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Mars, le dieu de la guerre

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

Modèle géologique (III)

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

Cette période remonte à plus de 4.6 milliards d'années et 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.

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. C'est à la fin du Noachien que les grandes vallées dont Valles Marineris et les premiers fleuves se formèrent.

Enfin, le Noachien se caractérise par la naissance de l'hydrosphère qui devait recouvrir une bonne partie de l'hémisphère nord de Mars dont l'actuelle région de Vastitas Borealis (cf. cette illustration du terraforming).

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.

A gauche, l'échelle des périodes géologiques de Mars et des évènements clés selon Hartmann et Neukum (2006). A droite, les principales formations géologiques martiennes. Le nord est en haut. Voir le texte pour les explications. Documents Planetary Society adapté par l'auteur et NASA/GSFC.

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 marqué par l'oxydation de la surface de Mars.

Au début de la période on observe une réduction des impacts météoritiques ainsi que de l'activité des réseaux hydriques dans les vallées.

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.

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.

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. 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 époque 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 débacles et de cratères d'impacts présentant une couronne d'éjecta lobés (par ex. Worcester dans le site de Chryse Planitia) 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 (27º N et 309º E) 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. A droite, la région du "Martien" (the Martian) par rérérence 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 détails mesurant 90 cm. Document NASA/JPL-Caltech/U.Az.

C'est au début de l'Amazonien 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.

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. A droite, 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. Document NASA/JPL/U.Az.

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.

Au milieu de la période, Olympus Mons entra temporairement en éruption tandis que les volcans d'Elysium et de Tharsis étaient encore actifs durant l'Amazonien supérieur ainsi que quelques fleuves. Cas unique sur Mars, Amazonis Planitia fut façonnée à la fois par la lave et par l'eau liquide tandis que l'ancienne couche friable recouvrant Hellas Planitia formée au Noachien fut essentiellement érodée par la poussière emportée par le vent et occasionnellement par l'eau.

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 toutes 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 a exploré une régions plus ancienne contenant des minéraux argileux. Enfin, Curiosity a exploré 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 présentes des extrêmes plus importants dans l'hémisphère Sud que dans l'hémisphère Nord où les différences climatiques sont plus douces. Ainsi, les températures australes en été peuvent être 30° plus élevées que dans l'hémisphère Nord tandis qu'en hiver la limite du gel peut descendre jusqu'à 40° S alors qu'elle se limite à ~50° N.

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.

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.

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

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 j).

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 non baptisé. A droite, le cratère météoritique Lowell. Situé par 52°S il mesure 201 km de diamètre. Le léger dépôt blanchâtre qui le recouvre est du givre constitué de glace carbonique qui précipita sur le sol en raison du froid durant l'automne martien. Ci-dessous à gauche, un champ de dune dans la région du pôle Nord couvert de givre de gaz carbonique. Il se sublime au printemps sous forme de jets de gaz emportant de la matière sombre qui retombe au sol sous forme de taches noires. A droite, du brouillard de rayonnement recouvre Noctis Labyrinthis situé dans la partie ouest de Valles Marineris. Documents NASA/MGS/NSSDC et MRO.

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 conserve toutefois une dimension minimale de 400 km de diamètre. Selon les relevés effectués par la sonde Mars Express de l'ESA début 2004, la calotte de glace qui recouvre le pôle Sud renferme 85% de glace carbonique, ce qu'on appelle de la glace sèche et, plus intéressant, de grande quantité d'eau glacée (15%) à quelques dizaines de centimètres sous la glace sèche. Cette quantité est loin d'être négligeable. L'ESA a estimé que la quantité d'eau glacée présente au pôle Sud de Mars est équivalente à une couche liquide de 11 mètres d'épaisseur recouvrant toute la planète[4].

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

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. A droite, les dépôts laminaires de sédiments formés suite au retrait des glaces dans chacune des calottes polaires. Documents ESA/Mars Express, NASA/Viking2/NSSDC et NASA/Calvin J.Hamilton/LPI.

Il est intéressant de noter que la calotte polaire boréale recouvre une surface sédimentaire, composée de sable, de débris et de cratères. La partie externe est constituée par un dépôt très mince de gaz carbonique sur une vingtaine de centimètres. Seule une zone étroite, au-delà de 80° de latitude subsiste en permanence et présente une épaisseur de plusieurs centaines de mètres.

La calotte du pôle Nord présente une structure stratifiée prononcée, due aux nombreux accidents du relief qu'elle recouvre. Sa forme spiralée s'explique aussi par la force de Coriolis, qui comme sur Terre, entraîne les masses d'air vers l'ouest, modelant les surfaces meubles et déposant sur plusieurs kilomètres les poussières arrachées du sol. Ces dépôts s'accumulent ainsi à raison de 4 mm par an, formant des couches stratifiées très épaisses et des champs de dunes.

A gauche, les cycles climatiques de la glace et de la poussière ont sculpté les calottes polaires de Mars, saison après saison, année après année, fondant ou se sublimant au rythme des changements climatiques. Cette image est une vue 3D simulée basée sur les données de l'instrument d'imagerie THEMIS de la sonde spatiale Mars Odyssey de la NASA. A droite, reconstruction tridimensionnelle de la calotte polaire Nord à partir des données MOLA de la sonde spatiale MGS. Voici une reconstruction vue depuis Chasma Boreale. Notez la structure en terrasses et les profondes failles suite aux replis des glaces sous la chaleur de l'été. Dans les failles on peut analyser l'histoire de la calotte qui présente en alternance des strates de poussières déposées par les vents et des couches de glaces accumulées au fil des éons. 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 !). Documents NASA/JPL/U.Az/R.Luk, NASA/ESA/MGS et Calvin J.Hamilton/NASA.

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

Prochain chapitre

L'atmosphère martienne

 

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[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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