Soutenance

Les planètes rocheuses achèvent leur formation dans des processus collisionnels très énergétiques. L’énergie libérée lors des impacts majeurs a vraisemblablement fondu la surface des planètes, formant ainsi un océan de roches en fusion. Le refroidissement et la solidification de cet « océan de magma » conditionnent la différentiation chimique du manteau et la distribution des éléments volatils entre les différents réservoirs de la planète. C’est lors de cette phase évolutive, commune aux planètes rocheuses, que l’atmosphère est formée par dégazage des volatils et que les conditions initiales de l’évolution future des planètes se mettent en place. C’est ainsi une phase évolutive de première importance pour comprendre l’apparition des océans d’eau primitifs, le démarrage de la convection thermique du manteau et l’actuelle diversité des planètes telluriques. 

Un modèle numérique couplant l’évolution thermique de l’océan de magma en interaction avec l’atmosphère a été utilisé pour étudier le refroidissement de la planète et les conditions de surface résultantes. Nous avons investigué l’influence du contenu initial en volatil combiné avec la distance orbitale de la planète sur la formation des premiers océans d’eau à la fin du refroidissement, pour des atmosphères avec et sans nuages. Cette approche a ensuite été étendue aux planètes rocheuses extra-solaires orbitant des étoiles froides.

Le contenu relatif en H2O et CO2 de l’atmosphère peut empêcher la formation d’océans, menant à des planètes ayant une surface solide sans océans d’eau. Des lois d’échelle prédisent la formation d’océans en fonction du contenu initial en volatil. Une épaisse couche nuageuse diminue la température de surface et maintient des conditions clémentes plus proche de l’étoile rendant ainsi possible la formation d’océan sur Vénus. Ces conditions de surface tempérées pourraient alors être favorable à l’émergence de la vie et suggèrent qu’en fonction de la couverture nuageuse, la Terre et Vénus pourraient être dans un état relativement similaire à la fin de la phase océan de magma, contrairement à ce qui est généralement admis. Pour les étoiles froides, la formation d’océans d’eau n’est possible qu’à des flux stellaires plus faibles que dans notre système solaire, correspondant à des distances étoile-planète relativement plus importantes. L’effet refroidissant des nuages est atténué pour les étoiles froides autour desquelles la bordure intérieure de la zone d’habitabilité tend à être indépendante de la couverture nuageuse.