Contacter l'auteur / Contact the author

Recherche dans ce site / Search in this site

 

 

Mars, le dieu de la guerre

Composition du sol martien relevé par trois rovers (Spirit, Opportunity et Curiosity) entre 2012 et 2013. Document NASA/MSL.

Composition du sol (II)

L'écorce de Mars se compose de roches continentales qui sont la plupart du temps recouvertes de dépôts meubles et notamment du sable d'une coloration brune orangée. Pourquoi le sol martien a-t-il cette couleur ?

Le graphique présenté à droite est basé sur les prélèvements de sol effectés par les rovers de la mission MER (Mars Exploration Rovers) sur les sites de Spirit et Opportunity ainsi que dans les empreintes des roues de Curiosity entre 2012 et 2013. Ces échantillons sont très similaires entre eux ainsi qu'avec ceux recueillis lors des missions précédentes.

Les résultats déduits des mesures réalisées par le spectromètre à particules alpha et rayons X (APXS) des rovers révèle que le sol (et donc également les nuages de sable) est principalement composé d'oxydes métalliques (principalement Al, Mg, Ca, Na, Fe, Ti, Mn, Cr, etc) et de métaux (Ni, Zn, Br, K, etc). Cette composition est voisine de celle des roches terrestres, mais avec une teneur trois fois plus abondante en fer et deux fois plus faible en silicium (50% d'oxygène, 20% de silicium, 14% de fer et 7% d'aluminium).

Conclusion, la coloration orangée de Mars s'explique simplement par la présence d'un oxyde de fer, la maghémite. Ce minéral, comme notre métal, attaqué par l'oxygène prend une couleur rouille. Il s'agit d'une variété d'hématite ferromagnétique, de formule chimique Fe2O3. qui est également présente dans sa version simple FeO.

Il est intéressant de noter que selon une étude réalisée en 1998 à partir des données récoltées par le spectromètre infrarouge équipant la sonde Mars Global Surveyor, le géobiologiste et exopaléontologiste Jack Farmer aujourd'hui à l'Université d'Arizona et ses collègues de la NASA estiment que la granularité de ce cristal de fer a nécessité la présence d'une certaine quantité d'eau, indice supplémentaire tendant à confirmer que Mars connut un passé liquide.

Sous la couverture sablonneuse, le sol est ferme. Les pieds des landers se sont enfoncés de moins de 15 cm de profondeur. La densité moyenne de ce substrat meuble est de 1.6, similaire à la silice ou le sable. Il présente une forte cohésion comme les tranchées de la pelle mécanique des sondes spatiales Viking l'ont bien montré; les parois ont gardé leur forme sans s'écrouler comme du sable sec. Ce phénomène est lié à la faible pression atmosphérique régnant sur Mars et dans une moindre mesure au froid glacial qu'il y règne.

La texture du sol martien

Ci-dessus à gauche, les excavations du bras mécanique de Viking Lander 2 sur le site d'Utopia Planitia. Photo prise en août 1976 à 19h47 local. Cette image révèle un sol ferme de la consistance du sable. A droite, les excavations de la sonde Viking Lander 1 sur le site plus meuble de Chryse Planitia. Voici une vue panoramique. Ci-dessous à gauche, lors de la mission MER, le 12 janvier 2006 (sol 711) la rover Spirit creusa une tranchée de 30 cm de large dans le sol martien du site de "Pablo Robles", révélant un sous-sol clair. L'analyse au spectromètre X indique que ce sable contient 90% de silice (dioxyde de silicium). Au centre et à droite, aux environs du site de Tyrone, l'une des six roues de Spirit s'est temporairement enlisée dans le sable le 6 mai 2007 (sol 1187) révélant également un sous-sol clair. La trace mesure environ 20 cm de largeur. Documents NASA/JPL/NSSDC Viking1, Viking2, NASA/JPL/MER et NASA/JPL/MER.

