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le 18/08/17
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But des recherches

L’exploration de Mars nécessite des moyens importants, et par conséquent le soutient des politiques, qui détiennent les cordons de la bourse. Aussi, les projets doivent-ils avoir un fort pouvoir motivant. Comment convaincre les décideurs en leur proposant d’aller analyser quelques cailloux ? La recherche de la Vie extraterrestre est un thème bien plus porteur.

Le guide essentiel dans cette recherche est l’analogie, avec ses limites, entre la Terre et Mars. On peut extrapoler les connaissances que nous avons sur notre planète, à la condition de le fait prudemment et de vérifier si les conclusions qu’on en tire sont valables dans l’environnement martien. Dans les mêmes conditions, la Lune peut servir de guide pour la géologie, et les datations.

Les scientifiques ont une autre motivation pour explorer Mars : l’analogie inverse. Si l’observation de la Terre nous guide pour comprendre Mars, réciproquement ce qu’on apprend sur Mars, ayant suivi une évolution très différente, nous permettra de bien mieux comprendre notre propre planète. Et peut-être d’éviter de faire des catastrophes… on peut rêver !

L’évolution de Mars à été déterminée par sa masse  plus importante que celle de la Lune, elle lui a donné une importante activité interne et volcanique  moins importante que celle de la Terre, elle a interdit la tectonique qui efface toutes traces en quelques centaines de millions d’années.

Caractérisation des recherches

La Vie est bien mal définie. À vrai dire, nous ne savons pas comment la caractériser, n’ayant qu’un seul exemple à notre disposition : la Terre. Et sur cette dernière, la Vie est liée à l’eau. Y a-t-il des planètes où la Vie existerait sans eau ? Nous n’en savons rien, et par conséquent nous ne savons pas que chercher. Aussi, la position la plus raisonnable est-elle de chercher ce qu’on connait en priorité.

il n’y a pas d’éléphants sur Mars… le seul espoir qu’il nous reste est d’y découvrir une vie microbienne.

C’est sur ces remarques que sont basés tous les programmes actuels. Il ne faut donc pas s’étonner si l’exploration de Mars consiste tout d’abord à y rechercher à la fois de l’eau et des molécules organiques. Nous verrons que la recherche directe d’eau liquide a été infructueuse, et qu’on doit se résoudre à chercher des indices indirects. En particulier des roches hydratées, ou bien dont la formation nécessite de l’eau.

Cette quête a permi, indirectement mais en gardant le but initial, de pratiquer de la géologie martienne. Grâce à quoi on commence à bien connaître non seulement la géologie, mais aussi l’histoire de Mars.

La pression atmosphérique a été mesurée pour la première fois par la sonde soviétique Mars 6. Elle valait 5,5 mb le jour de l’atterrissage. La pression varie beaucoup avec l’altitude, comme sur Terre, mais sur Mars les valeurs sont importantes. Pour que l’eau soit stable sous forme liquide, il faudrait une pression d’eau moins ?? mb. Mais elle est toujours plus faible, et l’eau ne peut se trouver que sous forme de glace ou de vapeur à la surface de Mars.

L’eau

La Terre abrite des océans aujourd’hui, et depuis longtemps. Quand se sont-ils formés ? À Jack Hills, en Australie, on a trouvé des zircons (ZrSiO4) vieux de 4,1 milliards d’années (ils contiennent des inclusions d’uranium radioactif, permettant de dater leur formation). Ils sont enrichis en 18O, ce qui s’explique par leur formation dans une atmosphère en contact avec un océan (l’évaporation se fait au-dessus des océans, et les premières pluies précipitent de l’eau plus lourde contenant 18O au-dessus des océans). C’est le meilleur indice de la présence d’un océan sur Terre dans ces temps reculés. On utilise des moyens de même nature pour savoir si Mars a eu des océans dans le passé.

Mars Express a découvert le premier réservoir d’eau à la surface de Mars. Ce dont les deux calottes polaires, qui sont constituées essentiellement de glace d’eau. Elle a montré de plus qu’à leur surface se dépose en hiver une couche de quelques mettes tout au plus de glace carbonique.

Rappel sur la formation des planètes

La phase d’accrétion des planètes à duré quelques dizaines de millions d’années. Dans cette période, des milliards de planétésimaux peuplaient le ciel, et la gravité de la Terre en formation les attirait. Ils tombaient à un rythme très important c’est le Bombardement Primordial. Il a duré quelques dizaines de millions d’années et créé la Lune au cours d’un impact géant.

