Topic description
La convection de Rayleigh-Bénard se développe lorsqu'une couche de fluide est chauffée par en dessous et refroidie par dessus. Importante pour les transferts de masse et de chaleur dans nombre de procédés industriels, c'est aussi un des acteurs-clef dans la dynamique des océans et de l'atmosphère, et de l'intérieur des étoiles et des planètes. La plupart des études se sont pour l'instant focalisées sur la convection dans les fluides de viscosité constante. Mais dans les planètes telluriques ou les satellites de glace, les variations de temperature peuvent induire une augmentation drastique de leur viscosité. Si le fluide demeure newtonien, la convection se développe alors sous un « couvercle » ou « peau » (la lithosphère dans une planète tellurique), qui encaisse la majorité du gradient de viscosité. Ce couvercle reste stagnant et limite fortement les transferts de masse et de chaleur à la surface. Mais il possède aussi souvent les propriétés d'un solide, dans lequel des bandes de cisaillement, des plis, voire des fractures peuvent se développer. De plus, il peut contenir des fluides (aqueux ou fondus). Cette texture à l'échelle méso va affecter l'interaction de la peau avec la convection et la dynamique à grande échelle de la couche. Ce qui en retour affecte la formation de la peau et sa texture. Ces interactions entre échelles micro-meso-macro gouvernent l'évolution des planètes telluriques. La Tectonique des Plaques sur Terre, qui permet le renouvellement continu de 60% de la surface de notre planète, est un exemple d'une peau cassant et replongeant dans la couche convective. Mais ce n'est qu'un régime convectif parmi tant d'autres.
Notre groupe a développé un programme à long-terme d'expériences de laboratoire sur la convection dans les fluides complexes et son application à la dynamique interne des planètes. L'utilisation de matériaux venant de la physique de la 'matière molle» telles que des dispersions colloïdales permet d'étudier la convection en fonction de la rhéologie des fluides (allant de visqueux à visco-elasto-plastique, voire cassant) et la texture de ces fluides (organization élémentaire, bandes de cisaillement, failles,…) à toutes les échelles, depuis le nm jusqu'à l'échelle de la convection (cm-m). Jusqu'à présent les dispersions colloïdales aqueuses de silice sont les seuls fluides où une subduction asymétrique développe naturellement de la convection. Et cette subduction est observée dans des lithospheres expérimentales contenant encore 0.2 à 2% de liquide libre de percoler. Ceci suggère que les oceans d'eau, ou encore la fusion partielle sont importants pour autoriser la subduction sur une planète.
Donc, nous proposons d'étudier pendant cette thèse les rétro-actions entre la convection et la nature diphasique du fluide, en combinant expériences de laboratoire, analyse dimensionnelle et simulations numériques. Les objectifs sont: 1) d'établir un diagramme de phase des différents régimes de convection, 2) de caractériser chacun des régimes, 3) de comprendre l'influence du caractère diphasique du fluide sur la convection, 4) d'utiliser ces résultats pour contraindre l'évolution des planètes et en particulier la dynamique interne de leurs manteaux rocheux. On s'intéressera en particulier à la planète Venus, que les missions VERITAS de la NASA et EnVision de l'ESA devraient atteindre au début des années .
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Rayleigh-Bénard convection develops when a plane layer of fluid is heated from below and cooled from above. Ubiquitous for mass and heat transfers in many industrial systems, it has also been identified as a key-player in the dynamics of the interior of stars and planets, and of the oceans and the atmosphere. A large body of theoretical and experimental work exists for fluids with constant viscosity. However, for rocky planets and icy satellites, the variation of temperature can induce arrest and/or gelation of their microstructure and a drastic increase of their viscosity. So convection develops in a sublayer under a « lid » or skin (what is called «lithosphere» in a planet), that takes up most of the viscosity variation (fig.1a). This lid remains stagnant and strongly limits heat and mass transfer across the surface. However, the skin very often has also solid-like properties and can develop shear banding, wrinkles and even cracks. In addition it can contains fluids like brines or melt. This texture at the meso-scale will affect the skin interaction with convection and the large-scale dynamics of the layer. These in turn will affect skin formation and texture. This interplay of the micro-meso-macro structures govern the evolution of rocky planets. Plate Tectonics on Earth, whereby 60% of the Earth surface is continuously renewed, is an exemple of the skin breaking and sinking back in the convective layer. But it is only one convective pattern/regime among many.
Our group has developed a long-term program of experimental studies on convection in complex fluids. The use of soft matter materials such as colloidal dispersions allows to study convection as a function of the fluid rheology (from viscous to visco-elasto-plastic to brittle), and to probe the fluid texture (elementary organization, shear banding, faults, …) at all scales from the nm to the convection scale (cm-m). So far, silica aqueous colloidal dispersions are the only laboratory fluids capable of producing the sufficient shear localization to generate self-consistently asymmetric subduction (fig.1b) and the morphology of mid-ocean ridges (transform faults, overlapping spreading centers, microplates). Interestingly enough, subduction is observed for experimental lithospheres still containing 0.2 to 1% of free liquid. This suggests that water oceans or melt could be important to allow subduction on a rocky planet.
So we propose to investigate during this Ph-D thesis the interplay between convection and two-phase flow using state-of-the-art laboratory experiments, scaling analysis and numerical simulations. The objectives are: 1) to determine the phase diagram of the different regimes of convection (e.g. heat pipes, stagnant lid, plate tectonics, local surface rejuvenation, catastrophic global rejuvenation, new regime,…) ; 2) to characterize each convective regime; 3) to understand the influence of the biphasic nature of the fluid on the convective patterns; 4) to use these results to constrain the evolution of planets and especially their inner mantle dynamics. Of particular interest will be Venus, that the ESA EnVision and the NASA VERITAS missions should reach in the early s.
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Début de la thèse : 01/10/
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Europe - ERC (European Research Council)
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