Soutenance_20112006_YoannQuesnel - TEL (thèses-en

Interprétation des données
magnétiques martiennes : contraintes
sur l’évolution primitive de Mars
Yoann Quesnel
Directeur de thèse : Christophe Sotin
Co-encadrant : Benoit Langlais
Laboratoire de Planétologie et Géodynamique de Nantes
UMR-CNRS 6112
Soutenance de thèse – Lundi 20 Novembre 2006
Plan
1. Introduction  Problématique
2. Description de la méthode
3. Tests avec des données synthétiques ou réelles
4. Application aux mesures magnétiques martiennes
5. Implications sur l’évolution de Mars
6. Conclusions - Perspectives
Comparaison Terre / Mars
• Rayon = 6371 km
• Rayon = 3389 km
• Eau liquide stable
• Eau liquide instable
• Atmosphère dense
(1014 mbar ; N2 + O2)
avec une dynamique
complexe
• Atmosphère peu dense
(6.35 mbar ; CO2)
(Crédit photo : Hubble
Space Telescope)
(Crédit photo : NASA Apollo 17 Mission)
TERRE
1. INTRODUCTION
2. Méthode
3. Tests
MARS
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Comparaison Terre / Mars
• Rayon = 6371 km
• Rayon = 3389 km
• Eau liquide
• Eau liquide instable
• Atmosphère dense
(1014 mbar ; N2 + O2)
avec une dynamique
complexe
• Atmosphère peu dense
(6.35 mbar ; CO2)
(Crédit photo : Hubble
Space Telescope)
(Crédit photo : NASA Apollo 17 Mission)
TERRE
MARS
• Croûte évoluée
(tectonique des plaques)
• Croûte primitive et
épaisse (~50 km)
• Manteau différencié
• Manteau non-différencié
• Noyau de Fer,
différencié
• Noyau de Fer, avec ~15 %
de Soufre
Liquide
Solide
1. INTRODUCTION
2. Méthode
Différencié ?
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Sources du champ magnétique
terrestre
1. Noyau externe : dynamo  champ
magnétique global, axial et dipolaire
(~50000 nT)
2. Lithosphère : aimantation induite
et/ou rémanente (T° < T°Curie)
 anomalies magnétiques < 1000 nT,
de courte longueur d’onde et reliées
à la géologie
CHAMP
Champ magnétique lithosphérique à 400 km
(Maus et al., 2006)
3. Sources externes
1. INTRODUCTION
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Champ magnétique de Mars
Premières mesures magnétiques de
Mars Global Surveyor (1997)
MGS
262ème jour de mission
Orbite n°5
(Acuña et al., 1998)
 Absence de champ magnétique global
et dipolaire !
1. INTRODUCTION
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Champ magnétique de Mars
Prédictions à 200 km
MGS
Isidis
Tharsis
Valles
Marineris
Hellas
Argyre
(Langlais et al., 2004)
1. INTRODUCTION
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Champ magnétique de Mars
Prédictions à 200 km
MGS
Isidis
Tharsis
Valles
Marineris
Hellas
Argyre
(Langlais et al., 2004)
 Champ magnétique rémanent d’origine
lithosphérique !
1. INTRODUCTION
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Corrélation des anomalies magnétiques
avec l’âge des terrains
He + Am
No
No
No
He
No
He
He
He
(d’après Scott et Tanaka, 1986, Greeley et Guest, 1987, Tanaka et Scott, 1987)
4.6 Ga
Noachien
Hespérien
3.7
3.2
Amazonien
Aujourd’hui
(Hartmann et Neukum, 2001)
 Anomalies acquises il y a plus de 3.7 milliards d’années !
1. INTRODUCTION
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Problématique
• Les anomalies magnétiques martiennes témoignent de l’évolution
primitive de la croûte martienne  comment retrouver les propriétés
d’aimantation à partir des mesures ?
• Quelles contraintes sur l’évolution de Mars apportent ces propriétés ?
 matériel géologique en jeu ?
 processus géologique ?
 évolution du champ magnétique global au Noachien ?
Mesures magnétiques de MGS
Propriétés des sources aimantées
Interprétation
1. INTRODUCTION
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Approche directe
• Sphère : ~ dipôle (Blakely, 1995)
Cm
2

b  5 3  m.r  r  r m 
r
• Prisme rectangulaire : (Talwani, 1965 ; Plouff, 1976)
b  M . V
• Cylindre horizontal : ~ ligne de dipôles (Blakely, 1995)
2Cm
2

b  4  2  m.r  r  r m 
r
1. Introduction
2. METHODE
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Inversion
• Données : Bx, By, Bz
• Équations du dipôle (~ sphère)
• Inconnues : moment (mx, my, mz) et position (x, y, z)
d’un ou plusieurs dipôles (  lat, lon, z, m, I, D)
• Processus itératif : inversion généralisée
(Tarantola et Valette, 1982)

