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Mars, le dieu de la guerre

Coucher de Soleil sur le site d'Opportunity enregistré en 2004. Cliquer sur l'image pour lancer une animation QT de 806 KB.

L'atmosphère martienne (IV)

L'analyse des relevés atmosphériques de Mars réalisés par les sondes spatiales orbiter et lander a révélé qu'elle se compose à 95.3% de gaz carbonique, tout comme Vénus de nos jours et la Terre dans sa phase prébiotique. L'azote représente 2.7%, l'argon 1.6%, l'oxygène 0.13%, le monoxyde de carbone 0.07% et la vapeur d'eau 0.03%. Les gaz inertes et l'ozone interviennent pour les 0.28% restants.

Pour rappel, l'atmosphère de la Terre est constituée de 78% d'azote, de 21% d'oxygène, jusqu'à 7% d'eau et de 0.1% de gaz carbonique, tout à l'inverse de celle de Mars considérant nos besoins vitaux.

L'atmosphère de Mars est donc ténue et irrespirable et loin de nous convenir, à moins de mettre en place un processus de terraforming sur lequel nous reviendrons.

A l'image des déserts terrestres comme le Sahara et celui d'Atacama où la température nocturne peut descendre en hiver respectivement jusque -8°C et -10°C, pendant la nuit martienne, partout sur la planète la température descend jusqu'à -125°C. Il se forme une couche de givre qui s'étend sur le sable, autour des pierres et condense les gaz atmosphériques dans les dépressions.

Cette condensation est principalement constituée de gaz carbonique, la vapeur d'eau étant à l'état de traces dans l'atmosphère. Localement toutefois de la glace d'eau se forme tant dans les anfractuosités des reliefs bas protégés des vents que dans l'atmosphère ténue où les gaz arrivent vite au seuil de saturation.

Structure de l'atmosphère martienne comparée à celle de la Terre (les nuages de poussières s'élevant jusqu'à 45 km d'altitude n'ont pas été représentés). Doc T.Lombry.

Ce phénomène relance le débat autour de la quantité d’eau piégée dans le sous-sol martien dont nous reparlerons. Seules les missions in situ et un jour le débarquement de l'homme sur Mars permettront de savoir si le cycle de l’eau existe encore aujourd’hui dans une phase gaz-liquide. Car si l'eau a probablement coulé en abondance jadis à la surface de Mars, rares sont les traces tangibles qui subsistent aujourd'hui. On y reviendra à propos de la découverte de traces d'eau sur Mars.

La pression à la surface de Mars est très faible, oscillant entre 6 et 85 mb alors qu'elle est de 1013 mb sur Terre en bordure de mer. L'atmosphère martienne est donc très raréfiée et de surcroît "polluée" de gaz carbonique. Pour toutes ces raisons le son se propage assez mal à la surface de Mars. Protégée par si peu d'atmosphère, le sol de Mars subit également de plein fouet les assauts mortels du rayonnement ultraviolet. Il ne fait pas bon vivre sur Mars sans scaphandre, qui par ailleurs est indispensable pour protéger les éventuels astronautes du bombardement corpusculaire; sans magnétosphère, le sol martien est en effet aussi attaqué par les rayons X solaires et les rayons cosmiques.

Ne disposant pas d'étendue liquide de référence, le niveau standard a été fixé à 6.1 mb. Au sommet de Mons Olympus la pression chute à 1.5 mb, soit l'équivalent de la pression qui règne au niveau de la stratopause sur Terre, vers 50 km d'altitude !

Malgré la faible pression régnant sur Mars, son atmosphère est bien active et présente deux couches nuageuses :

- Des nuages jaunes situés entre 40 et 50 km d'altitude. Ils sont constitués de gaz carbonique. Lors des tempêtes de sable ils peuvent être mêlés de poussières soulevées par les vents qui soufflent jusqu'à 500 km/h, propulsant les poussières microscopiques (2 microns en moyenne) jusqu'à moyenne altitude où règne une température de -220°C. Ces nuages sont la principale cause de l'obscurcissement régulier de la surface martienne et de l'érosion du sol. Ils peuvent persister de quelques jours à plusieurs mois. En temps ordinaire, lorsque le sol s'est suffisamment réchauffé, les vents soufflent à quelque 20 km/h.

