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Traces d'eau à la surface de Mars

Voici plusieurs milliards d'années de l'eau a probablement coulé entre Chryse Planitia et Kasei Vallis. Illustration de Kees Veenenbos.

L'eau et la vie (I)

Les missions spatiales vers la planète Rouge ont démontré que par le passé la surface de Mars avait été localement érodée par un liquide. En effet, un peu partout sur Mars on découvre des méandres asséchés, des ravines, des deltas et des vallées de débâcle. On ignore encore si c'est bien de l'eau qui a formé ces structures mais de plus en plus d'indices tendent à confirmer cette hypothèse.

La plupart des géologues et exobiologistes pensent qu'il y a environ un milliard d'années Mars était en partie recouverte d'eau : on y trouvait des oueds, des fleuves, des lacs et peut-être des océans.

Aujourd'hui la surface de Mars est asséchée mais l'eau pourrait encore exister dans le sous-sol, à plusieurs kilomètres de profondeur, non pas sous forme de nappes phréatiques mais plutôt emprisonnée des roches à l'image d'une éponge gorgée d'eau comme cela ne produit également sur Terre.

Grâce aux missions Mars Exploration Rover (MER), depuis 2004 les rovers Spirit et Opportunity ont permis de compléter le grand puzzle martien. L'eau n'est qu'une pièce de ce puzzle car le projet d'envergure que visent les scientifiques est de démontrer que la vie s'est développée à la surface de Mars.

Pour parvenir à cette conclusion, depuis l'exploration de Mars par la sonde Viking 1 en 1976, les chercheurs sont sur les traces de tout marqueur minéral ou biologique leur apportant des indices allant dans ce sens.

Plusieurs chercheurs dont Rocco Mancinelli de l'Institut SETI considèrent que les éléments biogéniques fondamentaux mais également secondaires existent à la surface de Mars.

Traces d'écoulements sur Mars

A gauche, des gullies c'est-à-dire des sillons vraisemblablement formé par de l'eau salée (à confirmer) ruisselant sur les remparts du cratère Newton. Au centre, reconstruction tridimensionnelle de Reull Vallis (cf. cet article scientifique de 1997 du LPI) photographiée en 2013 par la sonde spatiale Mars Express de l'ESA. Seul un fluide liquide peut générer ce type de relief et probablement suite à un déluge. Le canal mesure 7 km de large, 300 m de profondeur et s'étend sur près de 1500 km. Sa formation remonterait à la période de l’Hespérien (la deuxième période géologique martienne) et s'est asséché voici 1.8 à 3.5 milliard d’années. Ce canal traverse la région de Promethei Terra située dans l’hémisphère Sud. A droite, des îlots sédimentaires dans la région d'Ares Vallis par 22°N et 50°O non loin du site d'atterrissage de Mars Pathfinder. Par endroit les falaises culminent à 2000 m. Ces vallées de débacle suggèrent fortement qu'un liquide pouvant être de l'eau a coulé en abondance dans un lointain passé remontant entre 1.8 et 3.5 voire 4 milliards d'années. Documents NASA/JPL/MGS/NSSDC et ESA/DLR/FU Berlin.

Le premier facteur qui nous permettrait de déterminer si la vie est apparue sur Mars est de savoir si de l'eau liquide a coulé sur sa surface suffisamment longtemps. L'histoire de l'eau se trouve aujourd'hui dans l'étude minéralogique des roches martiennes. 

Aujourd'hui la plupart des scientifiques ont le sentiment qu'il leur manque quelques pièces seulement pour compléter leur puzzle. Ainsi la découverte de grande quantité de soufre (jusqu'à 40% de sels de soufre) près du site d'atterrissage d'Opportunity à Meridiani Planum suggère à Steve Squyres, principal investigateur de la mission MER, que de l'eau fut impliquée dans le processus.

