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Planète Mars
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Excursion géologique sur Mars
Mars, une planète froide et aride.Les planètes telluriques Mercure, Vénus, Terre et Mars se sont formées il y a plus de 4,5 milliards d’années à partir de minéraux et de particules en suspension dans l’espace. Cependant, ces 4 planètes ont ensuite évolué de manières très différentes.
La reconstitution de l’évolution de la planète Mars montre qu’à un certain moment de son histoire, des rivières, de grands lacs et peut-être même un océan étaient présents à sa surface.
Actuellement, Mars apparaît comme une planète desséchée qui a perdu une partie importante de son atmosphère.
Avec cette nouvelle mission menons l’enquête pour essayer de reconstituer ce grand chambardement !
Mars est la 4 ème planète à tourner autour du Soleil après Mercure, Vénus et la Terre. Elle est située à une distance comprise entre 206,6 à 249,2 millions de kilomètres. Elle est donc 1,5 fois plus éloignée du Soleil que la Terre.
Elle est aussi 2 fois plus petite et 10 fois moins massive que la Terre.
La gravité à sa surface est 3 fois plus faible que celle régnant à la surface de la Terre, et à l’heure actuelle Mars n’a pas de champ magnétique global.
Son atmosphère est 150 fois moins dense que l’atmosphère terrestre et ne génère donc qu’un très faible effet de serre. Cette faible rétention du rayonnement solaire explique pourquoi la température moyenne sur Mars est d’environ -55°C, la température la plus basse étant mesurée à -143°C et la plus élevée + 20°C.
Observées de l’espace, Mars et la Terre dévoilent une autre différence majeure, leurs couleurs.
Vue depuis l’espace, la Terre est une planète à prédominance bleue recouverte à 70% d’océans et à 30% de continents verts marbrés de brun.
Par contre, Mars est une planète désertique avec une surface très cratérisée et couverte de roches de couleurs rouge et ocre qui s’étendent à perte de vue.
Pour voir un résumé des caractéristiques de la planète Mars, faites défiler les photos ci-dessous.
Aujourd’hui, la surface de Mars apparaît comme un désert rouge.En novembre 1971, Mariner 9, le premier satellite en orbite autour de Mars, a cartographié toute la surface de Mars avec une définition très précise.
Ces observations montrent que la surface martienne est constituée d’une grande diversité de reliefs, avec des cratères de météorites, des volcans géants, des canyons profonds, d’immenses réseaux de vallées fluviales, des champs de dunes, d’importants systèmes de failles, des calottes glaciaires aux pôles, ainsi qu’une dissymétrie morphologique et topographique majeure entre les hémisphères Nord et Sud de la planète.
En fait, la surface martienne est marquée par une géologie très différente d’un hémisphère à l’autre. Alors que l’hémisphère nord est constitué par de vastes plaines avec peu de cratéres, l’hémisphère sud se distingue par de hautes terres avec beaucoup de cratéres. Entre ces deux régions, se trouvent deux grands espaces volcaniques bien différenciés.
Toutes ces observations montrent que Mars est une planète ayant eu un passé géologiquement actif, un champ magnétique global, une atmosphère épaisse et de grandes réserves d’eau liquide.
À travers cette vidéo, découvrons la surface de Mars.
Les images prises par HiRISE de la sonde spatiale MRO ont été colorées et assemblées pour créer un rendu panoramique du survol de Mars (© Jan Fröjdman)
Sur la Terre la tectonique des plaques est responsable des processus géologiques qui provoquent le soulèvement des chaînes de montagnes, l’activité volcanique et les tremblements de terre.
Comment expliquer que cette dynamique s’est arrêtée sur Mars ?
L’incapacité de Mars à maintenir une activité géologique a été attribuée à l’absence de tectonique des plaques qui s’est arrêtée tôt ou même n’a pas commencé du tout. Les raisons de cette absence n’ont pas encore été découvertes, peut-être est ce dû à la petite taille de Mars dont le refroidissement ayant été plus rapide que celui de la Terre a empêché le déclenchement de la tectonique des plaques.
Survol de la région d’Atlantis Chaos, 2000 photos sont utilisées pour créer cette animation 3D (© ESA)
Utilise la carte ci-dessous pour découvrir les caractéristiques géologiques les plus significatives de la surface martienne ! Clique sur le bouton “changer de carte” pour sélectionner la vue satellite ou topographique.
Ce relief est identifié par Schiaparelli au 19 ème siécle et en 1970, il est reconnu comme un volcan ne fut grâce aux photos de Mariner 9.
Le volcan se serait formé il y a 3,8 milliards d’années.
Les premières photos de l’Amazonis planitia ont été prise par Mariner 4 en 1965. Sur cette plaine, on observe de nombreuses structures géologiques telles que :
Des sols polygonaux et les Medusae Fossae crées par l’érosion éolienne.
Ce cratère ainsi que celui d’Isidis se trouvent aux antipodes (à l’opposé sur la surface de la planète) de la région volcanique Tharsis.
À l’intérieur du bassin, on observe des structures géologiques intéressantes : un mélange de dépôts fluviaux, lacustres, glaciaires, éoliens et volcaniques. De fréquentes tempêtes de poussière se produisent dans le bassin.
Argyre bassin est le mieux conservé des cratères d’impacts. Il est entouré de massifs montagneux circulaires qui se sont formés lors du déplacement du sol à l’impact.
Ce bassin montre plusieurs signes de présence d’eau liquide dans le passé comme des ravins et des alluvions.
Isidis était le lieu d’atterrissage de la sonde Beagle 2 de l’ESA (Agence Spatiale Européenne).
Sur le fond du bassin, une couche de poussières reflète la lumière et permet à ce cratère d’être visible au télescope depuis la Terre.
L’origine de ce labyrinthe de rifts est similaire à celle du Valles Marineris. La création du renflement de Tharsis a déformé la croûte provoquant dla formation de grandes failles transversales.
L’érosion dû à l’eau, au vent, aux éboullements, a creusé ces failles..
Ce volcan est découvert par Mariner 9 en 1971. À cause d’une grande tempête de poussière recouvrant la planète, les détails de la surface étaient inobservables
Il est daté 3,6 milliards d’années, son activité aurait continué jusqu’à il y a 50 millions d’années.
Cette cadeira est la plus large de la planète avec 110 km de large et 11 km de haut. Elle s’est formée après l’éruption explosive finale qui vida la chambre magmatique et provoca l’effondrement de son toit.
Pavonis Mons a une caldeira ronde de 100 km de diamètre.
Il s’est formé il y a 3,5 milliards d’années.
Le volcan Elysium Mons se situe au nord est de l’Elysium Planitia. Sa largeur est difficile à estimer.
Sa lave très fluide s’est répandue sur de grandes distances. Ensuite des éruptions moins effusives et plus explosives ont formés les sommets côniques, typiques des stratovolcans observés dans la région.
La structure complexe du volcan montre une formation en 3 étapes. La phase finale crée le système de caldeiras. La masse produite aurait favorisé l’élargissement des grabens d’Alba et de Tantalus.
Elysium Planitia se trouve sur la frontière de la dichotomie Nord/Sud de la planète Mars.
Elle contient 4 volcans de nature moins effusive que ceux de Tharsis et ont une forme cônique, typique des stratovolcans.
Le renflement de Tharsis s’est formé il y a environ 3,7 milliards d’années. L’activité tectonique a déformé la croûte et le manteau formant des grabens.
Les canyons de Valles Marineris trouvent leur origine dans l’ancienne activité tectonique de la planète. Les contraintes causées par la déformation de la croûte lors de la formation du renflement de Tharsis ont provoqué des failles divergentes.
Ensuite, elles peuvent avoir été agrandies par le passage d’eau liquide, ou encore l’érosion et l’effondrement des parois du rift.
