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Historique de Marseille
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Mis à jour
le 03/02/17
 Mars
 

 

Carte d’identité
dimensions6.794 km
0,5326 Terre
 demi grand-axe227,937 106 km
1,5236 UA
aplatissement0,006476excentricité0,0934
période de rotation24 h 37 mn 22,6 sinclinaison de l’orbite 1,85°
inclinaison axe de rotation25,19°année sidérale1 an 321 j 16 h 19 mn
diamètre angulaire25,6″vitesse orbitale24,1309 km/s
masse0,64197 1024 kg
0,1074 Terre
révolution synodique779,9361 j
= 2,14 ans
masse volumique3,94 g/cm3
0,6745 Terre
jour solaire moyen24 h 39 mn 35 s
sens rétrograde
vitesse de libération
5,02 km/s
albédo0,150
pesanteur3,71 m/s/s
0,3786 Terre
températuremin -120℃
max +10℃
nombre de satellites2atmosphèrepression 0,007 - 0,010 bars
CO2, N2, Ar, O2, CO

Les éléments en gras sont tirés du livre Allen’s astrophysical quantities, quatrième édition

Plan

Mars express

Quatrième planète à partir du Soleil, dernière planète tellurique, Mars est bien plus petite que la Terre. Moitié du diamètre, 1/8e du volume de la Terre, sa densité inférieure (4 au lieu de 5,5) lui confère 1/10e seulement de la masse de la Terre. Du coup, la pesanteur n’est que le tiers de celle de la Terre. Ce fait sera important le jour où l’on voudra revenir vers la Terre. Le décollage de Mars sera bien plus facile, avec une fusée beaucoup plus petite que pour s’arracher à la Terre.

On peut continuer ce tour d’horizon par une analyse des données du tableau ci-dessus. Ceci permet de mettre en évidence les rapports qu’elles ont entre elles, et de comprendre certains aspects de la planète. Cette analyse est présentée ici pour Mars, mais elle peut être faite pour toutes les autres planètes.

Mars possède une atmosphère très légère, constituée essentiellement de gaz carbonique. Nous verrons que, malgré une pression au sol 100 fois plus faible que sur Terre, elle produit des phénomènes très importants (tempêtes de poussières), et une érosion éolienne.

L’étude de la géologie martienne est maintenant possible, grâce aux nombreuses sondes en orbite ou posées sur le sol. Les plus puissantes de ces dernières sont les rovers MER (Mars Exploration Rover) de la NASA, qui ont parcouru plusieurs kilomètres à la surface de la planète, permettant pour la première fois d’aller voir une roche aperçue sur une photo, et jugée intéressante. Ces engins ont montré qu’il y a eu de l’eau sur Mars, en observant des roches apparement sédimentaires.

Le dernier robot en date est Curiosity, qui s’est posé en août 2012. Il est bien mieux équipé d’instruments d’analyse des roches.

La sonde européenne Mars Express, de son côté, est restée en orbite, et nous a d’abord donné de nombreuses photos du sol, à une définition encore jamais obtenue. Ensuite, la sonde a déployé un radar capable de sonder les profondeurs du sol. Les premiers résultats ont prouvé l’existence d’eau, probablement sous forme de glace (pergélisol).

Le passé de Mars commence donc à apparaître au travers de la diversité des résultats obtenus. Il est évident que la pression atmosphérique a été plus élevée, que de l’eau liquide a coulé à la surface, parfois en abondance. Des flots de débacle (brefs et très violents), ont laissé de nombreuses traces. Il est probable qu’il y ait eu au moins des lacs, peut-être même des mers, mais les études doivent encore se poursuivre.

Géologiquement, les points essentiels sont les suivants :

Géographie martienne

L’étude géographique et géologique de Mars est toute récente, car les meilleurs télescopes terrestres ne peuvent dévoiler la nature des taches colorées qu’ils montrent. On nomme maintenant ces taches figures d’albedo, pour indiquer qu’elles ne représentent pas la nature des terrains, mais parfois des associations de couleurs fortuites. On les voit sur les photos anciennes, ou même récentes mais prises depuis la Terre.


Figures d’albedo de Mars. Le sud est en haut.Extrait de Astronomie, Larousse, 1948

Remarquez Nix Olympica tout à droite de la carte, dont on tirera le nom d’un volcan. Les noms en gros caratères sont relativement conservés, car ils correspondent à de grandes structures, en général des plaines. Ainsi, Hellas et Argyre sont devenus Hellas Planitia et Argyre Planitia. Noachis est maintenant Noachis Terra. Certains noms ont totalement disparu ; ainsi, l’Eden, qui se trouve au centre de la carte, n’est sans doute plus de mise sur une planète désertique et froide…

Cette carte est indicative de ce que l’on pouvait faire à l’époque, mais n’en est pas représentative ! Pratiquement, chaque observateur réalisait sa propre carte, avec les noms qui lui convenaient  Beer et Mädler, puis Proctor, Giovanni Schiaparelli, et enfin Flammarion, se sont affrontés dans ce domaine.

L’excentricité de l’orbite provoque une grande variation de la distance de Mars à la Terre. Au périhélie, Mars est à 207,3 millions de km du Soleil, et à 249,8 millions de km à l’aphélie, soit une variation totale de plus de 42 millions de kilomètres. Lorsque les deux planètes sont les plus proches, au moment de l’opposition, leur distance dépend donc de la position de Mars sur son orbite (pratiquement pas de la position de la Terre, puisque l’orbite de celle-ci est pratiquement un cercle). Si Mars est à l’aphélie, au plus loin du Soleil, elle se trouve aussi loin de la Terre. Par contre, lors d’une opposition périhélique, la distance descend jusqu’à 56 millions de km. Ce fut le cas lors de l’oppostition du 27 août 2003. Ces oppositions très favorables ne se reproduisent qu’à de très grands intervalles de temps. La dernière datait de 70.000 ans…


Opposition 27/08/03 photo S. Lisciandra

Photo prise au foyer d’un télescope de 260 mm de diamètre, à l’aide d’une caméra CCD. Il s’agit en fait de 15 clichés successifs, pris au 250e, traités par masque flou, et additionnés. La CCD permet de capturer une image planétaire en une petite fraction de seconde, temps pendant lequel la turbulence atmosphérique n’altère pas vraiment les images. Les 15 clichés sont donc assez bons. Ensuite, un défaut produit par l’atmosphère, étant aléatoire, ne peut pas se produire identique sur plusieurs clichés. En moyennant les clichés, son importance relative est très fortement diminuée, puisqu’il ne se trouve que sur un quinzième des images. Enfin, le masque flou permet de diminuer encore l’importance relative des défauts.

Sur l’image, on distingue parfaitement la calotte polaire sud, et on voit des couleurs différentes traduisant grossièrement le relief de la planète. Ces dessins colorés sont les figures d’albedo. Il n’a pas été possible d’y voir les structures même les plus importantes de la planète. L’une des difficultés de la nomenclature martienne moderne à été de faire correspondre approximativement les figures d’albedo anciennes aux récentes photos.

Sur les anciennes photos, et dans les observations visuelles, on distinguait parfois une tache blanche, selon la saison, mais toujours au même endroit. La constance de la position a indiqué une liaison avec le sol, montrant qu’il s’agissait d’une struture géologique, une montagne. Et puisqu’en hiver elle était blanche, et perdait cette couleur en été, il était naturel de penser qu’on voyait le sommet couvert de neige d’une haute montagne. Cette explication, vrai et fausse à la fois, a valu à cette région de Mars le nom de Nix Olympica (les neiges de l’Olympe, visible sur la carte ci-dessus à droite). L’explication était vraie, car il s’agit bien d’une haute montagne, mais fausse en ce sens qu’elle ne se couvre pas de neige l’hiver, il n’y a pas assez d’eau dans l’atmosphère martienne pour cela. La coloration était due en fait à des nuages d’altitude qui s’accrochent au sommet à la mauvaise saison. Nous verrons que le nom a été légèrement transformé pour assurer une liaison entre les connaissances anciennes et les récentes.

Il a fallu donc attendre les sondes spatiales, qui sont allé faire des photos sur place, pour avoir la clé des mystères de Mars, et découvrir brutalement les caractéristiques essentielles de la planète :


Mars, montrant Valles Marineris et les trois volcans de Tharsis photo Mars Global Surveyor NASA

On voit ici la planète dans son ensemble, avec l’immense cicatrice de Valles Marineris, à côté de laquelle le cañon du Colorado semble ridicule… Valles Marineris s’étend sur 3.500 km, atteint 300 km de largeur, et 7.000 mètres de profondeur ! Ceci n’est pas la première photo, qui montrait une région différente, située au sud de la planète.

On voit également à gauche les trois volcans du plateau de Tharsis, Ascraeus Mons, Pavonis Mons, et Arsia Mons (de haut en bas). Tharsis mesure 4.000 km de diamètre, et s’élève à 15.000 m.

Etant donné qu’il n’y a pas de mers sur Mars (comme sur Vénus), la mesure des altitudes pose un problème de niveau zéro. Le niveau zéro sur Mars est défini par une pression atmosphérique de 6,10 mb. Il correspond à un rayon moyen de 3.382,95 km. La dénivelée totale entre les dépressions et le sommet d’Olympus Mons est de 32 km, ce qui est nettement plus important que la dénivelée totale terrestre (fosse marine la plus profonde à -11.000 m, et sommet de l’Himalaya à +8.850 m, donc dénivelée totale de près de 20 km).

Cartes

Carte en fausses couleurs, indiquant les altitudes. Le blanc correspond à la plus grande altitude (15.000 m), le bleu foncé à la plus faible (-8.000 m). L’échelle est située en haut à droite de la carte. Le zéro correspond au jaune.

Sur Mars, le géoïde est matérialisé par une surface d’équipression atmosphérique, le fluide atmosphérique remplaçant donc le fluide marin pour la définir. Les altitudes négatives correspondent donc à des zones où la pression est supérieure, les positives à celles où elle est inférieure.

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Carte interactive de Mars ( sites répertoriés) crédits : AMES Reseach Center, MOLA Science Team, Godard Space Flight Center, NASA

En déplaçant la souris sur la carte, vous verrez les noms des cratères et autres sites qui y sont visibles. Sont également indiqués les sites d’atterrissage des principales sondes. Cette carte, proposée par la NASA, couvre les sites jusqu’à 70° de part et d’autre de l’équateur, non les régions polaires. Pour permettre une vision globale et un affichage rapide, la carte a été très réduite. L’original se trouve sur le site de la NASA (attention, il compte 18 Mo).

Tapez le nom d’un site de Mars dans la case 'chercher'pour le localiser.

Les noms des sites sont tirés d’autres cartes de la NASA, plus détaillées, que vous pourrez trouver sur le site indiqué plus haut.

Remarquez sur la carte :

L’ancienne figure d’albedo nommée Nix Olympica correspond au grand volcan situé à gauche sur la carte. Puisqu’il n’est pas couvert de neige, on enlève Nix, il reste Olympica (de l’Olympe). Qu’on transforme en Olympus, et on précise Mons pour montagne.