Habitabilité et énergie

Après avoir découvert des traces de stratification similaires à un phénomène de sédimentation près du site d'Opportunity, tout porte à croire que certains endroits de la surface martienne présentent des traces minéralogiques compatibles avec des zones inondées ou périodiquement submergées par les flots. Mais quels sont les autres ingrédients nécessaires pour supporter l'idée que cette surface était jadis habitable ?

Cette question demeurant sans réponse, les microbiologistes doivent partir d'une expérience plus simple : de quelle manière un microbe résistant vivant sur Terre survivrait-il aujourd'hui sur Mars ? Par vraiment très bien, pensent la plupart des microbiologistes. Pourquoi ? En raison de la multitude des contraintes martiennes : les problèmes de basses températures, basses pressions, l'important rayonnement ultraviolet et le manque d'énergie (solaire et "géo"thermique) constituent les divers facteurs à surmonter à quiconque voudrait aujourd'hui survivre sur Mars, même si "aujourd'hui" est considéré comme une période qui s'étend sur les derniers dix millions d'années de l'histoire météorologique martienne.

Paysages hypothétiques de Mars une fois les vallées et les champs de dunes envahis par les eaux. Documents T.Lombry réalisés à partir de fichiers altimétriques MOLA de la surface de Mars.

Comparé à la température moyenne de la Terre qui est de 15°C au sol, la température moyenne de Mars est de -53°C et elle descend à -130°C à 30 km d'altitude contre -42°C sur Terre. Mars est un désert sec et glacé. Bien qu'occasionnellement la température dépasse le point de congélation dans les régions équatoriales où se sont posées les sondes Spirit et Opportunity, la plupart des processus biologiques nécessitent un seuil de température bien plus chaud. Si Mars était habitable par le passé, son climat devait être plus humide et plus chaud car aujourd'hui il est hostile à la plupart des bactéries (E. Coli par exemple) et même aux formes de vie résistantes vivant sur Terre. Selon S.Nedell, J.Pollack, M.Walter et D.Des Marais[1], Mars disposait bien dans le passé d'une atmosphère dense et chaude propice à la formation d'eau liquide en surface. Mais connaissant les faibles température et pression atmosphérique régnant aujourd'hui à la surface de Mars, comment la planète Rouge a-t-elle pu conserver son eau à l'état liquide dans le passé ?

L'effet de serre

En 1977, l'exobiologiste Carl Sagan (1934-1996) avait suggéré que l'atmosphère de Mars avait jadis été plus chaude suite à un effet de serre engendré par l'interaction de l'hydrogène avec le dioxyde de carbone, un effet qui aurait pu donner naissance à des étendues d'eau liquide, mais à l'époque, faute de mesures in situ et d'échantillons suffisamment nombreux, il n'avait pu quantifier cette interaction.

Spectres d'absorption infrarouge pour des collisions simulées entre le dioxyde de carbone (gris) et soit l'hydrogène moléculaire (bleu) soit le méthane (rouge). Document R.Wordsworth et al., 2017.

Dans une étude publiée en 2017 dans les "Geophysical Research Letters" le planétologue Robin Wordsworth de la School of Engineering and Applied Sciences de l'Université d'Harvard et son équipe sont parvenus pour la première fois à calculer cet effet et ont montré que les interactions entre le dioxyde de carbone, le méthane et l'hydrogène ont pu jadis entretenir des périodes chaudes durant lesquelles de l'eau liquide existait à la surface de Mars.

Cette époque remonterait à plus de 3 milliards d'années. Durant cette période, le Soleil était environ 30% moins lumineux qu'aujourd'hui et rayonnait autant de chaleur en moins. Il est donc encore plus étonnant que la surface de Mars ait pu être chaude à cette époque. Mais comme Wordsworth et son équipe l'ont expliqué, se sont surtout les bouffées de méthane qui auraient réchauffé l'atmosphère de Mars, son effet de serre étant 20 à 80 fois plus puissant que celui du gaz carbonique.