1
d0 d0
pk 1  p0  G C
Vecteur des
paramètres
à (k+1)
T
k
Gk  C
1
p0 p0
GkT Cd01d0 d0  g  pk   Gk  pk  p0 
Matrice de covariance
associée aux paramètres
Matrice des
dérivées partielles
Matrice de covariance
associée aux mesures
Vecteur des
paramètres
a priori
  g  p   d 
N
• Critère :

1
 
2
i 1
k
0
N
2
Vecteur des
prédictions
Vecteur des
mesures
Cd0 d0

minimum
• Tests a posteriori : RMS résidus, distribution gaussienne
1. Introduction
2. METHODE
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Inversion
• Données : Bx, By, Bz
• Équations du dipôle (~ sphère)
• Inconnues : moment (mx, my, mz) et position (x, y, z)
d’un ou plusieurs dipôles (  lat, lon, z, m, I, D)
• Processus itératif : inversion généralisée
(Tarantola et Valette, 1982)

1
d0 d0
pk 1  p0  G C
Vecteur des
paramètres
à (k+1)
T
k
Gk  C
1
p0 p0
GkT Cd01d0 d0  g  pk   Gk  pk  p0 
Matrice de covariance
associée aux paramètres
Matrice des
dérivées partielles
Matrice de covariance
associée aux mesures
Vecteur des
paramètres
a priori
  g  p   d 
N
• Critère :