Après cette phase tumultueuse, il y a eu une période de calme, les planétésimaux proches étant tous tombés. Mais dans le système solaire externe, il se passait beaucoup de choses. Les planètes géantes accrétaient le gaz restant de la nébuleuse, et se déplaçaient donc dans un milieu relativement dense, qui perturbait leur mouvement. Ceci a entraîné la migration de ces planètes, et des perturbations gravitationnelles importantes comme conséquence. Sous l’effet de ces perturbations, les petits corps qui se situaient dans l’espace entre Mars et Jupiter ont été projetés, pour une partie, vers le système solaire interne, et ils sont venus tomber sur les planètes telluriques. C’est le Bombardement Tardif. Il s’est produit quelques centaines de millions d’années après le Bombardement Primordial, et a duré jusqu’à la disparition des gaz et des poussières.

Recherche de l’eau

Les premières sondes ont montré une planète désertique, balayée par des vents violents, et couverte de cratères, mais pas partout. En tous cas, nulle trace d’eau à la surface. Le problème est donc changé : s’il y a de l’eau aujourd´hui sur Mars, elle n’est pas sous forme liquide. Il est possible qu’il n’y en ait plus, c’est ce que les sondes vont rechercher. Il y a très probablement eu de l’eau dans le passé, puisque Mars s’est formée au même moment et dans la même région du système solaire que la Terre. Mais elle a pu disparaître.

Pour rechercher des traces d’eau ancienne, il faut examiner les roches actuelles. Toujours par analogie avec la Terre, on sait que certaines roches ne se forment que dans l’eau ; c’est le cas des argiles. Comprendre les bases de la géologie martienne a donc été indispensable pour orienter les recherches.

Morphologie martienne

La première caractéristique qui saute aux yeux est la dichotomie nord-sud :


Carte de Mars, NASA

L’hémisphère sud est constitué de hauts plateaux, complètement cratérisés et donc vieux, alors que l’hémisphère nord est une plaine de basse altitude, nommée Vastitas Borealis, très peu cratérisée, donc jeune. Si un océan a existé sur Mars, il serait logique de le chercher là. Plus localement, les bassins Argyre et Hellas seraient aussi de bons candidats pour des mers intérieures.


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

Les côtes que l’on voit se dessiner sur cette photo ne sont pas des côtes maritimes, mais le remplissage de la plaine par de la lave à la place de l’eau. S’il y a eu de l’eau, il est probable que ce soit avant le remplissage volcanique, et donc sa trace en a été effacée en cet endroit.


Altitudes martiennes : le pôle sud est ~6 km plus haut que le nord crédits NASA Goddard Space Center MOLA

Vastitas Borealis est analogue aux mers lunaires, c’est un bassin d’impact creusé, juste après la fin du bombardement primordial, par un objet de 2.000 km de diamètre. Il a été rempli par de la lave sur une surface de plus de 10.000 km2.

L’impact sur la Terre, qui a formé la Lune, a projeté des débris dans l’espace, que la gravité de la Terre a pu retenir. L’impact qui a creusé Vastitas Borealis sur Mars est semblable, mais il a dû projeter les débris à une vitesse trop grande pour qu’ils restent liés à la planète. Au lieu de former l’équivalent de notre Lune, ils ont dû se perdre dans l’espace. Peut-être Phobos et Deïmos en sont-ils les miettes…

Les échantillons lunaires (Apollo, Lunokhod) ont montré que la Lune ne pouvait s’être formée directement à partir d’un même nuage que la Terre. La densité de la Lune est approximativement égale à celle du manteau terrestre. Elle n’a donc pas de noyau de fer. L’énergie de l’impact à chauffé la Terre, et renforcé la différenciation. Les minéraux lunaires sont les mêmes que les terrestres, mais ils sont anhydres.

Les plateaux lunaires sont composés de silicates légers (Al, feldspath anorthose). Les mers contiennent des silicates plus lourds (Fe, Ti) provenant du manteau.

Le volcanisme

Les volcans de Mars sont peu nombreux (sur Terre on en compte des milliers) ; ils sont plus grands que les nôtres. Ces deux différences doivent trouver une explication. Ce sont des volcans bouclier. Sur Terre, ceux-ci se forment par étalement lointain d’une lave fluide. Il est probable qu’il en soit de même sur Mars. Les volcans bouclier terrestres sont des volcans de point chaud :la dérive des plaques tectoniques les empêche de grandir, la faible épaisseur des plaques aussi. Pas de tectonique sur Mars, pas de déplacement des plaques, donc un volcan s’accumule au-dessus du point chaud. L’épaisseur de la croûte le permet, car elle est capable de supporter le poids de l’édifice volcanique.

Sur Mars, on ne trouve pas de montagnes comme sur Terre. En effet, les montagnes sont produites par plissement de la croûte sous l’effet de la tectonique. Pas de tectonique sur Mars, donc pas de montagnes !