Les simulations de l'atmosphère primordiale de Mars indiquent que le dioxyde de carbone (CO2) seul, même présent à 95%, ne permet pas d'élever suffisamment la température pour maintenir l'eau à l'état liquide, pas même de la condenser en formant des gullies comme on l'observe encore aujourd'hui. En fait, les gaz légers finissent toujours par s'échapper dans l'espace, empêchant le réchauffement de l'atmosphère.

En revanche, en introduisant dans leur modèle un second gaz à effet de serre comme l'hydrogène ou le méthane tout en conservant la faible quantité d'énergie solaire, les chercheurs ont pu augmenter la température de l'atmosphère de Mars jusqu'au-dessus du point de congélation. Ainsi, il y a 3.5 à 4.5 milliards d'années, du méthane (CH4) et de l'hydrogène (H2) ont pu être émis en abondance par l'altération aqueuse des roches martiennes. En se mélangeant au dioxyde de carbone émis par les éruptions volcaniques, cette réaction a pu libérer suffisamment de gaz à effet de serre dans l'atmosphère martienne. Cette réaction a également pu produire des composés organiques tandis que l'hydrogène s'échappa dans l'espace. De telles réactions chimiques sont toujours à l'oeuvre sur Titan.

Les simulations de Wordsworth et son équipe montrent qu'une atmosphère d'au moins 0.5 HPa de CO2 mélangée à quelques pourcents d'hydrogène ou de méthane permet d'augmenter la température moyenne annuelle de plusieurs dizaines de degrés. Le seuil de 0°C est franchi sous une pression atmosphérique comprise entre 1.25-2 HPa et une proportion variant entre 2-10% d'hydrogène et de méthane. Selon les chercheurs, l'effet de ce mélange a donc provoqué un réchauffement important de l'atmosphère martienne qui a été sous-estimé jusqu'à présent.

Les traces d'eau

Début 2004, la sonde d'exploration Opportunity découvrit des indices probants selon lesquels d'importantes quantité d'eau furent présentes à au moins un endroit de la surface de Mars. Selon Steve Squyres, principal investigateur de la mission MER, l'affleurement asséché situé près du site d'atterrissage de Meridiani Planum présente des roches qui "furent au moins une fois submergées par de l'eau liquide". Cet indice suggère que quelque part dans le passé de Mars, l'eau était présente en quantité suffisante pour rendre cette région "apte à supporter la vie telle que nous la connaissons".

La confirmation du rôle de l'eau fut l'aboutissement d'une série de mesures détaillées effectuées sur le rocher El Capitan qui fait partie d'un vaste affleurement. Tant les images microscopiques que les mesures spectrales ont révélé des éléments chimiques et minéralogiques spécifiques qui ont convaincu les scientifiques du rôle historique de l'eau dans cette région. Mais Squyres s'opposa à cette explication. Bien que l'affleurement lui paraisse "sans aucun doute" avoir été altéré par de l'eau ayant percolé à travers la roche, il n'est pas persuadé que l'eau ait joué un rôle dans sa formation initiale.

A gauche, Tetl rock découvert par Spirit le 7 octobre 2004 dans le cratère Gusev situé dans les Columbia Hills. Une analyse détaillée devrait déterminer s'il s'agit d'une formation volcanique ou sédimentaire. Au centre, des traces d'hématite dans la région de Sinus Meridiani (entre 10°O-358°0 et 6°S-5°N) mesurées au spectromètre infrarouge. Leur structure cristalline témoigne qu'elles se sont développées dans une quantité d'eau raisonnable. A droite, cette image de Candor Chasma prise par Viking Orbiter montre en rose des dépôts pouvant avoir été formés par une altération hydrothermique produisant des cristaux d'oxyde de fer. Documents NASA/JPL, NASA/MGS/ASU et NASA/USGS.

