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Mars, le dieu de la guerre

Illustration du volcan bouclier d'Olympus Mons. Document T.Lombry.

Modèle géologique (III)

Le matériau météoritique le plus ancien provenant de Mars a été daté d'environ 4.5 milliards d'années (cf. NWA 7533/7034), mais il est prouvé que la planète elle-même s'est formée environ 13 millions d'années après les inclusions réfractaires (CAI). Si aucun spécialiste ne prétendrait dater l'âge absolu de Mars dans une publication scientifique, on peut en donner une estimation basée sur l'âge des météorites martiennes.

Sachant que la croûte de Mars était constituée il y a plus de 4.54 milliards d'années et que son noyau existe depuis au moins  4.56 milliards d'années, la planète se forma donc à cette époque. Mais la protoplanète Mars existait évidemment déjà depuis quelques dizaines ou centaines de millions d'années.

En résumé car le sujet est encyclopédique, au milieu des années 1970 le planétologue et artiste William Hartmann proposa un premier modèle de l'histoire géologique de Mars sur base des données recueillies par les premières sondes spatiales Mariner et Viking. Ce modèle est resté d'actualité jusqu'au début du XXIe siècle où on décida qu'il était nécessaire de le réviser.

C'est le planétologue Gerahrd Neukum de l'Université Libre de Berlin et ses collègues qui s'atelèrent à cette tâche et complétèrent le modèle d'Hartmann sur base des données volcaniques et minéralogiques recueillies par les nouvelles sondes spatiales dont Mars Express de l'ESA. Leurs travaux sont à l'origine du modèle dénommé l'Échelle de Hartmann et Neukum publié en 2006 dans la revue "Science" et illustré ci-dessous.

Ce modèle comprend quatre époques ou éons : le pré-Noachien, le Noachien, l'Hespérien et l'Amazonien. On peut lui ajouter le pré-Noachien mais on ignore à peu près tout de cette époque primordiale.

Le pré-Noachien

C'est la période initiale qui remonte à au moins 4.6 milliards d'années. Mal connue, elle est parfois ignorée des descriptifs. Elle comprend la phase de formation de Mars jusqu'à la formation des premières surfaces solides dans la partie nord de l'hémisphère formant aujourd'hui les terres les plus basses de la planète Rouge situées à une profondeur moyenne variant entre 3000 et 4000 m sous le niveau de référence.

Il est probable qu'à cette époque Mars subit l'impact de grands astéroïdes qui formèrent les premiers bassins aujourd'hui disparus, noyés sous la lave ou recouverts par les impacts ultérieurs.

A gauche, datation des météorites martiennes par le système samarium-néodyme. Au centre, datation des évènement majeurs survenus sur Mars à partir de la radiochronologie des météorites martiennes. A droite, l'échelle des périodes géologiques de Mars et des évènements clés selon Hartmann et Neukum (2006). Documents Z.Váci et C.Agree (2020) et NASA/GSFC adaptés par l'auteur.

Le Noachien

Le Noachien s'étend entre 4.6 et 3.7 milliards d'années. Il correspond à l'Hadéen sur Terre ainsi qu'au début de l'Archéen.

C'est au début du Noachien que s'est formée l'atmosphère par dégazage de la vapeur d'eau et du gaz carbonique des planétésimaux.

Entre 4.5 et 4.4 milliards d'années, la vapeur d'eau s'est condensée et forma des pluies dont l'oxygène se combina avec les minéraux pour former de l'oxyde de fer qu'on trouve aujourd'hui partout sur Mars et lui donne sa couleur particulière. L'hydrogène libéré dans la réaction s'est échappé dans l'espace, ne laissant qu'une atmosphère riche en dioxyde de carbone, azote et soufre avec peut-être quelques pourcents de méthane. Le léger effet de serre aurait légèrement réchauffé la planète, portant sa température moyenne superficielle à environ -60°C, équivalente à celle d'aujourd'hui.

