interpréter des mesures géophysiques afin d`établir des modèles

Contraintes géophysiques et
structure interne des planètes
H. Amit, R-M. Baland, É. Beucler, P. Cance, S. Carpy,
F. Civet, M. Drilleau, O. Grasset, B. Langlais, M. Le
Feuvre, A. Lefevre, A. Mocquet, G. Tobie, O. Verhoeven
Precise knowledge of the structure of planets and satellites is required to understand their
formation and their internal and orbital evolution. Regarding Earth-like planets and satellites,
our research focuses on models of internal structure based on various geophysical data. We
also estimate the location of the dynamo region of giant planets and interpret the very high
density of some exoplanets as the possible remnant of gas giants.
Une connaissance précise de la structure
des planètes et des satellites est primordiale pour comprendre leur formation et
leurs évolutions interne et orbitale [1], [2].
En collaboration avec nos collègues de
l’ORB, nous avons exploité les dernières
études du champ pesanteur martien pour
développer des modèles de structure interne compatibles avec les nouvelles estimations des moments d’inertie et des
nombres de Love [3]. D’après nos modèles, Mars ne possède pas de graine solide et le noyau liquide contient une fraction de soufre de l’ordre de 16%. Nous estimons le rayon du noyau à 1794 +- 65 km
(Figure 1).
Les variations du champ magnétique induit offrent également une opportunité de
sonder l’intérieur profond de Mars, car
cette réponse induite et sa distribution fréquentielle permettent de calculer un profil de conductivité électrique dans le manteau. Comme cette conductivité dépend
de la température et de la composition des
phases minérales présentes, un profil de
conductitivité permet d’identifier la signature électrique des différentes phases minérales qui composent le manteau martien.
Une partie de notre travail de recherches a
été également consacrée à la préparation
de la mission d’investigation géophysique
Fig. 1: Martian core size as function of k2
Love number for hot (in red) and cold (in blue)
mantle temperature.
Fig. 1 : Représentation du rayon du noyau de
Mars en fonction du nombre de Love k2 pour
des profils extrêmes de température (froid en
bleu et chaud en rouge) dans le manteau.
de la planète Mars InSight dont le lancement est prévu en mars 2016. D’une part,
nous avons échantillonné nos modèles de
structure interne pour calculer des modèles de vitesses sismiques synthétiques
représentatifs de la variabilité de composition et de température. D’autre part, nous
avons estimé des valeurs de vitesses sismiques et d’anisotropie à partir d’orbites
complètes d’ondes de surface mesurées
par une seule station sismologique [4].
Le spectre du champ magnétique dynamique d’une planète peut également être
utilisé pour estimer la profondeur de la dynamo magnétique. Nous montrons ainsi
que la dynamo de Jupiter doit être confinée dans une coquille sphérique dont le
rayon n’excède pas 0.89 fois le rayon de
la planète [5] .
Un volet important de nos activités de recherche concerne également les satellites
des planètes géantes, en particulier Titan [6], et les exoplanètes [7]. Pour Titan,
nous avons proposé un nouveau modèle
de structure interne permettant de satisfaire simultanément les contraintes fournies par Cassini-Huygens sur son obliquité, son champ de gravité (statique et
dynamique) et sa forme. Pour les exoplanètes, de récentes données montrent
l’existence de planètes de masse volumique supérieure à celle de noyaux métalliques de même taille. Nous avons proposé d’interpréter ces planètes extrêmement denses comme les reliquats de planètes gazeuses géantes [8] (Figure 2).
R /R Earth
3
Naked cores
Decompressed (P
surf
2
1
Uranus
0
= 0.1 MPa)
K57b
K52b
Earth
P eq
TPa
= 0.5
P eq
=1
TPa
P eq
= 10
TPa
P eq
0T
= 10
K52c
(Steffen et al., 2013)
Pa
Neptune
(Nettelmann et al., 2013)
1
10
M/M Earth
100
Fig. 2: Mass-radius relationships for naked
cores of gaseous planets. Five curves are plotted as a function of the surface equivalent pressure (the upper dashed curve is for Earth-like
planets).
Fig. 2 :
Relations masse-rayon pour des
noyaux isolés de planètes gazeuses. Cinq
courbes sont représentées en fonction de la
pression de surface équivalente (la courbe en
pointillés correspond aux planètes telluriques).
Collaborations
InSight team : NASA, JPL, IPGP, ETH,
MPS, ORB, CNES, Imperial College, Ox-
ford, ISAE, CNRS, Max Plank Gesellschaft, Université Paris-Diderot.
Références associées
[1] A. Mocquet, P. Rosenblatt, V. Dehant,
and O. Verhoeven. The deep interior of Venus, Mars, and the Earth : A
brief review and the need for planetary
surface-based measurements. Planet.
Space Sci., 59 :1048–1061, August
2011.
[2] V. Dehant, et al. dont, B. Langlais,
M. Le Feuvre, and A. Mocquet. Future mars geophysical observatories
for understanding its internal structure,
rotation, and evolution. Planet. Spa.
Sci., 68, 2012.
[3] A. Rivoldini, T. Van Hoolst, O. Verhoeven, A. Mocquet, and V. Dehant. Geodesy constraints on the interior structure and composition of Mars. Icarus,
213 :451–472, June 2011.
[4] M. Panning, É. Beucler, M. Drilleau,
A. Mocquet, P. Lognonné, and B. Banerdt. Verifying single-station seismic
approaches using Earth-based data :
Preparation for data return from the InSight mission to Mars. Icarus, soumis.
[5] B. Langlais, H. Larnier, H. Amit,
E. Thébault, and A. Mocquet. A new
model for the (geo)magnetic power
spectrum, with application to planetary
dynamo radii. Earth Planet. Sci. Lett.,
en révision.
[6] R.-M. Baland, G. Tobie, A. Lefevre,
and T. Van Hooslt. Titan’s internal
structure inferred from its gravity field,
shape and rotation state. Icarus, en
révision.
[7] A. Léger, et al. dont, O. Grasset,
P. Cance, and S. Carpy. The extreme
physical properties of the CoRoT-7b
super-Earth. Icarus, 213 :1–11, May
2011.
[8] A. Mocquet, O. Grasset, and C. Sotin.
Very high-density planets – a possible
remnant of gas giants. Phil. Trans. R.
Soc. A, sous presse.