1
 
2
i 1
k
0
N
2
Vecteur des
prédictions
Vecteur des
mesures
Cd0 d0

minimum
• Tests a posteriori : RMS résidus, distribution gaussienne
1. Introduction
2. METHODE
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Algorithme
Identification d’une ou plusieurs anomalies locales
et comparaison avec autres données (géologie,
géophysique, etc…)
Jeu de mesures
correspondant
aux anomalies
Position
Propriétés des
sources crustales
Inversion
Modélisation
directe
Valeurs a priori des paramètres
de position et d’aimantation
1. Introduction
2. METHODE
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Mesures magnétiques satellitaires
synthétiques
• Variations de
la latitude, de
l’inclinaison et
de la déclinaison
• En tout, plus
de 40000
configurations
1. Introduction
2. Méthode
3. TESTS
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Mesures magnétiques satellitaires
synthétiques
Résultats concernant
l’influence de l’altitude
h = 400 km
• 1 seul dipôle
• 39 profils
• non-bruitées
h = 100 km
• altitude constante
• 1 pt = 1 inversion
• variation de la
profondeur a priori
pour chaque profondeur
initiale
1. Introduction
2. Méthode
h = 100 km et 400 km
3. TESTS
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Mesures magnétiques satellitaires
synthétiques
Résultats des tests :
• intérêt de mesures à deux altitudes différentes
• importance des valeurs a priori des paramètres, déterminées lors
de l’approche directe
• le nombre de sources influe peu sur la robustesse de l’inversion
• apport de la méthode pour différencier
des sources proches (170 km) à partir d’une
simulation de la mission Swarm
Quesnel, Y., Langlais, B. et Sotin, C., Derivation of
local crustal magnetization using multiple altitude
magnetic data, Acte du premier colloque Swarm,
Nantes, 3-5 mai 2006
1. Introduction
2. Méthode
3. TESTS
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Mesures aéromagnétiques réelles
48°N
-2°E
-1°E
Contexte
géologique
• Sud du Massif
Armoricain
• Étude de la
Nappe de
Champtoceaux,
contenant des
unités de
péridotites
serpentinisées
47°N
(modifié d’après Chantraine et al., 1996)
1. Introduction
2. Méthode
3. TESTS
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Mesures aéromagnétiques réelles
Anomalies du
champ
magnétique
total à 3 km
d’altitude
Étude de 3 zones :
• Corrélation
entre la
position des
unités de la
Nappe de
Champtoceaux
et les
anomalies
positives
Pour chaque zone :
A = 4287 mesures
B = 5101 mesures
C = 4696 mesures
- 1 dipôle = unités de
Champtoceaux
- autres = encaissant
Champ magnétique
local :
I = 63° ; D = 3°
1. Introduction
2. Méthode
3. TESTS
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Mesures aéromagnétiques réelles
Paramètres du dipôle le plus superficiel :
zone
Lat. (°N)
Lon. (°E)
z (km)
m (1011 A.m2)
I (°)
D (°)
A
47.46
-1.91
4.7
1.04
68.4
-117.1
B
47.43
-1.65
3.3
0.75
36.0
-152.5
C
47.38
-1.30
7.1
2.20
61.1
-0.9
1. Introduction
2. Méthode
3. TESTS
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Mesures aéromagnétiques réelles
Paramètres du dipôle le plus superficiel :
zone
Lat. (°N)
Lon. (°E)
z (km)
m (1011 A.m2)
I (°)
D (°)
A
47.46
-1.91
4.7
1.04
68.4
-117.1
B
47.43
-1.65
3.3
0.75
36.0
-152.5
C
47.38
-1.30
7.1
2.20
61.1
-0.9
1. Introduction
2. Méthode
3. TESTS
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Mesures aéromagnétiques réelles
Paramètres du dipôle le plus superficiel :
zone
Lat. (°N)
Lon. (°E)
z (km)
m (1011 A.m2)
I (°)
D (°)
A
47.46
-1.91
4.7
1.04
68.4
-117.1
B
47.43
-1.65
3.3
0.75
36.0
-152.5
C
47.38
-1.30
7.1
2.20
61.1
-0.9
Résultats :
- aimantation assez intense (5 à 10 A/m), plus
rémanente dans la partie centrale
- accord avec l’interprétation géologique d’un anticlinal
régional penché vers l’est
- accord sur la position des unités aimantées
- accord sur les volumes de roches mis en jeu, par
rapport aux données gravimétriques et géologiques
Quesnel, Y., Langlais, B., Sotin, C. et Galdéano, A., 2006, Local inversion of magnetic anomalies :
application to the Champtoceaux belt (Armorican Massif, France), en cours de soumission