Le Noachien inférieur se caractérise par une intense activité météoritique et une intense activité volcanique à l'origine des plus grands volcans boucliers dont Olympus Mons précité qui culmine à l'altitude record de 21.2 km au-dessus du niveau de référence daté de 3.8 milliards d'années. C'est également à cette époque que se formèrent les grands bassins d'impacts (Utopia, Hellas, Argyre, Iridis et quelques autres). Quelques volcans sont toutefois entrés en éruption durant l'Hespérien.

L'activité volcanique ainsi que l'érosion par l'eau et la sédimentarisation faiblirent à la fin du Noachien inférieur. Puis l'activité volcanique débuta dans la région de Tharsis (0° N, 260° E) comprenant le volcan bouclier d'Olympus Mons (21229 m) et les trois volcans boucliers de Tharsis Montes (Ascraeus Mons (18225 m), Pavonis Mons (14058 m) et Arsia Mons (17761 m)). C'est à la fin du Noachien que les grandes vallées dont Valles Marineris et les premiers fleuves se formèrent.

A gauche, les coupes transversales schématiques de la Lune (gauche) et de Mars (droite). Sur Mars, l'hémisphère nord est constitué d'une croûte océanique dominante, recouverte en grande partie de sédiments, chimiquement équivalents à l'andésite. Mars contiendrait encore un noyau liquide ou du moins partiellement. Son manteau est peut-être fluide, convectif et même stratifié. A droite, les principales formations géologiques martiennes. Le nord est en haut. Voir le texte pour les explications. Documents M.Santosh et al. (2017) adapté par l'auteur et NASA/GSFC.

Le Noachien se caractérise également par la naissance de l'hydrosphère. En raison de son activité thermique et chimique, de la présence d'argiles et d'un effet de serre, cette époque était a priori proprice à l'apparition d'une forme de vie primitive. Elle aurait pu survivre pendant au moins 1 milliard d'année, jusqu'il y a 3.5 milliards d'années, époque où l'atmosphère et le sol se sont acidifiés sous l'effet des pluies d'acide sulfurique alimentées par les émissions de gaz volcaniques. A ce jour, aucune mission d'exploration n'a découvert de traces prébiotiques ou biotiques fossilisées.

L'Hespérien

L'Hespérien s'étend entre 3.7 et 3.2 milliards d'années. Il correspond à la première moitié de l'Archéen sur Terre. Cette période est marquée par l'oxydation de la surface de Mars.

Au début de la période on observe une réduction des impacts météoritiques. Sur le plan exobiologique, le champ magnétique de Mars était déjà si faible qu'en raison de la faible gravité, son atmosphère s'est lentement échappée dans l'espace.

C'est au début de cette période qu'une bonne partie de l'hémisphère nord de Mars fut recouverte par un océan salé dont l'actuelle région de Vastitas Borealis. Cet océan s'est probablement formé il y a 3.7 milliards d'années (bien que certains le situe vers 3.4 milliards d'années). Son existence est largement a cceptée par les experts de la planète Rouge, mais sa nature fait l’objet de nombreux débats. Ainsi, certains planétologues pensent que l'océan perdura relativement longtemps, bien qu'il était très froid. Mais d'autres ne pensent pas que l'ancien climat martien aurait pu maintenir longtemps des masses d’eau stables en surface. C’est pourquoi l'océan gela très rapidement - peut-être en quelques milliers d'années voire moins.

A voir : Représentation 3D d'Elysium Mons, Freie Univ. Berlin

A gauche, la formation de Hecates Tholus dont voici la datation des différentes plates-formes qui s'échelonne entre 1 milliard et 100 millions d'années. Au centre, vue générale d'Elysium Mons (au centre). Il couvre une superficie de 3.4 millions de km2 et s'élèvre à 17.7 km d'altitude. Voici sa carte topographique. A droite, les principales formations sur le dôme de Tharsis. Document ESA, NASA/GSFC et ESA/Mars Express.

