans la r\u00e9gion d\u2019Arabia Terra atteste du passage de vagues successives li\u00e9 \u00e0 un ou des \u00e9pisodes de tsunamis (Costard et al., 2017). Ces coul\u00e9es s\u2019\u00e9tendent sur plus de 150 km \u00e0 l\u2019int\u00e9rieur des terres, d\u00e9passant m\u00eame les limites des paleo-rivages cartographi\u00e9es par Parker (1993) et remontent les pentes sur plusieurs dizaines de m\u00e8tre d\u2019altitude. Ces formations ont toutes les caract\u00e9ristiques des d\u00e9p\u00f4ts de tsunamis terrestres. Gr\u00e2ce \u00e0 un mod\u00e8le num\u00e9rique d\u00e9velopp\u00e9 par K. Kelfoun (Univ. Clermont Ferrand), nous sommes parvenus \u00e0 remonter \u00e0 l\u2019origine du tsunami, en identifiant les crat\u00e8res d\u2019impact potentiellement \u00e0 l\u2019origine de ces tsunamis. La d\u00e9couverte de ces tsunamis sur les paleo-rivages de l\u2019h\u00e9misph\u00e8re Nord de Mars relance le d\u00e9bat de l\u2019existence d\u2019un oc\u00e9an et donc de la stabilit\u00e9 de l\u2019eau liquide sur cette plan\u00e8te. Les tsunamis identifi\u00e9s dans la r\u00e9gion de Arabia Terra sont-ils uniques ou au contraire rel\u00e8vent d\u2019\u00e9v\u00e8nements multiples comme on pourrait s\u2019y attendre ?<\/p>\n<\/div>
<\/span><\/div>D\u00e9p\u00f4ts lob\u00e9s suppos\u00e9s de mega-tsunumis sur Mars le long des paleo-rivages dans Arabia Terra (en encart\u00e9)<\/p>\n<\/div>
<\/div><\/div>Climat ancien et oc\u00e9an sur Mars<\/h4><\/div>La pr\u00e9sence dans l’h\u00e9misph\u00e8re nord d’un oc\u00e9an circumpolaire et de d\u00e9p\u00f4ts de m\u00e9gatsunamis le long des pal\u00e9o-c\u00f4tes a \u00e9t\u00e9 estim\u00e9e \u00e0 il y a 3 milliards d’ann\u00e9es (Costard et al., 2017 et 2019). Les mod\u00e8les climatiques pr\u00e9c\u00e9dents ne permettaient pas de simuler un oc\u00e9an stable \u00e0 cette p\u00e9riode : toute l’eau s’accumulait sur les montagnes sous forme de neige. Des \u00e9tude r\u00e9alis\u00e9es en collaboration par les membres de notre \u00e9quipe GEOPS et de la NASA\/GISS (Schmidt et al. 2022, Schmidt et al., 2025), ont pu construire une simulation climatique incluant deux nouveaux ingr\u00e9dients essentiels : la circulation oc\u00e9anique et la pr\u00e9sence de m\u00e9ga-glaciers. En ajoutant ces deux processus, les simulations climatiques pr\u00e9disent un oc\u00e9an stable dans l’h\u00e9misph\u00e8re nord, m\u00eame pour des temp\u00e9ratures moyennes martiennes inf\u00e9rieures \u00e0 0 \u00b0C. Les simulations pr\u00e9disent la pr\u00e9sence de glaciers qui transportent la glace des hautes terres vers l’oc\u00e9an, en accord avec les interpr\u00e9tations g\u00e9ologiques des images.<\/p>\n
Notre \u00e9quipe a \u00e9tudi\u00e9 finement la morphologie du plus grand volcan du Syst\u00e8me Solaire pour comprendre l’histoire de l’eau dans un pass\u00e9 martien plus lointain. Nous avons pu montrer que Olympus Mons a des structures compatibles avec une mise en place dans un oc\u00e9an (Hildenbrand, 2023).<\/p>\n
Personnes impliqu\u00e9es :<\/strong> H. Massol (GEOPS), A. Davaille (FAST, U. Paris Saclay), Ph. Sarda (GEOPS), G. Delpech (GEOPS) , C. Pallares (GEOPS)<\/p>\n<\/div><\/div><\/div>Alt\u00e9ration sur Mars primitive<\/h4><\/div>Projet profils d\u2019alt\u00e9ration sur Mars primitive<\/p>\n<\/div>