1. Introduction
2. Méthode
3. TESTS
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. Conclusions
Mesures magnétiques de MGS
Phases AB + SPO :
• Orbites elliptiques
• Périapses parfois < 100 km
• Couverture incomplète
• 80 % diurne
Phase MO :
• Orbites circulaires
• Couverture répétitive
• Altitude ~ 400 km
(Acuña et al., 1999)
(Connerney et al., 2001)
 Magnétomètre tri-axial : Bx, By, Bz
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. RESULTATS SUR MARS
5. Implications
6. Conclusions
Mesures magnétiques de MGS
Phases AB + SPO :
• Orbites elliptiques
• Périapses parfois < 100 km
• Couverture incomplète
• 80 % diurne
HN
HN
TS
Phase MO :
• Orbites circulaires
• Couverture répétitive
• Altitude ~ 400 km
SM
SM
(Acuña et al., 1999)
TS
(Connerney et al., 2001)
 Magnétomètre tri-axial : Bx, By, Bz
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. RESULTATS SUR MARS
5. Implications
6. Conclusions
Terra Sirenum
Caractéristiques générales :
• Terrains de composition basaltique (Opx, Cpx, Ol ; données du spectro-imageur OMEGA
à bord de Mars Express)
• Âge moyen de la surface : Noachien (3.8 – 4.0 Ga)
• Région élevée : altitude moyenne ~ 1.5 km
Champ magnétique mesuré par MGS
(composante totale : B )
MO (~390 km)
AB+SPO (100-250 km)
nT
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. RESULTATS SUR MARS
5. Implications
6. Conclusions
Terra Sirenum
RMS résidus / RMS observations (coef. corrélation)
suivant les jeux de mesures inversées
Jeu de mesures
(RMS observations)
1. Introduction
AB+SPO
MO
AB+SPO+MO
AB+SPO (353 nT)
25% (0.96)
63% (0.75)
35% (0.94)
MO (54 nT)
70% (0.60)
30% (0.92)
42% (0.90)
2. Méthode
3. Tests
4. RESULTATS SUR MARS
5. Implications
6. Conclusions
Terra Sirenum
RMS résidus / RMS observations (coef. corrélation)
suivant les jeux de mesures inversées
Jeu de mesures
(RMS observations)
AB+SPO
MO
AB+SPO+MO
AB+SPO (353 nT)
25% (0.96)
63% (0.75)
35% (0.94)
MO (54 nT)
70% (0.60)
30% (0.92)
42% (0.90)
AB+SPO
Br
B
MO
Br
B
Observations
Prédictions
A
B
C
Dipôles
Lat. (°N)
Lon. (°E)
z (km)
m (1016 A.m2)
M* (A/m)
I (°)
D (°)
A
-32.42
189.91
55.29
3.82
54
-56.97
80.75
B
-35.33
198.45
57.64
2.58
32
-50.73
53.23
C
-33.12
203.59
31.35
1.85
143
21.08
12.69
Quesnel, Y., Langlais, B. et Sotin, C., Local inversion of magnetic anomalies : Implication for Mars’ crustal
evolution, Planetary and Space Science, doi:10.1016/j.pss.2006.02.004, 2006
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. RESULTATS SUR MARS
5. Implications
6. Conclusions
Sud de Syrtis Major
Caractéristiques générales :
• Composition basaltique
• Noachien (3.8 – 4.0 Ga) + dépôts datant de l’Amazonien (2.8 Ga)
• Région en pente vers Hellas
Champ magnétique mesuré par MGS
(composante totale : B )
MO
AB+SPO
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. RESULTATS SUR MARS
5. Implications
6. Conclusions
Sud de Syrtis Major
Br
AB+SPO
B
MO
Br
B
Observations
Prédictions
1. Introduction
Dipôles
Lat. (°N)
Lon. (°E)
z (km)
m (1016 A.m2)
M* (A/m)
I (°)
D (°)
A
-6.32
65.01
33.0
1.1
73.1
-49.6
12.8
B
-6.47
69.00
70.2
0.6
4.1
-90.0
-
C
-15.83
70.94
33.9
1.0
61.3
42.1
35.9
D
-7.30
58.50
145.5
1.9
1.5
-2.7
-14.5
2. Méthode
3. Tests
4. RESULTATS SUR MARS
5. Implications
6. Conclusions
Hémisphère Nord
Caractéristiques générales :
• Dépôts datant de l’Amazonien (2.8 Ga) superposés sur des unités datant de l’Hespérien
(3.5 Ga)
• Région basse de Vastitas Borealis : altitude moyenne = -3.8 km
Champ magnétique mesuré par MGS
(composante totale : B )
AB+SPO
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
MO
4. RESULTATS SUR MARS
5. Implications
6. Conclusions
Hémisphère Nord
Br
AB+SPO
MO
Br
B
B
Observations
Prédictions
Dipôles
Lat. (°N)
Lon. (°E)
z (km)
m (1016 A.m2)
M* (A/m)
I (°)
D (°)
A
64.22
24.68
113.55
1.37
2.23
31.31
-42.82
B
58.19
28.12
43.68
0.29
8.31
-20.02
-69.84
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. RESULTATS SUR MARS
5. Implications
6. Conclusions
Synthèse des résultats
- nécessité d’utiliser les jeux AB, SPO et MO
pour bien contraindre les sources
- des sources adjacentes n’ont pas forcément
