The lithosphere of Mars

La lithosphère de Mars La partie externe, rigide, et froide d'une planète est conventionnellement appelée lithosphère. Lorsque la lithosphère est soumise à des charges telles qu'un volcan ou un calotte polaire, elle dévie de son état initial et se fléchie. Ce mécanisme de compensation génère deux principaux observables, détectables depuis l'orbite: des anomalies gravimétriques et des variations topographiques. Ces données peuvent être couplées à un modèle géophysique, afin de déterminer la densité et composition de la charge, ainsi que l'épaisseur élastique de la lithosphère (Te). Te est directement liée à l'état thermique de l'intérieur et fournie des contraintes cruciales afin de déterminer l'évolution géologique de la planète. Cette thèse caractérise l'évolution thermo-mécanique de la lithosphère de Mars au cours des temps géologiques, en s'appuyant sur des données gravimétriques, topographiques, et radars. Dans une première partie, nous présentons une analyse de Broquet & Wieczorek (2019) sur la signature gravitationnelle de 18 volcans Martiens. Nous modélisons la déformation de la lithosphère sujette à leurs charges et comparons le signal gravitationnel théorique associé, aux observations. La densité apparente moyenne obtenue est de 3200 ± 200 kg m-3, ce qui est représentatif d'un basalte riche en fer, tel qu'échantillonné par les météorites basaltiques Martiennes. Te était fine, < 15 km, lorsque les plus anciens volcans (> 3.2 Ga) se sont formés, et implique que la lithosphère était peu rigide et fine, à l'aube de l'histoire géologique de la planète. A l'inverse, nous obtenons que les plus jeunes volcans (< 3 Ga) se sont mis en place sur une lithosphère plus froide et rigide, avec Te allant de 30 à 100 km. Ceci est cohérent avec l'idée que la majeure partie de leur formation aurait eu lieu plus tard dans l'histoire géologique de Mars. Dans une seconde partie, nous présentons une étude de Broquet et al. (2020) sur la flexure de la lithosphère sous la calotte polaire nord et de nouveaux résultats pour la calotte polaire sud. Les calottes polaires sont jeunes (< 10 Ma) et transparentes aux ondes radar. Cela nous permet de directement visualiser la réponse géodynamique actuelle de la lithosphère sous-jacente, et également de déterminer leur composition. Nous obtenons que la lithosphère est rigide et froide sous les calottes polaires nord et sud, avec Te supérieure à 330 et 175 km, respectivement. En l'absence de mesures de flux de chaleur in situ, nos estimations fournissent les meilleures contraintes sur l'état thermique actuel de la planète. Nous suggérons qu'environ 10 vol% de glace de CO2 est mixée dans la calotte nord, et jusqu'à 38 vol% dans la calotte sud. De même que sur Terre, où la composition des glaces enfouies renseigne sur les variations climatiques passées, une meilleure connaissance de la composition des glaces polaires Martiennes permettra d'améliorer les modèles d'évolution climatique de la planète. Dans une dernière partie, nous présentons des résultats sur la composition de la surface et la structure interne de Mars. Nous montrons que la densité apparente de la surface varie latéralement, avec une valeur moyenne de 2500 ± 370 kg m-3, ce qui est significativement plus bas que pour les provinces volcaniques. Cela suggère que la subsurface a été fortement affectée par des processus sédimentaires qui ont modifiés sa composition et générés une forte porosité. Alternativement, nous proposons que la croûte est riche en roches felsiques, et n'est pas de composition basaltique. A l'aide d'une comparaison de nos Te avec celles obtenues par des modèles d'évolution thermique de Mars, nous déterminons que plus de la moitié de la quantité totale d'éléments radiogéniques est contenue dans la croûte. Pour les modèles de composition standard, l'épaisseur moyenne de la croûte est de 60 km. Ces contraintes aiderons à déterminer dans quelle mesure les estimations locales données par InSight nous renseignent sur les propriétés globales de Mars.