<\/span><\/div>Gauche\u00a0: donn\u00e9es orbitales (spectroscopie proche infra-rouge). Centre\u00a0: profil d\u2019alt\u00e9ration coloris\u00e9 en fonction des compositions des diff\u00e9rents horizons d\u2019alt\u00e9ration. Droite\u00a0: Sch\u00e9mas de profils d\u2019alt\u00e9ration sur Mars (Bultel et al, 2019).<\/p>\n<\/div>
Les surfaces martiennes noachiennes (>3.8 Ga) pr\u00e9sentent des assemblages verticaux d’horizon d’alt\u00e9ration nomm\u00e9s profils d’alt\u00e9ration. Leur pr\u00e9sence indique une alt\u00e9ration par l’eau liquide dans le pass\u00e9. Cela n\u00e9cessite un climat plus chaud et plus humide pendant le Noachien qu’aujourd’hui. Un tel climat a besoin d’un effet de serre entretenu par une atmosph\u00e8re riche en CO2 plus dense qu’aujourd’hui (associ\u00e9 \u00e0 d’autres gaz \u00e0 effet de serre). Cependant, l’absence de carbonates dans de tels profils questionne de telles conditions. L\u2019identification des carbonates m\u00e9lang\u00e9s \u00e0 min\u00e9raux hydrat\u00e9s est difficile. Nous avons mis en place un nouveau crit\u00e8re spectral, qui permet de mettre en \u00e9vidence la pr\u00e9sence de carbonates m\u00e9lang\u00e9s \u00e0 des min\u00e9raux argileux dans les profils d’alt\u00e9ration. Leur min\u00e9ralogie est r\u00e9\u00e9valu\u00e9e comme suit :\u00a0 argiles riches en Al, argiles riches en Al avec carbonates, argiles riches en Al,Fe avec carbonates, argiles riches en Fe,Mg avec carbonates, argiles riches en Fe,Mg. \u00c0 l’aide d’analogues terrestres, de mod\u00e8les g\u00e9ochimiques et d’exp\u00e9riences en laboratoire, ces assemblages min\u00e9ralogiques permettent de comprendre les conditions d’interaction eau-roche. Il est donc possible de sugg\u00e9rer que les profils form\u00e9s par alt\u00e9ration \u00e0 l\u2019aide d\u2019une solution riche en acide carbonique (et probablement d’autres acides) avec un pH augmentant progressivement avec la profondeur jusqu’\u00e0 des valeurs neutres\/alcalines. La distribution des profils d’alt\u00e9ration \u00e0 la surface tend \u00e0 montrer que ce processus s’est produit \u00e0 l’\u00e9chelle plan\u00e9taire et que la source de CO2 devrait \u00eatre atmosph\u00e9rique. Nos investigations orbitales tendent \u00e0 montrer que l’atmosph\u00e8re noachienne sur Mars \u00e9tait riche en CO2 et plus dense qu’aujourd’hui, r\u00e9conciliant mod\u00e8les climatiques, exp\u00e9riences en laboratoire, mod\u00e8les g\u00e9ochimiques et min\u00e9ralogie observ\u00e9e depuis l\u2019orbite.<\/p>\n
Personne impliqu\u00e9e\u00a0:<\/strong> Bultel B.<\/p>\n<\/div><\/div><\/div>Les glaces des lunes et de Mercure<\/h4><\/div>Ce chantier a pour objectif de caract\u00e9riser la surface des satellites de glaces et de Mercure afin de comprendre leurs m\u00e9canismes d\u2018\u00e9volution. Les satellites de glaces de Jupiter, Saturne ou del\u00e0 sont des objets plan\u00e9taires tr\u00e8s int\u00e9ressants \u00e0 plusieurs \u00e9gards. Certains, dont Europe, Titan ou Encelade, comportent des oc\u00e9ans liquides en profondeur et des traces g\u00e9omorphologiques de cryovolcanisme en surface. Europe et Encelade semblent avoir des panaches \u00e9jectant de la mati\u00e8re le long de failles. Les plus petits grains sont capables de s\u2019extraire de la gravitation du corps. Il est donc possible, dans ce cas, d\u2019\u00e9chantillonner