- Des nuages bleus situés entre 10 et 15 km d'altitude, évoluant par une température voisine de -100°C. Ils sont uniquement visibles sous filtre de contraste bleu. Ils sont similaires à nos cirrus et sont constitués d'eau glacée.

Ces nuages bleus sont parfois associés à des nuages dits "blancs" analogues à nos cirrus et évoluant jusqu'à 20 km d'altitude. Ils se forment au-dessus des régions polaires et des grandes formations. Ils apparaissent surtout au lever du Soleil lorsque la température est la plus basse (5h du matin) et sont constitués d'eau glacée.

Saviez-vous que Mars pourrait avoir un ciel bleu... ? Sur Terre c'est la diffusion de Rayleigh de la lumière bleue sur les molécules d'air qui donne cette couleur si merveilleuse au ciel. Le même phénomène se produit sur Mars, mais ici s'ajoute l'effet contrariant des tempêtes de sable. En effet, si l'atmosphère martienne était claire, nettoyée de toute sa poussière et de tout le sable soulevé par les vents tempétueux, Mars présenterait un beau ciel bleu plutôt qu'un hâle jaune-ocre que les experts en traitement d'image de la NASA ont bien du mal à reproduire sur les photographies couleurs.

L'atmosphère raréfiée produit sur la température au sol des écarts journaliers d'environ 60°. Son excentricité orbitale influence également les températures extrêmes qui oscillent de -140°C au pôle Nord en hiver, à +20°C en été dans l'hémisphère Sud et un maximum pouvant atteindre +27°C à midi à l'équateut en été. Dans le sous-sol, à partir de quelques dizaines de centimètres, c'est du permafrost gelé à -60°C. Non, décidemment Mars est un désert glacé très inhospitalier.

A consulter : Modèle interactif de l'atmosphère (NASA-GRC)

Météorologie martienne

A gauche, une vue oblique de l'atmosphère de Mars prise par Viking Orbiter 1 en septembre 1976 en direction du Nord montrant le bassin d'Argyre d'environ 600 km de diamètre. A droite, des nuages d'altitude photographiés par Opportunity au-dessus du cratère Victoria en octobre 2006. Ci-dessous à gauche, des nuages de glace et du brouillard planent au-dessus de Kasai Vallis par 30°N et 65°O. On distingue un front nuageux au SO. L'image couvre 800 km. A droite, une formation cyclonique près du pôle Nord. L'image couvre 375 km.Documents NASA/NSSDC/Viking1, MGS, JPL/MER et NASA/Calvin J.Hamilton.

Alliée à une température proche de celle de l'azote liquide, l'atmosphère de Mars n'a rien à voir avec celle de la Terre. Versez-y un verre d'eau et le liquide se transformera immédiatement en vapeur. Seul le gaz carbonique peut y exister sous une forme solide ou liquide, à l'instar de la carbonite qu'on utilise sur Terre pour refroidir les aliments. Voilà déjà un phénomène qui ne rend pas Mars très accueillant...

Au coucher du Soleil, le ciel devient pratiquement noir. Ainsi, le 20 août 1976, Viking 1 photographia un coucher de Soleil sur Chryse Planitia. L'atmosphère était tellement faible qu'elle ne diffusa pratiquement pas la lumière. Seule une faible couronne de quelques degrés entourait le Soleil. Une image panoramique du site d'atterrissage d'Utopia Planitia prise par Mars Pathfinder révéla toutefois une légère dominante rosée dans le ciel provoquée par la poussière en suspension.

Quelques années plus tard, en 2005 le rover Spirit prit de nouvelles images du coucher de Soleil martien révélant cette fois beaucoup plus de détails comme on le voit ci-dessous. Mais le paysage reste désolé; Mars est un désert glacé.