Cratères d’impact et hauts plateaux

Un rapide examen de la carte ci-dessus montre la différence évidente entre le nord et le sud de la planète. Le sud est fortement cratérisé, alors que le nord présente des plaines lisses, où les cratères sont très rares. L’abondance en cratères est un signe de son âge : si un terrain est jeune, les cratères qui s’y trouvaient ont été effacés.

Les régions sud de Mars sont criblées de cratères d’impact. L’atmosphère étant très ténue, l’eau absente depuis longtemps, l’érosion est faible sur Mars (à part l’érosion éolienne saisonnière). La taille de Mars a permis un haut niveau d’activité, mais pas assez pour effacer les cratères d’impact (pas de tectonique des plaques). Les cratères y ont donc une très grande longévité, contrairement à ce qui se passe sur Terre (mais comme sur la Lune).


Le sol de Mars, et son atmosphère photo Viking NASA

Cette photo montre le relief accidenté de Mars, et en particulier de nombreux cratères d’impact. Envoyée par Viking, elle est l’une des premières que nous ayons eu de Mars. Elle a constitué une révolution de pensée concernant la planète, car on imaginait une planète chaude, avec de l’eau, et peut-être de la végétation, on a découvert subitement un désert glacé…

La limite entre les hauts plateaux et les plaines du nord est particulèrement nette. Elle montre que les plaines ont été recouvertes de laves très fluides, qui ont épousé le contour des pentes. On le voit particulièrement bien sur cette photo de Mangala Fossae prise par l’orbiteur Mars Express :


Mangala Fossae photo ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Cette photo prise par Mars Express montre la "côte" de Mangala Fossae. On y voit parfaitement l’opposition entre les deux types de terrains, ceux des hauts plateaux cratérisés et accidentés, et ceux des plaines qui paraissent parfaitement lisses vus de loin. La photo originale a été réduite ici par un facteur 4 à peu près, pour tenir sur un écran raisonnable. Le petit encart montre, sans réduction d’échelle, le bord du plateau situé juste au-dessus. On y reconnaît la découpe du bord, ainsi que le petit cratère et la colline. A cette échelle, le fond montre de petites rides.

Chronologie

Par analogie avec la Lune, qui n’a pas d’atmosphère, on détermine l’âge des objets du système solaire en déterminant la densité de cratères que présente leur sol. Plus un sol est cratérisé, plus il est ancien. Les vieux terrains lunaires sont criblés de cratères de toutes tailles alors que le plancher des mers est bien plus lisse. Les mers ont été formées par écoulement de laves, à la suite d’un impact. Cette lave s’est figée, et peu de météorites en ont touché le sol par la suite. Les mers sont donc des régions relativement jeunes. Cette méthode de comptage de cratères permet de déterminer des âges relatifs.

Lorsqu’on a les moyens d’étudier les roches, on détermine des rapports isotopiques, qui donnent des âges absolus, en fonction des périodes radioactives de ces éléments. Mais cette méthode directe n’est applicable que dans les cas où l’on possède des échantillons. C’est pour l’instant le cas de la Lune seulement.

Par analogie avec la Terre, on a déterminé pour Mars une échelle de temps géologiques. Elle comprend trois ères, par ordre d’ancienneté croissante :

Toutes les datations martiennes sont faites aujourd’hui dans ce système, basé sur les comptages de cratères. Cette échelle est relative : un terrain réputé plus jeune qu’un autre doit l’être effectivement. Mais les âges donnés sont des indications, qui seront remises en question (affinées) lorsqu’on disposera d’échantillons de roches pour faire les analyses isotopiques. En particulier, la limite entre l’Hespérien et l’Amazonien est assez vague.

Volcans

Mars s’est différenciée, comme la Terre, mais sa masse plus faible a produit une structure plus simple. Elle possède un noyau dense, plus petit relativement que celui de la Terre. Le chauffage par impacts, par contraction gravitationnelle et par radioactivité a joué ici comme sur notre planète, mais la masse de Mars étant 10 fois inférieure, la quantité de matériaux radioactifs y était aussi 10 fois plus petite. Aussi reste-t-il suffisamment de matériaux fissiles pour chauffer encore l’intérieur de la Terre, mais plus assez pour chauffer Mars.

Mars a donc présenté un volcanisme très actif, de même nature que le volcanisme terrestre, qui a construit les plus grands volcans de tout le système solaire. Mais elle est maintenant refroidie, et le volcanisme y est probablement définitivement arrêté.

Olympus Mons

Commençons par le plus spectaculaire des volcans de Mars. Olympus Mons surplombe la plaine environnante de 26.000 mètres, et mesure plus de 600 km à la base. Ces proportions impressionantes en font le plus haut volcan du système solaire ! (Le Mona Loa, plus grand volcan terrestre, mesure 150 km à sa base sur le fond océanique, et culmine 17.000 m au-dessus du fond océanique ; le volume d’Olympus Mons est presque cent fois supérieur à celui des grands volcans terrestres). Olympus Mons ferait, en France, un magnifique Massif Central :

Les environs du volcan sont visibles sur la photo ci-dessous. On voit la magnifique caldeira, avec le détail de ses six cratères successifs (voir explications plus bas). Notez aussi les systèmes de vallées qui se sont formés par des écoulements formés probablement par la chaleur dégagée lors des éruptions, qui a fait fondre la glace et provoqué des écoulements de boues plus ou moins fluide.


Olympus Mons photo Mars Global Surveyor NASA

On remarque, au pied du volcan, des falaises qui marquent la limite des coulées de lave, et forment un escarpement qui fait le tour du cône. Les coulées terrestres ne dépassent guère 100 km ; sur le plateau de Tharsis, certaines dépassent 1.000 km.

Les deux cratères d’impact d’Olympus Mons ont été produits après le bombardement massif. On compte les cratères dans les caldeiras, et on obtient une datation : 100 MA pour les coulées d’Olympus Mons, 1 GA (1 milliard d’années) à 100 MA pour Hecates Tholus. Mars est en train de mourir (faute d’éléments radioactifs pour entretenir la chaleur). L’activité volcanique s’est arrêtée il y a un milliard d’années.

On remarque aussi que 26.000 mètres pour un rayon de 300 km représente une pente moyenne faible : 8 % seulement. Effectivement, l’allure générale le confirme. La pente se relève un peu vers le sommet, qui montre une magnifique caldeira. Les petits cratères que l’on voit sur les flancs sont des cratères d’impact. Leur aspect est différent. L’escarpement au pied du volcan fait 8.000 mètres de hauteur.


La caldeira d’Olympus Mons photo Mars Express ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

La caldeira mesure 90 km dans sa plus grande dimension. Le nord est à droite. La profondeur maximale est de l’ordre de 3.500 m. Les stries parallèles aux bords de la caldeira sont des graben (un graben est un terrain effondré entre deux failles).

La finesse de cette image permet de distinguer de minuscules cratères d’impact sur les flancs du volcan. On remarquera aussi les bords de la caldeira, qui montrent des traces d’effondrement. Enfin, en haut et à gauche de la caldeira on note une coulée de matériaux, qui semble s’être produite par un apport d’eau. On pense que le sol de Mars contient de la glace gelée, comme le pergélisol terrestre, et que parfois une débâcle se produit, entraînant une coulée de boue. L’image originale est beaucoup plus grande. Elle a été réduite ici pour tenir dans un écran de taille raisonable.

La caldeira s’est effondrée en six épisodes différents. Le schéma ci-dessus donne l’ordre chronologique.


Vue en perspective de la base d’Olympus Mons, région sud-ouest photo HRSC Mars Express ESA

Cette image montre l’escarpement qui borde Olympus Mons. On imagine la hauteur de l’escarpement, qui atteint 8.000 mètres par endroits ! La résolution de l’image initiale est de 11 m/pixel (elle est ici réduite pour tenir dans l’écran). Le plateau montre des coulées de lave longues de plusieurs kilomètres, et larges de quelques centaines de mètres. L’âge de ces coulées montre, par sa diversité, qu’il y a eu plusieurs épisodes d’activité sur Olympus Mons.

L’âge déduit des comptages de cratères place Olympus Mons dans l’Hespérien, jusqu’à l’Amazonien inférieur, c’est-à-dire entre 1,5 et 3 milliards d’années.

Alba Patera

Moins élevé qu’Olympus Mons, puisqu’il culmine à seulement à 6.000 mètres, Alba Patera est bien plus étendu, puisqu’on estime sa largeur à 1.150 km. Ce n’est qu’une estimation, parce que le pied d’Alba Patera est recouvert par des coulées plus récentes, et n’est donc pas visible. L’estimation se base sur la pente du volcan, et sur l’altitude de la plaine sur laquelle il repose.

La quantité de lave nécessaire pour édifier Alba Patera est du même ordre de grandeur que celle accumulée dans les trapps du Deccan sur Terre. Pour empiler tant de laves, on estime qu’il a fallu beaucoup de temps, et les comptages de cratères indiquent approximativement une activité dans la période entre 3 et 1,5 milliards d’années avant le présent. Alba Patera date de l’Hespérien.

Alba Patera est le volcan le plus vaste du système solaire… Mais sa hauteur relativement faible lui confère une pente extrêmement douce, inférieure à 1 % sauf dans la partie sommitale.

Les pentes du volcan sont par endroits sillonnées par des sortes de rivières, évoquant un ravinement dans un sol couvert de cendres volcaniques. Si c’est le cas, il doit y avoir eu de violentes éruptions dont les laves contenaient de la vapeur d’eau, capable d’exploser pour répartir des cendres sur une grande surface. Les éruptions devaient être de type pyroclastiques. Nous verrons un peu plus loin ce qu’il faut penser de ce type d’éruptions dans l’environnement martien.


Image de synthèse, altitudes exagérées 10 fois.
Crédits : NASA/Mola science team

La caldeira d’Alba Patera est encore plus vaste que celle d’Olympus Mons. Elle atteint 130 km de diamètre. Elle est en deux parties : une dépression de 95 km sur 65, et l’autre de 65 par 55 km. Entre les deux, se trouve un dôme décoré d’un cratère.

Sur l’image, vue du nord, on remarque les grabens produits par la surrection du volcan. A droite de la caldeira, Alba Fossae ; à gauche de la caldeira, Tantalus Fossae, les deux s’étendant vers le nord, c’est-à-dire en bas de l’image ; au pied du volcan, en haut de l’image, on aperçoit Ceraunius Fossae.

En vraie vision, le volcan serait beaucoup plus plat, puisque les altitudes sont ici exagérées 10 fois.

Alba Patera se trouve au nord du plateau de tharsis, et n’en fait pas partie.