Comme tu peux le voir sur la carte topographique, les hémisphères nord et sud de Mars sont très différents tant par leur morphologie, leur composition chimique que par leurs reliefs. Ces différences reflètent l’asymétrie qui existe entre ces 2 hémisphères de Mars.
Les scientifiques planétaires appellent cette asymétrie, propre à Mars, la grande Dichotomie martienne.
Carte topographique de Mars montrant la Dichotomie entre les hémisphères sud et nord (© NASA)
Survol de l’hémisphère nord de Mars.L’hémisphère nord de Mars est constitué d’une vaste plaine contenant relativement peu de cratères de météorite. Cette zone couvre presque 1⁄3 de la surface de Mars !
Cette grande plaine s’appelle Vastitas Borealis. Elle comprend les étendues d’Arcadia, d’Amazonis, d’Acidalia et d’Utopia.
En allant sur le site de google https://www.google.com/mars/ il est possible de voir la carte détaillée de Mars
Dans cette région, la croûte martienne est presque uniforme et a une épaisseur d’environ 35 km. Les surfaces les plus anciennes ont 3,2 milliards d’années, tandis que les éruptions volcaniques les plus récentes remontent à quelques millions d’années seulement.
La composition chimique de ces terrains correspond à des andésites, des roches volcaniques présentes dans le manteau qui atteignent la surface lors d’éruptions volcaniques.
Au pôle Nord, se trouve une immense plaine appellée Vastitas Borealis (© NASA)
Cette zone dépourvue de relief serait la preuve de l’existence de processus sédimentaires importants dans le passé de Mars. De nombreux géologues pensent qu’un océan ancien, Oceanus Borealis, couvrait autrefois une grande partie de cet hémisphère nord.
La vidéo ci-dessous est une interprétation artistique de la transformation de Mars humide en Mars sèche (© NASA/MAVEN/Lunar and Planetary Institute).
Interprétation artistique de la transformation de Mars : Passage d'un état humide à un état sec (© NASA/MAVEN/Lunar and Planetary Institute)
Zone de contact entre le Nord et Sud.Les 2 hémisphères de Mars sont remarquablement différents et la frontière entre eux présente de nombreuses caractéristiques géologiques.
Le long de cette frontière, il y a une énorme pente abrupte de plusieurs kilomètres de haut. Cette frontière géologique saisissante prend différentes formes selon son emplacement : une falaise abrupte, des plateaux aux pentes asymétriques appelées cuesta, un terrain vallonné ou des paysages aux grandes collines plates et aux pentes raides appelées mesa.
Observe ces mesa sur la photo ci-dessous
Relief avec mesa se situant sur la dichotomie martienne (© NASA)
Cette frontière géologique, tout le long de la zone de contact entre les hémisphères nord et sud, indique qu’un événement catastrophique s’est produit sur Mars.
Zone de contact de la dichotomie martienne (© NASA)
Survol de l’hémisphère sud de Mars.L’hémisphère sud est formé de terrains anciens qui remontent à la formation de la planète, c’est-à-dire entre 4,6 et 3,5 milliards d’années.
Ces terrains sont des hauts plateaux recouverts d’innombrables cratères d’impacts formés lors des bombardements de météorites entre 4,1 et 3,8 milliards d’années. Ils représentent environ 60 % de la surface martienne.
Cette partie de Mars est très riche en basaltes, roches volcaniques, provenant du manteau de la planète.
En allant sur le site de google https://www.google.com/mars/ il est possible de voir la carte détaillée de Mars
Voici, un exemple de cratères d’impact de météorites. Le plus grand cratère sur la photo, Schiaparelli, est à l’équateur.
Le Cratère Schiaparelli, impact de météorite (© NASA)
C’est également dans hémisphère sud de Mars que se situe le plus long canyon du système solaire, le Valles Marineris.
Valles Marineris,le plus long canyon du Système Solaire, cartographié par la sonde 2001 Mars Odyssey (© NASA/JPL)
Valles Marineris, cartographié par la sonde 2001 Mars Odyssey (© NASA/JPL)
L’hémisphère sud possède également des bassins, qui résultent de l’impact de grands corps, de plus de 100 km de diamètre, avec la surface martienne. Par exemple, le bassin d’Argyre d’un diamètre de 600 km ou l’immense impact d’Hellas, dont la base est à -9 km sous le niveau moyen de la surface, ce qui en fait le point le plus bas de Mars.
Les 2 régions volcaniques de Mars.Entre les 2 hémisphères Nord et Sud, on observe 2 régions volcaniques bien différenciées: la région du Dôme de Tharsis et la région de l’Elysium Planitia.
Au coeur de Mars (© CNES,Team SEIS)
Explorons d’abord la région du Dôme de Tharsis : Tharsis Montes (sur la carte)
Ce Dôme de Tharsis est le plus imposant système volcanique martien. C’est un vaste soulèvement volcanique d’environ 5 500 km de diamètre s’élevant de 4 à 8 km au-dessus du niveau de référence de Mars.
Carte de la région de l'Olympus Mons et des Monts Tharsis sur la planète Mars.(© NASA)
Ce Dôme contient plusieurs des plus grands volcans martiens, comportant une caldera. Une caldera (ou caldeira) est un cratère volcanique géant pouvant mesurer plusieurs kilomètres de diamètre. Son contour est soit circulaire, soit elliptique. Son nom vient du mot d’origine portugaise signifiant « chaudron ».
Formation des calderas : Ces structures géologiques apparaissent avec l’affaissement de la partie centrale des volcans, notamment à cause de l’effondrement des chambres magmatiques qui se sont vidées durant les éruptions.
Tharsis Mons sur Mars (© NASA)
Les principaux volcans présents dans cette région du Dôme de Tharsis sont :
Alba Mons, ayant une largeur de 1600 km et 6.60 km d’altitude.
Arsia Mons, un volcan bouclier de 435 km de diamètre et de 9 km d’altitude, comportant une caldeira de 110 km de diamètre et de 16 km de profondeur.
Biblis Tholus, de 170 km de long sur 100 km de large et 3 km de haut, comportant une caldeira de 53 km de diamètre et de 4.50 km de profondeur.
Le Mons Olympus, il s’agit du plus grand volcan répertorié du Système Solaire. Il se situe juste à l’ouest de la limite du Dôme. Il a un diamètre de 600 km et une hauteur de 21 Km. Sa caldeira mesure environ 90 km de diamètre. Les coulées de lave les plus récentes remontent à seulement quelques millions d’années. On observe les restes de coulées gigantesques. Leur débit devait dépasser le million de mètres cubes par seconde. Le Mont Olympus s’est formé il y a 2,5 milliards d’années et serait resté en activité pendant environ 2 milliards d’années.
Reconstitution en 3D du volcan, Le Mons Olympus, à partir des données de la sonde Mars Global Surveyor (© NASA)
Explorons maintenant la région d’Elysium Planitia
Similaire au Dôme de Tharsis, mais située sur l’équateur, la zone d’Elysium Planitia comporte également des volcans géants.
Les volcans de l'Elysium planitia (© ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum))
Voici les volcans géants de la région d’Elysium Planitia:
Apollinaris Mons et Albor Tholus sont des stratovolcans, couvrant une surface de 296 km de diamètre et comportant plusieurs caldeira. La première caldeira a un diamètre de 80 km pour une profondeur de 5 km. La seconde caldeira se distingue par un diamètre de 160 km et une profondeur de 4 km et la dernière caldeira a un diamètre de 30 km pour une profondeur de 3 km.
En allant sur le site de google https://www.google.com/mars/ il est possible de voir la carte détaillée de Mars
Elysium Mons qui s’élève à 13 km au-dessus des plaines environnantes, s’étend sur environ 240 km de large et posséde un cratère circulaire de 14 km de diamètre.
Hecates Tholus a un cratère de 10 km de diamètre pour une altitude de 5 km.