Le dôme de Tharsis mesure 5.000 km de diamètre et 5.000 m de hauteur. C’est un phénomène tectonique. C’est le principal phénomène volcanique de Mars, avec l’édification des volcans qui lui est postérieure. Les comptages de cratères lui assignent un âge de 4 milliards d’années. Les volcans sont éteins depuis quelques dizaines à quelques centaines de millions d’années.

Valles Marineris s’étend sur plusieurs milliers de km de longueur. Sa profondeur va jusqu’à 10.000 m, sa largeur à plusieurs dizaines de km. C’est une faille tectonique (graben), produite par la surrection de Tharsis. Dans la nomenclature martienne : latin chasma (gouffre), du grec χασμα abîme.

Fleuves

De nombreux lits de rivières existent :


Rivières fossiles photo Viking NASA

Ces rivières ressemblent aux rivières terrestres, mais présentent des différences :

Ces différences proviennent sans doute de plusieurs causes. Les angles doivent caractériser l’état du sol, plus ou moins solide. L’absence d’embouchure fait penser aux cours d’eau qui coulent dans le désert, et qui disparaissent dans le sable. Ils évoquent donc un terain très fragmenté dans leqeul l’eau peut facilement s’infiltrer. Enfin, l’absence de sources est plus critique. Pour qu’un flot important puisse apparaître brusquement, on peut invoquer la fonte d’une masse de glace. C’est l’interprétation qui prévaut aujourd’hui, et elle est supportée par une analogie avec des exemples connus en Sibérie. Il faut donc avoir une masse de glace dans ke sol, et un chauffage pour la liquéfier. Le volcanisme actif, dans le passé, sur Mars, nous fournit un moyen de chauffage efficace. La glace emprisonnée dans le sol commence à être chauffée, et à faondre. L’eau reste prisonnière du sol. A mesure que la fonte avance, la pression augmente, et ce jusqu’à la rupture. A ce moment-là, une quantité importante d’eau est instantanément libérée, et peut produire des flots importants qui jaillissent d’un point bien localisé.

On a observé de petits flots actuels sur les pentes de certains canyons. Voir érosion sur Mars.

L’eau est le liquide responsable le plus probable, par son abondance et par les conditions thermodynamiques qui l’auraient maintenue à l’état liquide. Le liquide doit être entre le point triple et le point critique. En dessous du point triple, il n’y a pas de vapeur. Au- dessus du point critique, liquide et vapeur sont confondus. Pour le méthane c’est entre -182 et -83°, pour le CO2, c’est entre -57 et +31°, mais à haute pression (5 bars pour -57°, 35 bars pour 0°). Mars n’a sans doute jamais eu de CO2 liquide. Pour l’eau, les températures sont entre 0 et 370°, et les pressions entre 6 millibars et 220 bars. Ces conditions sont tout à fait compatibles avec celles de Mars. Aujourd’hui, la pression est trop faible pour que l’eau soit stable sous forme liquide. Il ne peut y avoir que de la glace ou de la vapeur.

Les fleuves martiens sont particuliers, on ne voit ni source ni embouchure… les conditions dans lesquelles l’eau a coulé sur Mars sont donc bien différentes de ce que l’on connait sur Terre. On voit pourtant de véritables réseaux fluviatiles, situés sur les terrains anciens très cratérisés. Le débit était probablement assez faible, et sur une longue durée, nécessitant de l’eau liquide stable.

Vallées de débâcle

On trouve aussi des vallées de débâcle. Elles sont beaucoup plus jeunes que les réseaux fluviatiles, elles ont présenté un débit bien plus fort, et n’ont pas duré très longtemps. Elles sont situées assez près de Valles Marineris, dans une région donc limitée et de caractéristiques bien précises.


Ares Vallis photo Mars Odissey, NASA/JPL-Caltech/ASU

Sur Terre, 99,9 % du CO2 à été transformé en carbonates, avec l’aide de la vie (la chimie minérale réalise cette réaction, mais sur des durées bien plus longues). Le CO2 à donc disparu grâce à l’eau. Et sur Mars ? Si c’était pareil, il devrait y avoir beaucoup de calcaire. Or on n’en observe pratiquement pas. Mais il y a une autre indication : le rapport N2/CO2. Il est identique sur Vénus et sur Mars, où il vaut 96/3. Sur la Terre, le CO2 à disparu à la suite de son pompage par les océans, et sa précipitation sous forme de carbonates, et l’azote, insensible à ce mécanisme car non soluble, est le gaz de loin dominant de l’atmosphère. On calcule d’ailleurs que tous les carbonates de la Terre, s’ils libéraient leur gaz carbonique, redonneraient une atmosphère de même nature que celle de Vénus. On doit admettre que sur Mars ce mécanisme n’a pas joué par manque d’eau, et qu’une évolution physique de l’atmosphère à éliminé les gaz légers, CO2 et N2 pareillement, diminuant la pression en maintenant le rapport. On ne peut invoquer deux mécanismes distincts qui arriveraient exactement au même résultat. Par conséquent, on doit admettre que, s’il y a eu des océans sur Mars, ils n’ont pas duré très longtemps.