L'idée que l'océan disparut rapidement est renforcée par la perte précoce de l'atmosphère qui est devenue si ténue que l'eau s'échappa également. C'est donc en toute logique qu'on observe une diminution de l'activité des réseaux hydriques dans les vallées il y a environ 3.7 milliards d'années. Ceci dit, nous verrons qu'il y avait encore suffisamment d'eau en surface pour alimenter des fleuves, des deltas, former des débacles et même des tsunamis après l'impact de météorites.

En revanche, l'activité volcanique a soit continué depuis la fin du Noachien soit s'est intensifiée. On observe plusieurs activités géologiques majeures comprenant notamment des épanchement importants de lave comme à Syrtis Major qui explique son relief et sa couleur sombre. Il y eut des éruptions volcaniques résultant peut-être des impacts météoritiques survenus antérieurement dont celle du volcan bouclier Alba Mons. Des points chauds probablement formés lors du Noachien sont entrés en activité parmi lesquels ceux à l'origine des formations d'Hecates Tholus et Elysium Mons.

C'est également à cette époque que se produisit le soulèvement du dôme de Tharsis qui culmine aujourd'hui entre 4000 et 8000 m d'altitude (sans compter les volcans) et que se formèrent plusieurs hauts plateaux ou Planum (Daedalia, Hesperia, Icaria, Sinai, Solis, Syria, etc) dans des régions accidentées où d'anciens cratères furent oblitérés par de plus jeunes ou recouverts par des dépôts d'origine volcanique.

Vues en perspective de Echus Chasma (ci-dessus) et de Hebes Chasma (ci-dessous) situés juste au nord de Valles Marineris construites à partir des images stéréo haute résolution (HRSC) de l'orbiter Mars Express de l'ESA. Echus Chasma (1° N, 278° E) est une gorge (canyon) d'environ 100 km de long et 10 km de large dans le haut-plateau de Lunae Planum au nord de Valles Marineris. C'est la région source de Kasei Valles qui s'étend sur 3000 km vers le nord. Images prises le 25 septembre 2005. La résolution au sol est de 17 m/pixel. Ci-dessus à droite, gros-plan sur des falaises de 4000 m de hauteur dans la partie orientale d'Echus Chasma. Des chutes d'eau gigantesques ont peut-être plongé du haut de ces falaises jusqu'au fond de la vallée remarquablement lisse qui fut ensuite envahie de lave basaltique. Ci-dessous, Hebes Chasma (1° S, 282° E) est profond de près de 8000 m ! Le haut plateau (mesa) de 5000 m d'altitude situé au centre s'est partiellement effondré de façon inhabituelle. Images acquises le 16 septembre 2005. La résolution au sol est de 15 m/pixel. Documents ESA/Mars Express.

Enfin, c'est à la fin de l'Hespérien que se formèrent les canaux de débacle et les glissements de terrain de Xanthe Terra situés au nord-est de Valles Marineris ainsi que le réseau de Kasei Valles situé un peu plus à l'ouest qui laissèrent d'immenses cicatrices à travers la planète dont quelques exemples sont présentés ci-dessus.

On estime que ces inondations à grande échelle ne sont pas le résultat de pluies mais plutôt de la libération soudaine de grandes quantités d'eau stockées soit dans des lacs de retenues dont la glace fondit soit dans des nappes aquifères.

L'Amazonien

L'Amazonien couvre les derniers 3.2 milliards d'années. Il correspond à la seconde moitié de l'Archéen sur Terre, au Protérozoïque et au Phanérozoïque qui va jusqu'à l'époque actuelle.

 Durant cette période l'activité météoritique fut très faible. La chronostratigraphie a permis de caractériser chaque époque géologique martienne à partir de la taille des cratères et des différents dépôts. On a ainsi découvert que les anciennes surfaces du Noachien moyen contiennent plus de 400 cratères de plus de 5 kilomètres de diamètre pour chaque million de kilomètres carrés alors que les surfaces datant du début de l'Amazonien en comptent 10 fois moins (entre 25 et 67 cratères sur la même superficie selon les estimations).