l\u2019int\u00e9rieur des corps depuis une sonde spatiale. Si la pr\u00e9sence d\u2019eau liquide semble acquise, plusieurs questions restent ouvertes sur le cryovolcanisme. Notre \u00e9quipe propose d\u2019aborder cette question en apportant des nouvelles contraintes observationnelles en \u00e9tudiant la micro-texture de la surface par photom\u00e9trie (\u00e9tude de la surface \u00e0 diff\u00e9rentes g\u00e9om\u00e9trie) afin d\u2019avoir des informations sur la nature de la surface. La micro-rugosit\u00e9 et la forme des grains d\u2019eau (lisses\/rugueux) notamment, nous aideront \u00e0 d\u00e9chiffrer les processus g\u00e9ologiques de surface. Nous avons pu \u00e9tablir la diversit\u00e9 photom\u00e9trique de Europe et identifi\u00e9 des zones sources potentielles des plumes avec un comportement anormal de diffusion \u00ab vers l\u2019avant \u00bb (Belgacem et al., 2020). Nous avons pu d\u00e9terminer la pr\u00e9sence sans ambiguit\u00e9 de glace d’eau et d’acide sulfurique (Cruz Mermy et al., 2023-2025). L\u2019\u00e9tape suivante sera la spectro-photom\u00e9trie combinant \u00e0 la fois le spectre et la g\u00e9om\u00e9trie, qui permettra en outre de quantifier les quantit\u00e9s de compos\u00e9s chimiques et leur taille de grain (Belgacem et al., 2025). Nous d\u00e9velopppons aussi des mod\u00e9lisations de la mircrotexture et des transferts thermiques dans les glaces (Mergny et al., 2024-2025).<\/p>\n
Mercure \u00e9tant la plan\u00e8te la plus proche du Soleil, la temp\u00e9rature est la plus chaude et on ne s’attend pas \u00e0 la pr\u00e9sence de glace. Cependant, \u00e0 cause d’une inclinaison de l’axe de rotation tr\u00e8s faible (obliquit\u00e9 nulle depuis plusieurs milliards d’ann\u00e9e), les p\u00f4les sont toujours \u00e0 l’ombre et la pr\u00e9sence de glace est suspect\u00e9e. Le m\u00eame ph\u00e9nom\u00e8ne est pr\u00e9sent sur la Lune. Notre \u00e9quipe \u00e9tudie ces glaces, notemment avec la mission BepiColombo et la mission M\u00e1ni.<\/p>\n
Personnes impliqu\u00e9es :<\/strong> F. Schmidt, H. Massol, F. Andrieu, J. Barron, S. Raza (GEOPS), A. Le Gall (LATMOS), C. Mergny (ESA-ESAC, Madrid), G. Cruz Mermy (ESA-ESAC, Madrid), I. Belgacem ESA-ESAC, (Madrid)<\/p>\n<\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/div>Les projets<\/h2><\/div>
Le refroidissement des oc\u00e9ans de magma (OM) sur les jeunes plan\u00e8tes telluriques conditionne les environnements primitifs, tant du point de vue des conditions initiales de la dynamique du manteau solide que de celui des cycles chimiques d\u2019esp\u00e8ces volatiles et de l\u2019\u00e9ventuelle apparition des oc\u00e9ans. R\u00e9unissant une \u00e9quipe pluridisciplinaire, nous avons d\u00e9velopp\u00e9 un mod\u00e8le coupl\u00e9 OM-atmosph\u00e8re. Nous avons ainsi montr\u00e9 que l\u2019apparition d\u2019un oc\u00e9an d\u2019eau d\u00e9pend non seulement de la taille de la plan\u00e8te et de sa distance au soleil, mais aussi des teneurs initiales en H2O et CO2 (Lebrun et al. 13, Salvador et al. 17). D’autre part, lorsqu’une lithosph\u00e8re solide commence \u00e0 se constituer le transfert de chaleur et le transfert de volatils est modifi\u00e9, or il est important de bien comprendre ce r\u00e9gime g\u00e9odynamique transitoire, et le couplage entre comportement m\u00e9canique, contenu en volatils et transfert de chaleur.<\/p>\n