Pourquoi y a t-il des volcans géants sur Mars ?Comme la gravité est 3 fois plus faible sur Mars que sur la Terre, elle permet aux montagnes de s’élever beaucoup plus haut. Cependant, la raison principale des volcans géants est probablement le manque de tectonique des plaques sur Mars.
Le volcanisme sur Mars est le résultat d’une poussée de magma qui a pénétré la croûte et causé des coulées de lave basaltique de très faible viscosité. Au cours du temps, celles-ci s’empilent en couches superposées. La faible gravité permet un empilement continu.
Les volcans ainsi formés sont très larges et relativement plats avec des flancs inclinés à des angles inférieurs à 5 degrés. L’énorme chambre magmatique qui alimentait Olympus Mons aurait environ 80 km de diamètre et peut-être 10 à 15 km de profondeur dans le manteau martien.
Comparaison de la formation d'un volcan sur Mars et d'un point chaud à la surface de la Terre.(© Arteclick)
En comparaison sur la Terre les volcans sont aussi le résultat d’un point chaud présent dans le manteau. Ces points restent fixes tandis que la plaque tectonique qui se déplace au-dessus d’eux, ferme momentanément la cheminée de montée et d’écoulement de la lave. En conséquence, les coulées de lave formant ces volcans n’ont pas le temps de s’empiler en couches successives. Les volcans sont actifs lorsqu’ils sont au-dessus de la chambre magmatique et ils s’éteignent dès que la plaque tectonique s’est suffisament déplacée pour ne plus être alignée avec la chambre magmatique.
La chaîne des îles volcaniques hawaïennes est un exemple de ce processus. Ces îles s’alignent en raison du mouvement lent et continu du nord-ouest de la plaque du Pacifique passant sur un point chaud fixe.
Pourquoi les volcans sont-ils énormes à la surface de Mars ? (© NASA-JPL)
La composition chimique de la surface de Mars.Mars nous apparaît rouge à cause de la prédominance de l’oxyde de fer à sa surface.
Le sol martien possède des propriétés magnétiques, par la présence de 7 % de magnétite, ce qui lui confère, alors qu’il est sec, les mêmes propriétés qu’un sable humide. La magnétite est produite par l’oxydation d’un matériau issu du basalte.
Mars est-elle vraiment rouge ? (© NASA/JPL)
Bien qu’il reste encore beaucoup à apprendre sur les roches martiennes, des échantillons provenant de météorites tombées sur Terre et des données recueillies par les rovers ayant atterri à la surface de Mars, ont permis une panoplie d’analyses.
Ci-dessous une animation du rover Opportunity qui montre comment les analyses de roches se font.
Pour obtenir des échantillons à analyser, les rovers commencent par retirer la première couche de la roche qui pourrait avoir été altérée puis, grâce à leurs capteurs, ils effectuent des mesures. (© NASA)
Parmi les rovers qui ont fourni des informations sur le sol de Mars, Opportunity détient le record de longévité.
Prévu pour une mission de 3 mois, Opportunity a résisté aux rigueurs de l’environnement martien pendant 14 ans !
Cependant, en raison d’une tempête de poussière en Juin 2018, la lumière du soleil s’est interrompue. La mission s’est officiellement terminée le 13 Février 2019.
Visionne la vidéo suivante pour savoir ce qu’Opportunity nous a appris.
Opportunity sur Mars, un parcours exceptionnel (© Le Monde)
Aujourd’hui, en dehors de la sonde InSight, Curiosity est le seul rover en activité sur Mars. Il poursuit sa lente progression vers Midland Valley après avoir grimpé l’Aeolis Mons avec succès. Il parcourt ce chemin pour faire des prélévements de roches et les analyser.
En effet, au début de Décembre 2016, Curiosity a parcouru 15 kilomètres depuis son atterrissage en Août 2012 sur le fond du cratère Gale, près de la base du Mont Sharp. Il a déjà grimpé de 165 mètres en altitude.
Alors qu’a t-il trouvé ?
Le graphique ci-dessous illustre la distance parcourue et l’altitude à laquelle il a prélevé des échantillons de poudre de roche et les a analysés avec son instrument (CheMin). Ces échantillons sont au nombre de 10 représentés sur la figure ci-dessous par 10 diagrammes circulaires.
Chacun de ces diagrammes représente par des couleurs les differents constituants minéralogiques des 10 prélévements d’argile qui ont été analysés. Les variations minéralogiques de ces argiles sont dues à des différences de formation, par exemple : comment ces argiles ont été déposés par l’eau qui est entrée dans les lacs, comment se sont faits les processus de sédimentation et de formation des roches puis, comment ces roches ont été modifiées.
Ce qui est important à retenir, c’est que ces argiles mettent en évidence la présence d’eau sur Mars.
Sur ces images, on peut voir le trajet parcouru par Curiosity sur l'Aeolis Mons. Des variations de minéralogie et de composition du sol sont observées le long de ce trajet. (© NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona)
Ces analyses permettent également de mettre en évidence que la croûte martienne se compose principalement de roches volcaniques de type andésite et de basalte altéré.
Les basaltes et les andésites sont les 2 roches terrestres les plus communes, ce qui prouve que la Terre et Mars ont connu un volcanisme de même nature.
Composition chimique moyenne des roches présentes sur la surface de Mars dans l'hémispère Nord et dans l'hémispère Sud (© Arteclick).
Le volcanisme martien, autrefois très actif, a joué un rôle fondamental dans la formation de la croûte martienne. Les basaltes qui constituent la majeure partie de la croûte sont riches en fer. Ceci a favorisé la formation de minéraux tels que l’hématite et la magnétite.
L’hématite se compose de fer et d’oxygène et donne à Mars sa teinte rouge caractéristique.
L’hématite grise est un bon indicateur de la présence d’eau car elle se forme généralement en milieu aqueux et s’accumule en couches au fond des lacs. Cependant ce minéral peut aussi être formé par l’activité volcanique. Les rovers envoyés sur Mars ont découvert de fortes concentrations de ce minéral près de l’équateur de la planète.
Les grains d’hématite trouvés sont arrondis et cimentés ensemble par l’action de l’eau liquide. C’est la première preuve minérale de la présence d’eau dans le passé martien.
Sur Terre, l’hématite est souvent accompagnée d’argile et de carbonate. La présence de sulfate est aussi courante dans certains sédiments terrestres formés dans l’eau.
De l’argile et des sulfates sont également présents sur la surface de Mars.
En complétant ces données par celles recueillies par le rover Spirit en 2010, il est alors possible de mettre en évidence la présence de carbonate de magnésium et de fer sur la surface de Mars !
Comme les carbonates se dissolvent en présence d’acides, il semble que Mars a eu un environnement avec de l’eau peu acide et donc favorable à la vie !
Topographie, gravité et épaisseur de la croûte.L’étude du champ gravitationnel d’une planète limite les possibilités de la composition de sa structure interne. Des chercheurs de la NASA ont lancé des satellites en orbite autour de Mars qui quantifient son champ gravitationnel. En combinant ces données avec de l’altimétrie laser, qui fournit une topographie précise, il est alors possible d’estimer l’épaisseur de la croûte de Mars.
De gauche à droite, carte de la topographie, carte du champ de gravité, carte des épaisseurs de la croûte martienne (© NASA/GSFC/Scientific Visualization Studio)
Que pouvons-nous apprendre de ces études ?
Les estimations concernant la composition géologique et l’épaisseur de la croûte martienne fournissent des informations sur son relief et sur sa minéralogie. Ces observations mettent en évidence le contraste important qui existe entre l’hémisphère nord et l’hémisphère sud.
Au nord, les reliefs sont bas et la croûte mince, traduisant la présence d’un ancien océan. Les roches qui forment cette croûte sont des andésites. Surprenant ! car sur la Terre les andésites constituent les continents !
