Soutenance de thèse de Artem AGUICHINE

Les composés volatils constituent non seulement une part considérable des briques élémentaires pour la formation des planètes, mais sont également indispensables à la naissance de la vie. Les travaux effectués, introduits dans le chapitre 1, dans cette thèse cherchent à retracer le parcours des composés volatils dans le système solaire ainsi que dans les intérieurs planétaires. Le chapitre 2 présente le modèle numérique de la nébuleuse protosolaire (PSN) qui a été développé pendant cette thèse. Ce modèle simule l'évolution radiale de la PSN, en supposant le disque axisymétrique et en équilibre hydrostatique selon la coordonnée azimutale (modèle 1+1D). La PSN est constituée à 98.5% de gaz d'hydrogène et d'hélium. Le modèle résout numériquement l'équation d'évolution radiale de ce disque de H2-He dans le formalisme des disques alpha-visqueux. Les 1.5% de matière restant contenus dans la PSN correspondent à la matière réfractaire et aux composés volatils. Du fait de la présence d'un gradient thermique dans le disque, les composés volatils, initialement sous forme solide, sont susceptibles de sublimer. La distance à laquelle un composé volatil passe de l'état solide à l'état vapeur est appelé "ligne de glace". Chaque composé possède sa ligne des glaces, à l'endroit de sa température de sublimation. La dynamique des vapeurs étant différente de celle des grains solides, la composition chimique de la PSN, initialement uniforme, se retrouve changée. Une approche numérique similaire est utilisée pour résoudre l'équation de transport radial des volatils et refractaires. Le résultat de ce modèle produit alors la composition du disque circumsolaire en fonction du temps, et de la distance au Soleil. Les planètes étant formées à partir de la matière contenue dans la PSN, le chapitre 3 traite des implications de ce modèle pour la formation des corps du système solaire. Pour chaque volatil, la dynamique des solides et des vapeurs tends à créer un pic d'enrichissement autours de la ligne de glace de ce volatil. Cette dynamique pourrait donc expliquer l'enrichissement en volatils des géantes de glace, Uranus et Neptune. De même, l'effet des lignes de glace pourrait expliquer l'enrichissement de l'enveloppe de Jupiter, pour qui de nombreuses mesures directes et indirectes de sa composition sont disponibles grâce aux missions Galileo/NASA et Juno/NASA. Le modèle de la PSN permet alors d'apporter des contraintes sur l'histoire de la formation de Jupiter. La température près de l'étoile pouvant atteindre plusieurs milliers de Kelvins, le modèle a également été étendu aux rocklines, qui est le concept de ligne de glace étendu aux matériaux réfractaires. Les résultats du modèle reproduisent certaines caractéristiques de la composition des planètes telluriques et de la matière météoritique collectée sur Terre. Enfin, ce modèle reproduit également certaines compositions cométaires, dont la comète C/2016 R2 (PanSTARRS). Le chapitre 4 présente le concept de modèle de structure interne en s'appuyant sur un modèle déjà existant. Pour une composition et une masse donnée, ce modèle calcule le rayon de la planète et sa structure interne. En comparant les résultats théoriques de ces modèles avec les observations, il est possible de contraindre les compositions possibles des (exo)planètes détectées. Ce chapitre présente les améliorations apportées au modèle existant sur 3 aspects : implémentation d'équations d'état avec un domaine de validité plus large, amélioration des performances numériques, et connexion du modèle interne avec un modèle d'atmosphère pour produire les structures internes des planètes océan fortement ensoleillées. Les diagrammes masse-rayon produits par ce modèle sont alors donnés dans le chapitre 5. Certaines régions sont exclues car les propriétés de ces planètes théoriques seraient instables face aux mécanismes d'échappement atmosphériques. Les planètes stables forment alors une population de candidats aux mondes habitables.

Volatile compounds are a part of the elementary blocks in planet formation, and are also essentials for the formation of life. The work done, introduced in chapter 1, in this thesis aims at tracing the path of volatile compounds in the solar system and in planetary interiors. Chapter 2 presents the numerical model of the protosolar nebula (PSN) that was developed during this thesis. This model simulates the radial evolution of the PSN, assuming the disk is axisymetric and in hydrostatic equilibrium in the azimutal coordinate (1+1D model). 98.5% of the PSN is composed of hydrogen and helium gas. The model numerically solves the radial equation of evolution of this H2-He disk with the formalism of alpha-viscous disks. The remaining 1.5% of the PSN mass correspond to refractory matter and volatile compounds. Due to the presence of a thermal gradient in the disk, volatile compounds that are initialy in solid state can sublimate. The heliocentric distance at which a volatile species sublimate is called "iceline". Each species has its own iceline, set by its sublimation temperature. The dynamics of vapours being different from solid grains, the chemical composition of the PSN, initally uniform, is changed. A similar approach is used to solve numerically the equation of radial transport of volatiles and refractory species. The model then produces the composition of the circumsolar disk as a function of time, and heliocentric distance. Since planets form from matter contained in the PSN, chapter 3 discusses the implications of this model for the formation of solar system bodies. For each volatile, the dynamics of solids and vapors tend to create enrichment peaks at the location of the iceline of that volatil species. This dynamics could then explain the volatile enrichment in ice giants, Uranus and Neptune. Similarly, the effect of icelines could explain the volatile enrichment in Jupiter's envelope, for which many direct and indirect measurement of its composition are available thanks to the Galileo/NASA and Juno/NASA missions. The PSN model then produces constrains on the formation history of Jupiter. Closer to the Sun, the temperature can reach several thousands of Kelvins, so the concept of icelines has also been extended to refractory material, which are named rocklines. The results of the PSN model reproduce some compositional features of terrestrial planets, and meteoritical matter collected on Earth. Finally, the model also reproduces some cometary compositions, such as the comet C/2016 R2 (PanSTARRS). Chapter 4 presents the concept of interior structure model, using an already existing model as an example. For a given composition and plant mass, this model computes the radius and interior structure of the planet. By comparing these theoretical results to the caracteristics of a detected planet, it is possible to assess the composition of that (exo)planet. This chapter presents the implementations and improvements added to the existing model on 3 aspects: implementation of an up-to-date equation of state with a wider validity range, increasing the numerical efficiency, and connection of the interior model with an atmosphere model. The new model produces the interior structure of irradiated ocean planets. Computed mass-radius diagrams are shown in chapter 5. Some regions of these diagrams are excluded because the structure of these theoretical planets would be unstable in light of the atmospheric escape mechanisms. The remaining, stable, planets form a population of candidates for habitable worlds.