Personnes impliqu\u00e9es\u00a0:<\/strong> H. Massol (GEOPS), A. Davaille (FAST, U. Paris Saclay), Ph. Sarda (GEOPS), G. Delpech (GEOPS)\u00a0, C. Pallares (GEOPS)<\/p>\n<\/div> \u00c9tat de la surface d\u2019une plan\u00e8te de type Terre au sortir de la phase Oc\u00e9an de Magma (Massol et al., subm.)<\/p>\n<\/div> Les observations in situ de possibles vestiges de la cro\u00fbte continentale par Curiosity, la r\u00e9cente d\u00e9couverte de clastes crustaux diff\u00e9renci\u00e9s dans la m\u00e9t\u00e9orite martienne NWA7533 (Hewins et al. 2017) ainsi que la mise en \u00e9vidence d\u2019un bloc crustal dans la r\u00e9gion de Terra Cimmeria Sirenum (Bouley et al., 2020) offrent de nouvelles perspectives pour la compr\u00e9hension de l\u2019origine et la formation des Highlands martiens.<\/p>\n<\/div> La d\u00e9couverte r\u00e9cente d\u2019images montrant des fronts lob\u00e9s de coul\u00e9es observ\u00e9es dans la r\u00e9gion d\u2019Arabia Terra atteste du passage de vagues successives li\u00e9 \u00e0 un ou des \u00e9pisodes de tsunamis (Costard et al., 2017). Ces coul\u00e9es s\u2019\u00e9tendent sur plus de 150 km \u00e0 l\u2019int\u00e9rieur des terres, d\u00e9passant m\u00eame les limites des paleo-rivages cartographi\u00e9es par Parker (1993) et remontent les pentes sur plusieurs dizaines de m\u00e8tre d\u2019altitude. Ces formations ont toutes les caract\u00e9ristiques des d\u00e9p\u00f4ts de tsunamis terrestres. Gr\u00e2ce \u00e0 un mod\u00e8le num\u00e9rique d\u00e9velopp\u00e9 par K. Kelfoun (Univ. Clermont Ferrand), nous sommes parvenus \u00e0 remonter \u00e0 l\u2019origine du tsunami, en identifiant les crat\u00e8res d\u2019impact potentiellement \u00e0 l\u2019origine de ces tsunamis. La d\u00e9couverte de ces tsunamis sur les paleo-rivages de l\u2019h\u00e9misph\u00e8re Nord de Mars relance le d\u00e9bat de l\u2019existence d\u2019un oc\u00e9an et donc de la stabilit\u00e9 de l\u2019eau liquide sur cette plan\u00e8te. Les tsunamis identifi\u00e9s dans la r\u00e9gion de Arabia Terra sont-ils uniques ou au contraire rel\u00e8vent d\u2019\u00e9v\u00e8nements multiples comme on pourrait s\u2019y attendre ?<\/p>\n<\/div> D\u00e9p\u00f4ts lob\u00e9s suppos\u00e9s de mega-tsunumis sur Mars le long des paleo-rivages dans Arabia Terra (en encart\u00e9)<\/p>\n<\/div> La pr\u00e9sence dans l’h\u00e9misph\u00e8re nord d’un oc\u00e9an circumpolaire et de d\u00e9p\u00f4ts de m\u00e9gatsunamis le long des pal\u00e9o-c\u00f4tes a \u00e9t\u00e9 estim\u00e9e \u00e0 il y a 3 milliards d’ann\u00e9es (Costard et al., 2017 et 2019). Les mod\u00e8les climatiques pr\u00e9c\u00e9dents ne permettaient pas de simuler un oc\u00e9an stable \u00e0 cette p\u00e9riode : toute l’eau s’accumulait sur les montagnes sous forme de neige. Des \u00e9tude r\u00e9alis\u00e9es en collaboration par les membres de notre \u00e9quipe GEOPS et de la NASA\/GISS (Schmidt et al. 2022, Schmidt et al., 2025), ont pu construire une simulation climatique incluant deux nouveaux ingr\u00e9dients essentiels : la circulation oc\u00e9anique et la pr\u00e9sence de m\u00e9ga-glaciers. En ajoutant ces deux processus, les simulations climatiques pr\u00e9disent un oc\u00e9an stable dans l’h\u00e9misph\u00e8re nord, m\u00eame pour des temp\u00e9ratures moyennes martiennes inf\u00e9rieures \u00e0 0 \u00b0C. Les simulations pr\u00e9disent la pr\u00e9sence de glaciers qui transportent la glace des hautes terres vers l’oc\u00e9an, en accord avec les interpr\u00e9tations g\u00e9ologiques des images.