Plateau de Tharsis

La densité de volcans est particulièrement élevée sur le plateau de Tharsis. On y trouve les trois grands : Ascraeus Mons (18 km d’altitude, figure d’albedo Ascraeus Lacus), Pavonis Mons (14 km, du latin pavonis = paon) et Arsia Mons (16 km, de la figure d’albedo Arsia Silva, forêt légendaire à Rome). Ces trois volcans sont remarquablement alignés. Et en continuant un peu vers le nord, on trouve un ensemble de trois petits volcans : Ceraunius Tholus, Uranius Patera, et Uranius Tholus. Tout ces volcans, bien alignés, se sont sans doute formés le long d’une même faille dans la croûte martienne.

On note encore un couple de volcans entre Pavonis Mons et Olympus Mons : Biblis Patera et Ulysses Patera. Enfin, deux petits volcans sont isolés : Tharsis Tholus, à l’est du plateau, et Jovis Tholus à l’ouest. Ces volcans mineurs pour Mars seraient de bonne facture sur la Terre…

Les noms des volcans sont de deux sortes : Patera ou Tholus. Pourquoi cette différence ? Pour distinguer entre les volcans à forte pente, les Tholi, et ceux à pente très douce, les Paterae. Tholus veut dire colline, et patera signifie coupe.

Les petits volcans montrent une grande caldeira perchée sur un cône de faible largeur. Tout porte à croire qu’il s’agit en fait du sommet de volcans dont la base a été noyée dans des flots de laves provenant d’autre sources plus tardives et plus productives.


Caldeira du volcan Biblis Patera, sur le plateau de Tharsis photo Mars Express ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Cette image, prise le 8 novembre 2004 par la caméra Stéréo à haute résolution (résolution de 10,8 m par pixel), montre la caldeira de Biblis Patera, à l’ouest du plateau de Tharsis. Elle est ici réduite pour tenir sur l’écran. Le nord est à droite.

Biblis Patera mesure 170 × 100 km, et s’élève de 3.000 m au-dessus de la plaine environante. La caldeira mesure 53 km de diamètre, et atteint 4.500 m de profondeur… Elle s’est formée à la suite de l’effondrement de la cheminée volcanique, en fin d’éruption, suite à la décompression de la chambre magmatique. La forme des murs indique qu’il y a eu plusieurs effondrements successifs.

Arsia Mons possède une caldeira de 100 km de diamètre, profonde de 1.500 m. Le fond de la caldeira est très plat, mais on y voit tout de même des coulées de lave, et de tout petits cratères d’impact. C’est un magnifique volcan de 11.700 m de hauteur au-dessus de la plaine, bien qu’il paraisse petit à côté des deux géants précédents. Les comptages de cratères lui assignent un âge de l’Amazonien supérieur, entre 700 et 40 millions d’années.

Formation du dome de Tharsis

Pourquoi tant de volcans se sont-ils formés dans une région si petite ?

Le premier élément de réponse est bien sûr le fait qu’il n’y a pas de tectonique des plaques sur Mars. Mais encore faut-il que la lave pour former tous ces édifices soit disponible ! Ceci se conçoit par l’existence d’un diapir (panache de lave provenant du manteau) à l’échelle de la région. Une quantité énorme de magma est remontée sous la plaine de Tharsis, a provoqué son bombement, et a perçé la croûte en de nombreux endroits, formant les divers volcans.

La nature de la lave, peut-être sa composition chimique, a dû être un peu différente selon les endroits. Par exemple, la lave a dû être un peu plus fluide à la latitude d’Alba Patera qu’à celle d’Arsia Mons. De ce fait, elle a pu couler plus loin, et former un édifice plus vaste et moins haut.

La quantité de lave qui s’est épanchée dans cette région produit une pression énorme sur les terrains alentour. Le dôme de Tharsis dépasse le million de km2 en surface et 5 km d’altitude.

Elysium

La région d’Elysium est le second site volcanique martien en importance. Bien moins impressionant que la plateau de Tharsis, il comprend tout de même trois volcans comparables aux plus grands volcans terrestres. Le plus grand est Elysium Mons, qui culmine à 14.000 mètres au-dessus de la plaine. Il est entouré par un réseau de grabens, Stygis Fossae et Zephirus Fossae, produits par les déformations de la croûte sous le poids du volcan. Les flancs du volcan ne présentent pas beaucoup de cratères, ce qui en fait un édifice d’âge moyen, évalué à un à deux milliards d’années.

A peu de distance, on trouve vers le nord-est Hecates Tholus, dont la partie sommitale est couverte de fines cendres volcaniques. Leur présence indique que les éruptions étaient explosives, propulsées par des gaz dont la vapeur d’eau devait être l’un des constituants principaux. Dans la faible atmosphère de Mars, lorsque les gaz sortent de la cheminée volcanique, ils subissent une brutale décompression, et propulsent la lave pulvérisée à haute altitude. On voit également des chenaux d’écoulement dans la cendre, indiquant que de l’eau a coulé pour les creuser. Au sommet se trouve une caldeira de 13 km de diamètre, et seulement 400 m de profondeur (les autres volcans nous ayant habitué au gigantisme, celui-ci paraît peu important). Le volcan s’élève à 6.600 m au-dessus de la plaine. Il date de la fin de l’Hespérien, et de l’Amazonien (1,7 milliards à 500 millions d’années).

Enfin, vers le sud-est se trouve le troisième grand volcan de la région : Albor Tholus est un bouclier assez bas, mais possédant une grande caldeira à son sommet.

Les volcans de la région sont très peu cratérisés, on n’y trouve pas de grands impacts. Ceci prouve qu’ils sont relativement jeunes, et permet de leur attribuer un âge de un à deux milliards d’années. Mais au sud de ce domaine, on voit des coulées importantes, qui n’ont pas subi d’altérations. Elles sont parmi les terrains les plus jeunes de Mars. Si des éruptions se produisaient encore sur cette planète, ce pourrait être à cet endroit.

Au sud-est d’Elysium, à la limite entre les hauts plateaux du sud et les terres basses du nord, on trouve un beau volcan isolé, Apollinaris Patera. Il s’élève à 5.000 m et sa circonférence atteint 200 km. Sa situation particulière pourrait s’expliquer par un remplissage de la zone l’entourant, qui aurait dissimulé d’autres volcans plus petits, ainsi que les fractures lui ayant donné naissance.

Hellas

Troisième et dernière grande région volcanique de Mars, Hellas Planitia a été formée par un impact géant, qui a creusé le grand bassin. Probablement à la suite de ce choc, un volcanisme important s’est produit sur les bords fortement fracturés. On trouve au nord-est : Tyrrena Patera et Hadriaca Patera, et au sud Amphitrites Patera. Ces volcans sont des boucliers peu élevés. Mais la caldeira qui les couronne est importante, et leurs flancs sont striés de crevasses radiales descendant depuis le sommet.

On ne trouve pas de coulées de laves. L’édification des cônes a donc dû se faire par accumulation de cendres, et donc les éruptions ont été violentes, explosives. Le sol y est donc friable, et des coulées d’eau chargées de cendres ont creusé les chenaux visibles.

Hadriaca Patera possède une belle caldeira de 77 km de diamètre, profonde de 700 m. Autour de la caldeira partent radialement des chenaux profonds et larges, probablement creusés par de l’eau. Le volcan ne s’élève pas à plus de 1.100 m au-dessus de la plaine. A sa base, il s’étend sur 400 km de diamètre en moyenne. Il est daté de la fin du Noachien, début de l’Hespérien (2 à 3 milliards d’années).

Caractéristiques du volcanisme martien

Il fallait expliquer pourquoi les grands volcans bouclier ont tellement profité là-bas :

Mars étant plus petite que la Terre s’est reforidie plus rapidement, et la croûte s’est bien plus épaissie. C’est probablement ce qui a bloqué une tectonique des plaques, et conduit à la situation actuelle.

Les volcans hawaïens terrestres, tel le Mauna Loa, sont des volcans de point chaud : un panache de magma chaud du manteau remonte en-dessous, et la lave brûlante perce la croûte terrestre. Mais la plaque tectonique ainsi percée se déplace, entraînant le volcan un peu plus loin. Lors d’une nouvelle remontée de magma, la croûte sera donc percée là où elle surplombe le point chaud. C’est ainsi que les volcans hawaïens forment un chapelet d’îles. Le volume de laves cumulé de tous les volcans d’une telle ligne correspond au volume d’un grand volcan martien, ce qui renforce l’hypothèse d’accumulation.

Formation d’une caldeira

La formation d’une caldeira s’explique en considérant la formation du volcan lui-même. On considère ici des volcans de point chaud, produits par la remontée d’un diapir. Une masse de magma profond et chaud s’élève dans le manteau, et adapte petit à petit sa pression à la pression environnante. La pression diminuant, le magma se liquéfie. Lorsque la lave ainsi formée arrive près de la surface, elle constitue une chambre magmatique, où elle s’accumule petit à petit sous la pression du diapir. Enfin, une faille va permettre l’éruption, libérant une grande quantité de lave et diminuant d’autant la pression à l’intérieur de la chmabre magmatique. Pendant toute la durée de l’éruption, la pression sera maintenue par la remontée de magma profond, qui remplace la lave échappée. Mais finalement, le magma chaud se tarit, et la pression sous la chambre magmatique baisse. L’éruption s’arrête donc, la lave dans la cheminée se fige, mais la pression interne n’est pas encore stabilisée, et continue de baisser un peu. Alors, le contenu de la cheminée s’effondre sous son propre poids, et produit la caldeira.

Un volcan aussi grand qu’Olympus Mons ne s’est pas constitué en une seule éruption. Et à chaque fois, le même scénario a pu se produire, avec un effondrement final. Ceci peut expliquer la forme complexe parfois de la caldeira, qui retrace donc l’histoire du volcan.

Les caldeiras martiennes sont plus grandes que celles de la Terre. L’explication tient dans la faible gravité de la planète, qui est de l’ordre du tiers de la gravité terrestre. La lave étant plus légère, monte plus facilement et constitue de plus grandes chambres magmatiques. Les caldeiras qui résultent de leur effondrement en sont elles aussi plus grandes.

Fluidité de la lave

Les volumes de laves étant plus grands à cause de la faible gravité, la lave se refroidit plus difficilement. Et donc, restant fluide, elle peut aller plus loin. Voilà pourquoi les volcans martiens s’étendent parfois sur de si grandes distances.

Caractère explosif

Les éruptions sont explosives lorsque des gaz en grande quantité sont dissous. Lorsque la lave arrive en surface, les gaz s’échappent violemment et provoquent les explosions. Mais sur Terre, il faut beaucoup de gaz pour compenser la pression atmosphérique : les fontaines de lave ne peuvent se produire qui si le contenu volatil atteint 1 %. Mais pour faire éclater la lave et produire les nuages de cendres (nuées ardentes, éruptions explosives ), il faut jusqu’à 4 % de volatils. Ces conditions sont donc assez fortes, et limitent ce type d’éruption, fort heureusement car elles sont très dangereuses.

Sur Mars, la pression étant plus de 100 fois plus faible, l’atmosphère pèse bien moins sur la lave, et les gaz dissous s’échappent d’autant plus facilement (imaginez décapsuler une bouteille d’eau gazeuse dans le vide…). Aussi, seulement 0,03 % de volatils sont suffisants pour provoquer une fontaine de lave, et 0,2 % pour produire les nuages de cendre. Il est donc logique de trouver de nombreux cônes de cendre sur cette planète.