Notons que la datation des reliefs est difficile car elle dépend des processus géologiques qui peuvent modifier l'âge apparent d'une surface. Mais grâce à l'imagerie satellite à moyenne et haute résolution couvrant d'immenses régions de la planète, les planétologues ont pu dater l'âge relatif de nombreux cratères et les comparer avec le calendrier des évènements qui ont eu lieu dans différentes parties de la planète.

Les rares reliefs formés durant l'Amazonien ainsi que l'existence d'imposants canaux de débacle et de cratères d'impacts présentant une couronne d'éjecta lobés (par ex. Worcester dans le site de Chryse Planitia présenté ci-dessous à gauche) indiquent l'existence d'une importante activité hydrographique.

A gauche, le cratère Worcester de 25 km de diamètre situé à l'embouchure de Kasei Valles (27ºN et 309ºE) où la débacle s'est déversée dans Chryse Planitia. Photo prise le 25 mars 2016 par la caméra HRSC de la sonde spatiale Mars Express de l'ESA. La résolution est de 15 m/pixel. La vue est orientée vers le sud. Au centre, la région du "Martien" (the Martian) par référence au roman et au film éponyme dans la plaine d'Acidalia Planitia (31.4° N et 331.4° E) située entre le dôme de Tharsis et Arabia Terra, au nord de Valles Marineris. Photo prise le 15 mai 2015 par l'imageur HiRISE de l'orbiter MER. La couleur bleue est probablement en réalité grise ou rougeâtre. Document NASA/JPL-Caltech/U.Az. A droite, la surface de Chryse Planitia (43.4° N et 84.6° E). La glace est généralement suffisamment résistante pour supporter le poids du sol qui la recouvre. Mais lorsque la glace fond ou se sublime, comme c'est le cas ici la surface glacée peut s'affaisser ou s'effondrer dans une cavité qui s'agrandit graduellement. Sur l'original, la résolution est de 30 cm/pixel, les plus petits détails mesurant 90 cm. Document NASA/JPL-Caltech/U.Az.

C'est au début de l'Amazonien, c'est-à-dire il y a moins de 2 milliards d'années, que se formèrent les grandes plaines visibles dans l'hémisphère nord (Acidalia Planitia, Amazonis Planitia, Utopia Planitia, Vastitas Borealis, etc). Elles ont probablement périodiquement recueilli l'eau de certains canaux depuis l'époque du Noachien. Après cette période très humide voire en partie océanique, toutes les plaines du nord furent remplies de dépôts lisses en quantités telles qu'ils recouvrirent tous les cratères ou bassins, marquant le début de l'Amazonien.

Curieusement, dans leur modèle, Tanaka et Hartmann refusent de considérer qu'il s'agit des dépôts de Vastitas Borealis, disant seulement que de nouvelles études suggèrent que ces dépôts proviennent des canaux de débacle de Xanthe Terra. Selon les auteurs, les dépôts de Vastitas Borealis semblent boucher l'entrée des canaux, suggérant qu'ils seraient plus tardifs que ceux de Xanthe. La mission Phoenix révéla que ces terrains sont composés de matériaux riches en glace. En fait, on ignore encore comment cette région s'est formée.

Bien que fortement réduite, l'activité volcanique s'est poursuivie durant l'Amazonien tandis que les effets de l'assèchement de la planète et de l'érosion par l'eau et le vent s'accentuèrent. On estime que l'effet de l'abrasion éolienne participa à l'accumulation de poussière à raison de 50 cm à 1 mètre d'épaisseur tous les milliards d'années. On y reviendra.

Cas unique sur Mars, Amazonis Planitia (24.7° N, 196° E) située à l'ouest d'Olympus Mons est la plaine la plus lisse existant sur Mars. Elle fut façonnée à la fois par la lave et par l'eau liquide. Quant au bassin d'Hellas Planitia  (42.4° S, 70° E), l'ancienne couche friable recouvrant cette structure d'impact formée au Noachien fut essentiellement érodée par la poussière emportée par le vent et occasionnellement par l'eau.

