Propriétés de Mélanges de H2ONH3CH4 d’interet pour les intérieurs planétaires et les exoplanètes. – POMPEI

Les données des planètes de notre système solaire, découlant des observations satellites ou terrestres, restent limitées
aux couches supérieures de leur atmosphère. L’étude de la structure interne de ces objets est beaucoup plus complexe. Néanmoins cela n’est pas seulement un intérêt en soi, mais est fondamentale pour comprendre l’histoire du système solaire ainsi que sa formation et son évolution. Les modèles d’intérieurs planétaires reposent principalement sur la connaissance des propriétés physiques de certains éléments clef dans des conditions de pression et de température extrêmes (plusieurs Mbar et quelques eV). La plupart des modèles des planètes géantes suppose une structure à trois couches qui consiste en un noyau de fer ou de silicates, une couche de glace et une enveloppe
extérieure d’hydrogène et hélium. Alors que de nombreux travaux ont été faits récemment ou sont en cours sur les éléments du noyau et du manteau et les enveloppes plus légères, permettant une meilleure description des planètes joviens et terrestres, les glaces restent encore mal modélisées. La plupart du temps, ils sont considérées comme faites d’eau pure, alors que leur composition est très probablement un mélange d’eau, ammoniaque et de méthane (H2O-NH3-CH4). Bien qu’étant des composants planétaires importants, leurs propriétés dans les conditions typiques des intérieurs planétaires sont presque totalement inconnues, laissant plusieurs lacunes dans notre compréhension des structures planétaires. Des incertitudes sont particulièrement sévères pour Uranus et Neptune dans lesquelles la glace constitue les deux tiers de leur masse. Leur structure interne est déduite des mesures de champs gravitationnels, de leur rotation interne et des rayons, mais la distribution de masse reste encore ambiguë. Des travaux récents ouvrent même la possibilité que ces deux planètes puissent avoir des structures très différentes bien qu’étant comparables en masse et rayon. L’absence d’informations précises sur les propriétés de transport du mélange des glaces cause également des sérieux problèmes dans la nature des champs magnétiques d’Uranus et de Neptune. De la même façon les approches simplifiées adoptés dans la caractérisation de la glace échouent à décrire la basse luminosité d’Uranus. Clarifier cette situation est encore plus urgent aujourd’hui que la découverte des exo-planètes est incroyablement active. La description peu précises de la glace planétaire non seulement empêche la compréhension des planètes géantes extra-solaires mais aussi affecte notre capacité à distinguer les possibles planètes telluriques. Il est nécessaire d’établir les équations d’état, les courbes de fusion et les propriétés de transport des mélanges de H2O-NH3-CH4 à des pressions ~Mbar et des températures ~eV. Ceci est un défi extrêmement difficile puisque la chimie impliquée est très complexe et peu comprise même à basses pressions. Les simulations ab initio, qui fournissent des données fiables pour des éléments simples, ont des limites dans ce contexte. La grande variété d’éléments chimiques qui peuvent former ce mélange demande un trop grand nombre de particules pour que la simulation soit aujourd’hui envisageable. L’approche expérimentale est donc essentielle.
Le projet POMPEI vise à révéler le comportement complexe des mélanges C-H-N-O à des pressions > Mbar et à des températures de quelques eV en mesurant les équations d’état et les propriétés de transport. Cela sera réalisé en utilisant des techniques de compression dynamiques par laser ainsi qu’en développant des diagnostiques de réflectivité et de température innovants. Mon équipe fera un effort particulier pour réaliser des mesures fiables et propres afin de pouvoir les étendre dans le futur à un régime de pression extrême accessibles avec les futures grandes installations (LMJ).