Sur Vénus, le rapport D/H est 100 fois plus élevé que sur Terre, indiquant que l’eau à été dissociée par les UV du Soleil, et que l’hydrogène s’est échappé. Le deutérium, 2 fois plus lourd, n’a pu s’échapper et s’est donc concentré. Sur Mars, CO2 et N2 ont diminué dans la même proportion.

Le pergélisol

L’eau que l’on ne trouve pas à l’état liquide pourrait être, en partie, conservée dans le sous-sol mélangée à la terre et gelée. C’est le pergélisol. Le radar Marsis de Mars Express a été conçu pour cette recherche, qu’il pouvait effectuer jusqu’à une profondeur de plusieurs milliers de mètres. Ce qu’il peut détecter exactement est l’interface entre la glace du pergélisol, et le rocher qui la porte, ou l’eau liquide qui pourrait être dessous à cause de la pression. Or Marsis n’a trouvé de pergélisol qu’autour des calottes polaires, et en quelques points particuliers ailleurs. Ce n’est pas une preuve d’absence d’eau, parce qu’elle pourrait être sous une autre forme, mais c’est tout de même assez inattendu. L’observation de nombreux cratères d’impact cernés d’éjectas lobés, qu’on a attribués à la fusion du pergélisol au moment du choc, est en effet contradictoire.

Les atomes radioactifs de période proche de l’âge du système solaire sont 238U, 235U, 232Th, 40K. Abondance : 10-8. Pour la Terre, 4 1013 W, soit 1.000 fois moins que l’énergie solaire. L’énergie interne de la Terre est encore à 50 % d’origine gravitationnelle.

Lunokhod a été le premier engin mobile robotisé. Il a parcouru des dizaines de km. Luna 16, 20 et 24 sont les seules sondes qui aient renvoyé des échantillons sur Terre automatiquement. Luna 24 à procédé à un carottage de trois mètres de profondeur dans le régolite. C’est le seul à ce jour. Renvoyée sur Terre, cette carotte à donné des indications extraordinaires sur l’histoire de la Lune et du vent solaire sur 4 milliards d’années.

Spirit : Gusev, ancien lac ? Opportunity : Terra Meridiani, hématite noire. Au début, Spirit n’a observé que des roches volcaniques non altérées.

Les sulfates

Mars Express, avec Omega, a observé le sol de la planète et y a découvert, par leur signature spectrale, de vastes étendues couvertes de sulfates. La nature et la répartition de ces sels sont très instructives. Certains sont des sulfates de magnésium : kiésérite, epsomite ; le reste est du sulfate de calcium, du gypse. Mais Omega a pu déterminer en plus que ces sulfates sont hydratés. Les terrains proches du site d’atterrissage d’Opportunity en sont recouverts.

Parallèlement, Opportunity a atterri par chance dans un petit cratère, où il a observé des roches claires stratifiées, antérieures à l’impact et mises au jour par lui. Ces roches sont parsemées de petites billes de couleur bleu foncé et de quelques millimètres de diamètre. Leur aspect leur a valu le nom de myrtilles, et elles sont constituées d’hématite, oxyde de fer Fe2O3, qui se forme en général dans l’eau. Mais surtout le rover a trouvé dans ces roches les signatures spectrales du soufre et du magnésium, d’où l’on infère la présence probable de sulfate de magnésium.

Ces sulfates se forment dans l’eau, à partir de roches riches en soufre et en métaux, ce qui est le cas des abondantes roches volcaniques qui parsèment la surface de Mars. C’est donc une preuve que de l’eau à séjourné là.

S’appuyant sur les données obtenues par son rover, la NASA a annoncé la découverte d’une ancienne mer d’eau salée sur Mars, annonce un peu hardie, car les sulfates peuvent très bien se former dans de l’eau transitoire. Mais contrairement à ce que prétend la NASA, ces sulfates ne garantissent pas qu’il y ait eu de l’eau stable sur une longue durée. Pire, la kiésérite observée par Mars Express est un sulfate monohydraté instable, détruit par un séjour prolongé dans l’eau. Sa présence montrerait plutôt qu’elle se formait, et que l’eau disparaissaient. Elle est très rare sur Terre où l’eau est abondante.

Les observations de Mars Express indiquent plutôt des épisodes où de grandes quantités d’eau circulent, lessivent les sols, et déposent les sulfates en s’évaporant, dans une atmosphère peut-être trop légère pour y être stable. On peut imaginer une pression atmosphérique faible, incapable d’assurer la stabilité de l’eau à long terme pour former des lacs et des mers, mais suffisante pour que l’évaporation soit longue, et laisse à l’eau le temps de circuler et de former les sulfates.