Au sud, les reliefs sont élevés et l’épaisseur de la croûte est importante, montrant l’existence d’un continent. Les roches qui forment cette croûte sont des basaltes. Résultat aussi surprenant ! que le précédent car sur la Terre les basaltes constituent le fond des océans !
En résumé, les “continents” martiens sont composés par des basaltes tandis que les “océans” martiens sont constitués par des andésites. Ce résultat est le contraire de ce qui est observé à la surface de la Terre !
Pour tenter de comprendre ces observations, il faut comparer les processus de formation entre la Terre et Mars. C’est avec cet objectif que le sismomètre SEIS est installé sur la surface de Mars.
L’installation du sismomètre SEIS par la mission InSight sur la surface de Mars permet d’effectuer des mesures sismiques qui peuvent aider les scientifiques à déterminer la nature de la croûte, du manteau et du noyau. Celui-ci est-il liquide ? Solide ? Ou en cours de cristallisation ?
Quelle est l’origine de la Dichotomie martienne ?Les scientifiques ont proposé différentes hypothèses pour expliquer l’origine de toutes ces différences entre les hémisphères nord et sud de Mars.
A ce jour, ils s’accordent à dire que seul un cataclysme majeur a pu modifier les reliefs de la moitié de la planète !
La grande Dichotomie martienne (© Arteclik)
Deux hypothèses sont avancées pour comprendre l’origine de cette asymétrie.
La 1 ère hypothèse implique une collision majeure avec une proto-planète d’environ 1’000 km de diamètre. Lorsque cette proto-planète s’est écrasée dans l’hémisphère nord de Mars, des kilomètres de croûte terrestre ont été vaporisés dans l’espace. La chaleur intense dégagée par le choc a liquéfié une partie de la croûte et des failles se sont ouvertes. Le magma fondu s’est élevé en grande quantité, se répandant à la surface et effaçant les traces des impacts plus anciens. En fin de compte, l’impact a remodelé toute la région en amincissant la croûte et en abaissant l’altitude moyenne de l’hémisphère nord de plusieurs kilomètres, et cela en un instant.
La 2 ème hypothèse repose sur un phénomène interne propre à Mars. Si, au moment de l’apparition de la Dichotomie, le manteau martien était hétérogène, des mouvements de convection localisés ou bien un énorme panache de matière fondue auraient pu provoquer une dépression crustale dans l’hémisphère nord et libérer des inondations gigantesques de lave, ce qui aurait conduit à l’effacement de l’ancienne surface martienne.
La zone d’atterrissage d’InSight, en bordure de cette asymétrie, permet au sismomètre SEIS et à la sonde thermique HP3 de recueillir des données qui permettront aux scientifiques de découvrir le secret de cette Dichotomie martienne !
Quiz !
Valide tes connaissances !
Formation de Mars et de la Terre
Évolution comparative de Mars et de la Terre, d’après les connaissances actuelles.Dans cette étape, nous allons comparer l’histoire de l’évolution de Mars et de la Terre. Ces planètes rocheuses sont toutes deux faites de matériaux volcaniques. Chacune a connu une catastrophe majeure au début de leur formation, mais leur développement ultérieur a été très différent. Quelle est la raison de cette divergence ? Est-ce la petite taille de Mars ? Ou peut-être un manque d’eau au début de son évolution ?
Pour tenter de répondre à cette question examinons tout d’abord les grandes étapes de l’évolution de la Terre depuis le début de sa formation il y a -4,55 milliards d’années jusqu’à -1,6 milliard d’années, période à laquelle un supercontinent se forme sur sa surface.
Puis tentons de découvrir ce qui s’est passé sur la planète Mars. Jusqu’où pouvons-nous remonter dans le temps martien ?
Découvrez les différences dans l'évolution de Mars et de la Terre selon les connaissances actuelles.
Carte géologique de MarsLa géologie de Mars révèle l’histoire de la formation de la croûte martienne.
Les différentes parties colorées de cette carte représentent des zones de croûte martienne formées à des moments et à partir de processus différents. Par exemple, la vaste zone verte près du pôle nord représente les plaines des basses terres formées il y a environ 3,7 milliards d’années. Les scientifiques pensent que ces plaines nordiques sont recouvertes de sédiments provenant de ce qui était autrefois des rivières et des lacs martiens.
Carte géologique de Mars, mettant en évidence l'histoire de la formation de sa croûte (© Kenneth Tanaka et al.,2014, USGS).
En faisant défiler les images ci-dessous trouve les informations complémentaires pour comprendre l’histoire géologique de Mars.
Phobos et Deimos, les 2 Lunes de Mars
Phobos et Deimos (© Arteclic).
Phobos et Deimos sont les 2 satellites naturels, ou lunes, de Mars. Aujourd’hui, ils sont en orbite synchrone autour de Mars, c’est-à-dire qu’ils prennent le même temps pour orbiter autour de Mars que pour tourner sur leur propre axe. Par conséquent, tout comme pour la Lune de la Terre, c’est toujours la même face de chacun qui est visible de la surface de la planète. Cependant, il y a une différence importante entre ces 2 lunes. Phobos, la lune la plus proche, se rapproche lentement de Mars à un rythme de 1,8 mètre par siècle tandis que Deimos s’en éloigne lentement.
Partons maintenant à la découverte des 2 Lunes, ou satellites de Mars.
Présentation de Phobos et Deimos (© Arteclic).
Comparaison des 2 satellites de Mars (© Arteclic).
L’origine de la Lune en orbite autour de la Terre s’explique par la théorie de la collision. Une planète du nom de Theia, de la même taille que Mars, a percuté la Terre provoquant un cataclysme gigantesque qui a donné naissance à la Lune.
Il semble que les lunes de Mars, Phobos et Deimos, ont eu un début similaire. On pense qu’elles se sont formées environ 800 millions d’années après le début de la formation de Mars, à la suite d’une collision avec une planète trois fois plus petite que Mars.
Les débris de cette collision ont créé un disque très étendu autour de Mars, formé d’une partie interne dense, composée de matière en fusion, et d’une partie externe très fine, majoritairement gazeuse.
Dans la partie interne de ce disque s’est formée une lune 1000 fois plus massive que Phobos. Cette lune est aujourd’hui disparue. Les perturbations gravitationnelles créées dans le disque externe par cette lune ont permis l’assemblage des débris pour former plus loin d’autres lunes plus petites.
Après quelques milliers d’années, la planète Mars se serait retrouvée entourée de 10 petits satellites et d’une lune géante. Quelques millions d’années plus tard, une fois le disque de débris dissipé, l’attraction de Mars aurait fait retomber sur la planète la plupart de ces satellites, dont la très grosse lune. A ce jour, il ne reste que les deux petites lunes, Phobos et Deimos.
La formation des lunes de Mars par collision (© LabEx UnivEarthS)
Voici l’animation d’une partie de l’orbite de Phobos autour de Mars (Images Captées par le téléscope Hubble © NASA).
Phobos autour de Mars, téléscope Hubble (© NASA).
Voici une présentation de Phobos et Deimos autour de Mars (Images Captées par le téléscope Hubble).
Coup d'oeil sur Phobos et Deimos, les lunes de Mars (© Dreksler Astral).
Quiz !
Valide tes connaissances !
La structure interne de Mars
Approche de l’intérieur de MarsLa structure interne de Mars ressemble à celle de la Terre mais également à celle de la Lune : une croûte sur un manteau de silicate et en son centre un noyau partiellement liquide composé de soufre, de fer, et de nickel.
Représentations de l'intérieur de Mars (© IPGP/David Ducros)
Les meilleures sources d’information qui ont permis d’envisager la structure interne de Mars proviennent des mesures scientifiques concernant la force de gravité, le moment d’inertie, le magnétisme et les roches prélevées.
Les mesures de masse et de diamètre ont permis de calculer la densité et le moment d’inertie, et d’avoir une estimation de la répartition des masses rocheuses à l’intérieur de la planète martienne.