A voir : Coucher de Soleil martien, Opportunity, 2010

Analemme du Soleil sur Mars (APOD)

Couchers de soleil martiens

Depuis les premières images en couleurs naturelles des paysages martiens d'Utopia Planitia reçus au JPL en 1976, les experts du MIPL ont plus d'une fois corrigé la balance des couleurs, hésitant entre saturer le ciel de couleur orange ou lui donner une tonalité plus pastel voire même bleue ciel en l'absence de poussière. Aujourd'hui les spécialistes pensent que la couleur du ciel n'est pas aussi prononcée qu'on l'imaginait encore en 1990. A part la première image prise en 1997 dont le rouge est trop prononcé et devrait être plus brun, les tonalités des deux autres photos ont été pour ainsi dire "mises à jour" depuis 2002. En fait si on compare le résultat actuel à un traitement RGB ordinaire on peut estimer que le canal rouge a été réduit d'environ 30% par rapport aux autres couleurs primaires. A gauche, le crépuscule photographié vers 16h10 locale au Sol 24, le 29 juillet 1997 par Mars Pathfinder (la plate-forme fixe sur laquelle était posée le rover Sojourner). Au centre, un crépuscule sur Gusev photographié par le rover Spirit au Sol 489, le 19 mai 2005. A droite, un crépuscule photographié par Curiosity depuis le cratère Gale au Sol 956, le 15 avril 2015. Notez la couleur légèrement bleutée du ciel. Documents NASA/JPL/Pathfinder, NASA/JPL/MER, NASA/PhotoJournal et NASA/JPL/Caltech/U.Texas.

Si les astronomes comprennent pourquoi Mars présente une atmosphère aussi ténue (sa faible masse expliquant ceci), la question de savoir comment elle l'a perdue fait encore l'objet de nombreuses études car la réponse n'est ni simple ni définitive.

Ainsi, en 2015 la sonde spatiale MAVEN de la NASA apporta des preuves selon lesquelles Mars aurait perdu son atmosphère suite à l'interaction de celle-ci avec le vent solaire. En effet, plusieurs études publiées dans la revue "Geophysicical Research Letters" montrent qu'aujourd'hui le vent solaire est le principal responsable de l’érosion de l'atmosphère martienne. Ainsi, en mars 2015, les détecteurs de MAVEN ont montré que le vent solaire expulsa les ions atmosphériques à un taux équivalent à environ 100 grammes par seconde. Cet échappement se produit principalement (75%) à la limite entre la haute atmosphère martienne et l'enveloppe magnétique produite par son interaction avec le vent solaire et de façon moindre au niveau des pôles (~25%).

Le plus significatif est que ce taux d'érosion atmosphérique augmente d'un facteur 10 à 100 lors des tempêtes solaires, suggérant qu'il fut bien plus élevé par le passé, lorsque le Soleil était plus jeune et plus actif. Les astronomes sont convaincus que c'est ce phénomène qui conduisit à l'évaporation de l'atmosphère de Mars, ce qui entraîna l'assèchement puis le refroidissement de sa surface[5].

Cette découverte signifie également qu'à une certaine époque très reculée, Mars disposait d'une atmosphère suffisamment dense et chaude pour permettre l'existence d'eau liquide en surface, voire même abriter certaines formes de vie. On y reviendra dans d'autres articles.

La poussière martienne

Quand on voit les photos de la surface de Mars, où que l'on regarde le paysage est rocailleux et sablonneux et il n'y a pas un rocher où ne s'accumule pas de la poussière. D'où provient toute cette poussière ? Dans les conditions climatiques régnant de nos jours sur Mars, l'abrasion éolienne et la déflation des roches sont probablement les deux mécanismes les plus actifs à l'origine de la formation et l'accumulation de la poussière martienne.

Tourbillon de poussière formé l'après-midi du 16 février 2012 dans Amazonis Planitia (35.8°N, 207°E). Il mesure 30 m de diamètre et s'élève à 800 m de hauteur. Document NASA/MRO.