Enfin, sur Terre ces minéraux se forment dans un milieu très acide, et par analogie l’environnement martien de l’époque aurait dû l’être également.

Omega (Mars Express) a cartographié les sulfates. Ils n’apparaissent que dans une zone bien délimitée et peu étendue. On les trouve dans les chasmata de Valles Marineris, et dans les vallées adjacentes à Terra Meridiani oû s’est posé Opportunity, jusqu’à Aram Chaos au nord. Dans Valles Marineris, on les trouve sur les pentes des mésa centraux. On ignore s’ils constituent un vernis de surface, ou s’ils sont constitutifs du mésa lui-même. Enfin, les argiles se trouvent là où il n’y a pas de laves. Les laves les ont donc recouvertes ailleurs (où elles se trouvaient). Ceci montre que les argiles datent de l’époque du bombardement primordial.

Terra Meridiani est inclinée du nord (terrains cratérisés) au sud où les cratères sont de plus en plus rares (terrains de plus en plus jeunes). Elle est une conséquence des mouvements qui ont formé le plateau de Tharsis. C’est une érosion éolienne intense, qui a duré des milliards d’années, qui a érodé le sol, mettant à nu ces argiles. Omega et Opportunity ont donc mis en évidence une ère où les conditions ont été très particulières. Les sulfates étant liés au dôme de Tharsis, il est probables qu,ils lui soient associé. C’est la formation du dôme qui a provoqué les circonstances de leur formation. L’ère des sulfates serait donc entre 3,5 et 3,9 MA.

Mais Omega a détecté des sulfates au pôle nord. Lorsque la calotte de glace d’eau à été découverte par la glace carbonique l’été, l’instrument à observé du gypse (sulfate de calcium deux fois hydraté) entre les bras de glace. Ces sulfates-là n’ont pas la même origine, ils semblent récents.

Le volcanisme

Les photos des flancs des volcans permettent d’évaluer leur âge à une centaine de millions d’années. Les dernières coulées dateraient donc de cette époque, sauf quelques exceptions de 10 MA seulement. C’est très peu, si on considère que la planète est petite, et a dû se refroidir rapidement.

Avec le refroidissement, la lave ne s’épanche plus, et les gaz restent piégés aussi. Peuvent-ils cependant atteindre la surface ? Sur Terre, les sulfures de fer du basalte se dégradent, donnant du H2S. Si Tél était le cas, ces gaz soufrés pourraient produire le gypse au pôle nord. Pourquoi au pôle nord ? Parce que c’est l’endroit où la croûte est la plus fine, et où le gaz peut s’échapper le plus facilement. Probablement le dernier de la planète où c’est possible. Et ces gaz modifieraient l’atmosphère actuelle, par apport de CO2, N2, A, Hsub>2O, CH4.

La combinaison d’un minéral et d’un environnement permet de reconstruire une partie de l’histoire de la planète

Les hauts plateaux

Les hauts plateaux sont constitués de laves très anciennes non altérées, riches en pyroxène. : riches en Ca (diopside et augite) ou pauvres (pigeonite, enstatite). Ces minéraux sont caractéristiques d’un très haut niveau de fusion. Ces terrains datent du bombardement primordial, et n’ont pas subi de modifications ultérieure, ni mécanique ni chimique. À la même époque, la vie apparaissait sur Terre.

La surface entière de Mars présenté la même origine magmatique. Cependant, les terrains du sud, vieux et cratérisés, n’ont pas été altérés, alors que ceux du nord, plus récents, l’ont été. Dans les plaines du nord, on ne distingue plus la composition d’origine. Mars n’a pas subi d’altération globale, mais régionale.

Les régions sans signature magmatique sont les plus brillantes, et les plus rouges. La comparaison des spectres montre que le fer y est sous forme ferrique et non ferreuse. Mars à rouillé ! Pourquoi ?

Dans le spectre IR observé par Omega, l’eau ne peut échapper, qu’elle soit liquide, glace ou vapeur, adsorbée ou piégée dans un réseau cristallin.

Les oxydes ferriques sont strictement anhydres. C’est de l’hématite Fe2O3 sous forme de grains nanométriques. En conséquence, ce n’est pas l’eau qui a rouillé la planète. Si l’eau avait joué un rôle, il y aurait des radicaux OH (non détectés) ; de plus l’eau percole, et aurait affecté le sol sur plusieurs cm. Or il n’est altéré que sur quelques micromètres.

Les rovers au sol ne voient que les roches magmatiques, non la pellicule qui les recouvre, tant elle est fine. En roulant, ils laissent derrière eux leurs traces sombres, montrant que le sol, juste sous la pellicule, n’est pas oxydé.