Les mesures du champ gravitationnel montrent que la planète a une structure interne “en couches superposées”. Elles permettent également d’estimer l’épaisseur moyenne de la croûte martienne.
Les météorites provenant de Mars fournissent des informations sur la composition élémentaire de sa croûte et de son manteau. Les mesures géochimiques fournissent, quant à elles, des informations sur la composition de la croûte, du manteau et de l’atmosphère de Mars.
Pour étudier l’intérieur de la planète, il faut des données sismiques. Sans elles, il est difficile de décrire la structure interne de Mars.
L’exploitation des données sismiques enregistrées par le sismométre SEIS nous permettent d’en déduire les premiers résultats présentés ci-dessous.
Cette présentation permet de bien comprendre comment les mesures sont réalisées par SEIS.
La sonde InSight, son sismomètre SEIS et son mode de fonctionnement(© CNES).
Les premiers séismes martiens révèlent que pour sa structure, Mars ressemble plus à la Lune qu’à la Terre !Le sismomètre SEIS a enregistré son premier séisme au 128 ème jour martien, c’est-à-dire le 6 Avril 2019, et depuis les chercheurs en ont enregistré des dizaines d’autres.
Quelle surprise pour les scientifiques qui découvrent une image bien différente de ce qu’ils avaient imaginé pour la planète rouge !
Jusqu’à présent ils pensaient que la croûte martienne était similaire à la croûte terrestre. Mais les séismes sur Mars ressemblent davantage à des tremblements de Lune qu’à des tremblements de Terre. Ce résultat signifie que probablement la croûte de Mars est plus sèche que prévu!
En effet, les séismes sur Terre se produisent sur des failles créées par le mouvement des plaques tectoniques. Les ondes sismiques émises lors de ces séismes voyagent sur des trajectoires différentes, à des vitesses différentes, selon le type de matériau qu’elles traversent. Sur Terre, la source des ondes sismiques est facilement détectable, car la croûte terrestre est constituée de roches solides relativement uniformes. Ces roches contiennent de l’eau, qui absorbe l’énergie, ce qui accélère la disparition des ondes. C’est pourquoi les séismes sur la Terre durent seulement quelques minutes.
Alors à quoi sont dus les séismes de la Lune et de Mars puisque ces 2 planètes n’ont pas de plaques tectoniques ?
Sur la Lune, un séisme se forme pendant quelques minutes, puis les ondes sismiques se propagent et s’affaiblissent pendant au moins une heure car la surface de la Lune est très sèche, sans eau, et très fragmentée.
Sur Mars, les séismes sont causés par le long processus de refroidissement et de contraction qui se produit à l’intérieur des planètes rocheuses. En effet, lorsque le noyau se refroidit, le matériau qui le compose se contracte, ce qui a pour effet de provoquer de la tension. Au cours du temps ce processus finit par fissurer la croûte et provoquer des séismes martiens.
D’après les observations, la durée des séismes sur Mars est de 10 à 20 minutes se situant quelque part entre la durée d’un séisme lunaire (environ 1h30)et celui d’un tremblement de terre (au maximum quelques minutes).
Ces résultats indiquent que la croûte de Mars serait composée de couches de roches rugueuses, sèches et brisées, comme celles de la Lune.
Propagation des ondes sismiques à l'intérieur de Mars.(© ETH Z)
Cette représentation d'artiste montre comment les ondes sismiques d'un séisme sur Mars peuvent se déplacer à l'intérieur de la planète rouge.(© NASA/ETH Z)
Représentation de la croûte de Mars à partir des données géophysiquesL’ animation ci-dessous montre une coupe de la croûte de Mars.
Les caractéristiques topographiques de la surface martienne associées à l'épaisseur de croûte correspondante.(© NASA/SVS)
Sur l’animation ci-dessous, les données topographiques et gravitationnelles donnent une bonne idée de l’épaisseur de la croûte martienne.
Ici, les données topographiques et gravitationnelles ont été combinées. Les bleus indiquent les zones minces de la croûte, tandis que le rouge et le blanc indique les zones plus épaisses. Les légères ondulations qui apparaissent à la surface sont des artefacts numériques résultant du processus de création de la carte (© NASA/SVS)
Ces représentations de la croûte martienne montrent que la Dichotomie (ou asymétrie) observée entre les régions nord et sud de Mars, se trouve également sous la surface.
Au sud et sous la province volcanique de Tharsis, la croûte est épaisse de 80 kilomètres et s’amincit progressivement vers le nord. Au nord et en dessous des hautes terres méridionales de la Terra d’Arabia, la croûte est plus uniforme avec une épaisseur d’environ 35 kilomètres.
Cette grande asymétrie de la croûte indique que la planète ne s’est pas refroidie uniformément.
Représentation du manteau de Mars à partir des données géophysiquesLe manteau est situé entre la croûte et le noyau. Il permet un échange de chaleur entre le noyau et l’extérieur de la planète. Il influence ainsi le champ magnétique planétaire. Il joue un rôle majeur dans l’évolution d’une planète.
En se réchauffant, le matériau rocheux du manteau produit des fluides qui montent dans la croûte et s’infiltrent jusqu’à la surface. C’est là qu’apparaissent les phénomènes volcaniques qui libèrent des éléments notamment le carbone et l’oxygène qui agissent sur le climat et tout ce qui peut naître, vivre et survivre.
Mouvement du matériel rocheux du manteau (© IPGP/David Ducros)
Le manteau martien possède probablement une composition similaire à celui de la Terre. La composition des météorites martiennes indique qu’elle est constituée de roches riches en olivine, en silicates et en fer, comme les péridotites sur la Terre.
Cependant sa composition et sa structure exactes ne sont pas encore connues.
Représentation du noyau de Mars à partir des données géophysiquesLa taille de son noyau
La taille exacte du noyau (environ 1700 km ?) est encore inconnue, mais il semble proportionnellement plus petit que celui de la Terre.
Cette différence de taille dépend des conditions dans lesquelles la planète s’est formée, notamment pendant sa phase de différenciation. Une partie du fer serait restée dans le manteau, incorporée dans des minéraux, au lieu de rejoindre le noyau.
Structure interne de Mars (© IPGP/David Ducros)
Quelle est la composition de son noyau ?
Les météorites de la ceinture d’astéroïdes montrent que les noyaux planétaires se composent essentiellement de fer et de nickel.
Cependant, l’analyse des météorites martiennes montre que le soufre est présent dans le noyau martien en plus grande quantité que dans celui de la Terre. Or, plus il y a de soufre, plus le noyau reste liquide donc a des températures très élevées.
Sur une planète l’état du noyau entraîne ou non des mouvements de convection qui génèrent un champ magnétique.
En effet, pour que la convection commence, la chaleur doit remonter du noyau à la surface en passant par le manteau. Lorsque le manteau forme une couche isolante et arrête le transfert de chaleur actif, le noyau ne peut plus dissiper sa propre chaleur et dans ce cas les mouvements de convection qui agitent le métal en fusion dans le noyau s’arrêtent.
Aujourd’hui, on constate que Mars n’a plus de champ magnétique global.
Ce constat veut-il dire que le noyau de Mars s’est solidifié ?
Cependant, si le noyau de Mars était solide, le champ gravitationnel de la planète devrait être bien différent.
Compte tenu de ces 2 observations, les scientifiques pensent qu’une partie du noyau de Mars est encore liquide.
Quel est le rôle du champ magnétique ?Présence et fonction du champ magnétique de la Terre
La Terre posséde un champ magnétique qui la protège des vents solaires. Grâce à ce champ magnétique, la boussole sur Terre indique la direction du Nord et du Sud.
Boussole, elle indique le nord magnétique qui sur la Terre est très proche du nord géographique.
Ce champ magnétique terrestre, aussi appelé bouclier terrestre, est présent autour de la Terre. Environ 99% de ce champ magnétique est généré par des mouvements de convection du fer en fusion dans le noyau liquide terrestre.
