De nombreux membres de l’équipe se sont rendus à l’EuroPlanet Science Congress qui s’est tenu du 8 au 13 Septembre 2024 à Berlin (comme en 2018!).
Inès a présenté le mardi l’état d’avancement de ses travaux qui visent à réunir les géologies des minéraux hydratés des régions d’Oxia Planum et Mawrth Vallis.
Maxime présentait un poster ce même jour sur des échantillons de silice prélevés au Botswana au niveau des lacs salés du Makgadigadki, un analogue terrestre aux observations martiennes. Il a également fait une présentation orale sur l’observation de minéraux hydratés en contexte de volcanisme sédimentaire sur Mars, vendredi matin.
Matthieu a repris ses devoirs et pu présenter un poster MarsSI et rencontrer nouveaux et anciens utilisateurs pour leur parler des évolutions et nouveaux jeux de données tels que CaSSIS.
Cédric a présenté en session orale ses travaux sur les lois géomorphologiques des cratères de petites tailles (<50m), résultats de nouvelle méthodes plus robustes d’estimation des profondeurs de cratères.
L’équipe n’était qu’une partie de l’impressionnante présence française dans cette conférence, ce qui fut l’occasion de nombreux échanges!
Maxime Pineau a rejoint e-Planets en ce début Septembre pour un contrat post-doctoral dans le cadre de l’ERC OCEANID.
Maxime a soutenu sa thèse au LPG (Nantes) en 2020, intitulée « Étude des propriétés proche-infrarouge de la silice opaline et de la kaolinite pour interpréter leur origine géologique sur Mars » sous les directions de Benjamin Rondeau et Laëtitia Le Deit, dans le cadre de l’ANR MarsPrime. Par la suite, il a réalisé des enseignements en géologie à l’Université d’Orléans en tant qu’ATER avant de rejoindre l’ANR PaleoSilica en tant que postdoc depuis 2022 jusqu’à cet été 2024.
Maxime étudie la géologie des minéraux d’altération (e.g., silice hydratée, argiles, sulfates, carbonates) sur la planète Mars, mais également sur Terre grâce à l’observation de sites géologiques analogues.
La saison des stages commence, voici un petit aperçu des stages encadrés dans l’équipe pour ce printemps 2024:
Géomorphologie et cartographie de dépôts stratifiés sur Mars (A. Dashdamirov, M1)
Cartographie automatique des Interior Layered Deposits (ILD), des roches sédimentaires très friables identifiées comme des sulfates mono et polyhydratés, en utilisant un algorithme de Machine Learning (Random forest/SVM).
Etude de données SuperCam (V. Tricaud, M1)Réseaux de vallées d’Arabia Terra (J. Bredon, M1)Export de données au format STAC (I. Ilahou-Mangwuka, IUT S2A)
Etude et mise en place de collections STAC basées sur les données MarsSI, création et analyse de cartes de paramètres spectraux.
Vue synthétique d’Oxia Planum à partir des données d’imagerie satéllite (CTX, HRSC)
Une des étapes suivantes de la missions était l’organisation par l’ESA d’un groupe de travail pour la création d’une carte de la géologie à haute résolution. Si les études de sélection de sites avait montré l’intérêt de la région, il s’agit désormais d’avoir une connaissance approfondie des types de sols présentés afin que, une fois arrivé, le rover Rosalind Franklin puisse être guidé vers les zones d’intérêt les plus proches (et les plus sûres).
C’était la mission du groupe « Macro » de l’équipe scientifique d’Exomars. Matthieu Volat (Observatoire de Lyon) a pu faire profiter de son expérience et du système MarsSI pour fournir des modèles 3D de terrain et de l’imagerie rectifiée sur la base des caméras CTX et HiRISE de la mission satellite NASA MRO. Ces données ont été également complétée par des détections minérales issues des instruments OMEGA (mission Mars Express de l’ESA) et CRISM (MRO) issues du travail de Cathy Quantin-Nataf, Lu Pan, Lucia Mandon (LGLTPE durant ces travaux) et John Carter (IAS durant ces travaux), ainsi que de données CASSIS (mission ESA TGO) fournies par l’équipe CASSIS elle-même. Ces données collectées ont alimenté le système de données ESA MMGIS et ont permis la réalisation d’une analyse collaborative : plus de 100 chercheurs volontaires ont parcouru la zone atterrissage durant l’été 2020 pour en annoter les caractéristiques.
Données d’élévation issues de CTX et HiRISE fournies par le groupe e-Planets dans le système de cartographie MMGIS de l’ESA pour la mission ExoMars.