Les petites sphérules que les Anglo-saxons appellent des "myrtilles" en raison de leur structure et leur couleur, et qui sont enfouies dans l'affleurement fournissent un premier indice selon lequel l'eau a transformé la roche. Sur Terre, nous savons que des sphérules similaires précipitent en présence d'eau. On peut même en retrouver dans les grottes humides.

Un second indice concerne le soufre détecté à la surface des roches. La présence de minéraux soufrés dans une roche est souvent l'indice que cette roche fut altérée par l'eau. Enfin, les strates visibles dans la structure rocheuse suggèrent que l'eau aurait pu être impliquée dans la formation initiale de l'affleurement.

De nouvelles données

Tous ces indices sont extrêmement attirants pour le chercheur pressé de conclure que l'eau a joué un rôle majeur sur Mars. Mais nous devons tempérer notre ardeur car tous ces phénomènes peuvent également s'expliquer par des processus volcaniques dans lesquels l'eau ne joue aucun rôle.

Dans un effort commun d'éclaircir la question, les scientifiques ont ordonné à la sonde orbitale MRO d'analyser en détails la surface de Mars à la recherche de trace d'eau grâce à son imager HiRISE à haute définition et ses instruments de spectrométrie. Au sol, le rover Opportunity a foré et gratté la surface d'El Capitan à deux endroits différents pour ensuite analyser les endroits protégés au microscope et aux spectromètres Mössbauer et APXS.

Les images microscopiques des échantillons de sol ont révélé que les couches rocheuses n'avaient pas été déformées d'aucune manière par la présence des sphérules. Ceci ajouté aux autres indices conduisent les scientifiques à la conclusion que les sphérules sont des concrétions. On en retrouve également éparpillées sur le sable près de Meridiani planum.

Selon Squyres, "les concrétions se sont formées lorsqu'il y avait de l'eau dans la roche, le calcaire dissout dans l'eau ayant précipité. Au cours de ce processus, le calcaire s'accumula autour d'un nucleus pour former graduellement un petit objet sphérique". Si les sphérules n'avaient pas été des concrétions, les strates situées au-dessus et en dessous d'elles auraient été déformées.

A gauche, qui apparut le premier, la cavité ou la sphérule ? On discerne différents stades de l'évolution d'une sphérule : la cavité, l'excroissance et la fusion partielle avec la roche. Ces événements permettent de dater chaque objet. Dans ce cas-ci, la sphérule semble "envahir" la cavité, et serait donc plus jeune que cette dernière. Ceci suggère que les sphérules auraient été l'une des dernières structures à se former dans l'affleurement rocheux. Au centre, dans une zone sabloneuse mesurant 3x3 cm, Opportunity a découvert de nombreuses petites concrétions qui ont pu être formées par divers processus géologiques (refroidissement de gouttes de lave, accrétion concentrique de matière autour de noyaux, etc). La petite sphérule à bas à gauche mesure 3 mm de diamètre. A droite, une sphérule de 13 mm de diamètre découverte sur l'affleurement d'El Capitan.

Les images microscopiques ont également fourni d'autres indices visuels d'une altération par l'eau. A travers toute la roche on découvre de très petits trous, de petites cavités (des "vugs") de la taille et de la forme d'une pièce de monnaie. Leur motif et leur distribution sont familiers des géologues. Des formations similaires sont communes sur Terre. Elles apparaissent lorsque de l'eau percole et dépose de petits cristaux - de gypse par exemple - dans les cavités rocheuses, et parfois par la suite lorsque les conditions environnementales changent et que le matériel de surface s'érode et se dissout.

Deuxième partie

Le soufre et l'eau salée

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[1] S .Nedell, Icarus, 70, 1987, p409 - J.Pollack, Icarus, 71, 1987, p203 - M.Walter et D.Des Marais, Icarus, 101, 1993, p129 - Lire également le compte rendu de l'exploration de Mars par les sondes spatiales Viking dans R.Gore/NASA, National Geographic, 151, jan.1977, p3.


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