Interprétation des données magnétiques martiennes : contraintes sur lévolution primitive de Mars...
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Interprétation des données magnétiques martiennes :
contraintes sur l’évolution primitive de Mars
Yoann Quesnel
Directeur de thèse : Christophe Sotin Co-encadrant : Benoit LanglaisLaboratoire 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
1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
Comparaison Terre / Mars
(Crédit photo : Hubble Space
Telescope)
(Crédit photo : NASA Apollo 17 Mission)
• Rayon = 6371 km
• Eau liquide stable
• Atmosphère dense (1014 mbar ; N2 + O2) avec une dynamique complexe
• Rayon = 3389 km
• Eau liquide instable
• Atmosphère peu dense (6.35 mbar ; CO2)
TERRE MARS
1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
Comparaison Terre / Mars
(Crédit photo : Hubble Space
Telescope)
(Crédit photo : NASA Apollo 17 Mission)
• Rayon = 6371 km
• Eau liquide
• Atmosphère dense (1014 mbar ; N2 + O2) avec une dynamique complexe
• Rayon = 3389 km
• Eau liquide instable
• Atmosphère peu dense (6.35 mbar ; CO2)
• Croûte primitive et épaisse (~50 km)
• Manteau non-différencié
• Noyau de Fer, avec ~15 % de Soufre
Différencié ?
• Croûte évoluée (tectonique des plaques)
• Manteau différencié
• Noyau de Fer, différencié
TERRE MARS
Liquide
Solide
1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
Sources du champ magnétiqueterrestre
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
3. Sources externes
CHAMP
Champ magnétique lithosphérique à 400 km (Maus et al., 2006)
Champ magnétique de Mars
1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
(Acuña et al., 1998)
262ème jour de mission Orbite n°5
Premières mesures magnétiques de Mars Global Surveyor (1997)
Absence de champ magnétique global et dipolaire !
MGS
Champ magnétique de Mars
1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
Prédictions à 200 km
Tharsis
HellasArgyre
Valles Marineris
Isidis
(Langlais et al., 2004)
MGS
Champ magnétique de Mars
1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
Tharsis
HellasArgyre
Valles Marineris
Isidis
Champ magnétique rémanent d’origine lithosphérique !
MGS
Prédictions à 200 km
(Langlais et al., 2004)
Corrélation des anomalies magnétiques avec l’âge des terrains
1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
Anomalies acquises il y a plus de 3.7 milliards d’années !
He
He
He
He
He + Am
No
No No
No
Noachien Hespérien Amazonien4.6 Ga 3.7 3.2 Aujourd’hui
(Hartmann et Neukum, 2001)
(d’après Scott et Tanaka, 1986, Greeley et Guest, 1987, Tanaka et Scott, 1987)
Problématique
1. INTRODUCTION 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
• 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
Approche directe
1. Introduction 2. METHODE 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
• Sphère : ~ dipôle (Blakely, 1995)
• Prisme rectangulaire : (Talwani, 1965 ; Plouff, 1976)
• Cylindre horizontal : ~ ligne de dipôles (Blakely, 1995)
.b M V UUUUUUUUUUUUUU
. 2m5
Cb 3 m r r r m
r
. 2m4
2Cb 2 m r r r m
r
Inversion
1. Introduction 2. METHODE 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
• Processus itératif : inversion généralisée (Tarantola et Valette, 1982)
• Critère : minimum
• Tests a posteriori : RMS résidus, distribution gaussienne
0 0 0 0 0 0
11 1 11 0 0 0
T Tk k d d k p p k d d k k kp p G C G C G C d g p G p p
• 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)
• Données : Bx, By, Bz
Vecteur des paramètres
à (k+1)
Vecteur des paramètres
a priori
Matrice de covarianceassociée aux mesures
Matrice des dérivées partielles
Matrice de covarianceassociée aux paramètres
Vecteur desmesures
Vecteur desprédictions
0 0
2N
k 0 d di 12g p d C
N
Inversion
1. Introduction 2. METHODE 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
• Processus itératif : inversion généralisée (Tarantola et Valette, 1982)
• Critère : minimum
• Tests a posteriori : RMS résidus, distribution gaussienne
0 0 0 0 0 0
11 1 11 0 0 0
T Tk k d d k p p k d d k k kp p G C G C G C d g p G p p
• 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)
• Données : Bx, By, Bz
Vecteur des paramètres
à (k+1)
Vecteur des paramètres
a priori
Matrice de covarianceassociée aux mesures
Matrice des dérivées partielles
Matrice de covarianceassociée aux paramètres
Vecteur desmesures
Vecteur desprédictions
0 0
2N
k 0 d di 12g p d C
N
Algorithme
1. Introduction 2. METHODE 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
Identification d’une ou plusieurs anomalies locales et comparaison avec autres
données (géologie, géophysique, etc…)
Modélisation directe
Inversion
Propriétés des sources
crustales
Position
Valeurs a priori des paramètres de position et d’aimantation
Jeu de mesures correspondantaux anomalies
Mesures magnétiques satellitairessynthétiques
1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
• Variations de la latitude, de l’inclinaison et de la déclinaison
• En tout, plus de 40000 configurations