<\/p>\n Notre \u00e9quipe a \u00e9tudi\u00e9 finement la morphologie du plus grand volcan du Syst\u00e8me Solaire pour comprendre l’histoire de l’eau dans un pass\u00e9 martien plus lointain. Nous avons pu montrer que Olympus Mons a des structures compatibles avec une mise en place dans un oc\u00e9an (Hildenbrand, 2023).<\/p>\n Personnes impliqu\u00e9es :<\/strong> H. Massol (GEOPS), A. Davaille (FAST, U. Paris Saclay), Ph. Sarda (GEOPS), G. Delpech (GEOPS) , C. Pallares (GEOPS)<\/p>\n<\/div> Projet profils d\u2019alt\u00e9ration sur Mars primitive<\/p>\n<\/div> Gauche\u00a0: donn\u00e9es orbitales (spectroscopie proche infra-rouge). Centre\u00a0: profil d\u2019alt\u00e9ration coloris\u00e9 en fonction des compositions des diff\u00e9rents horizons d\u2019alt\u00e9ration. Droite\u00a0: Sch\u00e9mas de profils d\u2019alt\u00e9ration sur Mars (Bultel et al, 2019).<\/p>\n<\/div> Les surfaces martiennes noachiennes (>3.8 Ga) pr\u00e9sentent des assemblages verticaux d’horizon d’alt\u00e9ration nomm\u00e9s profils d’alt\u00e9ration. Leur pr\u00e9sence indique une alt\u00e9ration par l’eau liquide dans le pass\u00e9. Cela n\u00e9cessite un climat plus chaud et plus humide pendant le Noachien qu’aujourd’hui. Un tel climat a besoin d’un effet de serre entretenu par une atmosph\u00e8re riche en CO2 plus dense qu’aujourd’hui (associ\u00e9 \u00e0 d’autres gaz \u00e0 effet de serre). Cependant, l’absence de carbonates dans de tels profils questionne de telles conditions. L\u2019identification des carbonates m\u00e9lang\u00e9s \u00e0 min\u00e9raux hydrat\u00e9s est difficile. Nous avons mis en place un nouveau crit\u00e8re spectral, qui permet de mettre en \u00e9vidence la pr\u00e9sence de carbonates m\u00e9lang\u00e9s \u00e0 des min\u00e9raux argileux dans les profils d’alt\u00e9ration. Leur min\u00e9ralogie est r\u00e9\u00e9valu\u00e9e comme suit :\u00a0 argiles riches en Al, argiles riches en Al avec carbonates, argiles riches en Al,Fe avec carbonates, argiles riches en Fe,Mg avec carbonates, argiles riches en Fe,Mg. \u00c0 l’aide d’analogues terrestres, de mod\u00e8les g\u00e9ochimiques et d’exp\u00e9riences en laboratoire, ces assemblages min\u00e9ralogiques permettent de comprendre les conditions d’interaction eau-roche. Il est donc possible de sugg\u00e9rer que les profils form\u00e9s par alt\u00e9ration \u00e0 l\u2019aide d\u2019une solution riche en acide carbonique (et probablement d’autres acides) avec un pH augmentant progressivement avec la profondeur jusqu’\u00e0 des valeurs neutres\/alcalines. La distribution des profils d’alt\u00e9ration \u00e0 la surface tend \u00e0 montrer que ce processus s’est produit \u00e0 l’\u00e9chelle plan\u00e9taire et que la source de CO2 devrait \u00eatre atmosph\u00e9rique. Nos investigations orbitales tendent \u00e0 montrer que l’atmosph\u00e8re noachienne sur Mars \u00e9tait riche en CO2 et plus dense qu’aujourd’hui, r\u00e9conciliant mod\u00e8les climatiques, exp\u00e9riences en laboratoire, mod\u00e8les g\u00e9ochimiques et min\u00e9ralogie observ\u00e9e depuis l\u2019orbite.<\/p>\n Personne impliqu\u00e9e\u00a0:<\/strong> Bultel B.