Numerical models of the chemical evolution of the Earth during its accretion

La modélisation dynamique est essentielle pour comprendre la formation de la Terre. Il n'est plus suffisant que les simulations reproduisent les masses et orbites planétaires ; elles doivent aussi en refléter la chimie. Cette thèse propose une étude multidisciplinaire de l'accrétion terrestre, combinant simulations dynamiques, contraintes géochimiques et isotopiques pour comprendre comment la différenciation planétaire a façonné la composition du manteau terrestre (BSE). Nous développons un modèle numérique simulant l'évolution chimique et isotopique du manteau terrestre au cours des événements de formation du noyau induits par des impacts géants, afin d'évaluer si différents scénarios d'accrétion peuvent reproduire la composition de la BSE. Nous développons les travaux de Rubie et al. (2015), qui ont couplé pour la première fois des simulations N-body d'accrétion avec un modèle d'équilibrage métal-silicate. Nos améliorations incluent le calcul des pressions d'équilibrage post-impact via les lois d'échelle de Nakajima et al. (2021) et une nouvelle approche pour l'équilibrage des matériaux issus des planétésimaux. Contrairement aux embryons, les planétésimaux sont supposés trop petits pour provoquer une fusion à l'impact donc leur matière est stockée dans le manteau solide jusqu'à la formation d'un océan magmatique. Ces ajustements permettent de tester si les séquences d'accrétion reproduisent la composition de la BSE. Nous appliquons ensuite notre modèle aux simulations de Nesvorný et al. (2021), qui font croître les planètes à partir d'un anneau dense de planétésimaux et embryons près de 1 UA. Pour reproduire la chimie terrestre, nous divisons ce disque en quatre zones compositionnelles selon la distance héliocentrique, allant de matériaux internes riches en réfractaires et pauvres en volatils à une zone externe de type chondrite CI. La zone la plus interne, non représentée par les météorites, est nécessaire pour expliquer les rapports Al/Si et Mg/Si supra-chondritiques de la BSE. En ajustant les limites entre ces zones, nous identifions 17 simulations reproduisant une chimie mantellique proche de la BSE pour ce qui concerne 12 oxydes élémentaires, bien que les séquences d'impacts diffèrent. Une constante : la Terre aurait acquis 60-80% de sa masse à partir de cette région interne, soulignant son rôle central. Nous étudions ensuite une variante de ce modèle par Woo et al. (2024), qui simule la croissance des embryons dans le gaz à partir des planétésimaux. Contrairement à Nesvorný et al., où les embryons sont prédéfinis, ceux-ci accèdent rapidement l'ensemble des matériaux de l'anneau, et acquièrent donc tous des compositions très semblables. Cela ne correspond pas à la chimie de la BSE, très sensible à la fugacité d'oxygène. En effet, d'après Rubie et al. (2011), la Terre doit initialement accrêter de la matière réduite, puis plus oxydée en fin de croissance. Les meilleurs modèles doivent donc préserver des réservoirs distincts jusqu'aux dernières étapes d'accrétion. Nous examinons aussi l'apport de matière chondritique carbonée (CC). Budde et al. (2019) suggèrent que jusqu'à 40% du Mo de la BSE proviendrait de matériaux CC. En simulant le modèle de Nimmo et al. (2024), où de grands corps CC sont livrés de manière stochastique, nous montrons que ce scénario est dynamiquement viable. Cependant, une telle contribution augmente excessivement la fugacité d'oxygène et la teneur totale en Mo du manteau. Cette thèse fait progresser notre compréhension de la formation terrestre en montrant comment les modèles dynamiques peuvent être contraints par des données géochimiques et isotopiques, offrant un cadre pour orienter les futures recherches sur l'origine des planètes.