Structure interne et géodynamique de Vénus par analyses gravimétriques et topographiques

The interior structure and geodynamics of Venus as seen by gravity and topography

• Auteur / Autrice : Julia Maia
• Direction : Mark Wieczorek
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Sciences de la planète et de l'univers
• Date : Soutenance le 22/09/2023
• Etablissement(s) : Université Côte d'Azur
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale Sciences fondamentales et appliquées (Nice ; 2000-....)
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Laboratoire Joseph-Louis Lagrange (Nice, Alpes-Maritimes ; 2012-....)
• Jury : Président / Présidente : Nicolas Coltice
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Mark Wieczorek, Nicolas Coltice, Doris Breuer, Taras V. Gerya, Peter B. James, Caroline Dumoulin
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Doris Breuer, Taras V. Gerya
• DOI : 10.70675/223dfea5zbcb0z425fzae3dz01a9f5e52c6c

Mots clés

Mots clés contrôlés

Gravimétrie (géophysique)

Planètes -- Structure interne

Vénus (planète)

Mots clés libres

Vénus

Structure Interne

Gravimétrie

Venus

Interior structure

Gravity

Résumé

La planète Vénus est couramment surnommée ''jumelle de la Terre'' du fait de leurs similarités en masse, taille, et distance au Soleil. Néanmoins, la planète est rendue inhabitable par son atmosphère écrasante, qui induit un effet de serre responsable d'une température de surface de 470°C. De plus, la tectonique des plaques, principal moteur de la géologie terrestre, n'existe pas sur Vénus. Venus et la Terre ont donc connu des histoires géologiques distinctes, pour des raisons encore incertaines. Afin de contraindre l'évolution géodynamique de Vénus et de comprendre pourquoi ces deux planètes ont évoluées différemment, il est essentiel de bien connaître leurs structure interne. Malheureusement, la structure interne de Vénus est très mal connue. Cette thèse a pour objectif de mieux estimer la structure interne de Vénus, afin d'obtenir de nouvelles perspectives sur la géodynamique et l'évolution thermique de la planète. Pour ce faire, j'ai étudié les anomalies gravitationnelles et la topographie de Vénus observées par la sonde Magellan dans les années 90, en utilisant des techniques d'analyse, des modèles géophysiques, et des méthodes d'inversion de données sophistiquées.Durant la première partie de ma thèse, j'ai concentré mes études sur la structure interne et les mécanismes de compensation topographique d'un type de formation géologique spécifique à Vénus - les plateaux crustales. Ces plateaux sont des régions montagneuses de milliers de kilomètres d'extension, qui présentent des anomalies gravitationnelles positives mais de magnitude discrètes. En utilisant un modèle de déformation élastique de la lithosphère, j'ai produit des données gravimétriques synthétiques qui ont été comparées avec les observations faites par Magellan. Ces modèles sont principalement sensibles aux variations d'épaisseur de la croûte, responsables de variations de densité à l'intérieur de la planète; ainsi qu'à l'épaisseur élastique, qui contrôle l'ampleur de la déformation lithosphérique lorsqu'elle est soumise à des charges à la surface et en subsurface. Mes résultats montrent que la topographie des plateaux est compensée par l'épaississement de la croûte, et qu'elle est en grande partie cohérente avec un régime de compensation isostatique d'Airy. De plus, l'épaisseur moyenne de la croûte de ces régions varie de 15 et 34 km. Cependant, à cause de la déflexion lithosphérique, la croûte peut atteindre plus de 40 km de profondeur dans les régions où la topographie est plus élevée. Ces valeurs sont comparables à l'épaisseur de la croûte continentale terrestre. Enfin, en supposant que les plateaux sont en isostasie d'Airy, j'ai pu déduire que l'épaisseur moyenne de la croûte de Vénus est d'environ 20 km.Ensuite, j'ai concentré mes études sur les signaux gravimétriques et topographiques aux grandes longueurs d'onde, qui sont associées à des écoulements dans le manteau. Pour analyser ces signaux, j'ai utilisé un modèle analytique de charges dynamiques, qui suppose que la convection du manteau est déclenchée par des anomalies de densité dans le manteau et est sensible à la structure de sa viscosité. En comparant à nouveau les modèles avec les observations, j'ai pu obtenir de nouvelles informations sur les propriétés géophysiques du manteau de Vénus. Le principal résultat de cette étude a été la découverte d'une zone à faible viscosité dans le manteau supérieur. Cette zone est caractérisée par une réduction de la viscosité de 5 à 15 fois par rapport au manteau sous-jacent. Elle commence à la base de la lithosphère, à environ 80 km de profondeur, et mesure environ 325 km d'épaisseur. Cette réduction de viscosité pourrait être causée par la présence de fusion partielle dans le manteau, comme cela a été proposé pour expliquer l'origine de l'asthénosphère de la Terre. Cela soutiendrait l'interprétation selon laquelle Vénus est un monde géologiquement actif, principalement régi par des processus magmatiques en cours.