Une petite partie de ce champ provient d’autres sources comme les roches magnétiques de la croûte terrestre, les courants électriques circulant dans le sous-sol et les courants électriques circulant dans les couches ionisées de l’atmosphère.
Le champ magnétique global face aux vents solaires pour Mars et la Terre (© NASA/GSFC)
Ce champ magnétique global protège la Terre des particules projetées par les vents solaires.
La direction et l’intensité du champ magnétique terrestre sont enregistrées dans la structure des roches. Les roches sont aimantées et gardent en mémoire l’orientation du champ magnétique présent. En effet, au fur et à mesure que les roches chaudes du manteau arrivent en surface, elles se refroidissent et enregistrent la direction du champ magnétique terrestre.
Sur Terre, la direction de ce champ a beaucoup changé avec le temps, le pôle nord devenant le pôle sud et vice versa. Le dernier changement d’orientation du champ magnétique terrestre s’est produit il y a 780 000 ans.
Comment le magnétisme s'enregistre dans la croûte terrestre (© ESA/AOES Medialab)
Présence et fonction du champ magnétique de Mars
Actuellement il est impossible de s’orienter à l’aide d’une boussole et de trouver le pôle Nord et le pôle Sud sur Mars, ce qui prouve qu’il n’y a plus de champ magnétique sur la planète rouge.
Effectivement, il n’y a plus de champ magnétique à la surface de Mars. Autrement dit il n’y a plus de bouclier électromagnétique pour assurer la protection de la planète rouge contre les radiations venant de l’espace. La surface de Mars est sans cesse bombardée par ces radiations.
Mais il est possible de détecter la trace du champ magnétique qui a existé au début de la formation de Mars !
Dans le passé, la croûte martienne a acquis une magnétisation intense. Les concentrations élevées de Fer dans les roches martiennes ont permis la formation de minéraux tels que l’hématite et la magnétite, et ces roches ont enregistré la présence du champ magnétique sur Mars.
Il était 30 fois plus puissant que celui de la Terre. Cela indique que Mars avait un champ magnétique interne suffisamment puissant pour magnétiser les roches présentes à sa surface. Il est presque certain qu’un noyau de fer en fusion s’est formé il y a 4,6 milliards d’années, au centre de Mars, et pendant quelques centaines de millions d’années jusqu’à 4 milliards d’années, ce champ magnétique a été produit par les mouvements de convection présents dans ce noyau. Puis ce champ magnétique actif a disparu, laissant un champ magnétique fossile.
Lorsqu'une formation rocheuse s'est refroidie, elle s'est magnétisée en prenant l'orientation du champ magnétique martien. Cette carte représente le champ magnétique fossile résultant de ce processus. Maven mission (© NASA/Goddard)
A partir de ces données, les scientifiques ont découvert que la planète Mars a connu une activité de tectonique de plaques, depuis sa période de formation jusqu’à il y a 4 milliards d’années.
La vidéo ci-dessous présente la mission Maven, premier magnétomètre en orbite autour de Mars.
Le premier magnétomètre en orbite autour de Mars. (© NASA/SVS)
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Le climat, l'eau. Une vie sur Mars ?
Mars, un monde froid et inhospitalier.Il y a environ 4 milliards d’années, enveloppée d’une atmosphère dense et épaisse, la jeune Mars présentait un visage chaud et humide composé d’océans et de lacs. Une vraie petite planète bleue ! L’eau présente à l’état liquide rendait la planète potentiellement habitable et les conditions étaient favorables pour accueillir la vie. Lentement son destin a basculé pour devenir la planète rouge et froide observée aujourd hui.
En perdant progressivement son atmosphère, dense au début de sa formation, Mars est devenue une planète désertique et froide (à gauche) alors qu'elle était chaude et humide. (© NASA/JPL)
Pour comprendre ce changement radical, la NASA a lancé la sonde Maven, en 2013. Ces études montrent que progressivement Mars a perdu une grande partie de son atmosphère sous l’action du vent solaire !
Simulation de la perte de l'atmosphère de Mars due aux vents solaires (© NASA Maven mission)
Aujourd’hui Mars n’a quasiment plus d’atmosphère et son air est irrespirable. Il est composé de 96 % de CO2 (sur la Terre, environ 1%), de 1,93 % d’argon, de 1,89 % d’azote (sur la Terre, environ 78%) et contient des traces d’O2 (sur la Terre, environ 21 %), d’eau, et de méthane.
L’atmosphère martienne est devenue très fine, peu dense et la pression atmosphérique à la surface de Mars est 100 fois moins grande que sur Terre.
La première conséquence de cette évolution est que l’atmosphère martienne est devenue incapable de retenir à sa surface la chaleur apportée par le Soleil. Ainsi il est possible de comprendre pourquoi la surface de Mars est gelée, pourquoi les variations de températures entre le jour et la nuit sont aussi importantes et enfin pourquoi les variations de températures avec l’altitude sont aussi grandes.
Quelle température sur Mars? Aujourd'hui, il fait froid sur Mars, très froid, et les fluctuations de température sont très importantes!(© NASA/JPL)
Quel est le climat sur Mars ?Sur Mars, comme sur la Terre, l’existence de saisons est liée à l’inclinaison de l’axe de rotation d’un angle de 25,19° par rapport à l’axe vertical de la planète.
En raison de cette inclinaison, la durée du jour change au cours de l’année. L’orientation de la surface martienne par rapport au flux lumineux du Soleil n’est pas toujours la même durant l’année. L’été correspond à un maximum d’énergie reçue tandis que l’hiver correspond à un minimum d’énergie reçue.
Sur Mars, les saisons n’ont pas toutes les mêmes durées. Pour comprendre ce phénomène regarde sur l’animation ci-dessous, comment s’écoule une année sur Mars.
Quelle est la durée d'une année sur Mars ? (© NASA/JPL)
Compare ci-dessous la durée des 4 saisons entre l’hémisphère nord et l’hémisphère sud de Mars.
| Dans l'hémisphère nord | Dans l'hémisphère sud |
|---|---|
|
|
La succession de ces 4 saisons entraîne des changements de climat importants sur la surface de Mars.
Quels sont ces principaux changements ?
Les calottes polaires
Calotte polaire de l'hémisphère nord (@ NASA/Hubble Space Telescope)
Mars possède des calottes polaires, à son pôle nord et à son pôle sud, constituées de glace d’eau. Une partie de l’année martienne, de la glace de CO2 les recouvre. En été, une partie de ces glaces de CO2 passe à l’état gazeux dans l’atmosphère entrainant des variations importante de la pression et de la composition atmosphérique. En hiver, près de 25 % du CO2 atmosphérique se condense en glace de CO2 qui vient recouvrir les glaces d’eau formant ces calottes polaires.
Les différentes couches de glace (fausse couleur bleu) accumulées sont bien visibles sur les parois de la falaise. Elles indiquent la présence de glace sous la surface de Mars ((© NASA/JPL/Univeristy of Arizona).
Vents et tempêtes cycloniques
Puisque le CO2 se sublime dans l’atmosphère durant l’été martien, il laisse des traces d’eau. Certains vents saisonniers soufflent aux pôles à une vitesse approchant les 200 km/h et transportent de grandes quantités de poussière et de vapeur d’eau donnant naissance à des cirrus.
Au printemps et en été, ces variations de CO2 dans l’atmosphère donnent naissance à de gigantesques tempêtes de poussières pouvant recouvrir la surface de Mars. Les vents martiens, capables de soulever des tempêtes de sable ou de givre, ne soufflent pas aussi forts que sur Terre en raison de la pression atmosphérique plus faible et de la faible densité de la planète. Ces vents ne dépassent pas 80km/h. Ces tourbillons de poussières présentent une forme en spirale lorsqu’ils s’élevent de 15 à 30 km au-dessus des volcans. Ils sont présents tout au long de l’année martienne, avec un pic à la fin de l’été.
