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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 suggèrent qu'un liquide, probablement de l'eau, a coulé avec abondance il y a 4 milliards d'années. Reste à le prouver par des analyses.

A voir : Mars Express - Reconstitution 3D du paysage martien par l'ESA

Google Mars - Explorez Mars en 3D grâce à Google Earth (sur le blog)

Valles Marineris

Deux vues 3D simulées à partir des données dans le spectre visible de l'imageur THEMIS de la sonde spatiale Mars Odyssey de la NASA montrant à gauche une vue de Valles Marineris comprenant la partie ouest de Candor Chasma (les hauteurs n'ont pas été exagérées) et à droite le bassin de Melas Chasma (à avant-plan). Son rempart sud contient des sédiments indiquant qu'il s'agit d'un ancien lac. Documents NASA/JPL/Themis/U.Az/R.Luk.

Reull Vallis et Ares Vallis par exemple présentées ci-dessous sont deux immenses vallées de débacle qui s'étendent sur plus de 1400 km. Les parois d'Ares Vallis culminent à 2000 m tandis que la largeur de Reull Vallis atteint 7 km !

Par endroit on a estimé les volumes d'eau chariée à plus de mille fois le débit du fleuve Amazon ! Si ces vallées sont très âgées (1.8 à 3.5 milliards d'années), on découvre également des ravins de quelques milliers d'années. En fait on pense que l'eau qui semblait abondante par le passé disparut pour une raison inconnue et se serait infiltrée dans le sous-sol poreux pour rejaillir quelques milliers d'années plus tard ci et là sous formes de ravines et de gullies, comme celle qu'on aperçoit aujourd'hui sur les remparts du cratère Newton par exemple (photo ci-dessus au milieu).

Un lecteur attentif se demandera comment de l'eau peut-elle s'écouler sur les pentes des reliefs martiens si la température est négative en surface ? Ainsi que nous le verrons dans l'article consacré aux traces d'eau à la surface de Mars, si l'eau gèle effectivement à 0°C sous une pression de 1013 mbar, son état change dans d'autres conditions. Sous une pression réduite à 6 ou 7 mbar, en présence d'un milieu hypersalin, l'eau peut rester liquide jusque -40°C voire plus bas encore. C'est ainsi que se forment les gullies et les ruisseaux de saumures qui peuvent s'étendre sur une centaine de mètres sur le pente des cratères.

L'eau sur Mars : les trace probantes

Ci-dessus à gauche, des sillons vraisemblablement formés par de l'eau ruisselant dans un réseau de drainage dans la région de Arda Valles photographiés par la sonde Mars Express le 20 juillet 2015. Au centre, des gullies c'est-à-dire des réseaux de canaux étroits et pentus associés à des dépôts sédimentaires dans lesquels de l'eau s'écoule occasionnellement (surtout en fin de nuit) le long des remparts du cratère Newton. A droite, on dénombre 14 gullies sur cette portion longue de 1 km de Nirgal Vallis photographiée part MGS le 12 juillet 1999. Ci-dessous à gauche, 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 ESA, NASA/JPL/MGS/NSSDC, NASA/JPL/MSSS et ESA/DLR/FU Berlin.

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.

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 et peut-être même d'eau liquide soit encore piégée dans le sous-sol martien comme l'illustre le dessin ci-dessous à droite. Sachant que la température du sous-sol est positive à quelques mètres de profondeur, le milieu très hostile en surface devient en théorie proprice au développement d'une vie rudimentaire souterraine... Mais attendons le verdict des explorations in situ.

L'eau est vraisemblablement présente sur Mars, formant parfois des structures monumentales bien visibles mais parfois elle est cachée. A gauche, couches de sable alternées de couches de glace formant d'immenses dunes glacées dans Chasma Boreale. Cette formation s'élève à ~1400 m au-dessus de la base. A droite, comme sur Terre, de l'eau à l'état liquide forme probablement des nappes aquifères à quelques mètres de profondeur dans le sous-sol de Mars où la température reste positive toute l'année. Documents NASA/JPL/Themis et ESA.

A côté de ces formations s'étendent des champs de dunes et de cailloux très vastes. Hellespontus forme une ellipse de 60 km x 30 km. Certains déserts se sont installés dans les canyons, tel le champ de dunes de Ganges.

Les sites d'atterrissages des différentes rovers (Viking 1 à Chryse Planitia, Viking 2 à Utopia Planitia, Spirit et Opportunity) 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 leur aspect, Chryse Planitia par exemple ou les sites explorés par Opportunity sont forts similaires à certaines régions du désert de pierres de la Vallée de la Mort aux Etats-Unis, de l'Atlas du Maroc, du nord de la Lybie ou du sud-ouest de l'Arabie.

Images de Mars : HiRISE (Images HD) - TEHMIS

NASA/NSSDC - Malin Space Science Systems - JPL (Mars)

Glace sèche et brouillard

A gauche, de la glace carbonique (glace sèche) recouvre partiellement le volcan éteint d'Apollinaris Patera. Si durant l'été à l'équateur - la photographie a été prise le 19 juin 2000 - la température atteint localement 35°C, en altitude le gel est permanent. Au centre, du givre recouvre en permanence un cratère non baptisé. A droite, le cratère météoritique Lowell. Situé par 52°S il mesure 201 km de diamètre. Le léger dépôt blanchâtre qui le recouvre est du givre constitué de glace carbonique qui précipita sur le sol en raison du froid durant l'automne martien. Ci-dessous à gauche, un champ de dune dans la région du pôle Nord couvert de givre de gaz carbonique. Il se sublime au printemps sous forme de jets de gaz emportant de la matière sombre qui retombe au sol sous forme de taches noires. A droite, du brouillard de rayonnement recouvre Noctis Labyrinthis situé dans la partie ouest de Valles Marineris. Documents NASA/MGS/NSSDC et MRO.