Venus is commonly referred to as the twin planet of the Earth because of their similarities in mass, size, and distance to the Sun. However, Venus is uninhabitable due to its thick and toxic atmosphere, resulting in surface temperatures of 470°C caused by greenhouse effects. In addition, plate tectonics, the driving mechanism of Earth's geology, does not exist on Venus. These major differences show that the two planets went through distinct geological histories, for reasons that are still not well understood. To investigate Venus's geodynamic evolution and evaluate why Venus and Earth became so different, it is critical to have accurate constraints of the planet's interior structure. Yet, our knowledge of the interior of Venus is still very limited. In this context, the goal of my thesis is to provide better estimates of the interior structure of Venus and use these results to obtain insights about the geodynamics and thermal evolution of the planet. To achieve this, I revisit the gravity and topography data obtained by the Magellan spacecraft in the 1990s adopting modern analysis techniques, geophysical models, and inversion approaches.The first project of my PhD focused on studying the interior structure of a specific type of Venusian feature - the crustal plateaus. The plateaus are thousands of kilometers wide highlands associated with positive, but low-magnitude, gravity anomalies. In this study, I systematically compare the gravity observations of these regions with the gravity signatures predicted by elastic deformation models of the lithosphere. These models are mainly sensitive to the thickness of the crust, responsible for internal density variations, and the elastic thickness, which determines the magnitude of lithospheric deformation when submitted to loads on the surface and in the subsurface. My results demonstrate that the topography of the plateaus are overall supported by thickening of the crust and that they are mostly consistent with an Airy isostasy compensation regime. Furthermore, the average crustal thickness of these highlands ranges from 15 to 34 km but, but due to lithospheric deflection, it can reach depths exceeding 40 km in areas with higher topography. These values are comparable to the crustal thickness of continental regions on Earth. In addition, by assuming that the plateaus are in Airy isostasy, I was able to infer that the average crustal thickness of Venus is about 20 km thick.Later on, I began investigating the long-wavelength gravity and topography signatures of Venus, which are associated with flows in the mantle. To analyze these signals, I employed the dynamic loading model, an analytical approach that models mantle convection. This approach is mainly sensitive to the planet's viscosity structure and the distribution of mantle density anomalies. Once again comparing models with observations, I was able to get new insights about the geophysical properties of Venus's mantle. The main result of this study was the discovery of a low-viscosity zone in the uppermost mantle. This zone is characterized by a viscosity reduction of 5 to 15 times with respect to the underlying mantle. It starts at the base of the lithosphere, at roughly 80 km depth, and has a thickness of about 325 km. his viscosity reduction may be attributed to the presence of partial melt in the mantle, as proposed for the origin of Earth's asthenosphere, supporting the interpretation that Venus is a geologically active world predominantly governed by ongoing magmatic processes.