La quantité de volatils dissous dépend de la nature chimique de la lave : le taux de volatils est directement lié au taux de silice. Ce sont donc les volcans à forte teneur en silice qui peuvent présenter ce type d’éruption sur Terre, donc les volcans des zones de subduction, à lave andésitique. Mais sur Mars, le taux de silice peut être bas, sans empêcher ces phénomènes. La présence de cendre n’implique donc pas que la lave soit de nature siliceuse, et cette remarque interdit de conclure sur la chimie des volcans : des laves basaltiques peuvent parfaitement produire des cendres.

Les explosions sont très fortes, et la cendre projetée plus loin que sur Terre. Par contre, les bombes volcaniques sont plus petites, car le gaz est trop raréfié, à cause de la très faible pression, et ne peut les propulser bien loin.

Analyse du sol

L’analyse a pour but de connaître les roches qui constituent le sol. Les roches sont des mélanges de minéraux en diverses proportions, et cristallisés plus ou moins finement. La détermination des minéraux raconte l’histoire de la roche : elle indique si elle est d’origine volcanique (ex : basalte, andésite…), plutonique (magma solidifié lentement en profondeur, ex : granit), métamorphique (schistes, ex : talc), ou sédimentaire (ex : calcaire).

Les roches éruptives sont produites par les volcans. Elles se refroidissent à l’air libre, très rapidement. Leur point de fusion est lié à leur PH : plus une roche est acide, plus bas est son point de fusion. C’est la silice contenue qui donne l’acidité : les andésites contiennent entre 57 et 63 % de silice, elles sont donc acides, leur point de fusion est bas, leurs laves sont visqueuses ; les basaltes contenant entre 45 et 53 % en masse de silice sont basiques, leur point de fusion est élevé, leur la lave est très fluide.

Les roches plutoniques sont remontées du manteau, mais s’arrêtent dans la chambre magmatique où elles se refroidissent et cristallisent. Le temps de refroidissement est bien plus long qu’en surface. Les cristaux ont le temps de se développer. La taille des cristaux permet donc de différencier les roches éruptives des roches plutoniques, qui ont même origine et donc même composition.

Les roches métamorphiques sont des sédiments qui ont été enfouis par la subduction, et qui ont été portés à pression et température élevées. Les minéraux qui les composent subissent des transformation de cristallisation, parfois sont refondus. Très souvent, la recristallisation provoque l’apparition de plans de clivage bien marqués, et la roche se sépare facilement en feuilles (ex : schistes, ardoises).

Les roches sédimentaires proviennent d’altérations de roches de l’écorce terrestre. Elles se sont formées dans des conditions très variées ; elles sont très diverses, et leur nature chimique permet de savoir si elles se sont formées dans un milieu sec, humide ou immergées dans l’eau, et dans ce cas on peut donner une limite inférieure du temps d’immersion

La détermination des roches commence par leur aspect physique : densité, dureté, transparence (en lame mince), cassure, grosseur des cristaux, couleur, forme… Tout ceci est facile à faire sur Terre, mais plus délicat dans une sonde automatique. Pour l’instant, les sondes n’ont pas embarqué de mécanismes capables de mesurer les paramètres de densité, dureté, transparence. Mais une caméra ne pèse plus grand chose, et peut être munie d’un objectif ce courte focale pour faire des photos rapprochées. On a donc accès à l’aspect visuel de la roche. De plus, si la roche est altérée en surface par les conditions atmosphériques, on peut disposer d’un abrasif rotatif qui enlève la pellicule transformée, et fait apparaître la surface de la roche. Les cristaux, leur taille, leur dimension et leur couleur sont alors visibles sur les photos.

Ensuite, il faut faire une analyse chimique de chacun des minéraux composants pour arriver à une connaissance correcte. Pour cela, l’analyse chimique s’impose. On appelle analyse élémentaire la composition d’un échantillon en proportion de chacun des éléments chimiques : 23 % d’oxygène, 6 % de magnésium…

L’analyse élémentaire ne suffit pas pour connaître les molécules concernées. Si toutes les molécules de l’échantillon étaient identiques, les proportions indiqueraient immédiatement leur formule. Mais on est souvent en présence de mélanges. Et l’analyse élémentaire dépend alors des proportions des différentes molécules, donc des différents minéraux. Le problème n’a pas toujours une solution unique, et il faudra souvent d’autres analyses, par d’autres moyens pour trancher.

Méthodes d’analyse physique

Ces méthodes sont basées sur la photographie, prise à l’aide d’objectifs de focale de plus en plus courte. On en est maintenant à utiliser de véritables microscopes embarqués pour transmettre sur Terre des microphotographies de particules de sol. Un microscope fournit de précieux renseignements sur la couleur, la texture, la taille des cristaux.

Méthodes d’analyse chimique

Actuellement, et pour un certain temps encore, il n’est pas possible d’analyser directement des échantillons de roches provenant d’une autre planète. Seule la Lune a été échantillonnée, permettant de faire des analyses de laboratoire de toutes sortes.

On peut distinguer deux façons générales de faire cette analyse :

Lorsqu’on étudie une roche en laboratoire, on commence par isoler physiquement les différents cristaux qui la composent, et on les analyse chacun à son tour. On connaît donc la composition minéralogique de la roche, et la composition chimique de chacun des minéraux composants. Par exemple, le granit montre des cristaux de quartz, de feldspath alcalin et de mica. Le quartz est de la silice SiO2, le feldspath est un silicate double complexe, dans le cas du granit il s’agit d’orthose de formule KAlSi3O8, et le mica est encore plus complexe, formé en partie de phlogopite de formule KMg3AlSi3O10(OH, F, Cl)2.

Sur une autre planète, il n’est pas possible de séparer les cristaux avant analyse. C’est donc la roche entière qu’on analyse. On détruit l’échantillon, et on en fait l’analyse élémentaire. Une fois les résultats acquis, il faut déterminer quel mélange de minéraux, et en quelles proportions, explique les résultats. Dans ces conditions, il ne faudra pas s’étonner que des ambiguïtés puissent subsister. Il est assez courant de faire des mélanges en laboratoire, et de les tester dans les mêmes conditions que la roche étudiée, pour comparer les résultats. Les résultats les plus approchants indiqueront le mélange le plus probable.

Pour étudier la minéralogie d’une planète, le problème se complique encore par la variété des régions. Une région est globalement volcanique, ou sédimentaire, ou métamorphique. Localement, on peut trouver des différences très importantes. Que doit-on faire ? Des études locales ou globales ?

Bien sûr, les deux présentent des intérêts. Selon l’échelle à laquelle on va s’intéresser, on optera pour une analyse à distance, à l’aide d’orbiteurs, ou au contraire à une analyse de très près à l’aide d’une sonde posée au sol. Dans le premier cas, on étudie de grandes régions globalement, en mélangeant tout ce qui s’y trouve. Dans le second, on risque de ne voir que le petit détail, passant à côté des phénomènes essentiels. C’est ainsi que se pratique la minéralogie sur Mars depuis 1976.

Il y a deux façons de procéder pour déterminer quelle est la chimie du sol :

 

méthodeutilisée sur
directeanalyse chimique directe 
calcination et analyse des gaz émis selon la températureViking
évaporation par laser et spectrométrieMars Science Laboratory
indirectepar réflectionspectrométrie visible et infra-rouge du rayonnement solaire réfléchiMars Express, Mars Global Surveyor
réflection d’ondes radar émises par la sonde,
sur différentes couches du sol.
Mars Express
par excitationexcitation par rayons gamma ;
effet Mösbauer (transitions hyperfines entre le noyau et les électrons)
Spirit, Opportunity
excitation par rayons cosmiques, spectroscopie gamma 
excitation par rayons cosmiques, spectroscopie de neutronsMGS

Spectroscopie gamma

Les rayons cosmiques frappent le sol de Mars. Leur énergie leur permet de provoquer des réactions de spallation sur les atomes de la surface, ce qui produit des neutrons énergétiques. Ces neutrons ont diverses destinées : certains quittent directement le sol, et seront détectés comme neutrons rapides ; d’autres vont produire des réactions de spallation sur des noyaux voisins, qui s’en trouvent excités. La désexcitation produit des rayons gamma. D’autres encore sont freinés par chocs, et sortent comme neutrons de faible énergie. Le photon gamma produit caractérise l’élément qui l’a émis. On peut ainsi déterminer quels éléments sont émeteurs, mais aussi dans quelles proportions.

Au bout du compte, on peut observer soit des rayons gamma, soit des neutrons d’énergie moyenne. Les neutrons sont produits d’autant plus facilement que les noyaux concernés sont légers. Le plus léger d’entre eux, l’hydrogène, est donc le principal pourvoyeur. Or l’hydrogène se trouve très souvent sous forme de molécule d’eau. Donc, la spectroscopie de neutrons est un indicateur de la présence d’eau.

Spectroscopie neutronique

L’analyse des roches constituant un sol planétaire peut se faire par des méthodes d’analyse directe, si on est capable de rapporter des échantillons (ce qui fut fait seulement pour la Lune), ou par des méthodes indirectes.

Ces dernières sont basées sur le rayonnement qu’une roche peut émettre lorsqu’elle a été excitée par une source d’énergie suffisante. Ces méthodes indirectes peuvent s’appliquer à très courte ou à très grande distance, selon le mode d’excitation :

Donc, ces méthodes sont complémentaires, et peuvent être combinées pour une analyse globale depuis un orbiter, et pour une analyse fine au sol, réalisée par un atterisseur (au mieux par un rover, capable de se déplacer vers les roches potentiellement intéressantes).

Depuis l’orbite, il s’agit d’observer la lumière reçue en provenance du sol. On peut observer dans le visible, c’est alors la lumière du Soleil, bien connue dans ses propriétés, réfléchie par les minéraux superficiels. Ceux-ci vont y laisser leur empreinte spectrale, qui permettra de remonter à leur nature. C’est aussi dans l’infra-rouge que ces signatures apparaissent nettement. L’infra-rouge n’est pas majoritairement celui du Soleil, mais l’émission propre de la planète dont le sol chauffé par le soleil réémet à plus grande longueur d’onde.

Analyse au sol. Une technique nouvelle va être mise en œuvre sur la prochaine sonde martienne de la NASA. Il s’agit de vaporiser une roche à très haute température, et d’analyser le gaz produit à l’aide d’un spectromètre. La sonde Mars Science Laboratory devrait être lancée en 2009. C’est un véhicule de 750 kg qui emporte divers instruments scientifiques. Au sommet d’un mat se trouvera un laser français, fourni par le CNES, capable de délivrer sur une roche à 9 mètres, une puissance de 1 GW par cm2. Ce tir vaporisera la roche à une température de 10.000° C, produisant un plasma. Un spectromètre donnera la composition des gaz émis, ont les atomes rayonneront en se recombinant avec les électrons.