Comme on le voit ci-dessus (rangée inférieure de photos), en creusant le sol, en 2006 et 2007 le rover Spirit mit en évidence un sous-sol clair. L'analyse au spectromètre X révéla qu'il s'agit de silice (dioxyde de silicium, SiO2) à 90% pure (par comparaison le quartz contient 100% de silice). Sa formation pourrait remonter à une époque où l'eau concentra cet élément, signe d'une ancienne activité hydrothermale. La nature de ce sable est similaire à celle qu'on trouve dans le parc de Yellowstone aux Etats-Unis.

Enfin, se basant sur les analyses chimiques effectuées par les différentes sondes spatiales orbiters, landers et rovers ayant exploré Mars, les géologues pensent que la poussière martienne ne serait pas inoffensive et constituerait non seulement un puissant oxydant et irritant mécanique mais également un poison chimique. Consulter l'article sur la toxicité de l'environnement martien pour plus de détails.

Découverte de tridymite

En 2016, une équipe de 23 chercheurs dirigée par le planétologue Richard Morris de la division ARES du centre JSC de la NASA a déclaré dans les "PNAS" qu'elle avait découvert grâce au rover Curiosity une quantité appréciable de tridymite dans les roches sédimentaires du cratère Gale.

Le cratère Gale exploré par Curiosity. Document NASA/JPL/SSS adapté par l'auteur.

La présence de ce minéral à base de silice est surprenante sur Mars car la tridymite est généralement associée à ce qu'on appelle un volcanisme silicique qu'on ne pensait pas trouver en abondance sur Mars. En effet, la tridymite se forme à basse pression (jusqu'à 0.4 GPa) et hautes températures (870-1470°C) en présence d'une forte concentration de silice, des conditions qu'on rencontre rarement et uniquement lors d'éruptions volcaniques explosives. Sur Terre, on a par exemple rencontré ces conditions pendant l'éruption du volcan St Helens aux Etats-Unis et celui du Satsuma-Iwojima au Japon. Sur ce dernier, la tridymite trouvée sur le cône s'est formée par altération de la rhyolite par les vapeurs volcaniques et les fluides hydrothermaux portés à plus de 900°C complétée par une lixiviation (lessivage) à l'acide sulfaté qui augmenta de 26% la concentration en silice.

Sur Terre, comme sur Mars, la tridymite est métastable aux températures ambiantes régnant en surface. Sur Mars ce minéral a été incorporé dans le "lac Gale", une étendue boueuse sédimentaire formée par l'érosion des roches volcaniques siliceuses. On reviendra plus loin sur ce cratère.

Notons que le gisement analysé contient également d'infimes traces d'autres minéraux silicatés (quelques pourcents) comme le plagioclase, la sanidine, la magnétite, l'anhydrite et d'autres minéraux riches en silice proche de l'opale comme la cristobalite, l'opale A et l'opale CT (lussatite) ainsi que des oxydes de fer et de titane. Précisons que les opales contiennent des traces d'eau et l'opale AN (hyalite) est d'origine volcanique.

Le problème que soulève cette découverte est de savoir si la tridymite a pu se former sur Mars à basses températures par d'autres mécanismes que le volcanisme silicique. Selon les chercheurs, il n'existerait pas d'autre processus mais les recherches continuent. Dans tous les cas, Mars a connu une histoire volcanique bien plus violente durant sa prime évolution qu'on le pensait jusqu'à présent.

Une planète noire

Sous le sable des grandes plaines martiennes ou dans les régions accidentées comme sur le versant des cratères, les roches mises à nu prennent une coloration gris-verdâtre ou noire qui rappelle la nature des météorites martiennes découvertes sur Terre. En effet, selon une étude publiée en 2016 dans la revue "Icarus" par Kevin Cannon de l'Université Brown et ses collègues, les mesures spectroscopiques de la météorite martienne NWA 7034 "Black beauty" présentée ci-dessous à droite montrent que sa composition est différente des autres SNC et similaire à celle de la croûte martienne; elle est constituée de brèches, c'est-à-dire de roches brisées mêlées à du basalte fondu et contient des traces d'eau (6000 ppm soit 0.6%), ce qui permet de la qualifier de météorite "riche en eau". Les analyses isotopiques ont montré que ses constituants ont interagi avec la surface de Mars ou de l'eau superficielle il y a 2.1 milliards d'années.