D'un point de vue mécanique, le taux d'abrasion dépend de la nature géologique du sol, des particules abrasives, de la densité de l'air et de la force du vent. Dans les zones actives martiennes où le sable migre facilement, on estime le taux d'abrasion compris entre 1 et 50 μm/an soit une abrasion maximum de 0.05 mm/an, ce qui est assez faible en soi. En revanche, dans la région du site du lander Viking 1 (dans Cydonia Mensae situé à 4655 km à l'est d'Olympus Mons), on releva un taux d'abrasion jusqu'à 0.21 mm/an. Notons que comme sur Terre, plus la densité de l'air est élevée plus la vitesse de friction augmente et plus l'abrasion est forte. En moyenne, le taux d'abrasion double lorsque la force du vent double (cf. cette étude de 1982 sur le taux d'abrasion sur Mars et cette étude de 2014 sur l'effet du vent sur le sable sur Terre).

Les expériences en laboratoire y compris dans des tunnels à vent suggèrent que le taux d'abrasion est plus élevé sur Mars que sur Terre en raison de la plus faible pression atmosphérique et des vitesses de friction plus élevées des particules salines. De plus, ces expériences ont montré que l'abrasion est plus efficace sur les roches à grains fins (~ 20 microns) de dureté intermédiaire. Les preuves de cette érosion à grande échelle par déflation peuvent être observées dans certaines zones de Mars jusqu'à l'échelle du décimètre dans les fossés, les dépressions et les dépôts qui s'accumulent à l'abri des roches.

Près de la région équatoriale de Mars, on peut observer d'énormes crêtes rocheuses façonnées par le vent qu'on appelle "yardangs"[6] s'étendant sur plusieurs dizaines de kilomètres, soulignant le rôle considérable joué par les forces éoliennes sur l'érosion de la surface de Mars.

La formation de poussière éolienne est également possible par collision intergranulaire de grains plus grossiers (> 0.1 mm) qui peuvent produire de la poussière par fracture complète ou par enlèvement de coins des matériaux d'origine. Pour ces différentes raisons, on estime que la poussière martienne commença à se former à l'époque du climat post-Noachien il y a 3.7 milliards d'années (après l'époque des impacts météoritiques et la disparition de l'hydrosphère).

Carte topographique basée sur les données altimétriques MOLA de la région martienne centrée sur 0°N, 180°E. Medusae Fossae est située sur la droite près du cratère Nicholson. Cette zone se situe en bordure d'une grande plaine de plus de 5000 km de longueur contenant des plateaux (planum), des collines (dorsa), des crêtes (rupes), des fosses (fossae), des sillons (sulci) et est bordée au sud par des reliefs sombres parsemés de grands cratères d'impacts. D'autres cartes sont présentées dans l'article consacré aux oppositions de Mars. Document NASA/GSFC adapté par T.Lombry.

Selon une étude publiée dans "Nature Communications" en 2018 (voir aussi l'article publié dna sle Journal de l'AGU) par Lujendra Ojha de l'Université Johns Hopkins et ses collègues, une grande partie des poussières martiennes proviennent de l'érosion de la formation volcanique Medusae Fossae alias MFF (3.2° S, 197° E) présentée ci-dessous à gauche située à 2000 km au sud-ouest d'Olympus Mons, près du cratère Nicholson. La photo satellite montre clairement les champs de dune sablonneuse et le soubassement rocheux fortement érodé.

Selon les données enregistrées en 2002 par l'orbiter MRO, les estimations de la grille topographique indiquent que Medusae Fossae couvre de nos jours une superficie de 210000 km2 soit le tiers de la France et représente un volume de 140000 km3. Cependant, les dépôts résiduels formant les yardangs observés à plus grandes distances suggèrent que par le passé cette formation aurait été au moins deux fois plus étendue, couvrant jusqu'à 500000 km2.

La formation volcanique de Medusae Fossae sur Mars photographiée par MRO. Document NASA/JPL.

Selon les chercheurs cette formation subit une importante éruption volcanique il y a plus de 3 milliards d'années. La roche est poreuse et dut se développer à partir de dépôts volcaniques explosifs et non de dépôts glaciaires.

Les éruptions à l'origine des dépôts auraient déversé dans l'atmosphère d'énormes quantités de gaz (soufre, gaz carbonique et chlore) altérant le climat et éjecté assez d'eau pour couvrir Mars d'un océan mondial.

Selon Ohja, Medusae Fossae représente le plus grand dépôt pyroclastique connu dans le système solaire. L'érosion éolienne y a joué un rôle majeur au point qu'aujourd'hui la moitié de la roche originale a été érodée, ne laissant que des crêtes et les spectaculaires vallées scéniques qu'on observe par satellite.