Images de Mars : HiRISE (Images HD) - TEHMIS

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

A gauche, sillons d'alluvions à la base du rempart interne du cratère de Mojave (7.6° N et 327.379° E) situé dans la région de Xanthe Terra. Photo prise par l'imageur HiRISE d el'orbiter MER. Sur l'original, la résolution est de 29 cm/pixel. A part les cratères, ce terrain est similaire à celui qu'on trouve dans le désert de Mojave en Californie ou dans le désert d'Arizona. Document NASA/JPL/U.Az. Au centre, couches érodées dans Shalbatana Valles (3.1° N et 316.649° E), un canal important qui traverse Xanthe Terra. L'érosion a formé les petits plateaux ou buttes appelées Mesas et les terrain plus clairs. Sur l'original, les plus petits détails mesurent ~82 cm. A droite, des avalanches ou des chutes de débris photographiés près du pôle Nord par MRO le 18 février 2008. Documents NASA/JPL/U.Az et NASA/MRO.

Au milieu de l'Amazonien, Olympus Mons entra temporairement en éruption tandis que les volcans de Tharsis et d'Elysium étaient encore actifs durant l'Amazonien supérieur ainsi que quelques fleuves.

Elysium Planitia

Elysium Planitia est la deuxième région volcanique après Tharsis. Elle héberge quatre volcans dont Elysium Mons (24.8° N, 146.9° E) qui culmine à 14028 m et est âgé d'au moins ~3.25 milliards d'années. La plaine d'Elysium héberge également de nombreux jeunes flots de lave alimentés par des fissures. L'âge de ces laves varie entre environ 500 millions et 2.5 millions d'années.

Dans une étude publiée dans la revue "Icarus" en 2021, David G.Horvath du Lunar and Planetary Laboratory de l'Université d'Arizona et ses collègues ont présenté des preuves que cette région atypique de gisements éoliens pourrait être la plus jeune région volcanique jamais documentée sur Mars. En effet, cette région présente une grande unité géologique (grains fins, albédo faible, une inertie thermique élevée, matériau riche en pyroxène à haute teneur en calcium) et est répartie symétriquement autour d'un segment du système de fissures de Cerberus Fossae. Ce dépôt est superficiellement similaire aux dépôts pyroclastiques découverts sur la Lune et Mercure.

A voir : Fly Over NASA InSight’s New Mars Home - Elysium Planitia

Limite des flots de lave à l'est d'Elysium Planitia (28.3° N,172.7° E). Panorama réalisé par CCNY Planetarium au moyen du logiciel OpenSpace à partir des données DTM de la NASA (NASA/JPL/U.Az/HiRISE).

Contrairement aux coulées de lave d'Amazonis Planitia (Cerberus, vers 2° N, 155° E), les chercheurs estiment que le dépôt pyroclastique fissuré recouvre les coulées de lave sur une épaisseur de quelques dizaines de centimètres sur la majeure partie du dépôt et correspond à une volume de 11 à 28 millions de mètres cubes. Cette épaisseur et ces volumes sont comparables aux dépôts de téphra (composés de tuff et de cendre volcaniques) sur Terre.

Selon les chercheurs, "l'analyse stratigraphique, l'âge des cratères d'impacts (dont Zunil âgé de ~ 0.1 à 1 million d'années, et la distribution des cratères indique que la région est relativement  plus jeune que les plaines volcaniques environnantes avec un âge oscillant entre envion 53000 et 210000 ans".

Plus intéressant, selon les chercheurs "ce jeune âge implique que si ce gisement est bien d'origine volcanique, la région de Cerberus Fossae pourrait ne pas être éteinte et Mars pourrait encore être volcaniquement actif", ce que soutient l'activité sismique relevée dans cette région ainsi que les relevés géodésiques et de transport de chaleur mesurés par le rover InSight, avec leurs implications pour l'exobiologie.