La dernière étape n’était pas la moindre : regrouper, parfois arbitrer et réconcilier le travail du groupe de cartographie. Cette tâche a été confiée à Peter Fawdon (Open University, UK) et Csillia Orgel (ESA) dont la carte finale de géologie d’Oxia Planum a été publiée dans le volume 20 de la revue « Journal of Maps » (https://www.tandfonline.com/doi/full/10.1080/17445647.2024.2302361).
Carte des unités géologiques du site atterrissage ExoMars, Fawdon et al 2024
Cette cartographie synthétise l’état d’analyse de la zone d’investigations potentielle prévue pour le rover Rosalind Fanklin, telles que les données orbitales nous le permettent. Mais il s’agit également d’une occasion d’avoir les attentions de nombreux experts sur une zone spécifique, permettant de confronter et confirmer les méthodes et analyses de la surface martienne.
Il ne s’agit néanmoins pas de la fin des analyses de données orbitales de cette zones, car d’autres types de données (par exemple radar) ou méthodes d’analyses seront certainement utilisées d’ici le lancement de la mission!
Après deux années de « Young Graduate Trainee » au site ESTEC de l’ESA pour préparer la mission du premier rover européen ExoMars, Inès rejoint e-Planets pour démarrer une thèse co-encadrée par Cathy Quantin Nataf (LGL-TPE) et John Carter (LAM) dans le cadre du projet ERC OCEANID.
L’objectif de sa thèse est de documenter l’enregistrement sédimentaire ancien de Mars au niveau de la transition entre les terrains hauts de l’hémisphère sud et les terrains bas du Nord et de préparer la mission ExoMars en analysant l’étendue et la nature des terrains sédimentaires qui composent le site d’atterrissage.
En effet, les missions martiennes des 20 dernières années ont révélé que Mars regorgeait de preuves d’un système hydrologique ancien complet favorable à l’émergence de la vie. Si tel est le cas, il y a tout lieu de croire que Mars a accueilli un océan hémisphérique couvrant les basses terres du nord. Cette hypothèse est aussi ancienne que l’exploration de Mars, mais a été remise en question à plusieurs reprises au cours des deux dernières décennies. Le cas de l’océan martien primitif reste l’un des problèmes les plus controversés et non résolus de la planète.
Des découvertes récentes rouvrent cette question suggérant que la principale activité océanique est peut-être plus ancienne qu’on ne le pensait avec des sédiments océaniques en partie enfouis et exhumés. La mission ExoMars Rosalind Franklin ESA qui sera lancé en 2028 a pour site d’atterrissage les dépôts sédimentaires les plus anciens jamais explorés sur Mars avec une origine potentiellement océanique.
Nous sommes tous heureux d’acceuillir et souhaiter la bienvenue à Ines!
Valentin Bonnet Gibet (LGL-TPE, ENS de Lyon) soutiendra sa thèse, intitulée « Formation de la croûte et histoire thermique Martienne » qui aura lieu le Lundi 23 octobre 2023 à 14h en salle des thèses à l’ENS Monod (46 allée d’Italie, Lyon).
La sismologie a récemment apporté d’importantes informations sur la structure de l’intérieur de Mars et en particulier de sa croûte. L’épaisseur moyenne de la croûte est contrainte entre 50 et 67 km avec une différence de 12 à 34 km entre les hémisphères Nord et Sud. Cette dichotomie est une caractéristique essentielle de la surface Martienne. Dans cette thèse, je propose un nouveau mécanisme pour expliquer sa formation, basé sur un processus de rétroaction positive entre l’épaisseur de la croûte et son extraction. La croûte étant enrichie en éléments producteurs de chaleur, lorsqu’elle est plus épaisse, la base de la lithosphère, qui est une limite rhéologique et donc thermique, est atteinte à une profondeur moindre. Sous une lithosphère amincie, la fraction de liquide dans le manteau est plus élevée, car à une même température mais à plus faible pression. Les vitesses d’extraction de magma sont alors plus élevées et la croûte croit plus rapidement là où elle est plus épaisse. La diffusion de la chaleur dans la lithosphère favorisant les grandes longueurs d’onde, nous proposons que ce mécanisme ait pu générer la dichotomie martienne. Pour le tester, j’ai développé un modèle d’évolution thermique paramétré asymétrique incluant l’extraction de la croûte. Avec ce modèle, nous démontrons qu’une dichotomie crustale se développe et croit à partir d’une perturbation hémisphérique initiale négligeable. Pour une certaine gamme de paramètres, notre modèle est capable de reproduire les observations sur l’épaisseur de la croûte et la structure thermique du manteau. Nous montrons aussi qu’une planète en couche stagnante avec une forte dichotomie d’épaisseur de croûte se refroidit légèrement plus vite qu’une planète dont la croûte est d’épaisseur constante. Enfin, nous démontrons que notre modèle de croissance de la dichotomie fournit également une explication pour la formation de roches différenciées dans les Hautes Plateaux du Sud.