les mêmes propriétés d’aimantation :
 plusieurs âges d’aimantation ?
 plusieurs processus d’aimantation ?
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. RESULTATS SUR MARS
5. Implications
6. Conclusions
Synthèse des résultats
- nécessité d’utiliser les jeux AB, SPO et MO
pour bien contraindre les sources
- des sources adjacentes n’ont pas forcément
les mêmes propriétés d’aimantation :
 plusieurs âges d’aimantation ?
 plusieurs processus d’aimantation ?
- les sources de la lithosphère de l’hémisphère
sud sont plus aimantées que celles du nord, pour
des profondeurs équivalentes :
 différents processus d’aimantation ?
 désaimantation ?
Pôle S
Pôle N
0
0
> 60 A/m
< 10 A/m
30 à 60 A/m
50
< 5 A/m
z (km)
50
80
z (km)
(MOLA Science Team)
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. RESULTATS SUR MARS
5. Implications
6. Conclusions
Comparaison avec d’autres études
Études
locales
Études
globales
Auteurs
Valeurs d’aimantation
Connerney et al., 2001
60 A/m
Frawley & Taylor, 2004
20 A/m
Smrekar et al., 2004
6, 9, 12 ou 20 A/m
Langlais & Purucker, 2006
1 à 10 A/m
Purucker et al., 2000
20 A/m
Arkani-Hamed, 2003
20-30 A/m
Parker, 2003
(sur 50 km)
(sur 30 km)
> 5 A/m (sur 50 km)
Langlais et al., 2004
±12 A/m
Whaler & Purucker, 2005
(sur 40 km)
20 A/m
(40 km)
Aimantation rémanente de la lithosphère océanique terrestre
Refroidissement basalte : aimantation thermo-rémanente (ATR) = 20 A/m si champ
magnétique ambiant ~ 50000 nT
Mais…
- cette ATR diminue jusqu’à moins de 5 A/m en 20 Ma… (Bleil & Petersen, 1983)
- épaisseur aimantée < 4 km environ
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. IMPLICATIONS
6. Conclusions
Comparaison avec d’autres études
Études
locales
Études
globales
Auteurs
Valeurs d’aimantation
Connerney et al., 2001
60 A/m
Frawley & Taylor, 2004
20 A/m
Smrekar et al., 2004
6, 9, 12 ou 20 A/m
Langlais & Purucker, 2006
1 à 10 A/m
Purucker et al., 2000
20 A/m
Arkani-Hamed, 2003
20-30 A/m
Parker, 2003
(sur 50 km)
(sur 30 km)
> 5 A/m (sur 50 km)
Langlais et al., 2004
±12 A/m
Whaler & Purucker, 2005
(sur 40 km)
20 A/m
(40 km)
Aimantation rémanente de la lithosphère océanique terrestre
Refroidissement basalte : aimantation thermo-rémanente (ATR) = 20 A/m si champ
magnétique ambiant ~ 50000 nT
Mais…
- cette ATR diminue jusqu’à moins de 5 A/m en 20 Ma… (Bleil & Petersen, 1983)
- épaisseur aimantée < 4 km environ
Les intensités d’aimantation sont ~10x plus fortes par rapport aux intensités
maximales sur Terre, et l’épaisseur d’aimantation est plus grande
 matériel aimanté : magnétite (Dunlop et Arkani-Hamed, 2005)
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. IMPLICATIONS
6. Conclusions
Processus géologiques au Noachien
Formation de magnétite ?
Sur Terre :
- Basalte océanique frais  Ti-magnétite primaire : ATR
- Croûte océanique plus vieille  magnétite secondaire par serpentinisation : ACR (Nazarova, 1994)
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. IMPLICATIONS
6. Conclusions
Processus géologiques au Noachien
Formation de magnétite ?
Sur Terre :
- Basalte océanique frais  Ti-magnétite primaire : ATR
- Croûte océanique plus vieille  magnétite secondaire par serpentinisation : ACR (Nazarova, 1994)
Conditions sur Mars au Noachien :
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
1.
Lithosphère de composition
basaltique
2.
Abondance de l’eau (Médard et
Grove, 2006)
3.
Champ magnétique intense
(dynamo)
4.
Convection dans le manteau
primitif
4. Résultats sur Mars
5. IMPLICATIONS
6. Conclusions
Processus géologiques au Noachien
Formation de magnétite ?
Sur Terre :
- Basalte océanique frais  Ti-magnétite primaire : ATR
- Croûte océanique plus vieille  magnétite secondaire par serpentinisation : ACR (Nazarova, 1994)
Conditions sur Mars au Noachien :
30 (Mg0.8 ; Fe0.2) SiO3 + 18 H2O
Enstatite (20 % Fe)
Eau
1.
Lithosphère de composition
basaltique
2.
Abondance de l’eau (Médard et
Grove, 2006)
3.
Champ magnétique intense
(dynamo)
4.
Convection dans le manteau
primitif
8 Mg3Si2O5(OH)4 + 2 Fe3O4 + 2 H2 + 14 SiO2
Lizardite
Magnétite Dihydrogène Quartz
Mr = 9 à 90 A/m