Climat et météorologie

Parmi toutes les planètes du système solaire,  les saisons martiennes sont celles ressemblant le plus aux saisons terrestres en raison d'une inclinaison similaire de l'axe de rotation des deux planètes.

Mars étant 1.52 fois plus éloignée du Soleil que la Terre, elle reçoit 43% de la quantité de lumière qui atteint la Terre. Pendant l'été austral, en raison de la forte excentricité de son orbite, Mars se rapproche d'environ 20% du Soleil; il s'agit des oppositions périphéliques. L'insolation augmente de 40%, élevant la température de l'air près du sol jusqu'à 35°C à l'ombre selon les mesures obtenues par le rover Spirit en 2007. Dans ces conditions les saisons présentes des extrêmes plus importants dans l'hémisphère Sud que dans l'hémisphère Nord où les différences climatiques sont plus douces. Ainsi, les températures australes en été peuvent être 30° plus élevées que dans l'hémisphère Nord tandis qu'en hiver la limite du gel peut descendre jusqu'à 40° S alors qu'elle se limite à ~50° N.

A gauche, les zones climatiques globales martiennes avec la limites saisonnère du gel qui descend plus bas vers l'équateur (~40° S) dans l'hémisphère Sud. A droite, une tempête de sable similaire à celle qu'on peut observer sur Terre photographiée au-dessus d'un réseau de canyons par la sonde spatiale MRO en 2008. Le front s'étend sur environ 120 km. Document Henrik Hargitai/NASA/ARC adapté par l'auteur et NASA/JPL-Caltech/MSSS.

Comme on le voit ci-dessus, en fonction de la latitude et donc de l'ensoleillement, comme sur Terre, on  retrouve sur Mars différentes zones climatiques : équatoriales, tropicales, tempérées et polaires.

La température maximale moyenne sur Mars est proche de 0°C avec un minimum moyen de -63°C tandis qu'en hiver dans les régions polaires, la température de l'air près du sol peut descendre jusqu'à -143°C.

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, ce qu'on appelle de la glace sèche et, plus intéressant, de grande quantité d'eau glacée (15%) à quelques dizaines de centimètres sous la glace sèche. Cette quantité est loin d'être négligeable. L'ESA a estimé que la quantité d'eau glacée présente au pôle Sud de Mars est équivalente à une couche liquide de 11 mètres d'épaisseur recouvrant toute la planète.

De l'eau glacée sous les pôles

Ces images représentent respectivement les calottes des pôles Nord (en haut prises par les sondes spatiales Mars Express et Viking 2) et Sud (en bas prises par Viking 2) de Mars. Les deux calotte polaires présentent une structure spiralée induite par les forces de Coriolis. A l'inverse de la calotte polaire australe principalemenent constitué de gaz carbonique mélangé à un peu d'eau glacée, la calotte polaire boréale est principalement constituée d'eau glacée. A droite, les dépôts laminaires de sédiments formés suite au retrait des glaces dans chacune des calottes polaires. Documents ESA/Mars Express, NASA/Viking2/NSSDC et NASA/Calvin J.Hamilton/LPI.

En fait, les astronomes soupçonnaient indirectement l'existence de glace d'eau mais ils ne pensaient pas en trouver si près de la surface. La calotte polaire sud est également beaucoup moins chargée en poussière que celle du pôle Nord. Durant l'été la calotte du pôle Sud s'évapore si fortement 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.

A gauche, les cycles climatiques de la glace et de la poussière ont sculpté les calottes polaires de Mars, saison après saison, année après année, fondant ou se sublimant au rythme des changements climatiques. Cette image est une vue 3D simulée basée sur les données de l'instrument d'imagerie THEMIS de la sonde spatiale Mars Odyssey de la NASA. A droite, une séquence vidéo (cliquer sur l'image pour lancer le fichier .avi de 1.5 MB) donnant une idée assez surprenante de l'aspect de la calotte du pôle Nord. Celle-ci présente une structure en terrasses et de profondes failles suite aux replis des glaces sous la chaleur de l'été. Dans les failles on peut analyser l'histoire de la calotte qui présente en alternance des strates de poussières déposées par les vents et des couches de glaces accumulées au fil des éons. Noter la couleur anacronique du ciel dans la vidéo (bleu, une erreur scientifique !). Documents NASA/JPL/U.Az/R.Luk et Calvin J.Hamilton/NASA.

En utilisant les relevés radar de la mission MRO de la NASA (SHARAD) réalisés autour de la calotte polaire nord, Isaac B.Smith du SwRI et ses collègues de l'Institut des Sciences Planétaires (PSI) ont pu retracer la dernière glaciation de la planète Rouge et affiner les modèles actuels montrant les transferts de glace entre les différentes latitudes. Les nouveaux résultats publiés dans la revue "Science" en 2016 montrent que Mars connut un âge glaciaire qui se termina il y a environ 370000 ans lorsque les pôles commencèrent à se refroidir plus fortement que la région équatoriale. Les modèles montrent que depuis cette époque la calotte polaire nord s'est épaissit d'environ 300 mètres avec un maximum de 320 mètres, ce qui équivaut à une couche glacée de 60 cm d'épaisseur recouvrant toute la planète. Ces résultats sont du même ordre de grandeur que les modélisation faites en 2003 et 2007.

Prochain chapitre

L'atmosphère martienne

 

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