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Mes thématiques de recherche portent sur l’évolution des surfaces planétaires. J’étudie les glaces dans le Système Solaire, particulièrement celles de Mars et des satellites de glaces avec des outils de télédétection (imagerie, spectroscopie, photométrie…). Je développe des outils de traitement de données pour l’interprétation des larges jeux de données spatiales (machine learning, IA). Mes activités de recherche portent sur l’évolution des paysages, les processus actifs actuellement ou ayant laissés des traces sur les surfaces planétaires. A titre d’exemple, mes travaux sur la Planète Rouge portent sur les écoulements granulaires à l’équateur, les dépôts de givre saisonnier, les geysers de gaz polaires ou les océans passées. Sur les satellites de Jupiter, je scrute la micro-texture de la surface et étudie le cryovolcanisme dans une perspective de planétologie comparée et de l’habitabilité.
La calotte saisonnière sud de Mars
La calotte saisonnière sud (SSPC) de Mars présente des particularités intéressantes, mises à jour en partie par mes analyses des données hyperspectrales de l’instrument OMEGA. La SSPC est composée majoritairement de glace de CO2 et recouvre la surface durant l’hiver polaire jusqu’à 40°S. J’ai pu montrer que la vitesse de retrait est contrôlée majoritairement par l’albédo. La région la plus sombre, dite “ région cryptique ”, comporte de nombreuses tâches sombres à l’échelle de quelques mètres qui influent sur la dynamique globale. Des études géomorphologiques suggèrent que plusieurs phénomènes dynamiques ont lieu (les geysers, les spiders et les écoulements sombres) et aujourd’hui plusieurs modèles physiques ont été proposés. Cependant, le manque de contraintes observationelles ne permet pas d’identifier les processus à l’oeuvre sur Mars. Mes travaux les plus récents consistent à établir un maximum d’informations quantitatives (spectroscopique, géomorphologique, ...) afin d’établir l’origine de ces phénomènes. En particulier, la détection de traces de glace d’eau dans ces régions doit être prise en compte. Ces travaux ont pour perspectives une meilleure compréhension des échanges de volatiles sur Mars actuellement et dans le passé.
Les résultats du modèle D-frost sont présent ici : https://doi.org/10.14768/8cba4407-d6a0-4d16-aeaf-d0ebfd2b480a
Les écoulements sur Mars
Dans le lointain passé, Mars a très probablement été favorable à la vie car il existe des traces de rivières anciennes, vraisemblablement créé par de l’eau liquide. Depuis l’observation des activités des RSL (Recurring Slope Linae), une partie significative de la communauté scientifique a considérée l’eau liquide comme une explication plausible actuellement. L’argument principal pour la présence d’eau liquide reposait sur le fait que les RSL soient actifs aujourd’hui dans les endroits les plus chauds de Mars, c’est à dire les conditions les plus proches du point triple de l’eau. De plus, des signatures spectroscopiques ont été reportées. Cependant, il ne s’agissait que de preuves indirectes (détection des sels mais pas d’eau liquide). En outre, des études récentes ont démontrées que ni les sources d’eau internes, ni les sources d’eau atmosphériques n’étaient réalistes. D’autre part, il n’y a aucune signature d’eau dans les mesures thermiques. L’origine de ces écoulements restait alors mystérieuse. J’ai proposé un nouveau mécanisme basé sur la pompe de Knudsen qui ne requiert pas d’eau liquide. Ce mécanisme est seulement actif dans les endroits les plus chauds de Mars. A cause des variations de température dans le sol, le gaz contenu dans les pores s’écoule. Durant les quelques minutes après l’apparition de l’ombre d’un rocher, l’écoulement de gaz est suffisamment rapide pour qu’il puisse déstabiliser le matériau granulaire et créer un écoulement. Ce processus a été modélisé numériquement et l’activité prédite est compatible avec les activités des RSL observées. Considérant que les RSL étaient les principales figures proposées pour justifier la présence d’eau liquide aujourd’hui sur Mars, ce nouveau processus de pompe naturelle semble écarter cette hypothèse. Ces nouveaux résultats ont un impact évident sur la possibilité de trouver de la vie actuellement sur la Planète Rouge, mais dresse aussi le portrait d’une planète inhospitalière pour l’exploration humaine.
