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Mars, le dieu de la guerre Un relief familier (III) Si les sondes spatiales n'ont pas découvert les "canaux" de P.Lowell, elles ont en revanche mis en évidence des lits de cours d'eau asséchés et des paysages sablonneux qui nous sont familiers. Dans beaucoup d'endroits, les traces d'écoulements liquides sont très nombreuses. On trouve des vallées asséchées, érodées et sinueuses dans la région de Chryse Planitia, de Nilosyrtis et de Copratès dans Valles Marineris. Ils révèlent des îlots de sédiments en forme de goutte ou de delta qui prouvent qu'un liquide, probablement de l'eau, a coulé avec abondance il y a probalement 4 milliards d'années. Arès Vallis par exemple, se présente comme une vallée de débacle. Par endroit on a estimé les volumes d'eau chariée à plus de mille fois le débit du fleuve Amazone ! Si ces vallées sont très âgées, on découvre également des ravins de quelques milliers d'années. En fait on pense que l'eau qui, semble-t-il, fut abondante par le passé aurait disparu pour une raison encore inconnue, se serait infiltrée dans le sous-sol poreux pour rejaillir quelques milliers d'années plus tard ci et là sous formes de ravines, comme celle que l'on aperçoit aujourd'hui sur les remparts du cratère Newton par exemple. Les failles et les effondrements offrent des parois tantôt abruptes, tantôt en pentes douces ou comblées de débris rocheux. Par endroit les falaises plongent à plus de 10 km de profondeur. Les rempart qui forment les contreforts d'Olympus Mons forment de véritables falaises qui culminent à 7 km d'altitude ! Les endroits les plus tourmentés sont Valles Amazonis et Capri Chasma dont l'aspect chaotique a peut-être été provoqué par la liquéfaction de l'eau du permafrost, à une époque où le sous-sol était plus chaud. Cartes géologiques de Mars : Mars Nomenclature - On-line Maps
Les impacts météoritiques furent aussi très violents. Peut-être la proximité de la ceinture d'astéroïdes explique-t-elle ces bombardements. Le bassin d'Hellas mesure plus de 2000 km de diamètre et 4 km de profondeur, Argyre atteint 1000 km de diamètre et Lybia 1500 km. Sous les pôles également, on distingue par transparence de nombreux cratères. Mais leur morphologie est différente des formations lunaires. Ils présentent à leur périphérie des dépôts (les éjecta) qui semblent s'être écoulés comme un liquide visqueux déborde d'un promontoire. Ces formations ont été comparées aux impacts météoritiques présents sur les satellites galiléens de Jupiter. Leur surface étant gelée, les impacts successifs ont été comblés par la glace qui s'est écoulée progressivement autour d'eux. La plupart des cratères martiens étant bien conservés, ils n'ont pu se maintenir que dans des régions où le sol contenait de l'eau liquide ou glacée. Il est donc probable qu'une très grande quantité de glace soit encore piégée dans le sous-sol martien. Et sachant que la température du sous-sol est positive à quelques mètres de profondeur, le milieu très hostile à l'extérieur devient en théorie proprice au développement d'une vie rudimentaire sous-terraine... Mais attendons le verdict de l'exploration martienne
A côté de ces formations s'étendent des champs de dunes et de cailloux très vastes. Hellespontus forme une ellipse de 60 km sur 30. Certains déserts se sont installés dans les canyons, tel le champ de dunes de Ganges. Les sites d'atterrissages de Viking 1 (Chryse Planitia) et de Viking 2 (Utopia Planitia) montrent visiblement que de nombreuses crêtes de sables se mêlent au sol rocheux de Mars. Ce phénomène est lié aux violentes tempêtes qui balayent régulièrement sa surface. Par son aspect, Chryse Planitia est fort similaire à certaines régions du désert de pierres de la Vallée de la Mort, aux Etats-Unis. Images de Mars: The Planet Mars - NASA/NSSDC - Malin Space Science Systems Climat et météorologie L'existence des saisons fait que Mars est recouverte en permanence de deux calottes polaires qui fondent partiellement par sublimation en été. Celle du pôle Sud conserve toutefois une dimension minimale de 400 km de diamètre. Selon les relevés effectués par la sonde Mars Express de l'ESA début 2004, la calotte de glace qui recouvre le pôle Sud renferme 85% de glace carbonique et, plus intéressant, de grande quantité d'eau glacée (15%) à quelques dizaines de centimètres sous la glace carbonique. En fait, les astronomes soupçonnaient indirectement son existence mais ils ne pensaient pas qu'ils en trouveraient si près de la surface. Cette calotte polaire est également beaucoup moins chargée en poussière que celle du pôle Nord. Durant l'été la calotte du pôle Sud s'évapore si bien que lors des oppositions favorables telle celle de 2003 on a pu apercevoir le sous-sol sombre du mont Mitchell depuis la Terre.
Il est intéressant de noter que la calotte polaire boréale recouvre une surface sédimentaire, composée de sable, de débris et de cratères. La partie externe est constituée par un dépôt très mince de gaz carbonique sur une vingtaine de centimètres. Seule une zone étroite, au-delà de 80° de latitude subsiste en permanence et présente une épaisseur de plusieurs centaines de mètres. La calotte du pôle Nord présente une structure stratifiée prononcée, due aux nombreux accidents du relief qu'elle recouvre. Sa forme spiralée s'explique aussi par la force de Coriolis, qui comme sur Terre, entraîne les masses d'air vers l'Ouest, modelant les surfaces meubles et déposant sur plusieurs kilomètres les poussières arrachées du sol. Ces dépôts s'accumulent ainsi à raison de 4 mm par an, formant des couches stratifiées très épaisses et des champs de dunes.
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