NWA 7034 contient également des traces sédimentaires dont la composition chimique est comparable à celle des sites prospectés par les rovers Spirit et Opportunity (mission MER) et Curiosity (mission MSL).

A gauche, le sol autour du robot Sojourner (septembre 1997) révèle des traces d'érosion éolienne et un substrat très sombre. Ce sont ces zones découvertes par les vents que l'on observe sur Terre sous forme de soi-disant "avancées climatiques". A droite, fragments de la météorite martienne NWA 7034 de 320 g découverte dans le désert du Sahara au Maroc en 2011. Documents NASA/JPL/NSSDC/Mars Pathfinder et Carl Agee/U.NM.

La centaine d'autres météorites martiennes découverte sur Terre présente également une coloration noire. En d'autres termes, sous son linceul de couleur orangé-brun-olive, la "planète Rouge" est en réalité une planète noire dominée par des brèches.

Les roches de surface sont de quatre types : des roches volcaniques ignées et rugueuses, des roches lisses et érodées, des roches creusées de cavités comme la pierre ponce et des graviers. Le relief martien présente une grande diversité de formations que l'on peut rapprocher des formations lunaires et de certains déserts terrestres, y compris polaires.

Même si on ne peut pas affirmer que Mars s'est formée comme la Terre, les observations suggèrent que les seuls phénomènes qui peuvent expliquer les formations géologiques que l'on rencontre sur sa surface sont l'activité des météorites, l'activité géologique dont le volcanisme et les effets de l'érosion; on trouve des bassins et plus de 400000 cratères d'impacts de plus d'1 km de diamètre, des reliefs volcaniques et des champs de dunes, des effondrements et des glissements de terrain, des failles et des vallées (fractures). Enfin, les épanchements de lave, les effets de l'eau et du vent ont également façonné son relief. Nous verrons page suivante qu'un modèle géologique permet de préciser ces différentes périodes d'activités.

Un relief familier

Si les sondes spatiales n'ont pas découvert les "canaux" de Percival Lowell, elles ont en revanche mis en évidence des lits de cours d'eau asséchés, des canaux de débacle, des volcans éteints, des éboulis, des glissements de terrains, des alluvions, des roches sédimentaires, des failles, des terrains sablonneux, bref des paysages qui nous sont familiers.

Activité tectonique

Mars étant une petite planète, son écorce est tellement épaisse (30 à 200 km) que son éventuelle activité tectonique (dont nous n'avons pas encore découvert de traces) n'est pas parvenue à la plisser. Celle-ci a donc été craquelée et fissurée en de nombreux endroits, des évènements souvent accompagnés d'éboulements et de glissements de terrains donnant à certaines régions un aspect chaotique.

L'activité tectonique fut probablement intense il y a 3 ou 4 milliards d'années ainsi que l'érosion par l'eau et la sédimentation. En témoignent les nombreuses régions de failles, les montagnes et les régions volcaniques, tel le plateau de Tharsis Montes qui est aussi vaste que l'Australie et qui a joué un rôle significatif dans l’évolution de la planète ainsi que l'expliqua Michael H. Carr de l'USGS dans la revue "Nature" en 1988, de même que la région de caldera d'Alba. On reviendra sur ces formations à propos du modèle géologique de Mars (cf. page 3).

Parmi les formations emblématiques, il y a d'abord la fracture de Valles Marineris présentée ci-dessous qui s'étend sur près de 4500 km et présente localement une largeur de 240 km et une profondeur de 6 km (à Melas Lacus) ! Elle s'étend sur un cinquième de la circonférence de Mars !

