Modification post-impact des cratères par le volcanisme sur les planètes telluriques

Post-impact volcanic modification of craters on terrestrial planets

• Auteur / Autrice : Alexandra Le Contellec
• Direction : Chloé Michaut
• Type : Thèse de doctorat
• Discipline(s) : Sciences de l'univers
• Date : Soutenance le 05/12/2024
• Etablissement(s) : Lyon, École normale supérieure
• Ecole(s) doctorale(s) : École doctorale de Physique et Astrophysique de Lyon (Lyon ; 1991-....)
• Partenaire(s) de recherche : Laboratoire : Laboratoire de géologie de Lyon (Terre, planètes et environnement) (Lyon ; 2011-....)
• Jury : Président / Présidente : Samuel Angiboust
• Jury : Examinateurs / Examinatrices : Chloé Michaut, Samuel Angiboust, Hélène Massol, Valérie Cayol, Susan J. Conway, Francesco Maccaferri, Virginie Pinel
• Jury : Rapporteurs / Rapporteuses : Hélène Massol, Valérie Cayol
• DOI : 10.70675/53f3d9bcz04abz4541zb243z61e3aba822b2

Mots clés

Mots clés contrôlés

Volcanisme

Cratères météoritiques

Planètes telluriques

Mars (planète)

Vénus (planète)

Géologie lunaire

Mots clés libres

Volcanisme

Vénus

Ascension du magma

Mars

Lune

Cratère d’impact

Volcanism

Venus

Magma ascent

Mars

Moon

Impact crater

Résumé

Sur les corps telluriques tels que Mars, Vénus ou la Lune, des traces d’activités volcaniques passées ou récentes sont visibles. Ces témoins du volcanisme sont très souvent associés aux cratères d’impact. Sur chacun de ces corps, l’altération des cratères par le volcanisme se manifeste cependant de façon différente : les observations radar de la surface de Vénus indiquent que deux tiers des cratères sont partiellement remplis, de l'intérieur, par du magma. Sur Mars et la Lune, de nombreux cratères présentent des sols surélevés et fracturés, sans pour autant présenter de traces d’éruptions volcaniques ; ils seraient le siège d’intrusions magmatiques endogènes à faible profondeur. Dans le cadre de cette thèse, nous nous intéressons à ces modifications post-impact des cratères par le volcanisme, et cherchons à expliquer leur variété sur les différentes planètes étudiées. A partir d’observations de cratères non altérés, nous reconstruisons la topographie typique d’un cratère pour chacun des corps étudiés et calculons le champ de contraintes engendré par la topographie d’un cratère. Ces champs sont ensuite utilisés dans des simulations de propagation de dykes magmatiques au sein des croûtes planétaires afin d’étudier les conséquences de la présence de cratères sur l’ascension du magma vers la surface. Il a été démontré que la perturbation générée par un cratère aide à la remontée de magma plus dense que la croûte, qui d’ordinaire resterait stocké en profondeur. Nous montrons ici que les différences de modification post-formation des cratères sur les planètes étudiées et résultant de ce phénomène s’expliquent par une déviation du dyke plus importante sur la Lune et Mars, allant jusqu’à l’horizontalisation de celui-ci sous le cratère. Sur Vénus, la déviation sera plus faible et permet au magma d’atteindre la surface uniquement à l’intérieur du cratère. Cela nous permet aussi placer des contraintes sur les propriétés de la croûte et du magma qui sont favorables à ces observations.

On terrestrial planets such as Mars, Venus or the Moon, traces of past or recent volcanic activity are visible. These are often associated with impact craters. On each of these bodies, however, the alteration of craters by volcanism manifests itself in different ways: radar observations of the surface of Venus indicate that two-thirds of the craters are partially filled, from within, by magma. On Mars and the Moon, many craters have uplifted and fractured floors, but show no evidence of volcanic eruptions; they are thought to be subjected to sill-like magma intrusions at shallow depths. In this thesis, we are interested in these post-impact modifications of craters by volcanism, and in explaining their variety across the different planets studied. Based on observations of unaltered craters, we reconstruct the typical crater topography for each of the bodies studied and calculate the stress field generated by the crater topography. These fields are then used in simulations of the propagation of magma as dykes within planetary crusts in order to study the consequences of the presence of craters on the ascent of magma towards the surface. It has been shown that the perturbation generated by a crater helps the ascent of magma that is denser than the crust, which would normally remain stored at depth. We show here that the differences in the post-formation modification of craters on the planets studied and resulting from this phenomenon can be explained by a greater deflection of the dyke on the Moon and Mars, even going as far as horizontalisation the dyke beneath the crater. On Venus, deflection will be smaller, allowing the magma to reach the surface only within the crater. This also allows us to place constraints on the properties of the crust and magma that are favorable to these observations.