Le cryovolcanisme et les satellites de glaces
Les satellites de glaces sont très intéressants à plusieurs égards. Certains, dont Europe, Titan ou Encelade, comportent des océans liquides en profondeur et des traces géomorphologiques de cryovolcanisme en surface. Europe et Encelade semblent avoir des panaches éjectant de la matière le long de failles. Les plus petits grains sont capables de s’extraire de la gravitation du corps. Il est donc possible, dans ce cas, d’échantillonner l’intérieur des corps depuis une sonde spatiale. Si la présence d’eau liquide semble acquise, plusieurs questions restent ouvertes sur le cryovolcanisme. Je propose d’aborder cette question en apportant des nouvelles contraintes observationnelles en étudiant la micro-texture de la surface par photométrie (étude de la surface à différentes géométrie) afin d’avoir des informations sur la nature de la surface. La micro-rugosité et la forme des grains d’eau (lisses/rugueux) notamment, nous aideront à déchiffrer les processus géologiques de surface. L’étape suivante sera la spectro-photométrie combinant à la fois le spectre et la géométrie, qui permettra en outre de quantifier les quantités de composés chimiques et leur taille de grain. Ce volet a pour objectif de caractériser la surface des satellites de glaces afin de comprendre leurs mécanismes d‘évolution.
D’autre part, les mécanismes de remontée des cryomagmas et de mise en place des édifices cryovolcaniques en surface restent encore mystérieux car contrairement aux silicates, l’eau liquide est plus dense que sa phase solide. Je propose de modéliser les différents mécanismes possibles avec des considérations thermo/mécaniques afin de les valider ou de les invalider. D’autre part, je souhaite prendre en compte les contraintes observationnelles de surface (topographie, morphologie, composition et état de surface) pour déchiffrer les mécanismes cryovolcaniques.
Evolution des topographies terrestres et planétaires
La topographie des surfaces planétaires enregistrent l’équilibre dynamique de plusieurs processus. En décrivant en détail la topographie, je souhaite quantifier les processus la gouvernant. Les analyses multi-échelles ont montré la présence de symétrie d’échelle fractale des surfaces planétaires. Cependant depuis les année 1990, plusieurs étude ont donné des géométries fractales différentes et incohérentes. Plus récemment, la théorie multi-fractale permet de rendre compte de l’intermittence (surface lisse et rugueuse) tout en préservant la symétrie d’échelle. Nous avons pu montrer que la surface de Mars comportait une symétrie multi-fractale aux échelles plus grande que 10 km mais simplement fractale pour des échelles plus petite que 10 km. Des analyses plus appronfondies permettront de déchiffrer les processus à l’origine de ces différences (érosion, tectonique, bombardement météorique, ...). Une application sur des sites terrestres bien documentés est en cours, notamment à Taïwan.
Des topographies synthétiques ayant les mêmes propriétés que celles du Système Solaire sont disponible ici : http://dx.doi.org/10.14768/20181024001.1
Vous pouvez explorer une exoplanète synthétique en 3D ici : https://data.ipsl.fr/exotopo/
Les exoplanètes et l’habitabilité
La découverte d’exoplanète a profondément changé notre place de l’univers. Grâce aux développements technologiques, il est possible d’avoir des informations sur ces mondes lointains grâce à spectroscopie. Une des grandes questions majeures concerne l’habitabilité de ces planètes. Dans ce cadre, les géologues doivent participer à ce débat. Pour affirmer qu’une exoplanète abrite une forme de vie similaire à la Terre, plusieurs critères peuvent être proposés, comme la présence de méthane et de O2 sur la même planète. Il faut tout même faire très attention à ne pas confondre une exolune, ayant atmosphère de méthane, orbitant autour d’une planète comportant du méthane. J’ai proposé une méthode qui permet d’éliminer les candidats des faux positifs.
Imagerie hyperspectrale
Les outils d'analyse des images hyperspectrales nécessite souvent des jeux de données de référence. Vous trouverez ici des données issus du spectro-imageur OMEGA observant la calotte polaire sud de Mars.
Toolkit for classification hyperspectral : https://doi.org/10.14768/1fef012c-9054-4263-8475-b70f40b7e3b3
Impression 3D de la topographie des corps du Système Solaire
Plusieurs corps du Système Solaire ont une topographie connu à l'échelle globale. Vous trouverez ici des modèles 3D imprimable (avec exagération de la topographie) pour les créer en impression 3D:
https://doi.org/10.14768/1e9d58a8-5781-4cd3-b39f-c6d386b7e8cd