A voir : Survol de Valles Marineris par Viking 2 (1.4 MB), JPL

Survol de Tharsis et Valles Marineris (12.5 MB)

Valles Marineris

A gauche, une mosaïque de 102 photos centrées sur le canyon de Valles Marineris prises le 22 février 1980 par la sonde spatiale Viking 1 de la NASA. A droite, une vue 3D réalisée à partir des photos et des données altimétriques MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) prises par la sonde spatiale Mars Express de l'ESA à partir de 2004. Voici la version HD (10 MB).

Ci-dessus, une vue oblique de Candor Chasma. L'image couvre 800 km par 6.5°S et 71°O. La partie droite formée de 3 échancrures est Ophir Chasma qui subit un effondrement dont le volume déplacé fut 1000 fois supérieur à l'avalanche du Mont St-Helens qui se produisit en 1980 ! Les analyses par le spectromètre OMEGA de la sonde Mars Express de l'ESA (cf. page de THEMIS) indiquent que les sédiments de Candor Chasma contiennent des sulfates hydratés, peut-être de l'epsomite, un ingrédient clé qu'on retrouve dans les sels de bain, ainsi qu'une forme de sulfate de magnésium appelée kiesérite. Documents ESA/DLR/FU Berlin et NASA/USGS.

Valles Marineris est d'origine volcanique combinée à un soulèvement isostatique du sol. Elle est tellement imposante qu'elle est visible depuis l'espace. Par comparaison, avec ses 450 km de longueur, sa largeur variant entre 5.5 et 30 km et sa profondeur maximale de 1300 mètres, le Grand Canyon du Colorado ressemble à une fissure à cette échelle !

Il existe également un grand nombre de vallées sinueuses, dont l'une serpente sur 400 km dans Mare Erythraeum, atteignant localement 5 km de large.

Activité volcanique

Mars connut une activité volcanique très intense entre 4.6 et 3 milliards d'années dont la formation emblématique est le volcan bouclier Olympus Mons (dit bouclier car en se refroidissant, la lave chaude - sans doute portée à 1200°C comme sur Terre - et très fluide forme une croûte sous laquelle continue de se rependre la lave) qui culmine à 21.2 km au-dessus du niveau de référence (ou 26 km d'altitude soit ~3 fois la hauteur de l'Himalaya) et dont la base s'étend sur 624 km, soit presque autant que la France et deux fois plus vaste que la Belgique ! A partir de sa base, Olympus Mons est 6 fois plus étendu et 5 fois plus haut que le volcan Mauna Kea d'Hawaii.

Au sommet se trouve une caldera, c'est-à-dire une chambre magmatique effondrée qui se serait formée il y a 150 millions à 350 millions d'années. Elle est large de 80 km et entourée de remparts hauts de 6 km ! Les géologues estiment que la chambre magmatique se trouve à 32 km sous la base de la caldera.

Olympus Mons, maître des lieux

A gauche, le volcan Olympus Mons (18.4° N, 226° E) photographié à la verticale par l'orbiter de Viking 1 le 22 juin 1978. La caldéra culmine à 26 km d'altitude tandis que la base s'étend sur 624 km. A droite, une reconstruction 3D oblique basée sur les données altimétriques MOLA. Documents NASA/JPL/Viking/NSSDC. Cliquer ici pour lancer une animation (Mpeg de 758 KB de Calvin J.Hamilton). Ci-dessous à gauche, un dessin réalisé par Mark Garlick comparant Olympus Mons au Mauna Kea d'Hawaii et au Mont Everest. A droite, carte topographique de Mars centrée sur les principaux volcans. Cliquer ici pour lancer une animation (Mpeg de 484 KB) de Grant L.Hutchison, NASA. Document NASA/Calvin J.Hamilton pour l'animation.

La taille démesurée d'Olympus Mons parmi d'autres volcans martiens s'explique par le fait qu'à l'inverse de la Terre, Mars n'a pas eu d'activité tectonique continue, c'est-à-dire de grandes plaques lithosphériques dérivant sur le manteau. Depuis plusieurs milliards d'années, seuls des points chauds furent actifs et sont restés au même endroit pendant des centaines de millions d'années, permettant aux volcans d'atteindre des dimensions impressionnantes.