Géochimie de Mars

Sur le plan géochimique, en résumé durant le Noachien Mars présentait un environnement chimique qui ressemblait beaucoup à celui de la Terre aujourd'hui, avec de l'eau en abondance. L'eau altéra la nature des roches, les portant à un pH neutre qui forma des minéraux argileux, c'est-à-dire à base de silicates ou d'aluminosilicates hydratés formant des dépôts laminaires (comme ceux qu'on trouve dans les argiles calcaires, les limons et autres sédiments fins à base de schiste par exemple).

Au fil du temps, cette chimie est devenue acide et généra des minéraux sulfatés (le sulfate le plus connu est le gypse ou pierre à plâtre). Si cette histoire est exacte, ce changement s'est produit quelque part avant ou à la frontière Noachien-Hespérien.

Cette image montre une petite partie de Mawrth Vallis (22.4° N et 342.8° E), l'un des nombreux canaux contenant jadis de l'eau et s'écoulant vers le nord dans le bassin de Chryse Planitia. Le pouvoir érosif de l'eau s'écoulant rapidement dans les couches de roche a fini par exposer une grande diversité de formes géologiques. Pour un géologue, la superposition d'un relief ou d'une strate au-dessus d'une autre, des fractures et des failles qui perturbent une couche mais pas une autre et les profondeurs de certaines signatures minéralogiques combinées aux mesures chimiques éventuelles du spectromètre à rayons gamma racontent l'histoire géologique et climatologique de la région. Sur l'original, la résolution atteint 25 cm/pixel. Document NASA/JPL/U.Az.

Le rover Opportunity explora justement une région datant de la fin du Noachien tandis que Spirit explora des sites un peu plus jeunes datant de l'Hespérien. Les deux rovers ont découvert des roches qui se sont formées dans un environnement acide. Opportunity explora une région plus ancienne contenant des minéraux argileux. Enfin, Curiosity continue d'explorer une région couvrant la transition entre les temps géologiques argileux et les temps sulfatés. On reviendra sur les différentes missions en dernière page.

Climat actuel et saisons

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

Mars étant 1.52 fois plus éloignée du Soleil que la Terre, elle reçoit 43% de la quantité de lumière qui atteint la Terre. Pendant l'été austral, en raison de la forte excentricité de son orbite, Mars se rapproche d'environ 20% du Soleil; il s'agit des oppositions périhéliques. L'insolation augmente de 40%, élevant la température de l'air près du sol jusqu'à 35°C à l'ombre selon les mesures obtenues par le rover Spirit en 2007. Dans ces conditions les saisons présentent des extrêmes plus importants dans l'hémisphère sud que dans l'hémisphère nord où les différences climatiques sont plus douces. Ainsi, les températures australes en été peuvent être 30° plus élevées que dans l'hémisphère nord tandis qu'en hiver la limite du gel peut descendre jusqu'à 40° S contre ~45° N et atteindre 1 mètre d'épaisseur.

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

A gauche, les zones climatiques globales martiennes avec la limites saisonnère du gel qui descend plus bas vers l'équateur (~40° S) dans l'hémisphère sud. A droite, les différents saisons martiennes calquent les saisons terrestres à la différence qu'elles sont deux fois plus longues et les saisons plus marquées. Document Henrik Hargitai/NASA/ARC adapté par l'auteur et T.Lombry.

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

Comme sur Terre, Mars présente 4 saisons qui sont inversées dans les deux hémisphères. Étant donné l'éloignement de Mars, en moyenne elles sont deux fois plus longues et les climats plus marqués que sur Terre. En hiver, le climat martien est froid alors que généralement il est doux sur Terre (sauf aux latitudes polaires) et l'été martien est chaud alors qu'il est généralement frais sur Terre (sauf aux latitudes tropicales). Sur Mars, chaque saison dure entre 5 et 6 mois contre à peine 3 mois sur Terre et ont les durées suivantes (entre parenthèses la durée sur Terre) :

- Printemps : 194 jrs (83 jrs)

- Été : 178 jrs (83 jrs)

- Automne : 143 jrs (90 jrs)

- Hiver : 154 j (89 jrs).