Age des volcans

Valles Marineris

Le nom a été donné en référence à la sonde Mariner 10 qui a envoyé les photos permettant de découvrir cet immense cañon de 3.000 km de long, et atteignant 10 km à sa plus grande largeur. Sa profondeur dépasse les 6 km.

Un seul phénomène tectonique (sans glissement de plaque) s’est produit sur Mars : le bombement de Tharsis. Le soulèvement de la croûte, qui n’est pas élastique, entraîne une augmentation de la surface, donc un étirement de la croûte. Il s’ensuit forcément une rupture, qui crée des failles d’extension (si vous tirez sur une feuille de papier, vous la déchirez). Ces failles sont radiales par rapport au bombement, ce sont des grabens.

Cette extension de la croûte qui a suivi la formation de Tharsis a initié le creusement de Valles Marineris, lequel s’est poursuivi de proche en proche. Des remontées de magma ont dû fondre la glace qui imbibait le sous-sol, formant une boue et des écoulements.

On observe, à l’extrémité de Valles Marineris du côté de Tharsis, la présence d’un chaos nommé Noctis Labyrinthus. On y voit la fragmentation de la croûte sous une force suffisante pour la briser ainsi.


Glissements de terrain dans Valles Marineris photo Viking NASA

La photo montre la partie centrale de Valles Marineris, et les effondrements sont bien visibles. Par contre, on ne voit pas de cratères d’impact, ce qui prouve que la formation de cette vallée est récente.


Traces d’effondrements et de coulées photo Viking NASA

Plaines du nord

Simultanément à la création de Tharsis, s’est produit le remplissage des plaines du nord par des laves. L’aspect visuel de ces plaines ne permet pas de décider de quoi elles sont faites. L’absence de cratères montre qu’elles sont jeunes, et que les cratères qui ont dû s’y former ont été soit détruits par l’érosion, soit remplis par un matériau qui peut être sédimentaire ou éruptif.


ESA/ASI/NASA/University of Rome/JPL/Smithsonian

Cette carte, reprise de la précédente, montre les résultats de l’expérience Marsis, sur la sonde européenne Mars Express. Marsis est un radar capable de sonder la croûte de la planète en envoyant une onde vers le sol, et en analysant l’écho reçu. Selon les propriétés radioélectriques des terrains rencontrés, l’onde va subir des transformations diverses. Leur exploitation théorique permet de reconstruire les bassins d’impact, en mesurant la profondeur à laquelle les propriétés physiques changent brutalement.

On note sur la carte que Marsis a détecté les bassins visibles, Hellas et Argyre. C’est le moins qu’on pouvait en attendre, mais c’est une preuve de bon fonctionement, et un indice de confiance pour l’existence de ceux qu’on ne voit pas. Et ils sont nombreux ! En fait, il y a de très nombreux bassins et impacts dans le nord de la planète, qui sont cachés par un dépôt.

La nature de ces dépôts ne peut être déterminée avec certitude que par l’analyse des roches elles-mêmes. Mais il s’agit très probablement de laves qui se sont épanchées depuis le plateau de Tharsis, avant la formation des grands volcans.

Calottes polaires

Mars présente des calottes polaires, comparables à la calotte Antarctique.

La calotte polaire nord est circulaire, et s’étend sur 1.200 km : 1.000 km pour la glace elle-même, et un anneau de 100 km de sédiments tout autour. Son épaisseur est de l’ordre de 1 km, mais elle atteint 3 à 4 km vers le centre. Elle est constituée de glace d’eau, mais en hiver, elle se recouvre d’une couche de neige carbonique, lorsque l’atmosphère se condense.


Calotte polaire nord de Mars photo NASA/JPL/Malin Space Science System

Cette photo a été prise par la sonde américaine Mars Global Surveyor en mars 1999, au début de l’été martien. Il reste un peu de glace carbonique, mais la masse de la calotte est constituée de glace d’eau. On distingue parfaitement un système de vallées arrondies, formant une sorte de spirale autour du centre de la calotte. L’origine de cette forme n’est pas connue. Elle pourrait être en relation avec le régime des vents. Les vallées tournent dans le sens des aiguilles d’une montre au sud, et en sens inverse au nord. Une fois les vallées ébauchées, leur orientation renforce leur creusement : le versant côté équateur est chauffé, puisque le soleil éclaire dans cette direction, donc la glace se sublime. Par contre, sur l’autre versant, le froid a tendance à cristalliser du gaz carbonique, qui piège des poussières. Ce versant a donc tendance à se renforcer.

La bande sombre qui entoure la glace est un dépôt de sédiments, constitués sans doute d’un mélange de glace et de poussières. Ces dépôts sont creusés de profondes vallées dont les flancs montrent des niveaux alternativement clairs et sombres : ils sont stratifiés. La hauteur de ces niveaux est de l’ordre de 10 à 50 m. On imagine que ces niveaux sont les témoins de changements climatiques important survenus sur la planète, qui seraient dus à des oscillations de l’orbite.

On note de plus que le pôle nord est entouré de dunes.

La calotte de glace polaire sud est à peu près quatre fois plus petite que la calotte nord. Mais si on compte les dépôts autour, elle est beaucoup plus grande. De plus, elle n’est pas centrée au pôle sud… probablement à cause du Bassin Polaire Sud, creusé par un ancien impact. Ce bassin est entouré de montagnes.

La quantité d’eau fixée dans les deux calottes polaires pourrait correspondre à un océan global de 20 à 30 mètres de profondeur, si cette eau était répartie régulièrement sur toute la planète. La répartition de l’eau dans le sol a été mesurée, sur le premier mètre de profondeur, par un détecteur de neutrons à bord de Mars Odyssey.

Les deux calottes sont les terrains les plus jeunes de Mars. Les dépôts du nord ne présentent aucun cratère, donc leur surface est vraiment très jeune (moins de 10 millions d’années). Ceux du sud montrent quelques cratères, et devraient être légèrement plus anciens. Les calottes elles-même sont très jeunes et totalement exemptes de cratères.

Phoenix

Une sonde américaine, Phoenix, s’est posée le 25 mai 2008 (fin du printemps martien) près de la calotte polaire nord de Mars, par 68° de latitude nord, et 233° de longitude est. La sonde est fixe, n’ayant aucun moyen de se déplacer. La seule partie mobile est un bras articulé porteur d’une petite pelle mécanique, destinée à creuser le sol, y recueillir des échantillons, et les déposer dans divers instruments. La caméra a montré un paysage globalement plat, mais pavé de structures hexagonales, faisant penser à celles que l’on voit sur Terre dans les zones polaires.


NASA/JPL-Caltech/University of Arizona/Texas A&M University

Deux photos, prises à 4 jours d’intervalle, de deux tranchées creusées par la petite pelle équipant la sonde. Sur la première photo, on voit des traces blanches, qui pourraient être de la glace d’eau, de la glace carbonique, ou des sels. Mais sur la seconde photo, on note une légère diminution des dépôts blanc. Ceci exclu des sels. Il reste les glaces, d’eau ou carbonique. Mais la tempértaure maximum a été de - 26° C dans la journée. De la glace carbonique, dont la température de solidification est de -40°, se serait sublimée. La seule possibilité restante est la glace d’eau.


NASA/JPL/University of Arizona

Cette photo, faite par la sonde Phoenix elle-même, montre le sol situé au-dessous. Il faut se souvenir que la sonde s’est posée en utilisant des retro-fusées, qui ont soufflé un gaz chaud vers le sol. Et la tache blanche visible ici est probablement de la glace d’eau, débarrassée des poussières qui la recouvraient avant. Ces poussières ont été chassées par le souffle des fusées.

MGS

Mars Global Surveyor a pris des photos de Mars, dans les régions polaires, pendant plusieurs années. Les images d’une même région montrent des différences significatives de l’évolution des dépôts dans la zone résiduelle de la calotte polaire sud. L’animation ci-dessous le montre :

Géologie

Les noms qui ont été donnés aux sites martiens sont en général très jolis : Syrtis Major, Chryse Planitia, Elysium, Utopia Planitia, Cydonia, Sinus Meridiani, Lunæ Lacus, Tharsis, Isidis Regio… Ces noms cachent des réalités géologiques variées.


Rivières fossiles photo Viking NASA

Les régions montrant des rivières fossiles sont associées à des terrrains cratérisés. Leur âge est donc d’au moins 4 milliards d’années. Donc, il y a eu de l’eau qui coulait avant cette époque, pas après.


Ecoulements photo Viking orbiter NASA/JPL

Embouchure d’Ares Vallis dans Chryse Planitia. Les deux zones fusiformes au centre de l’image sont en surélévation : le bord de celui du bas domine de 600 m, l’autre de 400 m. Ces formations ont été évidemment produites par un flot important venant du sud (en bas). On trouve des buttes semblables dans le fond des oueds sahariens.

Ces zones élevées ont été formées par les éjecta lors de la formation des cratères d’impact. On distingue les éjectas, autour des trois principaux cratères. Le plus au nord est intact, on voit parfaitement les éjectas en couronne tout autour. Il a été préservé de l’érosion par celui qui se trouve juste en dessous, qui a détourné le flot. Les deux autres ont conservé la partie nord de leurs éjectas, le sud ayant été emporté.

Autour des cratères, le sol a été décapé par un violent flot. Les terrasses visibles à doite montrent ce sol ancien.


Paysage martien vu par Mars Pathfinder Twin Peeks photo Mars Pathfinder NASA


Rocky en train de flairer un rocher (Yogi) photo Mars Pathfinder NASA

La pièce ronde brillante qui se situe à l’avant du rover, contre le rocher, est le capteur permettant l’ananlyse de la roche. Il contient une petite source radioactive de Curium 244, qui est un émetteur de particules alpha. Celles-ci sont produites avec une énergie cinétique assez constante, et sont donc projetées contre la roche. Diverses réactions sont produites dans les atomes de la roche, qui vont réagir en émettant certaines radiations. Bien évidemment, les émissions sont quantifiées, et donc caractéristiques des atomes qui les produisent.

L’analyse du spectre des rayonnements émis par la roche après excitation permet de déterminer de quels atomes elle est constituée, et en quelles proportions. C’est ce qu’on appelle une analyse élémentaire. Connaissant les proportions de chaque élément chimique, des comparaisons avec les roches connues, terrestres, lunaires ou météoritiques, permettent de reconstruire la composition minéralogique de la roche. C’est ainsi que l’on connait la nature des roches martiennes.


Microphoto prise par Opportunity le 6 mars 2004 photo NASA/JPL/Cornell/USGS

Les grains que l’on voit sont de la taille d’un grain de sable moyen. On remarque la stratification parallèle de la roche. Les grains dans chaque strate sont de tailles assez voisines, alors qu’il y a une certaine variabilité entre les couches. Le diamètre des grains varie entre 0,3 et 0,8 mm.