Sur Terre, les seules formations aussi monumentales sont les supervolcans. C'est dire combien les éruptions d'Olympus Mons devaient être mégacolossales.

Les falaises qui entourent la base d'Olympus Mons forment de véritables montagnes s'élevant à 7000 m. Heureusement, si les astronautes veulent un jour l'escalader, il existe du côté nord (sur la droite de la photo 3D présentée ci-dessus à droite) une paroi à 5° formée d'une coulée de lave qui conduit jusqu'au sommet.

Douze volcans s'élèvent au-dessus du plateau de Tharsis, un altiplano qui s'étend sur 8000 km à une altitude de 10000 m. Les trois principaux hormis Olympus Mons sont Ascraeus Mons, Pavonis Mons et Arsia Mons et culminent à 20 km d'altitude. Tout sur cette planète est démesuré !

A consulter : Les planisphères de Mars (sur ce site)

Geologic Map of Mars, USGS

Mars Trek, JPL

A gauche, une photo de Mars prise le 6 août 2018 par Damian Peach et ses collègues au foyer d'un télescope de 1 m de diamètre installé au Chili. A sa droite, extraits des cartes topographiques d'à peu près la même région martienne, respectivement la carte MOLA (gauche, dont voici le planisphère), géologique (centre) et topographie colorisée (droite). Consultez les liens ci-dessus pour d'autres cartes martiennes en haute résolution. Documents Damian Peach, NASA/GSFC/MOLA Science Team, NASA/USGS et Mars Trek/JPL.

Les sondes spatiales n'ont pas décelé la moindre activité volcanique récente sur Mars. Toutes les laves bordant les volcans, les dômes et fractures analysés par infrarouge sont froides. Il n'y pas la moindre fumerolle ou lac de lave en cours de refroidissement. Les cicatrices nettes laissées par les cratères d'impacts et la quasi absence de cratères météoritiques sur les pentes des volcans font penser que toutes les formations martiennes sont relativement jeunes, âgées de quelques centaines de millions d'années tout au plus.

Il est toutefois fort possible que le sous-sol, aujourd'hui recouvert de sable sur plusieurs mètres d'épaisseur, cache de profondes vallées et d'étonnants reliefs sculptés par l'eau qui devait a priori couler jadis. Seule une étude radar réaliser depuis l'Orbiter pourrait révéler ces formations ainsi que nous l'avons réalisé de manière analogue pour explorer le fond du Sahara sur Terre.

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. On y reviendra.

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)

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 présenté ci-dessous au centre.

Canaux d'alluvions et gullies

Traces probantes de liquide sur Mars. A 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. Documents ESA, NASA/JPL/MGS/NSSDC et NASA/JPL/MSSS.

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 les pentes des cratères.

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.

Canaux et vallées de débacle

A 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 milliards 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 4 milliards d'années. Documents NASA/JPL/MSSS et ESA/DLR/FU Berlin.

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 lobés (les éjecta) qui semblent s'être écoulés comme un liquide visqueux déborde d'un promontoire ou modelés par le passage de l'eau ou d'une lave encore fluide.

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 ou des boues qui se sont écoulées 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 sondes d'exploration (Viking 1 à Chryse Planitia, Viking 2 à Utopia Planitia, Spirit dans le cratère Gusev, Opportunity dans Meridiani Planum près du cratère Endeavour et Curiosity dans le cratère Gale dans Aeolis Palus) 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.

À présent que nous avons décrit les différentes formations géologiques martiennes, sur base des données volcaniques et minéralogiques recueillies par les différentes sondes spatiales, présentons le modèle géologique de Mars. C'est l'objet du prochain chapitre.

Prochain chapitre

Modèle géologique

Page 1 - 2 - 3 - 4 - 5 - 6 -


Back to:

HOME

Copyright & FAQ