Durant ces tempêtes de sable l’atmosphère se charge de particules d’argile conférant au ciel la couleur rouille caractéristique de Mars.
Tempête de sable ou de poussière. A gauche, une vue de Mars fin juin 2001 montre des conditions claires sur une grande partie de la planète. A droite une image de juillet 2001 montre la planète presque complètement enveloppée de poussière.
Des tempêtes cycloniques similaires aux cyclones sur Terre ont été détectées durant l’été dans l’hémisphère nord et seulement aux hautes latitudes. Les images les présentent de couleur blanche à la différence des tempêtes de sable.
InSight enregistre le bruit du vent sur Mars (© NASA/JPL)
L’eau a façonné les paysages de MarsLa présence d’eau liquide sur Mars est mise en évidence par de nombreuses observations telles que la présence de minéraux hydratés (par exemple, le Zircon) ainsi que de vallées et de chenaux où s’écoulaient ces rivières.
Toutes ces évidences géologiques montrent que l’activité de l’eau sur Mars s’étend essentiellement sur une période allant de -4,5 à -3 milliards d’années.
Puis, Mars aurait connu un changement climatique global, menant aux conditions froides et arides connues actuellement.
Utilise la carte ci-dessous pour découvrir les évidences géologiques les plus significatives qui montrent la présence d’eau, de vent, de glace de CO2, et d’eau glacée sur la surface de Mars.
Phoenix a fourni des données sur le climat: la formation et mouvement des nuages, du brouillard, des tempêtes de poussières ainsi que la vitesse du vent en surface. À chaque printemps, une grande partie de la glace des pôles se change en nuages de glace.
Le 31 juillet 2008, de l’eau gelée est mis en évidence dans le sol martien du pôle nord grâce à l’analyse des vapeurs dégagées par la fonte de la glace.
Ci-dessous, le givre saisonnier a presque fondu. Sur des centaines de kilomètres à la ronde, il n’y a que des bosses et des creux d’environ 1 m de haut sur 20 m de large. Sous la glace, les couches de dépots contiennent des fragments de roche qui formaient une grande dune polaire avant que la glace ne se dépose.
À plus grande échelle, on distingue de gigantesques fosses en spirale depuis le centre du pôle. Elles reflètent l’influence de la force Coriolis sur les vents de la région depuis la formation de la calotte à aujourd’hui. Au fur et à mesure des dépots superposés de matières, les reliefs ont grandit et les fossés entre eux aussi.
Les cratères d’impact qui se forment dans cette région subissent des processus de modification différents de ceux qui se forment dans les zones plus équatoriales. Par exemple : La plupart des matières qui composent un cratère de glace sont volatiles, c’est-à-dire qu’elles peuvent se sublimer (passer directement d’un solide à un gaz) si elles sont chauffées.
La sublimation est sur Mars en raison de son atmosphère très fine. Sur Mars, la glace saisonnière qui se dépose à haute altitude en hiver et qui fond au printemps est de la glace de CO2.
La tache circulaire de matériau brillant située au centre du cratère n’est pas de la glace de CO2, mais de la glace d’eau. Durant l’été dans l’hémisphère nord martien, la glace de CO2 présente dans la région s’est sublimée. Au contraire, la glace d’eau est présente toute l’année, car les conditions de température et de pression ne favorisent pas sa sublimation.
Les 200 mètres de hauteurs de glace comprennent également des dunes de sable. De faibles traces de glace d’eau sont visibles le long des parois du cratère. L’absence de glace le long de la bordure nord-ouest s’explique par le fait que cette zone rest chauffée par les rayons du Soleil.
La plus grande partie de l’eau martienne existe sous forme de glace souterraine. La présence de chenaux d’éjection et d’écoulement autour du cratère suggère que l’impact primaire aurait pénétré la surface et fait fondre un réservoir d’eau gelée enterré.
Les impulsions radar n’atteignent pas le fond de ce réservoir. Il est impossible de savoir si le plan d’eau à une profondeur supérieur à 2m. L’eau y est à environ -68°C. Elle reste liquide parce qu’elle est sous pression et riche en magnésium, calcium et sodium.
Cette découverte augmente la probabilité qu’une vie microbienne apparue sur Mars puisse continuer à mener une existence sous la surface de la Terre. Le défi de tout microbe martien est de s’adapter aux conditions salines sans se dessécher.
Le système d’écoulement Kasei Valles est le plus grand système d’écoulement magmatique sur Mars.
Les anciens chenaux fluviaux sont formés de gravier grossier. Les méandres se sont formés lorsqu’un cours d’eau a érodé graduellement les berges extérieures.
La rivière a coupé les méandres créant des lacs en arc de cercle. L’instrument CRISM à bord de l’orbiteur de reconnaissance Mars a détecté des argiles qui prouvent la présence d’eau sur Mars.
Les cônes martiens ont un diamètre allant de 30 à 1000 m et sont situés dans les plaines volcaniques du nord.
Cette photo est l’Amazonis Planitia, vaste région couverte par de la lave. Sa surface est recouverte d’une fine couche de poussière rougeâtre.
À gauche, un tourbillon de poussière sur l’Amazonis Planitia. Elle a été prise par la sonde Mars reconnaissance en orbite autour de Mars.
À droite, une reconstitution de3 ce tourbillon de poussière depuis la surface. Il mesurait 30 mètres de large et 800 mètres de haut.
Quand un pôle est exposé aux rayons du Soleil, sa calotte glaciaire fond, entraînant une augmentation de la température, de la pression et de l’humidité. L’humidité s’accumule ensuite sous forme de glace carbonique dans les latitudes moyennes, en particulier sur les versants orientés vers les pôles car ces derniers sont plus ombragés.
Puis, les rayons du soleil font sublimer la glace de CO2, créant des ravines. Les altitudes plus élevées, l’atmosphère est très fine. Il n’y a pas de ravine car la glace de CO2 est sublimée.
Découvert grâce aux photos de l’orbiteur Viking, les bandes de strie ont pu être étudier plus sérieusement grâce aux photos de haute qualité de Mars Global Surveyor et Mars Reconnaissance Orbiter. On ne connaît pas la cause exacte de ces stries.
Elles seraient formées par de l’écoulement d’eau saumâtre pendant l’été martien. Elles sont souvent détournées par le terrain qu’elles traversent. Sur la photo de gauche, la strie s’est scindée en plusieurs petites stries quand elle a rencontré des obstacles.
À gauche, les dunes du pôle Nord sont enneigées. Les lignes sombres sont les couches sous-jacentes de roches plus foncées mises en évidence quand la glace de CO2 entraîne les couches superficielles vers le bas.
L’écoulement de l’eau emporte la matière et la redépose plus loin. Les grosses roches sont déposées en premier, et les petits sédiments, comme les petits cailloux ou le sable sont déposés plus loin de la source. Lorsque le glacier se retire, il reste un amoncellement de débris.
La solidification du lit du chenal peut avoir plusieurs origines : se faire recouvrir de lave, s’être cimenté par réaction avec les éléments présents dans l’eau, ou encore les roches plus grosses sont restés sur place pendant que les matériaux fins ont été emportés par le vent.
Quelque soit leur origine, ces reliefs fournissent des informations importantes sur le passé de Mars.
Les scientifiques étudient les sols polygonaux sur Mars parce que la présence et les caractéristiques physiques des polygones nous aident à comprendre la distribution récente et passée de la glace juste sous la surface. Ces caractéristiques fournissent également des indices sur les conditions climatiques.
D’autres polygones (image de droite) se forment par l’intersection des crêtes des dunes de sable. Si ces structures se solidifient et s’érodent, il sera difficile de dire qu’elles proviennent de dunes soufflées par le vent et non du fond d’un lac asséché. Les fonds de cratères sont des endroits propices à l’accumulation des dunes mais aussi un bon endroit pour un lac temporaire.