L'existence des saisons et d'une phase d'obscurité affectent la composition de l'atmosphère. En effet, en hiver lorsqu'il fait nuit ou froid, le CO2 se condense et s'accumule sur les calottes polaires alors qu'en été, il se sublime plus facilement et reste à l'état gazeux dans l'atmosphère. Ce phénomène fait varier la pression atmosphérique de 25%, variant entre environ 7-9 mbar.

Glace sèche et brouillard

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

Les calottes polaires

L'alternance des saisons fait que Mars est recouverte en permanence de deux calottes polaires qui fondent partiellement par sublimation en été. Celle du pôle Sud qui se trouve à 150 km au nord du pôle Sud géographique conserve toutefois une dimension minimale d'environ 350 km de diamètre.

Selon les relevés effectués par la sonde Mars Express de l'ESA début 2004, la calotte de glace qui recouvre le pôle Sud renferme 85% de glace carbonique (le même qui compose la neige carbonique des extincteurs), ce qu'on appelle de la glace sèche et, plus intéressant, de grande quantité d'eau glacée (15%) à quelques dizaines de centimètres sous la glace sèche. Cette quantité est loin d'être négligeable. L'ESA a estimé que la quantité d'eau glacée présente au pôle Sud de Mars est équivalente à une couche liquide de 11 mètres d'épaisseur recouvrant toute la planète[4].

De l'eau glacée sous les pôles

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

En fait, les astronomes soupçonnaient indirectement l'existence de glace d'eau mais ils ne pensaient pas en trouver si près de la surface. La calotte australe est également beaucoup moins chargée en poussière que la calotte boréale. Durant l'été la calotte australe s'évapore si fortement que lors des oppositions favorables telles celle de 2003 on a pu apercevoir le sous-sol sombre du mont Mitchell depuis la Terre.

Les longues heures de clarté autour du solstice d'été (en mai) créent des effets naturels notables sur Mars. En hiver et au printemps, le pôle nord martien est recouvert d'eau glacée et de dioxyde de carbone glacé. Mais au moment du solstice d'été martien, toute la glace de dioxyde de carbone se réchauffe et se sublime dans l'atmosphère raréfiée de la planète, laissant derrière elle uniquement de la glace d'eau qui forme de grandes zones blanches brillantes entrecoupées de sillons profonds ou de bandes dénudées où apparait le sol sablonneux brun-rouge ou les roches noires mises à nu.

Selon l'ESA, à partir de ces couches d'eau glacée, de grandes quantités de vapeur d'eau sont occasionnellement libérées dans l'atmosphère. Ellle se concentre vers 20 km d'altitude mais peut être transportée jusqu'à 80 km d'altitude lors des grandes tempêtes de poussière. On y reviendra.

La calotte polaire boréale de Mars. A gauche, une image de Chasma Boreale, une longue vallée au fond plat dont les parois s'élèvent à cet endroit à 1400 m. Il s'agit d'une vue 3D simulée basée sur les données de l'imageur THEMIS (Thermal Emission Imaging System) de la sonde spatiale Mars Odyssey de la NASA enregistrées entre décembre 2002 et février 2005. A droite, vue générale de la calotte polaire australe photographiée la sonde spatiale Mars Express le 17 décembre 2012. Composée de glace d'eau et de gaz carbonique, son épaisseur atteint localement 3 km et mesure environ 350 km de diamètre. Documents NASA/JPL/U.Az/R.Luk et ESA/DLR/U.Berlin (Bill Dunford).

La calotte polaire boréale recouvre une surface sédimentaire composée de sable, de débris et de cratères. Les dépôts s'accumulent à raison de 4 mm par an, formant des champs de dunes et des couches stratifiées très épaisses. La partie externe est constituée par un dépôt très mince de gaz carbonique sur une vingtaine de centimètres. Seule une zone étroite, au-delà de 80° de latitude subsiste en permanence et présente une épaisseur de plusieurs centaines de mètres.