Image en fausses couleurs du sol martien, Rover Opportunity photo NASA/JPL/Cornell

On voit ici des rochers finement stratifiés. Les couches ont été ciselées par l’érosion, ce qui les met en évidence. Les grains tapissent le sol, à tous les niveaux de couches. Ceci montre qu’il s’agit de concrétions qui se sont formées dans des sédiment humides. Des sphérules volcaniques, ou d’impact, seraient localisées dans un seul niveau. L’image a été composée à l’aide des données provenant des filtres infrarouge, vert et violet. Ces grains ont été nommés myrtilles, en raison de leur formen de leur taille et de leur couleur. Ils sont constitués d’hématite.


Microphoto prise par le Rover Opportunity photo NASA/JPL/Cornell/USGS

Cette image montre le centre d’une petite cuvette, dans laquelle sont accumulées de petites sphères. L’assemblage de trois d’entre elles, qui sont collées par un ciment naturel, semble indiquer qu’elles se sont formées dans un milieu humide.

Magnétisme

Il n’existe plus aujourd’hui de champ global, mais un champ rémanent dans la croûte du sud cratérisée. Ceci implique qu’il y avait un champ magnétique lorsqu’elle s’est formée. Par contre, on ne mesure aucun magnétisme dans les plaines du nord. Il avait donc déjà disparu avant leur remplissage.

Mars vivante : l’érosion

Il ne s’agit pas ici des petits hommes verts, mais de l’activité de la planète elle-même. Le sol est surveillé presque en permanence par des satellites placés autour de la planète, et on commence à obtenir des vues de bonne qualité d’un même lieu à quelques années d’intervalle. Ces vues montrent quelques exemples d’évolution, qui ressemblent à de l’érosion.


A gauche, 22 décembre 2001, à droite 24 avril 2005. Photos Mars Global Surveyor, NASA

Ces deux photos ont été prises sur la pente d’un cratère sans nom, situé dans Terra Sirenum à 36,6° sud, 161,8° ouest. La pente est de 25° à peu près. La rupture de pente au fond du cratère est assez brutale. Les photos ont été prises dans des conditions d’éclairement semblables, afin de ne pas confondre un écoulement avec un artefact.

Le chenal qu’on voit sur la photo de gauche, apparaissant en sombre, a été rempli par des matériaux qui ont raviné le long de la pente. L’image de droite montre un dépôt de faible épaisseur, car celle-ci n’est pas mesurable sur des photos de définition 1,5 m par pixel. On distingue des dépôts dans la pente, puis un élargissement lorsque le fond du cratère est atteint. La fluidité du liquide qui a coulé dans ce chenal est compatible avec un mélange de sédiments et d’eau liquide. La longueur de l’écoulement est de l’ordre de 300 mètres.

Apparemment, l’eau est apparue au milieu de la pente, jaillissant du sous-sol et entraînant des matériaux solides. Le chenal n’a pas été creusé par cet écoulement, il existait avant, mais a été réactivé. Ces photos prouvent l’existence d’une érosion encore active de nos jours sur Mars. D’autres couples de photos présentent également des écoulements.


Un nouvel impact sur Mars photo MGS, NASA

MGS a permi aussi de déterminer le taux actuel d’impacts sur Mars. On disposait d’une couverture photographique de 98 % de la planète en 1999, et MGS a rephotographié 30 % de la surface. Ceci a montré 20 nouveaux cratères d’impact, compris entre 2 et 148 mètres de diamètre. Le taux d’impact est donc élevé encore, et par conséquent les terrains qui présentent très peu de cratères doivent être vraiment très jeunes.

On constate donc que l’érosion est encore active sur Mars, sous trois formes :

Hydrothermalisme

L’étude des écoulements dans Dao Vallis semble indiquer un thermalisme ancien, qui aurait provoqué les écoulements. Photo de Mars Express

Roches sédimentaires

Photographiées dans le cratère Schiaparelli.

L’atmosphère

La planète rouge est une petite planète, un peu plus grosse que la Lune (voir tableau). Circulant à 220 millions de km du Soleil, soit 220/150 = 1,5 fois plus loin que nous, elle reçoit 1,52 = 2,25 fois moins d’énergie du Soleil (un peu moins de la moitié). L’application de la formule générale donne :

On peut en déduire que la température à la surface sera relativement basse. Mais Mars possède une atmosphère, qui amorti un peu les variations de température. La masse de la planète étant faible, l’atmosphère ne doit pas être très dense. C’est bien le cas, elle est ténue et la pression au sol n’est que de 8 millibars, alors que sur Terre elle dépasse un peu 1.000 mb. Elle ne produit pas d’effet de serre notable ; la température moyenne est de -120℃ au pôle sud descendant parfois jusqu’à -140℃, -50℃ en moyenne à l’équateur. A midi, à l’équateur, en été, on peut parfois atteindre des températures positives allant jusqu’à 20℃.

L’atmosphère est essentiellement composée de gaz carbonique. Aux pôles, il fait tellement froid que l’atmosphère gèle, et se dépose sous forme de neige carbonique℃! Lorsque le printemps revient, la calotte se sublime et le gaz carbonique est recyclé dans l’atmosphère. Il se passe parfois un phénomène analogue sur Terre℃: la vapeur d’eau est un constituant de notre atmosphère, et le brouillard givrant n’est rien d’autre que le gel d’une partie de celle-ci℃! L’atmosphère de Mars contient 95,6 % de CO2, 2,7 % d’azote, 1,6 % d’argon, des traces d’oxygène (0,13 %) et d’eau (0,03 %).

Le rapport entre le gaz carbonique et l’azote (96/3) est caractéristique. Il est le même sur Vénus, et il a été le même probablement sur Terre après sa formation. Si on considère la quantité de N2 dans notre atmosphère, et la multiplie par 96/3 on obtient la quantité de CO2 qu’il devait y avoir dans notre atmosphère après dégasage. Si on attaque les calcaires par un acide, on obtient une quantité de CO2 du même ordre. Le fait que le CO2 ait disparu seul (l’azote est resté) sur Terre prouve que c’est un mécanisme chimique qui l’a détruit. Par contre, la conservation de ce rapport sur Mars montre que l’atmosphère a disparu par un processus physique, indépendant des propriétés des gaz.

La pression indiquée plus haut de 8 mb est en fait variable, car lorsque l’atmosphère gèle, la pression diminue forcément. La sonde américaine Viking 1 a observé des variations entre 6,8 et 9,0 mb ; Viking 2 entre 7,3 et 10,8 mb. L’atmosphère étant légère, l’inertie thermique est faible, et on constate de brusques écarts de température (un peu comme dans les déserts terrestres, où la quantité de vapeur d’eau est très faible).

Bien qu’il n’y ait que très peu d’eau dans l’air, celle-ci arrive parfois à former des nuages et des brumes dans les vallées, qui ont été observés par les sondes martiennes. Sur le site de Viking 2, il se dépose du givre en hiver. Mais en règle générale, il fait beau temps.

Les variations de température à la surface de Mars produisent des effets semblables à ceux qu’on observe sur Terre dans les régions désertiques : des tornades se forment et soulèvent la poussière. Certaines ont été observées par la sonde américaine Mars Pathfinder : la sonde a même été balayée par une tornade, sans dommages grâce à la légèreté de l’air.

Tourbillons de poussière sur le site de Mars Pathfinder. Il y en a deux sur cette photo, qui a été traitée pour les rendre mieux visibles !

Le premier se trouve au-dessus du sommet de gauche à l’horizon, le second est à droite de l’image. On distingue seulement un léger obscurcissement de l’atmosphère, produit par les poussières en suspension dans le tourbillon.

Photo Mars Pathfinder, NASA


Un tourbillon de poussières vu par Mars Global Surveyor, NASA

On distingue sur cette photo trois éléments :

Le tourbillon se forme comme sur Terre, lorsque le sol est surchauffé. L’air chaud, de moindre densité, a tendance à s’élever. Si un point du sol est un peu plus chaud que les environs, l’air va converger vers ce point. Alors, provenant de toutes les directions, il va se mettre à tourner (entraîné par la force de Coriolis). Etant plus chaud, il va aussi s’élever, et le tourbillon se forme. Ensuite, le vent local va le pousser un peu plus loin. Passant sur des sites encore très chauds, il se renforce et s’accélère. Le vent, au pied du tourbillon, est très fort, et entraîne la poussière qui recouvre le sol. C’est cette poussière qui va faire de l’ombre, et rend le tourbillon visible depuis l’espace.

Des tourbillons de poussière sont passés sur la sonde Mars Pathfinder, sans l’endommager. Mais une analogie avec les tourbillons terrestres peut faire craindre des difficultés pour les futures sondes : sur Terre, on a mesuré des champs électriques de 10.000 volts par mètre dans les tourbillons ! Si c’est la même chose sur Mars, l’électronique d’une sonde pourrait être détruite par le passage d’un tel phénomène.

La hauteur est une différence essentielle entre les tourbillons terrestres et les tourbillons martiens : sur Terre, dans les déserts, ils atteignent au maximum quelques centaines de mètres de hauteur, alors que sur Mars ils montent jusqu’à 8.000 mètres. Ces tourbillons sont des phénomènes locaux.

Saisons

Mars présente des saisons très marquées, pour deux raisons :

Les saisons très marquées de Mars ont une conséquence dramatique : sur Terre, il neige ; la neige est produite par le gel de la vapeur d’eau présente dans l’atmosphère. Mais l’atmosphère de la Terre n’est pas constituée de vapeur d’eau, elle en contient une petite partie (petite par rapport à la pression de l’atmosphère). Sur Mars, il n’y a pratiquement pas d’eau, donc pas de neige au sens ou nous l’entendons. Mais c’est le gaz carbonique qui gèle. Or il est le constituant majeur de l’atmosphère !… C’est donc carrément l’atmosphère qui gèle l’hiver. Ainsi, plusieurs mètres de neige carbonique se déposent à la surface de la calotte côté hiver, correspondant à une baisse de pression globale de 25 %.

Tempêtes de poussières

On observe de mini tempêtes quotidiennes. La sécheresse de l’air provoque de brusque variations de température, plus contrastées encore que dans les déserts terrestres. Des poussières sont soulevées par les vents, malgré la très faible densité de l’atmosphère. Quelques tempêtes plus importantes se produisent, avec une fréquence plus faible : quelques dizaines par an atteignent la dimension régionale, plusieurs milliers de kilomètres d’extension. Les plus grandes tempêtes sont globales, et peuvent durer plusieurs mois. Dans ces conditions, il est impossible d’observer la surface de la planète, entièrement recouverte de poussières en suspension dans l’air.

Dans l’hémisphère nord, le printemps et l’été constituent une saison calme, sans tempêtes. L’automne et l’hiver sont au contraire agités, avec les grandes tempêtes globales. Pendant le printemps et l’été, les observations permettent maintenant de constater que les tempêtes sont locales, faibles, et relativement répétitives d’une année à l’autre. Par contre, les grands événements sont très variables dans le temps, et donc imprédictibles.

