ACCRetion et Evolution ThermIque des Satellites de glace – AccrETiS

Le système solaire tel que nous le connaissons s'est formé il y a 4,567 milliards d'années. Comme les planètes telluriques, les satellites des planètes géantes (satellites de glace) se sont formées par agglomération de matériel déposé en surface par impacts météoritiques. Ces satellites se seraient formés dans des disques circumplanétaires à partir d’agrégats de glace et de roche. Les différences de composition et de structure interne qui existent entre les différents satellites majeures témoignent probablement de processus d’accrétion assez variées. Callisto se serait formé plus lentement que Ganymède, réduisant ainsi l’augmentation de la température interne et la quantité de glace fondue alors que Ganymède serait différencié de manière catastrophique, suite à un emballement thermique quelques centaines de millions d’années après l’accrétion. Sur Titan, le plus gros satellite de Saturne, on s’attend également à ce qu’une fusion des couches externes se soit produite au moment de l’accrétion. En revanche, on ne sait pas si la différentiation s’est emballé par la suite pour générer une structure fortement différenciée comme sur Ganymède. Les modèles les plus récents envisagent même qu’un second épisode de fusion par impact se serait produit au cours du bombardement tardif soit environ 700 Millions d'années après la formation du système.

Afin de mieux comprendre l'évolution thermique des satellite de glace en croissance, je souhaite développer un modèle numérique tri-dimensionel à partir du code numérique Oedipius développé par Choblet et al. 2007. Ce modèle numérique retracera, à partir d'une population réaliste d'impacteurs, l'évolution thermique d'un satellite de glace pendant son accrétion. Ce modèle intégrera l'effet thermique de la dissipation de l'énergie potentielle lors
de la séparation locale glace/(Fer+silicates). Ce code permettra ainsi de connaître l'évolution thermique d'un satellite de glace en partant d'un corps initial de taille kilométrique non différencié qui subit une accrétion à partir d'une population de météorites pour aboutir à un objet de rayon ~ 2500km.

Les outils numériques développés par Monteux et al. (2009) permettent de résoudre les équations d'advection/diffusion avec une viscosité dépendant de la température et de la chimie en géométrie axisymétrique sphérique. La deuxième partie de ce projet visera à incorporer la résolution des équations des fluides biphasés développées par Bercovici & Ricard (2003) dans mes modèles axisymétriques sphériques. Ainsi, il sera possible de développer des modèles plus réalistes des évènements de formation du noyau des satellites de glace provoqués par impacts météoritiques géants. Il sera ainsi possible de mieux comprendre les mécanismes de ségrégation entre la glace liquide et un mélange fer-silicates solide et les effets thermiques de cette séparation durant la croissance des satellites de glace. Enfin, cette étude permettra de déterminer si, comme pour les planètes telluriques, un seul impact peut être à l'origine de phénomènes de différenciation globaux au sein du satellite de glace.

Une fois obtenus l'état thermique du satellite à la fin de son accrétion puis à la fin de la séparation glace/(Silicates+Fer), nous étudierons la différenciation au sein du noyau rocheux. Ce noyau rocheux solide est essentiellement composé d'une phase métallique et d'une phase silicatée réparties initialement de façon homogène. Si suffisamment de chaleur a été accumulée dans le noyaux rocheux lors de la première différenciation (par impact+dissipation visqueuse), la phase métallique fond et se sépare de la phase silicatée au sein du noyau rocheux engendrant une deuxième différenciation. Afin de modéliser ces processus nous utiliserons le modèle 2D biphasé sphérique développé précédemment.

Ce projet sera réalisé au sein du Laboratoire de Planétologie et de Géodynamique de Nantes (UMR 6112 CNRS) en collaboration avec G. Tobie, G. Choblet et O. Grasset.