La calotte polaire boréale présente une structure stratifiée prononcée, due aux nombreux accidents du relief qu'elle recouvre et à l'action de l'érosion. Sa forme spiralée s'explique aussi par la force de Coriolis, qui comme sur Terre, entraîne les masses d'air vers l'ouest, modelant les surfaces meubles et déposant sur plusieurs kilomètres les poussières arrachées du sol.

Au rythme des changements climatiques, la glace et la poussière ont sculpté la calotte boréale saison après saison, année après année, fondant ou se sublimant, formant des terrasses et les profondes failles suite aux replis des glaces sous la chaleur de l'été.

Ci-dessus, vue générale de la calotte polaire boréale reconnaissable au mouvement de Coriolis et à la grande échancrure sombre de Chasma Boreale. Photo prise par la sonde spatiale Mars Express le 2 mai 2014. Les zones sombres sont des endroits où la roche noire a été mise à nu par l'érosion. Ci-dessous, des dépôts stratifiés au pôle Nord de Mars empilés sur 3 km d'épaisseur et qui s'étendent sur 1000 km. Ils sont composés de couches de glace d'eau poussiéreuse. Ces couches ont enregistré des informations sur le climat remontant à plusieurs millions d'années. Les couches de couleur jaunes-beige sont la glace d'eau poussiéreuse. Les couches bleuâtres visibles en dessous d'elles contiennent des fragments de roche de la taille de grains de sable qui ont probablement formé un vaste champ de dunes boréal avant que la glace poussiéreuse ne se dépose. Photographie prise par la caméra HiRISE de MRO à 318.1 km d'altitude le 18 juillet 2010 par 85.7° N, 179.4° E. La résolution est de 191 cm. Document ESA/DLR/U.Berlin (Bill Dunford) et NASA/MRO/U.Az.

La calotte boréale contient une formation remarquable appelée Chasma Boreale. Il s'agit d'une long canyon ou vallée au fond plat d'environ 2 km de profondeur et 100 km de largeur qui s'étend sur 580 km jusqu'au pôle Nord. Quelques cratères d'impacts jongent le fond de la vallée, certains pratiquement ensevelis sous le sable, d'autres partiellement exhumés.

Les parois de ces profondes vallées sont une aubaine pour les futurs explorateurs qui pourront étudier l'évolution du climat de la planète Rouge et analyser l'histoire de la calotte boréale qui présente en alternance des strates de poussières déposées par les vents et des couches de glaces accumulées au fil des éons.

Les dépôts foncés et clairs recouvrent la surface d'un revêtement fin et régulier. Les sédiments plus sombres ont été transportés par les vents lors des tempêtes de poussière printanières. Les motifs se forment en fonction des quantités gagnées et perdues en fonction des saisons.

La calotte polaire est entourée d'un grand champ de dunes dont certaines parties s'étendent sur 600 km vers le sud.

Ci-dessus, reconstructions tridimensionnelles de la calotte polaire boréale à partir des données MOLA de la sonde spatiale MGS. Ci-dessous, la région de Chasma Boreale photographiée par la caméra stéréo haute résolution de la sonde spatiale Mars Express le 17 mai 2010, lors du solstice d'été. Documents NASA/ESA/MGS et ESA/DLR/U.Berlin (G.Neukum). Cliquer sur ce lien pour lancer une séquence vidéo (fichier .avi de 1.5 MB) de la calotte du pôle Nord. Noter la couleur anachronique du ciel dans la vidéo (bleu, une erreur scientifique impardonable en 2001 !). Document Calvin J.Hamilton/NASA.

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

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L'atmosphère martienne

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[4] Par comparaison, si toute la glace de l'Antarctique (épaisse de 1.6 km en moyenne) fondait, le niveau des mers augmenterait d'environ 60 mètres. Si toute l'eau des océans terrestres était répartie uniformément sur la surface du globe, elle mesurerait 3.7 km d'épaisseur.


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