La serpentinisation a pû être un des mécanismes à l’origine de
l’aimantation profonde et intense de la lithosphère martienne au Noachien
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. IMPLICATIONS
6. Conclusions
Les pôles magnétiques au Noachien
Hypothèse : champ magnétique axial dipolaire
tan I
tan I 
2
Application des équations du paléomagnétisme
Position d’anciens pôles magnétiques virtuels
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. IMPLICATIONS
6. Conclusions
Les pôles magnétiques au Noachien
Hypothèse : champ magnétique axial dipolaire
tan I
tan I 
2
Application des équations du paléomagnétisme
Position d’anciens pôles magnétiques virtuels
Région
Terra
Sirenum
Sud de
Syrtis
Major
Hémisphère
Nord
1. Introduction
Lat. (°N)
Lon. (°E)
I (°)
D (°)
Lat. (°N)
Lon. (°E)
-32.4
189.9
-57.0
80.7
25.7
309.6
-35.3
198.4
-50.7
53.2
45.9
299.2
-33.1
203.6
21.0
12.7
44.3
221.1
-6.3
65.0
-49.6
12.8
63.0
220.1
-6.5
69.0
-90.0
-
6.5
249.0
-15.8
70.9
42.1
35.9
36.7
112.7
-7.3
58.5
-2.7
-14.5
74.4
350.2
64.2
24.7
31.3
-42.8
34.6
256.8
58.2
28.1
-20.0
-69.8
1.5
275.6
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. IMPLICATIONS
6. Conclusions
Les pôles magnétiques au Noachien
Les paléopôles magnétiques martiens
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. IMPLICATIONS
6. Conclusions
Un mouvement de l’axe de rotation ?
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. IMPLICATIONS
6. Conclusions
Un mouvement de l’axe de rotation ?
• Tharsis a stabilisé l’axe de
rotation de Mars (Spada et al.,
1996)
• Mouvement apparent de l’axe
de rotation proche de 60°
• Autres études : 30° à plus de
90° (Schultz et Lutz-Garihan,
1982 ; Schultz et Lutz, 1988 ;
Melosh, 1980 ; Sprenke et al.,
2005 ; Wieczorek et al., 2005 )
• Vitesse ?
Moins de 100 Ma
(Spada et al., 1996 ;
Wieczorek et al., 2005 ;
Rouby et al., 2006)
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. IMPLICATIONS
6. Conclusions
Conclusions
Objectif initial : retrouver les propriétés d’aimantation des sources
lithosphériques martiennes à partir des mesures magnétiques
Développement d’une méthode d’inversion d’anomalies magnétiques
locales
Validation de cette méthode à l’aide :
• de tests avec des données synthétiques aéromagnétiques ou
satellitaires  importance des estimations a priori (+ incertitude) ;
pas d’influence du nombre de sources
• d’une étude des anomalies aéromagnétiques au-dessus de la Nappe
de Champtoceaux (Massif Armoricain, France)
 accord avec les résultats d’autres études géophysiques, et avec
la géologie de cette région
 mise en évidence de variations latérales d’aimantation
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. CONCLUSIONS
Conclusions
Étude de trois cas sur Mars :
• nécessité d’utiliser de façon conjointe les jeux AB, SPO et MO
pour mieux contraindre les propriétés des dipôles
• sources aimantées intenses (souvent > 30 A/m) et profondes
(> 30 km) dans l’Hémisphère Sud, faiblement aimantées dans
l’Hémisphère Nord  accord avec d’autres études
Implications sur l’évolution primitive de Mars
Proposition d’un modèle de serpentinisation produisant beaucoup
de magnétite, à l’origine des anomalies magnétiques
Mise en évidence (et confirmation) d’un mouvement du pôle
probablement lié à la mise en place de Tharsis
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. CONCLUSIONS
Perspectives
• Sur la méthodologie :
- critère pour choisir le nombre de dipôles
- relation profondeur / aimantation au cours de l’inversion
• Sur l’aimantation de la lithosphère martienne :
- étudier d’autres régions
- évaluer les effets de la désaimantation
- connaître les âges absolus
• Sur de futures missions :
- martiennes : nouveaux tests pour montrer l’intérêt de cette
méthode couplée à une couverture complète à basse altitude
(MEMO, ARES,…)
- terrestres : continuer les tests pour Swarm, et mettre en
valeur l’intérêt du couplage entre mesures aéromagnétiques et
satellitaires (étude d’anomalies locales : Bangui, etc…)
1. Introduction
2. Méthode
3. Tests
4. Résultats sur Mars
5. Implications
6. CONCLUSIONS
MERCI
À
VOUS TOUS !