D’où vient l’oxydation ? On a observé, depuis la Terre par télescope, du péroxyde d’hydrogène ou eau oxygénée H2O2 dans l’atmosphère. Elle s’y trouve en très petites quantités, mais elle est très efficace. Aussi, au fil des milliards d’années, elle a pu oxyder la surface. La concentration diminue évidemment avec l’altitude et la pression décroissante. C’est pourquoi les vieux terrains du sud n’ont pas été oxydés. Les volcans de Tharsis sont recouverts par de la poussière oxydée à basse altitude, et charriée par le vent. Mais là encore les hauts plateaux sont à plus basse pressions et les vents y sont trop peu efficaces pour transporter la poussière.


Rapport de mélange de H2O2 dans l’atmosphère de Mars.
Crédits LESIA. Observatoire de Paris. CNRS

Le point blanc indique le point sub-solaire. Les valeurs mesurées sont en accord avec les prévisions des modèles. L’eau oxygénée est une oxydant très puissant, capable d’oxyder toute la surface de la planète au fil du temps (les taux produits sont faibles).

Les carbonates

Mars Express à recherché des carbonates, sels pour la détection desquels elle est parfaitement adaptée. En vain. Il ne doit pas y avoir plus de 1% de carbonates à la surface de Mars.

Les argiles

Omega a trouvé également des argiles (phyllosilicates hydratés en grains). Si on peut envisager la formation des sulfates sans eau, on ne sait pas s’en passer pour la formation des argiles. Ce sont des smectites (magnésium et fer). Sur Terre, les argiles se forment par décomposition de roches, en particulier volcaniques, par barbotage prolongé dans de l’eau tiède. Elle semble donc réclamer une présence longue d’eau liquide. On trouve un peu de montmorillonite (silicate d’aluminium). Au cours du lessivage de la roche, les silicates de magnésium et de fer sont attaqués en premier, ceux d’aluminium ensuite. Par conséquent, plus un silicate est aluminié, plus il a barboté longtemps. La kaolinite est entièrement Al. Les argiles les plus abondantes sur Mars se forment dans un milieu neutre ou acide sur Terre ; à l’inverse des sulfates. Par conséquent, les sulfates et les argiles se sont formés dans des milieux très différents. On peut raisonnablement penser que ce soit à des époques différentes.

Les argiles sont toujours détectées dans les vieilles régions cratérisées, les sulfates dans la zone de Valles Marineris plus récente. Ceci montre que les conditions pour la formation des argiles (eau permanente) n’ont duré que peu de temps. Lors de la formation du plateau de Tharsis, la planète était déjà asséchée. L’eau liquide n’était présente que pendant le bombardement primordial.

Mawrth Vallis s’est formée par des écoulements cataclysmiques, après la formation des argiles. En effet, son lit ne contient que des roches volcaniques anhydres, alors que ses flancs et plateaux alentours sont recouverts d’argiles.

Syrtis Major est une zone très cratérisée entourant une zone moins cratérisée. Ceci permet de déterminer l’âge par comptage : 3,9 milliards d’années. Après le bombardement. Les minéraux hydratés ne sont présents que dans les parties très cratérisés. Ce qui achéve de faire lien. Quand les premières manifestations volcaniques se sont produites, Mars était déjà aride.

Ères géologiques de Mars

On a défini une échelle de temps relative basée sur les comptages de cratères. Elle comprend trois ères : par ordre d’âge décroissant le Noachien (Noachis Terra), l’Hespérien (Hesperia Planum) et l’Amazonien (Amazonis Planitia). Bien pratique pour donner une idée de l’âge d’un terrain, elle est toutefois basée sur un processus exogène, extérieur à la planète : la chute des météorites. L’avantage de cette classification est de permettre un rapprochement avec les autres corps célestes, la Lune par exemple, et de ne nécessiter aucunes connaissances autre que visuelle. L’inconvénient majeur est qu’elle ne donne aucun renseignement sur la géologie de la planète.

Le Noachien est la période la plus ancienne, la plus cratérisée. L’Amazonien est la plus récente ; elle court de la fin du Bombardement Primordial jusqu’à aujourd’hui. L’Hespérien se place entre les deux, avec moins de cratères que la première.

Omega a caractérisé des roches volcaniques, et trois types de roches altérées : des oxydes ferriques anhydres, des sulfates hydratés, et des argiles hydratées. Il a caractérisé les variations de chaque type, ainsi que leur contexte géologique. Il n’a pas détecté de carbonates.

La croûte s’est tout d’abord solidifiée, à partir d’un magma généralisé. Le calcium est l’élément le plus fusible. C’est lui qui donc se fond le premier, et enrichi le magma. Les pyroxènes présentent tous les degrés d’oxydation, ce qui signifie qu’ils ont cristallisé à partir d’un magma totalement fondu.