Cette région présente une forte abondance de soufre et de chlore avec un rapport S/Cl ~ 3.7 tout à fait spécifique qu'on retrouve justement dans la poussière. Les chercheurs ont évalué le taux d'érosion à 2.9x1012 kg de poussière par an échangés entre la surface et l'atmosphère. Ils estiment qu'en trois milliards d'années ce processus a pu former une couche de plusieurs mètres d'épaisseur sur la planète Rouge !

Notons que Medusae Fossae a fait l'objet de nombreuses études dont celle publiée en 2010 dans la revue "Icarus" par Laura Kerber et James W. Head de l'Université Brown et celle publiée en 2002 dans le "Journal of Geophysical Research" par Bethany A. Bradley et ses collègues.

A voir : Images de Medusae Fossae, JPL

Les tempêtes de sable

Si durant l'été martien la planère Rouge semble hospitalière avec des températures positives au sol et un petite brise (mais avec un air toujours irrespirable et des rayonnements nocifs), comme sur Terre l'été est également la saison des tempêtes de sable et des ouragans. Comme ici bas, sur Mars il s'agit également de dépressions et de fronts météorologiques générant des vents violents.

Ces tempêtes de sable apparaissent régulièrement pendant l'été austral lorsque la planète est au plus près du Soleil. L'augmentation de l'irradiance solaire induit également de plus fortes variations de température, les mouvements d'air résultants soulevant plus facilement les particules de poussière de la surface. La taille de ces grains varie entre 30 et ~10 microns (0.03 et ~0.01 mm), les grains les plus petits étant similaires à la granulométrie du sable très fin terrestre, des limons ou du talc.

Tempêtes de sable

Ci-dessus à gauche, 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. A droite, une tempête de sable globale qui voila toute l'atmosphère de Mars pendant un mois en 2001. Ci-dessous, le front d'une tempête de sable photographié par la sonde spatiale Mars Express de l'ESA en avril 2018 près de la calotte polaire boréale, au nord d'Utopia Planitia (le site de Viking 2) par 78°N et 106°E. La résolution est de 16 m/pixel au sol sur l'original. Documents NASA/JPL-Caltech/MSSS, NASA/JPL/MGS et ESA.

Les tempêtes de sable martiennes sont très impressionnantes, à la fois visuellement comme le montrent les images ci-jointes et en termes d'intensité et de durée, mais elles sont généralement plus faibles comparées aux tempêtes de sable et aux ouragans terrestres. En effet, la pression atmosphérique martienne étant au moins cent fois plus faible que sur Terre, il faut des déplacements d'air très violents pour agiter l'atmosphère martienne. C'est la raison pour laquelle malgré les grandes étendues désertiques, la vitesse moyenne des vents martiens plafonne à 180 km/h à l'équateur, soit à peine la moitié des vents typiques des ouragans terrestres (Cat 5 avec des vents > 249 km/h). C'est aussi pour cette raison que sur Mars on dénombre bien plus de petits tourbillons de poussière ou "tourbillon du diable" (voir plus haut) que de grandes tempêtes de sable.

Jusqu'à présent aucune tempête de sable ou ouragan n'a jamais eu la force de renverser un rover (174 kg pour Spirit et Opportunity) mais en revanche, le sable peut les recouvrir de plusieurs millimètres de poussière qu'il a parfois fallu retirer quand elle cachait la mire de calibration des couleurs (cf. cette photo).

A consulter : Les planisphères de Mars

Aspect de Mars avant et pendant la tempête de sable globale survenue en juillet 2018. A gauche, deux photos prises par le Télescope Spatial Hubble (photos URGB). Les plus petits détails mesurent ~30 km. A droite, deux photos prises par Damian Peach (gauche, Chilescope de 1 m) et Christophe Pellier (photo RGB au T.305 mm). La grande forme sombre triangulaire au centre est Syrtis Major.