Une ou deux fois par année martienne, des tempêtes se produisent. Elles débutent par un renforcement des vents, qui soulèvent des poussières. Celles-ci absorbent une partie du rayonnement solaire, ce qui a pour effet d’échauffer l’atmosphère et de renforcer la tempête. La planète est alors recouverte de poussières. Au bout de quelques semaines, le vent cesse et la poussière retombe. Ce phénomène provoque une érosion éolienne, et un brassage des éléments légers de surface. C’est pourquoi la totalité de la planète est recouverte de la même poussière ocre.

A l’arrivée de la sonde Viking, une tempête de poussières s’est déclenchée, et la sonde n’a absolument rien vu ! Les photos montraient une surface absolument uniforme, qui représentait la partie supérieure des nuages de poussières. De telles tempêtes se déclenchent sur Terre, à une échelle bien plus modeste, dans le Sahara. Ce sont les vents de sable, qui soulèvent à quelques dizaines de centimètres, voire quelques mètres, les particules de sable à proprement parler. Elles retombent aussitôt, car leur poids les entraîne très vite vers le sol. Par contre, le sable contient aussi de très fines poussières, micrométriques, qui sont entraînées jusqu’à la stratosphère. Elles y restent longtemps, assez pour être entraînées par les vents et retomber dans les cristaux de neige en Europe. Une partie de ces poussières arrive même jusqu’en Amérique. Cette analogie aide à comprendre ce qui se passe sur Mars.

PathFinder

Le ciel de Mars est rose pale, comme nous le montrent les photos prises au sol par les atterisseurs Viking, Mars Pathfinder, et maintenant les expériences Spirit et Oportunity. Par contre, les couchers de soleil virent au bleu !

La couleur rose est due à la présence de poussières très fines en suspension dans l’atmosphère. Sur notre Terre, dans le Sahara, il y a des vents de sables qui expédient la fine poussière dans la stratosphère. Elle y stagne assez longtemps, jusqu’à plusieurs semaines. Elle est entraînée par les vents, et donne les pluies roses que l’on constate de plus en plus souvent dans le midi de la France. Il se passe le même phénomène sur Mars, les tempêtes de poussières sont régulières et alimentent la stratosphère en particules. Ces particules contenant beaucoup de fer, comme le sol d’où elles viennent, sont de couleur rose et leur densité importante arrive à colorer le ciel.

Par contre, au coucher du soleil, l’épaisseur d’atmosphère traversée est beaucoup plus importante, et la plus grande diffusion de la lumière, qui colore le ciel en rouge chez nous, le colore en bleu là-bas.

Le froid en hiver est tel que 20 à 30 % de l’atmosphère gèle, formant une épaisse couche de neige carbonique sur la calotte polaire  !

Les températures matinales variaient rapidement avec la hauteur au-dessus du sol : des capteurs situés sur un mât de la sonde, à 25 cm, 50 cm et 1 mètre au-dessus de la sonde donnaient des résultats différents : celle mesurée au sommet du mât étant 20° plus froide que celle de la base ! Ceci montre que l’air froid de la nuit est progressivement chauffé au contact du sol, qui absorbe l’énergie venue du Soleil. Il n’y a pas de tel phénomène sur Terre.

La sonde n’a pas mesuré de phénomène semblable l’après-midi. Par contre, elle a mesuré de très brusques chutes de pression, dues à des tourbillons de poussière qui l’ont traversée. Ces tourbillons pourraient être de grands pourvoyeurs de poussières dans l’atmosphère.

Les vents mesurés soufflaient à moins de 36 km/h.

La nomenclature des sites géologiques de Mars (mons, patera, sinus…) a été proposée par Eugenio Antoniadi en 1930. C’est celle qui est toujours usitée

L’eau

Après sa formation, Mars a eu une atmosphère beaucoup plus dense, et beaucoup plus d’eau. En observant les photos du sol, on distingue en certains endroits des vallées d’érosion, sinueuses. Ailleurs, on voit des buttes de forme oblongue, rondes à une extrémité et pointues à l’autre, qui ont été formées par un écoulement d’eau autour d’elles. C’est un de ces sites qui a été choisi pour l’atterrissage de Mars Pathfinder, au bord de Chryse Planitia (en espèrant que le flot aura charrié des matériaux des régions élevées environnantes).

La recherche de l’eau sur Mars est l’un des buts essentiels des sondes actuelles. Les américains ont ainsi montré qu’il y avait de l’eau dans les calolttes polaires, et en recherchent ailleurs.

On pense qu’il puisse y en avoir dans le sous-sol, sous forme de pergélisol (boue gelée). Mais le radar Marsis de la sonde européenne Mars Express ne semble pas en trouver. Il a balayé la calotte polaire nord, dont il a bien vu la glace, ainsi que le socle. Cette observation valide son fonctionnement. S’il y avait du pergélisol, il devrait y en avoir autour de la calotte. Or Marsis n’en a pas trouvé. La possibilité de trouver de l’eau, en grandes quantités, dans le sous-sol, semble s’éloigner.

Pour rechercher de l’eau, il y a un autre moyen : rechercher des minéraux qui ne se forment qu’en sa présence. Les américains ont trouvé de l’hématite, mais celle-ci peut parfois se former sans eau. La sonde Mars Express (instrument OMEGA), a montré la présence de sulfates en certains endroits de la planète. Mais pas où on les aurait attendus. Loin de se trouver dans les lits de rivière, ils sont sur les pentes de Marwth Vallis (à côté d’Ares Vallis). La recherche de sédiment serait peut-être plus profitable dans ces zones. Comment se fait-il que les sulfates, qui se forment dans l’eau, soient perchés ? La réponse est peut-être qu’ils ont été lessivés dans les parties basses, et entraînés plus loin dans la plaine, où ils sont dispersés ; ne subsistent que ceux qui étaient au-dessus du ravinement. Le ravinement par des oueds violents a sans doute emporté tous les sels dans le fond des rivières.

OMEGA a montré par ailleurs que les parties rouges de la planète sont couvertes d’oxydes ferriques, non hydratés. Ces terrains datent de 3,5 milliards d’années. Donc pas d’eau depuis. Le rouge est constitué d’oxydes ferriques anhydres, produits par interaction avec l’atmosphère peroxydante. C’est un processus très peu efficace, très lent, qui s’est étalé sur des milliards d’années.

OMEGA a détecté des minéraux hydratés, sulfates et argiles.

Les sulfates se trouvent dans :

On trouve des oxydes ferriques anhydres, des sulfates hydratés, et des phylosilicates.

Dans Valles Marineris, il existe du gypse hydraté, idem dans Candor Chasma.

 


Carte NASA/JPL/Los Alamos National Laboratory

Les couleurs indiquent la concentration en eau des terrains dans le premier mètre sous la surface. La sonde s’est posée au nord d’Alba Patera, qui se distingue nettement. Elle est dans des terrains où la concentration en eau est comprise entre 30 et 60 %. La présence d’eau en abondance dans le sol de Mars est connue depuis déjà longtemps.

Image prise par la caméra à haute résolution de la sonde Mars Express. Elle montre une surface morphologiquement semblable à une banquise fracturée par des mouvements de houle. Le sol de cette région pourrait bien être constitué de glaces qui se seraient gelées à la surface d’une mer, la température baissant. La glace a ensuite été recouverte de poussières lors des grandes tempêtes qui secouent régulièrement la planète aujourd’hui.

Le problème que pose cette interprétation est celui de la stabilité de la glace. Dans les conditions de pression actuelle, la glace pourrait se sublimer. Mais la couche de poussières volcaniques la protégerait et la stabiliserait. Toutefois, on peut envisager que la glace se soit effectivement sublimée, et que les plateaux restant ne seraient que les restes du processus. Mais cette idée ne résiste pas à une analyse simple : tout d’abord, les cratères sont peu profonds, ils le seraient davantage si la glace en avait disparu ; ensuite, si les plaques ne contennaient plus de glace, lors de la sublimation, des mouvements se seraient produits, qui auraient modifié l’inclinaison de la surface. Or il est visible que ces plaques sont bien horizontales

La photo montre peu de cratères, indiquant un âge très faible pour cette région, évalué à moins de 5 millions d’années.

La zone photographiée mesure quelques dizaines de kilomètres. Elle se trouve dans la plaine Elysium Planitia (5° N 150° E).

Les carbonates

Jusqu’ici, on a donc trouvé des sulfates, mais pas de carbonates (presque pas). Or sur Terre, il y en a en abondance : les collines de Provence par exemple en sont constituées. Ces carbonates terrestres proviennent de la précipitation de sels formés dans l’eau avec l’acide carbonique (gaz carbonique dissous). Puisque l’atmosphère de Mars contenait beaucoup de gaz carbonique à l’époque de sa formation, et qu’il y a eu de l’eau liquide à la surface, pourquoi n’y a-t-il pas de carbonates ? La réponse est peut-être dans l’activité volcanique, que l’on n’avait pas considérée suffisamment juqu’à maintenant. Si le taux de dioxyde de soufre SO2 est assez élevé, il peut produire dans l’eau de l’acide sulfurique, plus fort que l’acide carbonique, et former des sulfates préférentiellement.

Sur Terre, ce mécanisme semble avoir joué aussi, car les carbonates sont rares dans les roches anciennes, datées de l’Hadéen. Ce n’est que lorsque les volcans ont diminué leur activité, laissant baisser le taux de dioxyde de soufre, que les carbonates ont pu se former à leur tour. Mars n’a pas eu le temps de réaliser cette reconversion, l’atmosphère légère ayant fait disparaître l’eau avant.

Les robots MER, Spirit et Opportunity

MER signifie Mars Exploration Rover. Deux exemplaires se sont posés sur Mars, enveloppés d’air-bags amortisseurs, dont ils se sont rapidement débarrassés pour rouler librement sur la planète. Spirit a atterri dans le cratère Gusev, situé près de l’équateur entre les vieux terrains élevés du sud, et les vastes plaines basses du nord. Il est de plus sur le trajet de la vallée Ma’adim Vallis, qui a drainé des écoulements depuis les hauteurs, et devrait donc être géologiquement très interessant. L’autre rover, Opportunity, s’est posé le 25 janvier 2004 dans Terra Meridiani, également dans la zone équatoriale.

Les deux rovers sont destinés à l’étude géologique du sol de Mars, et le choix de la zone équatoriale se justifie par la dichotomie entre les deux hémisphères, les terres hautes du nord provoquant des écoulements de sédiments vers les plaines basses du nord. Alors, ces sédiments se déposent tout naturellement à la limite des deux zones, là où les écoulements se calment. Sur une surface réduite, il est donc possible de trouver des roches provenant de régions relativement lointaines, accumulées par les crues. Le but profond de ces sondes est la recherche des traces de l’eau à la surface dans le passé martien, dans les effets qu’elle a eu sur l’apparence des roches, sur leur composition chimique.

Spirit

Spirit s’est posé le 3 janvier 2004 dans le cratère Gusev. Il s’est enlisé dans des sables en janvier 2010, et la NASA a renoncé à le récupérer. Le contact radio a été perdu le 22 mars 2010. Ce rover a fonctionné 2.158 sols (jours martiens), au lieu des 90 prévus… et a parcouru près de 8 km sur la planète.