Un magma faiblement fondu, donc riche en Ca, donne en cristallisant de l’augite et du diopside (pyroxènes). Plus la roche fond, plus le magma s’appauvrit en Ca. Omega est capable de discriminer entre les roches issues de ces différents magmas. Omega a montré que la croûte s’est formée à partir d’un magma totalement fondu. Par contre, le volcanisme est issu d’un magma enrichi en Ca, des pyroxènes.

La nouvelle classification

Une nouvelle classification des ères géologiques de Mars a été proposée. Mais contrairement aux classifications usuelles, basées sur des observations de terrain et dont les noms rappellent les endroits où ces terrains ont été décrits pour la première fois, celle-ci se base sur une évolution climato-chimique globale. Elle n’est donc pas de même nature.

Première période

Les argiles hydratées se sont formées sur les terrains très anciens. Les épanchements volcaniques se sont produits après, recouvrant partiellement les argiles. Pour que l’eau soit liquide à la surface de Mars, il a fallu une pression atmosphérique bien supérieure à ce qu’elle est aujourd’hui. Et ceci, par effet de serre, augmentant la température au-dessus de 0°. Il fallut une pression d’autant plus élevée que le jeune soleil brillait un peu moins qu’aujourd’hui, de 20 à 30 %. Cette ère de Mars est donc tout à fait particulière, et mérite d’être nommée. Puisque c’est la période de formation des argiles, qui sont des phyllosilicates, le nom proposé est Phyllosien.

Le Phyllosien a commencé après la formation de la croûte, et s’est poursuivi jusqu’à l’assèchement de la planète. Si la fin avait correspondu avec celle du Noachien, on devrait trouver des argiles partout répandues sur la croûte primitive. Mais elles ne sont que dans des zones limitées. Ce qui prouve que le sol à été remodelé par des impacts après la fin de la formation des argiles. Le Bombardement Primordial s’est donc achevé plus tard, et le Phyllosien n’est qu’une partie de Noachien.

Le Phyllosien correspond à l’ère terrestre où la vie est apparue. Mais les traces en ont été effacées chez nous par la tectonique. Mars nous permettrait d’obtenir des données sur ce qu’il a pu arriver sur Terre à la même époque.

À la fin du Phyllosien, l’eau souterraine à dû geler et former le pergélisol qu’on observe aujourd’hui.

Le Phyllosien commence au refroidissement de la croûte, et se termine vers 3,9 milliards d’années.

Seconde période

Considérons maintenant les sulfates. Ils se trouvent à l’est de Tharsis, dans Valles Marineris, et dans Terra Meridiani, jusqu’à Aram Chaos, des terrains très peu cratérisés. Ils sont donc plus récents que le Phyllosien. Toutes les sondes ont observé du soufre, partout sur Mars. Si ce soufre provenait des roches locales, son abondance reflèterait la composition variable des roches. Or l’abondance du soufre est la même partout. Il provient donc d’une autre source, le dégazage volcanique. L’édification du plateau de Tharsis, avant même celle des volcans qu’il porte, à pu fournir ce soufre, emporté tout autour de la planète par les vents.

La formation de Tharsis est due à la remontée d’un diapir, qui a apporté un important flux de chaleur. Celle-ci a fondu la glace souterraine, provoquant des débâcles catastrophiques. On en voit de nombreuses traces à la surface. L’eau et le soufre étaient donc présents simultanément, capables de synthétiser des sulfates. Procédant comme précédemment, on a proposé le nom Théiikien, d’après le nom grec des sulfates : theiikos.

Le Théiikien est donc l’ère qui a suivi le Phyllosien. il est caractérisé par des remontées d’eau sporadiques (dégelée par la chaleur géothermique), dans une atmosphère déjà trop ténue pour assurer la stabilité de l’eau. Cette ère à forcément été de courte durée, limitée par les quantités de pergélisol disponibles dans les zones volcaniques.

Le Théiikien s’étend de 3,9 à 3,5 milliards d’années.

Troisième période

À la fin du Théiikien, l’atmosphére était très légère, l’eau non stable, comme aujourd’hui. Il s’est formé et se forme encore, du fer à l’état ferrique (explications ci-dessous). On a donc proposé le nom de Siderikien, par référence au grec siderikos, qui désigne ces oxydes. Le Siderikien n’est guère marqué que par le volcanisme, qui commence au Théiikien, et se poursuit par des phases actives séparées de centaines de millions d’années. La période récente (les derniers milliards d’années) a été marquée par des changements parfois rapides de l’inclinaison de la planète. Ces modifications entraînent à chaque fois un refroidissement de certaines régions, et un réchauffement des autres. Il s’ensuit un transport des glaciers par fusion dans les zones chaudes, puis déposition dans les régions froides.

