Experimental study of the cooling process of partially crystallized magma ocean : application to the thermal history of rocky planets.

L'histoire thermique des corps proto-planétaires, formés par l'accrétion de matériel froid aux premiers âges des systèmes solaires, est une évolution progressive de température induite par la désintégration des éléments radioactifs à courte demi-vie, principalement 26Al. La conséquence attendue de ce réchauffement est un phénomène de fusion partielle massif et l'apparition d'un océan magmatique. Durant son refroidissement, des cristaux se forment avec d'importantes implications pour l'évolution thermique et chimique du manteau. L'objet de la thèse est de proposer des modèles théoriques qui permettant de distinguer les cas où la ségrégation est possible des cas où les cristaux restent en suspension, et d'en étudier les implications géophysiques. Notre approche se base sur des expériences de laboratoire. Nous utilisons un fluide visqueux à haut nombre de Prandtl (10^3) contenant des billes de plastique. Ce fluide est chauffé par absorption de micro-ondes, afin de reproduire une convection par chauffage interne homogène ayant des nombres de Rayleigh-Roberts importants de l'ordre de 10^6 à 10^8. Le fluide et les billes sont choisis avec des coefficients de dilatation thermique différents afin d'atteindre l'inversion de flottabilité au cours de l'évolution thermique du système. Cette configuration permet d'étudier d'une part la stabilité d'un lit flottant constitué de billes légères, et d'autres part, la formation d'un cumulat lourd en profondeur. Pour modéliser les évolutions observées expérimentalement, nous avons développé un formalisme théorique faisant intervenir un nombre de Shields donné par le rapport entre la flottabilité des cristaux et le cisaillement imposé par la convection. Nous avons déterminé expérimentalement des lois d'échelle décrivant les processus d'érosion et de déposition dans le contexte de la convection. Le modèle obtenu est ensuite appliqué à l'évolution thermique des planétésimaux formés par accretion quasi-instantanément. Pour des corps dont le rayon est supérieur à 30 km, un océan de magma est produit. Une croûte se forme alors par flottaison de cristaux légers et un cumulat par sédimentation de cristaux lourds. La croûte légère induit un effet isolant sur l'océan magmatique, et une augmentation de sa température qui entraîne la fusion de la base de croûte. Une croûte plus fine augmente le flux de chaleur en surface, donc baisse la température et induit la formation de cristaux légers qui peuvent flotter. La croûte connait ainsi des cycles de épaississement/refonte, induisant des oscillations du flux en surface et de la température de l'océan de magma, évolutions cycliques pouvant expliquer la présence de cristaux non co-génétiques dans certaines météorites. Ces cycles s'accompagnent d'un refroidissement progressif et d'une augmentation de la quantité de cristaux dans l'océan de magma. Au delà d'une concentration critique, le régime d'océan de magma prend fin et donne naissance à un manteau homogène encapsulé entre une croûte flottante et un cumulat. Dans une dernière partie de la thèse nous considérons un scénario plus complet incorporant l'accrétion de matériel chondritique au cours du temps. Dans ce cas, la croûte chondritique s'épaissit par accrétion de matériel indifférencié, et fond à sa base par le même effet d'isolation thermique que celui décrit précédemment. Le magma issu de cette fusion partielle peut ensuite percoler dans la croûte, former des réservoirs proches de la surface et cristalliser. Ce scenario, confronté aux données géochimiques de certaines météorites datant la formation du magma parent et sa cristallisation, permet de contraindre l'histoire thermique du corps parent, et d'en déduire des informations sur sa taille.Planetary bodies formed in the first few Myr after the formation of the Sun. At this time, planetesimals accreted cold material that contains short life radioactive elements such as 26Al : these extinct radiogenics released enough heat to induce high degree of melting and the formation of magma oceans. Magma oceans are characterized by vigorous convection occurring at planetary scale and their cooling history involves the formation of crystals that further modulate the thermal history and the structural evolution of the planetesimal. The aim of the thesis is to understand the behavior of crystals in a convective system, and to study the implications of crystal segregation on the thermal evolution of planetesimals. The thesis relies on laboratory experiments using a high Prandtl fluid (10^3) bearing plastic beads. The fluid is heated volumetrically by microwave absorption leading to high Rayleigh-Roberts numbers (10^6-10^8). The fluid and the beads have different thermal expansion coefficients so that the inversion of buoyancy can be reached along the thermal evolution of the system. With this set-up we study the formation of both floating lids and heavy cumulates. We propose a theoretical framework to interpret the experimental results that reveals the importance of a dimensionless number (the Shields number) defined as the ratio between the convective shear stress and the buoyancy of the beads. The critical value of the Shields number controls both the deposits stability and the erosion processes. We first apply our model to the study of the fate of crystals in convective magma oceans formed in planetesimals where accretion can be considered as instantaneous. We find that for planetesimal with radius larger than 30km, a magma ocean is produced with both a flotation crust and a basal cumulate. The insulation effect of the crust dampers the evacuation of the heat generated by 26Al. As a consequence, the crust undergoes cycles of crustal thickening/crustal melting that further induce oscillating surface heat flux and a non-monotonic thermal history. These cycles can explain the presence of non co-genetic crystals in many meteorites. The concentration of crystals in the magma ocean increases through its progressive cooling. When it reaches a critical value, the dynamic regime transitions to solid-state convection which finally produces a homogeneous mantle encapsulated within a flotation crust and a basal cumulate. We then propose a more complete model of planetesimals evolution that takes into account the accretion of chondritic materials. In this scenario, the crust thickens through the supply of undifferentiated material by accretion. However, because it insulates the magma ocean, the crust is bound to melt at its base. The magma formed by partial melting rises through the crust, and can form shallow magmatic reservoir where it crystallizes. This model provides new constraints on the thermal evolution of some meteorites, especially on the time at which the parent magma is formed and the time at which it crystallized