Opportunity

Posé près du cratère Eagle, Opportunity a pris la direction du sud, en direction du cratère Victoria qu’il a analysé depuis le rempart, puis de l’intérieur. Il est ensuite ressorti du cratère, pour poursuivre sa route toujours cap au sud, en direction du cratère Endeavour qu’il a atteint le 9 août 2011.

Dès son atterrissage, le robot nous a transmis une photo extrêmement intéressante, car pour la pemière fois on voyait un affleurement de roches du sous-sol martien, et non un éparpillement de cailloux.

Les satellites

Mars possède deux satellites, Phobos (la crainte) et Deïmos (l’épouvante).

Troyens de Mars

Les Troyens sont des astéroïdes situés aux points de Lagrange L4 ou L5. Pour une explication du nom, voir le chapitre concernant Jupiter, le nom des Troyens venant de cette planète.

Après avoir donc trouvé des astéroïdes troyens de Jupiter, on a observé quelques troyens de Mars. Le plus important est 5261 Eureka, qui a été découvert en 1990 au point L5, c’est-à-dire sur la même orbite que Mars, mais en retard de 60° par rapport à la planète.

La vie ?

Si Mars est sèche en surface, on suppose qu’il puisse rester de l’eau dans le sous-sol, sous forme de pergélisol (de la boue gelée). Ceci sera à vérifier par une analyse du sol in situ, travail d’une future mission martienne.

Les sondes Viking, qui se sont posées sur Mars, ont fait des prélèvements de sol, et les ont analysés automatiquement. Le résultat est négatif, avec toutefois un doute, qui a été levé depuis : sur 5 expériences destinées à trouver de la vie, 4 ont donné un résultat franchement négatif, mais la cinquième était douteuse ; elle montrait un dégagement gazeux qui pouvait s’interpréter comme une manifestation d’une vie microbienne. Depuis, la connaissance du sol martien a progressé, et la chimie en est maintenant assez bien connue. Les composés de fer qui donnent à Mars sa couleur rouge expliquent, par des phénomènes de chimie minérale ordinaire, le dégagement gazeux observé par Viking. Donc jusqu’à nouvel ordre, il n’y a pas de vie observée sur Mars.

Toutefois, on ne désespère pas, car la biologie a aussi beaucoup progressé sur Terre, et l’exploration de notre planète aussi. On a récemment découvert de la vie dans les océans, sur les dorsales (montagnes sous-marines qui partagent par exemple l’océan Atlantique en deux dans le sens nord-sud, par lesquelles l’océan se forme suite à la dérive des continents) à 3.000 m de profondeur, là où pas le moindre photon de lumière solaire ne peut parvenir. Il n’y a donc pas de photosynthèse. Or toute la vie que l’on connaissait sur Terre était basée là-dessus pour la fourniture d’énergie : les plantes directement, les herbivores en mangeant les plantes, et les carnivores en mangeant les herbivores. La vie sur les dorsales se confine autour de sources hydrothermales, qui jaillissent à 300℃, et dont les eaux sont chargées de soufre ! La vie s’est développée et organisée pour tirer son énergie du soufre… Bien que basée sur le carbone comme nous, il s’agit d’une forme de vie très différente de ce que l’on connaissait, et de ce que l’on imaginait.

D’autre part, l’exploration de l’Antarctique ayant progressé aussi, on y a découvert des vallées très sèches (car il n’y neige presque jamais) et froides (ça, on s’en doutait…). La surprise a été de trouver là de la vie, sous forme de bactéries bien sûr mais tout de même… Or ce sont là des conditions voisines de celles qui règnent sur Mars.

On réunit tous ces organismes sous le vocable très parlant d’extrémophiles (qui aiment l’extrême).Ce sont ceux qui vivent dans un environnement difficile à cause de :

On constate que certains milieux terrestres (Antarctique, océans) peuvent combiner plusieurs de ces difficultés. Il en sera de même sur Mars.

Avec ces analogies, on peut donc imaginer que des processus biologiques se soient développés sur Mars, malgré les conditions climatiques.

Enfin, on a trouvé dans l’espace de nombreuses molécules qu’on croyait caractéristiques de la vie : acide formique, formaldéhyde, hydrazine, acétylène, acide cyanhydrique… Ces molécules ont été trouvées dans des comètes, dans des astéroïdes, et même dans des nuages de gaz très loin dans notre galaxie. Puisque les briques de la vie semblent exister un peu partout, pourquoi n’auraient-elles pas construit une vie ailleurs que sur Terre ?

Actuellement, donc, plus rien n’interdit de penser que la vie puisse exister ailleurs, mais restons scientifiques : tant qu’on ne l’a pas effectivement observée, on ne peut rien affirmer.

Puisque la vie sous forme de plantes n’existe pas sur Mars, il reste à expliquer les variations saisonnières de couleur qu’on a mentionnées plus haut. Les sondes ont montré que ce sont les tempêtes de poussières qui en sont responsables. Ces tempêtes voilent parfois une grande partie de la planète. Elles sont provoquées par des transferts d’énergie entre les hémisphères, comme ce qui se passe ici pour équilibrer les températures entre l’équateur et les pôles.

A la suite de ces observations, on a commencé à s’intéresser à la climatologie des planètes, et maintenant l’étude de leurs atmosphères prend une grande importance en astronomie. Elle peut de plus avoir des retombées pour notre vie quotidienne, car en disposant de plusieurs atmosphères à étudier, on peut obtenir des lois plus générales, et perfectionner de ce fait notre connaissance de l’atmosphère terrestre, avec des conséquences sur la prévision météorologique (ceci intéresse au plus haut point les astronomes observateurs…).

La recherche de la vie sur Mars est très active actuellement. Mais elle prend une forme un peu différente. La question principale est : la divergence d’évolution entre la Terre et Mars s’est-elle produite avant ou après l’apparition de la vie sur Mars ? Si la réponse est avant, les conditions seront devenues impropres à l’apparition de la vie.

Les petits hommes verts

L’histoire commence dès les premières observations de Mars à l’aide d’une lunette. Mais la très mauvaise qualité de celles-ci a laissé libre cours à l’imagination des observateurs, qui devinaient ce qu’il ne parvenaient pas à voir vraiment ! (Il ne faut pas trop en rire, car à l’heure actuelle aussi nos moyens d’investigation ont des limites, et lorsqu’on les atteint, on est exactement dans la même situation…). Les premiers ont donc vu des structures linéaires sur Mars. Mais c’est le grand astronome italien Schiaparelli qui a donné le véritable coup d’envoi de la course aux canaux. Il a vu sur Mars des lignes droites, qui constituaient un réseau. En italien, il les a nommés canali. Le mot italien canale désigne, selon le contexte, un canal creusé de main d’homme, ou un chenal naturel. Une mauvaise traduction, ignorant le second dens, en a fait des canaux creusés par des être intelligents. Ajoutant à ça les changements de couleur de la planète au fil des saisons, il était facile d’imaginer qu’il y avait une végétation sur Mars, et que les lignes droites étaient des canaux d’irrigation creusés par des Martiens.


carte de Mars produite par Schiaparelli

Dès que Schiaparelli a vu ça, d’autres l’ont vu aussi, et en ont rajouté. C’était à qui verrait le plus de canaux… On en était presque à dire la couleur des yeux des Martiens.

Puis, les instruments s’améliorant réellement, on s’est aperçu que certains canaux étaient en fait des tâches, distinctes les unes des autres, mais grossièrement alignées. Avec un faible pouvoir séparateur, elles se confondaient en des lignes. Cependant, au début du XXe siècle encore, on croyait qu’il y avait tout de même quelques canaux. Les sondes spatiales ont définitivement tordu le cou à cette légende, mais le mythe des petits hommes verts reste tenace. On peut rêver…

Comparaison

Maintenant que nous avons étudié les planètes telluriques, il est temps de les comparer.

Un critère intéressant se trouve dans la comparaison des altitudes. Pour cela, on peut construire un histogramme donnant le pourcentage des terres en fonction de leur altitude. Sur le schéma ci-dessous, on a porté le pourcentage des terres situées entre deux altitudes particulières. Par exemple, sur le premier schéma, correspondant à Vénus, on peut voir que plus de 60 % des terrains se trouvent entre -1 et 1 km d’altitude. Ceci signifie que la plupart des sols vénusiens sont concentrés vers l’altitude 0. A gauche de ce pic, on voit une décroissance progressive : il reste un peu moins de 15 % de terres entre 1 et 2 km d’altitude ; les terres situées plus haut sont très rares. De l’autre côté du pic, il y a plus de 25 % de terres entre 0 et -1 km et rien au-dessous de 2 km sous le niveau zéro.

Si vous observez maintenant l’histogramme de la Terre, vous verrez deux bosses (la ligne pointillée montre aussi la médiane : autant de creux à droite que de bosses à gauche) : 25 % de fosses marines entre 4 et 5.000 mètres, et 20 % de régions d’altitude comprise entre 0 et 1.000 mètres.

Pour Mars, le schéma ressemble un peu à celui de Vénus : il présente un seul pic.

Dans les trois histogrammes, la ligne verticale en pointillés représente l’altitude médiane : il y a autant de terres plus hautes que de terres plus basses.

Seule la Terre présente un histogramme à deux bosses. Ceci est dû à l’histoire des planètes : la Terre a subi une érosion beaucoup plus importante que les deux autres, ce qui explique que beaucoup de terrains aient été nivelés, autour de l’altitude moyenne. Ce phénomène ne s’est pas produit avec la même ampleur sur les autres planètes.

Sur Vénus :

Evolution

La différence d’évolution entre Mars et la Terre tient essentiellement dans leur différence de masse. Lors de la formation, les deux planètes étaient chaudes (impacts et contraction gravitationnelle). Mais elle ont commencé à se refroidir immédiatement par rayonnement dans l’espace. Toutefois, la radioactivité vient produire une énergie interne, qui ralentit le refroidissement. Il est facile de comprendre que cette énergie est proportionnelle à la masse de la planète, donc au cube de son rayon. Par contre, le refroidissement n’est proportinnel qu’à la surface, c’est-à-dire au carré du rayon. Par conséquent, l’énergie produite par radioactivité croît plus rapidement que les pertes de chaleur par la surface. Si la planète est assez massive, le refroidissement sera très lent. Ainsi, la Terre est encore chaude, alors que Mars est presque froide. Elle est tectoniquement en train de mourir. La Lune, plus petite encore, est morte depuis longtemps.

On ignore combien de temps la radioactivité a maintenu une température compatible avec la vie sur Mars.

Bibliographie

Ch. Frankel Worlds on fire, Cambridge University Press


Dernière nouvelle

On vient de découvrir une trace de vie évoluée sur Mars  !

Une sonde spatiale vient d’y observer l’inscription suivante :

5 x2 - 50 x + 125 = 0
x = 5         x = 8

Combien les martiens ont-ils de doigts ?

Réponse

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