Studying and modeling the dynamics of water and CO2 ice on Mars
Étude et modélisation de la dynamique des glaces d'eau et de CO2 sur la planète Mars
Résumé
Mars is surrounded by a thin atmosphere composed mostly of CO2 with a small amount of water. Every night and every winter, CO2 and water can locally condense as frost. In the geologically recent past, when the obliquity of Mars was larger, the Martian atmosphere was enriched in water and a perennial mantle of water ice formed from the poles to the mid-latitudes. When the obliquity decreased again, these ices sublimated and got buried under a lag deposit in the Martian subsurface, while much of the atmospheric CO2 condensed at the poles to form massive glaciers. Today, we can observe the remains of these periods via the water ice buried in the subsurface at mid-latitudes and the perennial CO2 cap at the South Pole. This thesis aims to improve our understanding of the stability and dynamics of these ices over time, from the diurnal cycle to the million-year scale. I used space observations and, even more, numerical models such as the global climate model "Mars Planetary Climate Model" (PCM) and the new "Planetary Evolution Model" (PEM) for which I actively invested to develop new capabilities. In a first study, by comparing the different pressure data acquired on the surface of Mars by space probes over the last 50 years, I proved that the average mass of the Martian atmosphere had not varied at these scales and therefore that the perennial CO2 cap had a neutral mass balance. I then showed that the diurnal cycle of CO2 frost formation in dusty areas could prevent dust from aggregating, maintaining the presence of reservoirs of mobilizable dust on the surface. At the same time, I developed a new numerical tool for modeling microclimates on Martian slopes within the PCM and then the PEM. This tool is able to predict the presence of Martian ice on cold slopes in agreement with the detections from orbit. In a dedicated study, using observations from the THEMIS visible and thermal camera and this new model, I showed that the water frost accumulating on these slopes cannot melt in the current climate. It may eventually form brines if this frost is in contact with a significant amount of salts. I then studied the stability of water ice in the subsurface. In particular, I proved that buried water ice at tropical latitudes under poleward slopes was not stable. The presence of such a buried water ice had previously been presented as essential to explain the absence of seasonal CO2 ice on these slopes, because of its high thermal inertia. However, my model showed that this absence of CO2 ice could also be explained by atmospheric heat transport, previously neglected. By adapting a new comprehensive model of exchange between permafrost and the Martian atmosphere, I revisited the effect of the water cycle and near-surface atmospheric conditions on the stability of buried ice. In parallel, we reconstructed the history of buried water ice in the mid-latitude subsurface and suggested that it may be a remnant of the last ice ages of 630,000 years ago. Finally, as for the surface frost, I showed that this buried water ice could not melt, even under the most favorable conditions we could imagine for Mars: the case where a ground flow suddenly exposes the underground ice to solar heating.In a final study, using the new "Planetary Evolution Model", I simulated the formation of CO2 glaciers when the entire atmosphere condenses in the polar regions during periods of low obliquity. By decreasing the obliquity from the current value of 25.2° to 15°, I showed that the mean pressure drops to a value of 250 Pa. The humidity of the atmosphere is reduced to a few precipitable microns. Massive CO2 glaciers form on poleward slopes at high latitudes. Despite the loss of more than half of the Martian atmosphere, CO2 remains the major component. This work constitutes a new step in our understanding of Martian paleoclimates and in particular of the geological activity induced by recent climatic variations.
La planète Mars est entourée d'une fine atmosphère composée majoritairement de CO2, avec un peu d'eau. Chaque nuit et chaque hiver, une partie du CO2 et de l'eau se condense localement sous forme de givre. Dans un passé récent, lorsque l'obliquité de Mars était plus importante, l'atmosphère martienne était plus humide et un manteau de glace d'eau a pu recouvrir Mars des pôles aux moyennes latitudes. Lorsque l'obliquité est redescendue, ces glaces ont sublimé et se sont enterrées, tandis qu'une partie du CO2 s'est condensé aux pôles pour former des glaciers massifs. Aujourd'hui, nous pouvons observer les restes de ces époques via la glace d'eau enfouie aux moyennes latitudes et la calotte pérenne de CO2 au Pôle Sud. L'objectif de cette thèse est d'améliorer notre compréhension de la dynamique de ces glaces, du cycle diurne à l'échelle du million d'années. J'ai utilisé des observations spatiales et surtout des modèles numériques comme le « Mars Planetary Climate Model » (PCM) et le nouveau « Planetary Evolution Model » (PEM) dans lesquels je me suis activement investi afin d'y développer de nouvelles capacités.Dans une première étude, en comparant les données de pression de surface acquises par des sondes spatiales au cours des 50 dernières années, j'ai prouvé que la masse de l'atmosphère martienne n'avait pas varié à ces échelles de temps et donc que la calotte pérenne de CO2 avait un bilan de masse neutre. J'ai ensuite montré que le cycle diurne de formation de givre de CO2 dans les zones poussiéreuses pouvait empêcher la poussière de s'agréger, maintenant la présence de poussière mobilisable en surface.Parallèlement J'ai développé un nouvel outil pour modéliser les micro-climats sur les pentes martiennes au sein du PCM et du PEM. Il prédit la présence des glaces de Mars sur les pentes froides en accord avec les observations. Dans une étude dédiée, à l'aide des images de la caméra THEMIS et de ce modèle, j'ai montré que le givre d'eau qui s'accumule sur ces pentes ne peut pas fondre dans le climat actuel, mais éventuellement former des saumures si ce givre est au contact de sels. Forts de ces outils, j'ai ensuite étudié la stabilité de la glace d'eau en sous-surface. J'ai notamment prouvé que la glace d'eau enterrée aux latitudes tropicales sous les pentes orientées vers les pôles n'était pas stable. La présence de cette glace et sa forte inertie thermique avait précédemment été présenté comme indispensable pour expliquer l'absence de givre de CO2 sur ces pentes. Cependant mon modèle a montré que cette absence pouvait aussi bien s'expliquer par un transport atmosphérique de chaleur, jusqu'alors négligé. En adaptant un nouveau modèle complet d'échange entre le permafrost et l'atmosphère, j'ai caractérisé l'influence du cycle de l'eau et des conditions atmosphériques sur la stabilité de la glace enterrée. J'ai parallèlement reconstruit l'histoire de la glace d'eau enterrée sous les moyennes latitudes, et suggéré qu'elle peut être un vestige des derniers âges glaciaires d'il y a 630 000 ans. Enfin, comme pour le givre en surface, j'ai montré que cette glace d'eau enterrée ne pouvait fondre même dans les conditions les plus favorables que nous avons pu imaginer : le cas où un glissement de terrain exposerait la glace du sous-sol au chauffage solaire. Dans une dernière étude, à l'aide du nouveau « Planetary Evolution Model », j'ai simulé la formation de glaciers de CO2 lorsque l'atmosphère condense vers les pôles dans les périodes de basse obliquité. En passant l'obliquité de 25,2° (actuelle) à 15°, j'ai montré que la pression moyenne chutait jusqu'à 250 Pa. L'humidité de l'atmosphère est réduite. Des glaciers massifs de CO2 se forment sur les pentes orientées vers le pôle à haute latitude. Malgré cela, le CO2 reste le composant majoritaire.Ces travaux constituent une nouvelle étape dans notre compréhension des paléoclimats martiens et notamment de l'activité géologique induite par les variations climatiques récentes.
| Origine | Version validée par le jury (STAR) |
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