Chaque printemps, la sublimation saisonnière de la calotte glaciaire du pôle sud érode le paysage en de beaux terrains. Ces motifs en creux forment des motifs appelés araignés ou étoiles. Leur origine est encore inconnue.
Parfois, les TARs ont des structures secondaires, des petites ondulations, souvent avec des orientations différentes qui peuvent être façonnées par les vents réorientés par les grandes dunes. Sur la photo de gauche, les structures secondaires ont une structure radiante/convergente inhabituelle, ce qui donne aux TARs un aspect plumeux. La photo de droite, montre les TAR dans Nirgal Vallis, un des plus longs réseaux de vallées sur Mars (environ 400 kilomètres de long).
Bien qu’il se soit formé il y a longtemps, probablement par l’eau courante, d’abondants sédiments soufflés par le vent ont transformés le fond de la vallée en champs de dunes. Ces formes sont stables dans le temps, donc soit elles se forment lentement sur des échelles de temps longues, soit elles se sont formées dans le passé quand les conditions atmosphériques étaient différentes.
L’exemple de Mars est intéressant, car l’eau liquide a existé à sa surface au début de son histoire, avant de disparaître assez rapidement : qu’est-ce qui pourrait expliquer cette évolution tellement différente de l’histoire de la Terre ?
Disparition de l’eau sur Mars : une taille trop petite ?
Une hypothèse très défendue à ce jour est le rôle important qu’à joué la petite taille de Mars dans ce phénomène. La faible gravité martienne n’a pas pu retenir le diazote (noté N2) présent dans son atmosphère et qui s’est définitivement échappé. Étant petite, Mars a perdu rapidement son énergie interne. En se refroidissant, son noyau initialement liquide est devenu solide.
Ce mécanisme a entraîné 2 conséquences :
1-Tout d’abord, la disparition du champ magnétique martien qui n’a plus protégé la surface de Mars des vents solaires ce qui a entraîné la dissipation de l’atmosphère martienne dans l’espace interstellaire.
2-D’autre part, le volcanisme a diminué. Or ce volcanisme libérait une grande quantité de CO2 dans l’atmosphère.
Finalement, le N2 s’étant intégralement enfui dans l’espace, il ne restait que du CO2 dans l’atmosphère. Le CO2 tend à se dissoudre dans l’eau et à se déposer au fond des étendues d’eau sous forme de carbonates entraînant la diminution de la pression atmosphérique.
L’évaporation de l’eau martienne
La couche atmosphérique s’étant considérablement amincie, les radiations solaires ont pu atteindre facilement la surface martienne. Elles ont ainsi pu casser les molécules d’eau présentes dans la haute atmosphère et les expulser définitivement dans l’espace interstellaire.
Ainsi, Mars a perdu une grande partie de son eau.
Aujourd’hui, un peu d’eau est préservé sous forme de glace sur le sol martien au niveau des calottes polaires mais cette quantité est dérisoire face à la quantité d’eau qui devait couler sur la surface martienne au début de son histoire !
Est-il possible que Mars abrite des formes de vie ?Les investigations de Curiosity, de Spirit, d’Opportunity ainsi que les observations de plusieurs orbiteurs, montrent qu’il y a 4 milliards d’années des conditions favorables à l’éclosion de la vie sur la surface de Mars ont existé.
Mais peut-être furent-elles trop éphémères pour que la vie ait eu le temps de se développer.
En revanche, dans le sous-sol, il se pourrait que des organismes microscopiques aient trouvé les conditions nécessaires pour se développer durant des millions d’années.
En effet, les scientifiques soupçonnent que des lacs d’eau liquide existent sous la surface martienne et bien que l’eau y soit très salée, la vie bactérienne pourrait y prospérer.
Pour savoir si cette forme de vie existe ou a existé, des robots comme ExoMars 2020 (ESA) et Mars 2020 (Nasa) partent explorer Mars pour y mener l’enquête. En 2021 les premiers retours de cette passionnante enquête devraient être délivrés !
Le rover Mars 2020 va prélever des échantillons de sol pour les analyser. (© NASA/JPL)
Une mission humaine va partir vivre sur la planète Mars !La Nasa vient de dévoiler ses plans pour l’exploration humaine de la Lune et du système martien. Elle a rendu public le calendrier des missions d’assemblage et de logistique ainsi que celui des missions habitées.
Objectif final: aller sur Mars au cours de la décennie 2030 !
La Nasa se fixe 2033 comme objectif pour envoyer les premiers humains sur Mars.(© Arteclick)
La Nasa veut envoyer des Hommes sur Mars via la Lune. En 2024 son objectif est la Lune !
La Nasa cherche à apprendre à extraire et à exploiter les tonnes de glace présentes au pôle sud de la Lune. La glace d’eau représente de l’air à respirer, de l’eau à boire, du carburant. Son objectif n’est pas seulement de ramener des humains sur la surface lunaire mais de prouver que les hommes peuvent travailler et vivre sur une autre planète.
Juillet 1969 premier pas de l'homme sur la Lune. 50 ans après l'homme est en chemin pour retourner sur la Lune.(© Nasa)
Il ne faut que 3 jours pour aller sur la Lune tandis que le trajet aller Terre-Mars dure 6 mois.
La Nasa prévoit que la Lune va servir de tremplin pour atteindre Mars.
Pour cela il est également prévu la réalisation de missions dans l’environnement lunaire, l’assemblage de la passerelle vers l’espace profond (Deep Space Gateway), qui nécessitera 4 missions, et la construction, en orbite, du système de transport pour l’espace profond. Ce dernier est un véhicule de 41 tonnes qui servira aux voyages aller-retour à destination de Mars. Il est dimensionné pour 3 missions martiennes et emportera, pour chaque mission, un équipage de 4 astronautes pendant 1000 jours.
Le Deep Space Gateway est un projet de station proche de la Lune.(© Nasa)
Cette passerelle vers l’espace profond est pour la Nasa l’élément central de stratégie lunaire. Il s’agit de la structure orbitale qui doit succéder à la Station spatiale internationale (ISS).
5 phases sont envisagées pour amener la Nasa et ses partenaires sur Mars
Phase 1 : utilisation de la Station spatiale internationale comme banc de test et recensement des ressources lunaires disponibles susceptibles d’être exploitées et utilisées pour les étapes suivantes de l’exploration.
Phase 2 : missions et activités humaines à proximité et autour de la Lune. Début de l’assemblage du Deep Space Gateway et du système de transport pour l’espace profond.
Phase 3 : fin de la construction du système de transport pour l’espace profond et conduite des premières missions martiennes de test, c’est-à-dire qu’elles seront réalisées à proximité de la Lune.
Phases 4 et 5 : premières missions à destination du système martien et à la surface de Mars. Phobos, une des 2 lunes martiennes pourrait être la première destination.
Les conditions environnementales sur Mars sont un vrai défi à relever par l’homme !
La volonté est présente !
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MarsAvec Marsty ramasse des échantillons martiens !
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Remerciements à :
Paul Denton
Denton Seismo Ltd UK,www.dentonseismo.co.uk
Traduction en anglais
Serge Monnier
Agrégé de Philosophie
Relecture
Jeanne-Thalie Deprince
Images et animations
Laurence Laffargue-Rieder
Traduction en allemand
Philippe Labrot
IPGP, Institut de Physique du Globe de Paris, France
Interaction scientifique
Philippe Lognonné
IPGP, Institut de Physique du Globe de Paris, France
Interaction scientifique
Philippe Laudet
CNES, Centre National d’Etudes Spatiales de Toulouse, France
Interaction scientifique
William Bruce Banerdt
JPL, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, CA, USA
Interaction scientifique
Crédits : IPGP, NASA, JPL, CNES, CEA, ETH Zurich et Université de Zürich
