Accrétion, Formation planétaire, Fractionnement chimique, Impacts, Érosion collisionnelle, Composition non chondritique, Simulations numériques SPH

Ce travail de thèse a pour but d'étudier la dernière phase de formation planétaire (entre 1-3 Myr et 200 Myr après la condensation des premiers solides dans le disque proto-planétaire). Cette thèse se veut pluridisciplinaire, à l'interface entre les géosciences et les sciences planétaires. Elle doit notamment apporter des contraintes sur les processus dynamiques de formation des planètes en étudiant leurs e¿ets sur la composition chimique ¿nale des corps telluriques. Il existe di¿érents processus de fractionnement chimique (donc de processus capables de changer la composition chimique) pouvant se produire au cours de l'histoire des planètes. Notamment, la di¿érenciation et la dévolatilisation sont deux processus fréquemment invoqués et étudiés. Toutefois, les impacts successifs subis par les embryons pendant leur croissance pourraient également a¿ecter de façon non négligeable leur chimie globale. Ce fractionnement chimique est la réponse directe des di¿érentes propriétés et a¿nités des éléments chimiques. Cette thèse présente deux axes di¿érents. En e¿et, la Terre est composée de trois couches, de chimie distincte, du centre à la surface : le noyau, le manteau et la croûte. L'érosion préférentielle de l'une de ces couches par rapport à une autre peut provoquer, comme expliqué ci-dessus, un éventuel changement de composition globale. Cependant, une érosion préférentielle de croûte ou une érosion préférentielle de manteau ne pourront pas être tracées de la même façon. Au cours de travail de thèse, nous avons dans un premier temps développé un modèle d'érosion, EROD, qui, par un couplage entre des lois analytiques des processus de cratérisation, de calculs de bilans de masse géochimiques et d'un traitement de simulations d'accrétion à N-corps, permet d'étudier l'évolution au cours du temps de la composition chimique de la Terre silicatée pendant l'assemblage de la Terre. L'évolution des compositions est testée pour une large gamme d'éléments chimiques. Dans un second temps, des simulations hydrodynamiques de type SPH d'impacts géants sont réalisées a¿n de quanti¿er les transferts de masse au cours de ces événements. Un couplage avec des simulations N-body d'accrétion est également e¿ectué. Nous montrons que l'érosion collisionnelle peut être responsable d'une composition non-chondritique de la Terre silicatée, notamment en éléments lithophiles et réfractaires. Les éléments les plus incompatibles (a¿nité pour les phases liquides lors de processus de fusion) sont les plus appauvris dans la Terre silicatée en réponse à l'érosion avec une perte pouvant atteindre 40% pour les éléments producteurs de chaleur terrestre. Dans ce cas, les modèles de composition de la Terre silicatée doivent être revus. En¿n, nous montrons également que le rapport Fe/Mg super-chondritique de la Terre peut être expliqué par érosion préférentielle de manteau par rapport au noyau lors des impacts géants successifs subits par la proto-Terre en croissance.