Mesures magnétiques satellitairessynthétiques
1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
Résultats concernant l’influence de
l’altitude
• 1 seul dipôle
• 39 profils
• non-bruitées
• altitude constante
• 1 pt = 1 inversion
• variation de la profondeur a priori pour chaque profondeur initiale
h = 400 km
h = 100 km
h = 100 km et 400 km
Mesures magnétiques satellitairessynthétiques
1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
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
47°N
Mesures aéromagnétiques réelles
1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
Contexte géologique
• Sud du Massif Armoricain
• Étude de la Nappe de Champtoceaux,contenant des unités de péridotites serpentinisées
(modifié d’après Chantraine et al., 1996)
48°N-2°E -1°E
Mesures aéromagnétiques réelles
1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
Anomalies du champ
magnétique total à 3 km d’altitude
• Corrélation entre la position des unités de la Nappe de Champtoceaux et les anomalies positives
Étude de 3 zones :
A = 4287 mesuresB = 5101 mesuresC = 4696 mesures
Pour chaque zone :
- 1 dipôle = unités de Champtoceaux- autres = encaissant
Champ magnétique local :
I = 63° ; D = 3°
Mesures aéromagnétiques réelles
1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
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
Mesures aéromagnétiques réelles
1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
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
Mesures aéromagnétiques réelles
1. Introduction 2. Méthode 3. TESTS 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. Conclusions
Paramètres du dipôle le plus superficiel :
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
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
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
- accord sur les volumes de roches mis en jeu, par rapport aux données gravimétriques et géologiques
Mesures magnétiques de MGS
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions
Phases AB + SPO :• Orbites elliptiques• Périapses parfois < 100 km• Couverture incomplète• 80 % diurne
Phase MO :• Orbites circulaires• Couverture répétitive• Altitude ~ 400 km
Magnétomètre tri-axial : Bx, By, Bz
(Acuña et al., 1999)(Connerney et al., 2001)
Mesures magnétiques de MGS
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions
Magnétomètre tri-axial : Bx, By, Bz
(Acuña et al., 1999)(Connerney et al., 2001)
HN HN
SMSM
TSTS
Phases AB + SPO :• Orbites elliptiques• Périapses parfois < 100 km• Couverture incomplète• 80 % diurne
Phase MO :• Orbites circulaires• Couverture répétitive• Altitude ~ 400 km
Terra Sirenum
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions
AB+SPO (100-250 km)
MO (~390 km)
Champ magnétique mesuré par MGS (composante totale : B )
nT
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
Terra Sirenum
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions
Jeu de mesures (RMS observations)
RMS résidus / RMS observations (coef. corrélation) suivant les jeux de mesures inversées
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)
Terra Sirenum
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions
Jeu de mesures (RMS observations)
RMS résidus / RMS observations (coef. corrélation) suivant les jeux de mesures inversées
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)
12.6921.081431.8531.35203.59-33.12C
53.23-50.73322.5857.64198.45-35.33B
80.75-56.97543.8255.29189.91-32.42A
D (°)I (°)M* (A/m)m (1016 A.m2)z (km)Lon. (°E)Lat. (°N)Dipôles
AB C
Br BrB BAB+SPO MO
Observations
Prédictions
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
Sud de Syrtis Major
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions
AB+SPO
MO
Champ magnétique mesuré par MGS (composante totale : B )
Caractéristiques générales :• Composition basaltique• Noachien (3.8 – 4.0 Ga) + dépôts datant de l’Amazonien (2.8 Ga)• Région en pente vers Hellas
Sud de Syrtis Major
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions
35.942.161.31.033.970.94-15.83C
-14.5-2.71.51.9145.558.50-7.30D
--90.04.10.670.269.00-6.47B
12.8-49.673.11.133.065.01-6.32A
D (°)I (°)M* (A/m)m (1016 A.m2)z (km)Lon. (°E)Lat. (°N)Dipôles
AB+SPO MO
Observations
Prédictions
Br B Br B
Hémisphère Nord
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions
AB+SPO MO
Champ magnétique mesuré par MGS (composante totale : B )
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
Hémisphère Nord
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions
-69.84-20.028.310.2943.6828.1258.19B
-42.8231.312.231.37113.5524.6864.22A
D (°)I (°)M* (A/m)m (1016 A.m2)z (km)Lon. (°E)Lat. (°N)Dipôles
AB+SPO MO
Observations
Prédictions
Br B Br B
Synthèse des résultats
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions
- 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 ?
Synthèse des résultats
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. RESULTATS SUR MARS 5. Implications 6. Conclusions
- 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 ?