Selma Benseguane (LGL-TPE) soutiendra sa soutenance de thèse intitulée « De la topographie locale à la morphologie globale: origines et conséquences sur l’activité des noyaux cométaires ». La présentation se tiendra en anglais le lundi 25 septembre à 14h à la Salle Fontannes du Bâtiment Charles Darwin D, RdC, à La Doua.
Les noyaux cométaires présentent une complexité considérable à la fois à l’échelle locale et globale. Des dépressions circulaires, ou « pits », ont été observées sur toutes les comètes de la famille de Jupiter visitées par des sondes spatiales, ce qui a suscité un intérêt pour leur formation et leur évolution par l’activité thermique et l’érosion dans les conditions d’illumination actuelles. De plus, l’irrégularité globale de ces noyaux nous a conduit à examiner son impact potentiel sur leur activité globale et l’importance des données de forme pour ajuster précisément les courbes d’activité observées au sol.
Pour étudier ces questions, nous avons modélisé l’activité thermique, à la fois au niveau des structures topographiques locales, ou pits, et du noyau entier – en fonction de l’objectif de chaque étude – en tenant compte du modèle de forme complexe et des conditions d’illumination de la surface qui lui sont associées. Pour chaque facette du modèle de forme local ou global, nous calculons l’énergie solaire, y compris les effets d’ombre et de self-heating, que nous intégrons comme condition de surface d’un mo- dèle d’évolution thermique. Ce modèle, à son tour, génère des résultats d’activité, tels que les taux de production de gaz ou de poussière et l’érosion locale.
Nous avons étudié les pits présents à la surface de 67P/C-G, 9P/Tempel 1, 81P/Wild 2 et 103P/Hartley 2, pour lesquels nous disposons de modèles de forme 3D à haute réso- lution. Nous avons exécuté les simulations pendant la période correspondant à la durée que chaque comète a passée sur son orbite actuelle au sein du Système Solaire interne (par exemple, 10 orbites pour 67P). Nous avons trouvé que l’érosion des pits, atteinte après toutes les révolutions orbitales, ne peut pas expliquer leur morphologie actuelle. Ceci est valable tant en termes de quantité de matière érodée qu’en termes de schéma d’évolution de la forme résultant d’un tel processus. Par conséquent, les pits ne sont probablement pas formés par l’érosion durant les orbites actuelles du Système Solaire.
Pour notre étude de l’activité globale, nous nous sommes concentrés sur les comètes 67P, 9P et 103P. Ces comètes disposent de modèles de forme 3D et de taux de production observés couvrant suffisamment la période du périhélie. En utilisant ces données, nous avons pu comparer les taux de production d’eau observés et simulés. Nos simulations ont incorporé à la fois des modèles de forme à basse résolution qui conservent la forme globale de la comète et des modèles sphériques avec des surfaces équivalentes. Nous avons également ajusté divers paramètres structurels et thermiques initiaux. Notre étude a conclu que la compréhension de l’activité séculaire des comètes nécessite de prendre en compte les hétérogénéités thermiques ou mécaniques tout autant que la forme, voire plus. Les observations au sol seules ne peuvent pas lever l’ambiguïté entre ces caracté- ristiques, justifiant ainsi une approximation sphérique pour une compréhension initiale de l’activité cométaire.
La soutenance sera suivie du traditionnel pot de thèse.
Anastasios Gkotsinas (LGL-TPE) soutiendra sa soutenance de thèse intitulée « Sur la primitivité des noyaux cométaires : modélisation couplée de leur évolution thermique et dynamique”. La présentation se tiendra en anglais le jeudi 21 septembre à 14h à la Salle de Conférence de la BU Sciences, sur le campus de la Doua.