Mais la caractéristique essentielle du Sidérikien est la lente oxydation superficielle, qui rougit progressivement tout le sol de la planète.

Le Sidérikien s’étend de 3,5 milliards d’années à nos jours.

Le changement climatique

Les argiles du Phyllosien demandent un milieu neutre à basique pour se former, alors que les sulfates du Théiikien qui lui succède requièrent un milieu franchement acide. Ceci suggère qu’entre les deux périodes de formation, un changement climatique global s’est produit. Le changement essentiel est la perte de l’atmosphère. Cette perte est due à la masse insuffisante de Mars, incapable de retenir les gaz légers. Peut-être les impacts ont-ils fourni assez d’énergie pour souffler l’atmosphère de Mars, alors que la gravité terrestre était suffisante pour retenir les gaz, même dans ces circonstances.

MGS a montré que Mars ne possède pas de champ magnétique global. Par contre, elle a observé un champ magnétique rémanent dans les terrains très cratérisés (datant du Phyllosien). Ce champ prouve que Mars à eu un champ magnétique à cette époque. Par contre, l’absence de champ dans les zones volcaniques (Tharsis), montre qu’à l’époque où le plateau s’est formé, le champ avait déjà disparu. De plus, les grands bassins d’impact (Argyre, Hellas) n’ayant pas de champ rémanent, se sont formés plus tard. Le champ à donc disparu avant les impacts géants, et avant la mise en place du volcanisme. Y a-t-il un lien entre la formation des argiles (la présence d’eau pérenne) et le champ magnétique ? Peut-être… le jeune soleil était 20 à 30 % moins brillant qu’aujourd’hui, mais plus actif en UV et X. Et ces rayonnements sont susceptibles de chasser une atmosphère… sauf si celle-ci est protégée par un champ magnétique.

Le champ magnétique est produit par effet dynamo, dans un noyau convectif et différencié. Cette convection est entretenue par de l’énergie, d’origine gravitationnelle au début, puis radioactive ensuite. Mars n’a sans doute pas assez de masse pour que la radioactivité entretienne la dynamo après affaiblissement de la source gravitationnelle.

Les écoulements visibles sur Mars ne sont pas liés à de l’eau permanente, lorsqu’elle était stable. Et les traces d’une éventuelle vie sur la planète ne doivent pas être cherchées à ces endroits-là. Il était naturel de rechercher les traces d’un océan dans les plaines du nord, point bas de Mars. Mais on a montré que ces traces y ont été effacées par des épanchements de lave à l’échelle de toute la région. C’est là où sont les argiles que l’on pourra lire l’histoire humide de Mars. Et cette possibilité résulte de la faible activité de la planète, qui a préservé certaines de ces zones. La recherche de la vie est faite selon des critères terrestres, en particulier la présence d’eau stable. Mars Express a montré que la recherche d’une vie éventuelle devait être menée dans les terrains Phyllosiens. Et les américains ont retenu 7 sites d’atterrissage pour Curiosity, parmi lesquels 6 ont été sélectionnés par Mars Express, qui y a découvert des argiles.

Si la vie est apparue sur Mars, c’est très probablement dans les terrains Phyllosiens. Si elle s’y est maintenue, c’est en suivant l’eau dans ses migrations lors de sa raréfaction. Le radar Marsis de Mars Express a cartographié les zones où se trouve de la glace aujourd’hui. Sous cette glace, la pression est forte, et la glace se transforme en eau liquide sans même une augmentation de température. Des traces de vie seraient donc à rechercher là où cette eau liquide est la plus proche de la surface. C’est le but de Exomars, projet européen, qui pourra faire un carottage jusqu’à deux mètres de profondeur. Actuellement, les radars disponibles ne permettent pas de détecter une transition en douceur entre deux domaines, l’un sec et l’autre humide, mais seulement une discontinuité, qui n’a pas été observée. Ils n’ont rien découvert hormis dans les régions polaires. Mais des instruments plus fin en trouveront peut-être bientôt.

La découverte de Curiosity

L’expectative était insoutenable ! La NASA a annoncé qu’elle allait annoncer quelque chose…

C’est fait. Il s’agit de la découverte dans le sol martien d’un composé organique. Encore faut-il s’assurer qu’il n’a pas été apporté par le rover lui-même depuis la Terre. Et aussi qu’il ne s’agit pas d’un des composés que l’on trouve en abondance un peu partout dans l’Univers, dans les comètes en particulier.

John Gortzinger, le scientifique en chef de la mission Curiosity, qui avait évoqué une découverte pour les livres d’histoire le 22 novembre, a expliqué avoir été mal compris

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