<\/p>\n<\/div> Ce chantier a pour objectif de caract\u00e9riser la surface des satellites de glaces et de Mercure afin de comprendre leurs m\u00e9canismes d\u2018\u00e9volution. Les satellites de glaces de Jupiter, Saturne ou del\u00e0 sont des objets plan\u00e9taires tr\u00e8s int\u00e9ressants \u00e0 plusieurs \u00e9gards. Certains, dont Europe, Titan ou Encelade, comportent des oc\u00e9ans liquides en profondeur et des traces g\u00e9omorphologiques de cryovolcanisme en surface. Europe et Encelade semblent avoir des panaches \u00e9jectant de la mati\u00e8re le long de failles. Les plus petits grains sont capables de s\u2019extraire de la gravitation du corps. Il est donc possible, dans ce cas, d\u2019\u00e9chantillonner l\u2019int\u00e9rieur des corps depuis une sonde spatiale. Si la pr\u00e9sence d\u2019eau liquide semble acquise, plusieurs questions restent ouvertes sur le cryovolcanisme. Notre \u00e9quipe propose d\u2019aborder cette question en apportant des nouvelles contraintes observationnelles en \u00e9tudiant la micro-texture de la surface par photom\u00e9trie (\u00e9tude de la surface \u00e0 diff\u00e9rentes g\u00e9om\u00e9trie) afin d\u2019avoir des informations sur la nature de la surface. La micro-rugosit\u00e9 et la forme des grains d\u2019eau (lisses\/rugueux) notamment, nous aideront \u00e0 d\u00e9chiffrer les processus g\u00e9ologiques de surface. Nous avons pu \u00e9tablir la diversit\u00e9 photom\u00e9trique de Europe et identifi\u00e9 des zones sources potentielles des plumes avec un comportement anormal de diffusion \u00ab vers l\u2019avant \u00bb (Belgacem et al., 2020). Nous avons pu d\u00e9terminer la pr\u00e9sence sans ambiguit\u00e9 de glace d’eau et d’acide sulfurique (Cruz Mermy et al., 2023-2025). L\u2019\u00e9tape suivante sera la spectro-photom\u00e9trie combinant \u00e0 la fois le spectre et la g\u00e9om\u00e9trie, qui permettra en outre de quantifier les quantit\u00e9s de compos\u00e9s chimiques et leur taille de grain (Belgacem et al., 2025). Nous d\u00e9velopppons aussi des mod\u00e9lisations de la mircrotexture et des transferts thermiques dans les glaces (Mergny et al., 2024-2025).<\/p>\n Mercure \u00e9tant la plan\u00e8te la plus proche du Soleil, la temp\u00e9rature est la plus chaude et on ne s’attend pas \u00e0 la pr\u00e9sence de glace. Cependant, \u00e0 cause d’une inclinaison de l’axe de rotation tr\u00e8s faible (obliquit\u00e9 nulle depuis plusieurs milliards d’ann\u00e9e), les p\u00f4les sont toujours \u00e0 l’ombre et la pr\u00e9sence de glace est suspect\u00e9e. Le m\u00eame ph\u00e9nom\u00e8ne est pr\u00e9sent sur la Lune. Notre \u00e9quipe \u00e9tudie ces glaces, notemment avec la mission BepiColombo et la mission M\u00e1ni.<\/p>\n Personnes impliqu\u00e9es :<\/strong> F. Schmidt, H. Massol, F. Andrieu, J. Barron, S. Raza (GEOPS), A. Le Gall (LATMOS), C. Mergny (ESA-ESAC, Madrid), G. Cruz Mermy (ESA-ESAC, Madrid), I. Belgacem ESA-ESAC, (Madrid)<\/p>\n<\/div><\/div><\/div><\/div><\/div><\/span><\/div>Origine et la formation des Highlands martiens<\/h4><\/div>
Tsunamis sur Mars<\/h4><\/div>
<\/span><\/div>Climat ancien et oc\u00e9an sur Mars<\/h4><\/div>
Alt\u00e9ration sur Mars primitive<\/h4><\/div>
<\/span><\/div>Les glaces des lunes et de Mercure<\/h4><\/div>
Les projets<\/h2><\/div>