La plupart des tempêtes de sable sont des phénomènes locaux à moyenne échelle (méso-échelle, comme sur Terre) avec des fronts de sable d'une centaine de kilomètres et un diamètre de plusieurs centaines de kilomètres pour une épaisseur de quelques kilomètres (sur Terre la hauteur d'un mur ou "Haboob" comme en voit au Maroc ne dépasse pas 2000 m avec des vents de 80 km/h). Mais parfois ces tempêtes de sable peuvent prendre une dimension planétaire et s'élever jusqu'à 60 km d'altitude et contrecarrer les missions d'exploration.

Comme on le voit ci-joint, en juin 2001 une tempête de sable enveloppa toute la planète en moins d'un mois. Le même phénomène se produisit en juillet 2007. Celle qui se forma en avril 2018 au sud-ouest de la planète s'est également intensifiée et finit par se transformer en une tempête de poussière planétaire qui encercla la planète Rouge en quelques semaines. Elle dura jusqu'en juillet 2018. A chaque fois, au plus fort de la tempête, la poussière était tellement épaisse que la lumière du Soleil n'arriva plus au sol (taux de transmission τ < 1%, autrement dit il faisait pratiquement nuit à midi). En juin 2018, le rover Opportunity qui continue d'explorer la surface de Mars depuis 2004 n'a pas pu recharger ses batteries pour communiquer avec la Terre. Dans ces conditions, le JPL décida de mettre Opportunity en hibernation jusqu'à ce que la tempête soit passée.

Effet d'une tempête de sable sur l'intensité de la lumière du Soleil atteignant la surface de Mars. A gauche, évolution sur 30 jours (sol) lors de la tempête de juillet 2007. A droite, évolution durant la tempête de juin 2018. Le taux de transmission (valant 1 sans obscurcissement) tombe à moins de 1% au milieu de la tempête de sable. Documents NASA/JPL et NASA/JPL-Caltech/TAMU.

Comme nous l'avons expliqué à propos de la nature du sol martien, comme sur Terre cette poussière est composée de métaux et d'oxydes métalliques (cf. ce graphique) et est donc conductrice et chargée d'électricité statique. La friction entre les particules peut générer des éclairs au sein même des nuages de poussière.

Si sur Terre une tempête de sable ne dure que quelques heures voire quelques jours dans le Sahara ou le désert de Gobi, sur Mars les futurs colons devront interrompre toutes les activités en extérieur pendant plusieurs jours voire plusieurs semaines quand surviendra une tempête globale, des impondérables qui ne vont pas faciliter les missions martiennes ni les projets de colonisation. On y reviendra.

Ces tempêtes disparaissent à l'automne martien. L'atmosphère de Mars étant ténue, cette poussière reste longtemps en suspension mais vers le mois de novembre elle n'a plus d'effet sur la lumière du Soleil.

Enfin, un autre effet de la poussière en suspension est de faciliter la formation de nuages d'eau glacée en altitude. Ainsi, comme le montre les photos de la région d'Arsia Mons prise le 26 septembre 1976 par Viking 2 et le 10 octobre 2018 par Mars Express, après une grande tempête de sable, il se forme parfois une plume de glace vers 20 km d'altitude qui s'étend sur 1000 à 1500 km qui n'a aucun rapport avec l'activité du volcan qui est éteint depuis longtemps. On y reviendra en dernière page.

Prochainchapitre

Exploration de l'écosystème martien

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[5] Si un phénomène similaire se produisait sur Terre, il provoquerait également l'évaporation de toute l'eau contenue sur notre planète. Nous assisterions à un assèchement global mais au lieu de se refroidir, vu sa distance au Soleil, notre belle planète se transformerait en un désert brûlant et stérile (ce qui arrivera probablement quand le Soleil deviendra une géante rouge).

[6] On trouve des yardangs sur Terre dans la plupart des déserts sous forme de buttes ou cheminées façonnées par le vent perdues au milieu des sables, par exemple entre le désert du Tibesti et les monts Ennedi dans le Sahara, dans le désert libyque en Égypte, à Shahdad en Iran (où ils sont appelés Kalout), en Namibie (où ils sont appelés Nebkas ou Nabhkas), dans la province de Xinjiang en Chine ou encore dans la forme particulière de Window Rock en Arizona.


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