Polar motion of Venus

Le mouvement du pôle de Vénus Mieux connaître la structure interne de Vénus est essentiel pour comprendre son histoire et éclairer les raisons pour lesquelles cette «sœur jumelle» de la Terre a divergé de manière aussi marquée vers la planète inhospitalière d'aujourd'hui. Cinq missions vers Vénus sont en développement pour explorer la planète au cours de la prochaine décennie, parmi lesquelles EnVision (ESA) et VERITAS (NASA), toutes deux comportant des objectifs géophysique. L'analyse de la dynamique rotationnelle d'une planète permet souvent de contraindre les propriétés de son intérieur. Le mouvement de son axe de rotation peut être décrit selon deux aspects : son orientation par rapport à la sphère céleste (précession, nutation), ou son orientation sur la surface planétaire elle-même («polar motion» ou mouvement du pôle). Ces deux mouvements nous renseignent de manière complémentaire sur l'intérieur de la planète. La précession de Vénus a récemment été mesurée pour la première fois, donnant une indication sur la taille du noyau, mais l'incertitude reste trop grande pour permettre de contraindre les modèles d'intérieur. Quant au mouvement du pôle de Vénus, il n'a encore jamais été mesuré. Dans le cadre de cette thèse, premièrement, nous caractérisons le mouvement du pôle de Vénus, et nous identifions les signatures de son intérieur et de son atmosphère, en vue de préparer l'interprétation géophysique d'une future détection du mouvement du pôle. Nous développons un modèle analytique du mouvement du pôle d'une planète incluant le couple gravitationnel du Soleil, généralement négligeable pour les planètes à rotation rapide, mais significatif pour Vénus en raison de sa lente rotation. Ce modèle inclut également les déformations de marée et centrifuge d'un manteau viscoélastique, la super-rotation atmosphérique et sa dynamique à court terme, ainsi que les effets de couplage noyau-manteau. Ce modèle complet nous permet d'analyser comment la période, l'amortissement, et l'amplitude du mouvement libre dépendent des propriétés et processus internes. Le mouvement forcé à court terme est également calculé, afin de faciliter une future détection du signal du mouvement du pôle. Dans un second volet de la thèse, ce travail théorique pourra être appliqué à la caractérisation de la signature du mouvement du pôle de Vénus dans les observables. Les observations considérées incluent le suivi de points de contrôle à la surface par imagerie radar, depuis le sol et depuis un orbiteur, ainsi que le champ de gravité obtenu via le suivi de la trajectoire d'un orbiteur. Comparé à la Terre et Mars, le mouvement libre du pôle de Vénus devrait être beaucoup plus lent, avec une période de Chandler de 16000~ans, et une amplitude nettement plus grande, avec un décalage de 50~km entre le pôle de rotation et le pôle de figure. Vu ces différences, la modélisation du mouvement du pôle de Vénus dans les données d'observation nécessitera des approches distinctes de celles employées précédemment pour la Terre et Mars. L'inversion d'un modèle cinématique complet de rotation à partir d'observations synthétiques, combinée à notre modèle dynamique du mouvement du pôle de Vénus, permettra d'évaluer dans quelle mesure les futures missions pourront contraindre les propriétés physiques et thermo-chimiques de l'intérieur de Vénus.