< 10 A/m30 à 60 A/m
> 60 A/m
< 5 A/m
0
50
z (km)
0
50
80
(MOLA Science Team)
Pôle NPôle S
z (km)
Comparaison avec d’autres études
Aimantation rémanente de la lithosphère océanique terrestre
Refroidissement basalte : aimantation thermo-rémanente (ATR) = 20 A/m si champ magnétique ambiant ~ 50000 nTMais… - cette ATR diminue jusqu’à moins de 5 A/m en 20 Ma… (Bleil & Petersen, 1983)
- épaisseur aimantée < 4 km environ
Auteurs Valeurs d’aimantation
Études locales
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
Études globale
s
Purucker et al., 2000 20 A/m (sur 50 km)
Arkani-Hamed, 2003 20-30 A/m (sur 30 km)
Parker, 2003 > 5 A/m (sur 50 km)
Langlais et al., 2004 ±12 A/m (sur 40 km)
Whaler & Purucker, 2005 20 A/m (40 km)
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions
Comparaison avec d’autres études
Aimantation rémanente de la lithosphère océanique terrestre
Refroidissement basalte : aimantation thermo-rémanente (ATR) = 20 A/m si champ magnétique ambiant ~ 50000 nTMais… - 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
Auteurs Valeurs d’aimantation
Études locales
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
Études globale
s
Purucker et al., 2000 20 A/m (sur 50 km)
Arkani-Hamed, 2003 20-30 A/m (sur 30 km)
Parker, 2003 > 5 A/m (sur 50 km)
Langlais et al., 2004 ±12 A/m (sur 40 km)
Whaler & Purucker, 2005 20 A/m (40 km)
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
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions
Formation de magnétite ?Sur Terre :- Basalte océanique frais Ti-magnétite primaire : ATR- Croûte océanique plus vieille magnétite secondaire par serpentinisation : ACR
(Nazarova, 1994)
Processus géologiques au Noachien
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions
Formation de magnétite ?
Conditions sur Mars au Noachien :
Sur Terre :- Basalte océanique frais Ti-magnétite primaire : ATR- Croûte océanique plus vieille magnétite secondaire par serpentinisation : ACR
(Nazarova, 1994)
1. Lithosphère de compositionbasaltique
2. Abondance de l’eau (Médard et Grove, 2006)
3. Champ magnétique intense (dynamo)
4. Convection dans le manteau primitif
30 (Mg0.8 ; Fe0.2) SiO3 + 18 H2O 8 Mg3Si2O5(OH)4 + 2 Fe3O4 + 2 H2 + 14 SiO2
Enstatite (20 % Fe) Eau Lizardite Magnétite Dihydrogène Quartz
Processus géologiques au Noachien
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions
Formation de magnétite ?
Conditions sur Mars au Noachien :
Sur Terre :- Basalte océanique frais Ti-magnétite primaire : ATR- Croûte océanique plus vieille magnétite secondaire par serpentinisation : ACR
(Nazarova, 1994)
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. Lithosphère de compositionbasaltique
2. Abondance de l’eau (Médard et Grove, 2006)
3. Champ magnétique intense (dynamo)
4. Convection dans le manteau primitif
Les pôles magnétiques au Noachien
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions
I tan
tanI
2
Hypothèse : champ magnétique axial dipolaire
Position d’anciens pôles magnétiques virtuels
Application des équations du paléomagnétisme
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions
I tan
tanI
2
Hypothèse : champ magnétique axial dipolaire
Position d’anciens pôles magnétiques virtuels
Région Lat. (°N) Lon. (°E) I (°) D (°)
Terra Sirenum
-32.4 189.9 -57.0 80.7
-35.3 198.4 -50.7 53.2
-33.1 203.6 21.0 12.7
Sud de Syrtis Major
-6.3 65.0 -49.6 12.8
-6.5 69.0 -90.0 -
-15.8 70.9 42.1 35.9
-7.3 58.5 -2.7 -14.5
Hémisphère Nord
64.2 24.7 31.3 -42.8
58.2 28.1 -20.0 -69.8
Lat. (°N) Lon. (°E)
25.7 309.6
45.9 299.2
44.3 221.1
63.0 220.1
6.5 249.0
36.7 112.7
74.4 350.2
34.6 256.8
1.5 275.6
Les pôles magnétiques au Noachien
Application des équations du paléomagnétisme
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. IMPLICATIONS 6. Conclusions
Les paléopôles magnétiques martiens
Les pôles magnétiques au Noachien
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
• 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 ?
Un mouvement de l’axe de rotation ?
Moins de 100 Ma(Spada et al., 1996 ; Wieczorek et al., 2005 ;Rouby et al., 2006)
Conclusions
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. 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
Conclusions
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. 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
Perspectives
1. Introduction 2. Méthode 3. Tests 4. Résultats sur Mars 5. Implications 6. CONCLUSIONS
• 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…)
MERCI À
VOUS TOUS !