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La formation des atmosphères planétaires serait moins efficace qu’anticipée

Des chercheurs de l'IPGP - Université Paris Cité montrent que le dégazage des volatils à la surface des océans magmatiques est loin d’être instantané.

La formation des atmosphères planétaires serait moins efficace qu’anticipée

Vue d'artiste d'un océan magmatique planétaire dégazant ses éléments volatils à la surface. © Adobe Stock - IPGP

Date de publication : 06/12/2022

Presse, Recherche

Les premiers stades d’évolution des planètes telluriques telles que Mercure, Vénus, la Terre et Mars se caractérisent par la présence de gigantesques océans magmatiques. Jusqu’à présent, il était communément admis que les éléments volatils dissous dans ces océans de magma étaient instantanément dégazés, contribuant ainsi à la genèse des atmosphères planétaires.  On pensait en effet que les mouvements convectifs très rapides engendrés par la faible viscosité du magma conduisaient à ce que l’essentiel de l’océan magmatique atteigne quasi-instantanément les faibles pressions proches de la surface où le dégazage se produit et qu’il perde ainsi ses volatils. Cette hypothèse n’avait toutefois jamais été testée.

Résultat de simulations numériques à haute résolution d’un fluide en convection vigoureuse, analogue à un océan magmatique silicaté. Les panaches thermiques chauds ascendants (rouges/jaunes) et froids descendants (bleus) transportent respectivement le fluide vers la surface et vers la base de l’océan magmatique. © IPGP

Pour la première fois, des chercheurs de l’IPGP – Université Paris Cité ont effectué des simulations numériques à haute résolution d’un fluide en convection vigoureuse. Celles-ci montrent au contraire que le dégazage est loin d’être instantané et que malgré des vitesses convectives élevées, les espèces volatiles dissoutes se rapprochent de la surface sans nécessairement atteindre les profondeurs auxquelles le dégazage a lieu. Une fraction considérable de volatils peut ainsi rester dissoute dans l’océan de magma et se retrouver piégée dans les intérieurs planétaires à l’issue de cette phase évolutive.

Vue en coupe d’un système convectif analogue à un océan magmatique après 15 transits convectifs (correspondant au temps nécessaire à une parcelle de fluide pour parcourir la distance entre la surface et la base). Même après plusieurs dizaines de cycles convectifs, une importante fraction de l’océan de magma a conservé ses volatils dissous (bleu), le reste a atteint la profondeur d’exsolution, dc, et a dégazé ses volatils (jaune). © IPGP

Ces résultats suggèrent que la formation des atmosphères planétaires serait bien moins efficace qu’anticipée, révélant ainsi une répartition différente de l’eau entre les différents réservoirs planétaires, et affectant de fait l’apparition des premiers océans d’eau où la vie peut se développer, mais également l’évolution globale des planètes rocheuses. Dans certains cas, la dynamique convective de l’océan de magma restreint le dégazage de l’eau aux zones les plus superficielles, conduisant au refroidissement rapide d’un manteau riche en eau bordé d’une atmosphère sèche, où la formation d’un océan d’eau est alors compromise.

Les nouveaux scénarios envisagés par cette étude bouleversent notre compréhension de la mise en place des conditions nécessaires à l’émergence de la vie à la surface des planètes rocheuses et impactent la recherche et la caractérisation des environnements favorables à son développement dans les systèmes extra-solaires.

Ref : A. Salvador, H. Samuel, Convective outgassing efficiency in planetary magma oceans: insights from computational fluid dynamics, Icarus, 390, doi:10.1016/j.icarus.2022.115265, 2023

 

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