Les comètes sont une population de petits corps du Système Solaire souvent décrits comme les objets les plus primitifs de notre Système Solaire, détenant des informations précieuses sur sa formation et son évolution. Formées tôt, au même temps que les planètes géantes, dans les parties externes du disque protoplanétaire et dispersées vers l’extérieur peu après leur formation pour être stockées dans des réservoirs lointains et froids, elles sont considérées comme ayant largement conservé leurs propriétés et composition primordiales. Cependant, le niveau de leur nature primitive a commencé à être revu, car un nombre croissant d’observables et d’études théoriques suggèrent la possibilité d’altérations thermiques avant leur retour dans les parties internes du Système Solaire où elles sont généralement étudiées et observées. Dans ce contexte, ce travail vise à examiner le niveau de cette nature primitive pour les différentes familles cométaires de notre Système Solaire. Dans ce but, nous avons développé un modèle d’évolution thermique dédié, conçu pour un couplage efficace aux simulations N-corps qui suivent l’évolution orbitale à long terme des planétésimaux, provenant des parties externes du disque protoplanétaire et évoluant vers des orbites dans la région planétaire, après un séjour prolongé dans les réservoirs extérieurs du système solaire. Nos résultats révèlent la possibilité d’altérations thermiques, affectant principalement le contenu condensé primordial d’hyper-volatiles et dans un second lieu le contenu primordial modérément volatile et la glace d’eau amorphe, au cours des premières phases de la vie des comètes. Une étude comparative indique que les comètes à longue période devraient être la population la moins altérée. Une activité intense, mais sporadique, est également enregistrée dans la région des planètes géantes, alors que les comètes reviennent dans le Système Solaire interne, compatible avec les observables actuelles concernant la population de Centaures. Ces résultats indiquent que l’évolution thermique des noyaux cométaires est inextricablement liée à leur évolution orbitale. Ils indiquent également que l’activité cométaire observée dans les parties internes du Système Solaire provient très probablement de couches déjà altérées, soulignant la nécessité de prendre en compte l’histoire dynamique des comètes lors de l’interprétation des observations actuelles.
La soutenance sera suivie d’un traditionnel pot de thèse qui se tiendra au R6 du bâtiment Géode ou si la météo le permetau square de la Doua, jusqu’à côté.
Le projet OCEANID démarre au sein du groupe e-Planets, pour 5 ans!
Ce projet est financé par le programme Horizon Europe de l’Union Européenne (Grant agreement ID: 101045260).
Contexte: la question de l’océan martien…
La vie est-elle unique à notre planète ? Telle est la grande question qui motive l’exploration de la planète Mars. L’eau liquide est indispensable au développement de la vie qui est apparue sur terre il y a plus de 3,5 milliards, très probablement dans les océans primitifs de notre planète. Les missions d’exploration martiennes ont révélé ces dernières décennies que Mars regorgeait de preuves d’un système hydrologique ancien favorable à l’émergence de la vie. Si tel est le cas, il y a tout lieu de penser que Mars a accueilli un océan hémisphérique couvrant les basses terres du nord. Cette hypothèse est aussi ancienne que l’exploration de Mars, mais a été mise à mal au cours des deux dernières décennies faute de preuves. La question de l’océan martien primitif reste l’un des problèmes les plus controversés et non résolus de l’analyse de la planète Mars.
Vue d’artiste de Mars avec un océan basée sur les informations géologiques disponibles (source: wikimedia)
Des découvertes récentes ré-ouvrent cette question montrant que si activité océanique il y a eu, elle est peut-être plus ancienne qu’on ne le pensait avec des dépôts qui ont été enfouis sous des roches plus jeunes mais qui sont aujourd’hui en cours d’exhumation (mis à l’affleurement par l’érosion). Aussi deux rovers (Mars2020/NASA arrivé en 2021 et ExoMars qui sera lancé en 2028) ont des sites d’atterrissage dans des terrains les plus anciens jamais explorés sur Mars, présentant des sédiments potentiellement liés à un système océanique global.
Objectifs d’OCEANID
Pour clore le débat, l’identification de dépôts de même âge, de même composition avec une répartition globale en accord avec un éventuel niveau océanique est nécessaire. Mais de tels indices sont des observations à petite échelle résolues uniquement par un ensemble de données orbitales à haute résolution (> 10 To de données) ou par une exploration in situ restreignant le lien direct avec le contexte global. OCEANID propose de relever ce défi en étudiant à différentes échelles : globale, mésoéchelle et microéchelle en utilisant des jeux de données complémentaires (données satellitaires, données des rovers explorateurs et données expérimentales). OCEANID s’appuiera également sur une méthodologie innovante de fouille de données orbitales : reconnaissance d’objets géologiques par intelligence artificielle, modèles d’évolution d’érosion/dépôt, imagerie du sous-sol par technique radar…
Les objectifs d’OCEANID sont de décrire les plus anciens dépôts sédimentaires martiens accumulés sous les niveaux océaniques possibles, d’établir une chronologie à petite échelle des événements primitifs et de contextualiser les missions Mars2020 et ExoMars au sein du système hydrologique global primitif.
Conclusion
De nouveaux membres (étudiants de thèses, post-doc) nous rejoindrons bientôt sur ce projet et et nous partagerons les résultats au fur et à mesure de notre progression sur ce sujet!
