Planétologie/La planète Mars

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La géologie de Mars est de loin la plus intéressante après celle de la Terre. Les observations de Mars nous donnent de nombreux éléments quant à sa géologie et l'étude de sa topographie suffit en soi à faire naître des analogies dignes d'intérêt avec la Terre.

Carte de Mars.

Les cartes de la surface de Mars sont assez simples et seules quelques structures de grande taille se démarquent du reste. La première chose qui frappe l’œil est la présence de plusieurs édifices volcaniques dans l'hémisphère sud de Mars. On y voit un volcan de grande taille, l'Olympus Mons, qui n'est autre que le plus grand volcan de tout le système solaire. Il est accompagné d'un renflement perclus de quatre volcans de plus petite taille, le dôme de Tharsis. Non loin, on voit un canyon de grande taille, la fameuse Valles Marineris. L'hémisphère sud montre aussi de nombreuses régions cratérisées semblables aux continents terrestres (Terrae), alors que l'hémisphère nord est recouvert par des plaines (Planitia). Aux pôles, on observe deux grandes callottes polaires.

Carte de Mars, applatie.

La géomorphologie de Mars[modifier | modifier le wikicode]

A la surface de Mars, on observe des cratères d'impact, des édifices volcaniques, la présence de mers et de continents ainsi que d'autres structures tectoniques. Mais Mars est la seule planète sur laquelle on trouve des traces d'érosion liées à l'eau ! Il est depuis longtemps supposé que l'eau existe sur Mars, bien que les preuves formelles et indiscutables manquent. Cela donne à Mars une géomorphologie toute particulière.

Les calottes polaires martiennes[modifier | modifier le wikicode]

Calotte polaire du pôle nord de Mars.

Aux pôles nord et sud de Mars, la température évolue entre 130 kelvins en Hiver et 190 kelvins en été, ce qui est plus bas que le point de congélation de l'eau et du dioxyde de carbone. Sachant que eau et CO₂ sont monnaie courante dans l’atmosphère de Mars, il n'est pas étonnant que l'on trouve de la glace d'eau et de CO₂ aux pôles. Les pôles martiens sont recouverts de calottes polaires de grande taille. Elles sont composées de vapeur d'eau en minorité, leur composant principal étant le dioxyde de carbone. La calotte du pôle sud est plus petite que celle du pole nord, en raison de la topographie. L'explication tient dans le fait que le pôle sud est plus élevé que le pôle nord. Du fait de l’altitude, la pression est plus faible au pôle sud, ce qui facilite la sublimation de la glace. A l'opposé, la pression atmosphérique est plus importante au pôle nord, ce qui favorise la formation d'une calotte polaire de grande taille.

Les calottes polaires martiennes sont influencées par les saisons. En été, les calottes martiennes se subliment partiellement et voient leur taille se réduire fortement. La calotte polaire sud fait alors dans les 350 kilomètres de diamètre, tandis que celle au nord fait dans les 1 000 km de diamètre. En Hiver, la baisse des températures fait que l'eau et le CO₂ se condensent directement sous forme de glace sur les calottes polaires. Elles grossissent alors, autant en longueur qu'en épaisseur. Le résultat est que les calottes ont une organisation en plusieurs couches, chaque couche correspondant à une saison/année. Leur origine tient à la fonte des glaces en été, ainsi que la déposition/ablation de poussières par les vents. De la poussière s'accumule sur les calottes, par l'effet des vents martiens, et ces dépôts de poussière ont un caractère saisonnier.

L'eau sur Mars[modifier | modifier le wikicode]

Mars a pour spécificité d'avoir subit dans son passé une érosion intense liée à la présence d'eau. L'érosion liée à l'eau liquide n'est plus tellement en cours à l'heure actuelle, l'eau liquide ayant disparu de la surface de Mars. De nos jours, l'eau martienne est localisée sous forme solide dans les calottes polaires, mais aussi dans le sol. Une portion beaucoup plus faible de l'eau martienne se situe dans l'atmosphère, mais dans une très faible portion : l'atmosphère martienne est en effet très sèche. Une autre portion, plus importante cette fois, se localiserait dans le manteau, mais dans des proportions inconnues.

Ravines sur les pentes d'un cratère d'impact, probablement formées par la fonte temporaire du pergélisol.

Les traces d'érosion aqueuse actuelles sont marginales, bien qu'assez intéressantes pour les scientifiques. Les chercheurs supposent que l'eau se serait infiltrée dans le sol et aurait gelé pour former un pergélisol. Occasionnellement, ce pergélisol pourrait fondre, donnant naissance à des ravines sur les pentes. Quelques ravines noires, localisées sur les pentes des cratères d'impact, naitraient de ce processus. Des traces d'érosion glaciaire sont aussi visibles sur Mars : on y trouve quelques moraines à proximité des glaciers polaires. L'extension des calottes glaciaires ayant naturellement changé avec le climat de la planète, il n'est pas anormal de trouver de telles moraines, formées lors de l'extension des glaciers, et mises en relief lors de leur retrait.

Bien qu'ayant totalement disparue à l'état liquide, l'eau a laissé des traces de son existence passée. Des formes vestigiales attestent d'écoulements, supposés aqueux. On trouve des vallées qui ressemblent à des vallées fluviales terrestres, des deltas martiens surélevés par l'érosion, et quelques autres formes typiques d'une érosion par un fluide. Certains cratères ont aussi des éjectas qui semblent boueux, comme si le météore était tombé sur un sol mouillé.

Kasei Valles topolabled
Viking Teardrop Islands
Mars rampart crater
Delta sur Mars.

Les deltas martiens se trouvent essentiellement, mais pas seulement, dans des cratères d'impact. Ces derniers ont un fond relativement plat, ce qui peut indiquer qu'ils contenaient des lacs dont le dépôt de sédiments aurait aplani le fond. L'existence de ces deltas de cratère s'explique par le fait qu'une rivière se serait jeté dans ce lac de cratère, les sédiments fluviaux ayant formé le delta. De nos jours, ces deltas sont surélevés par rapport au sol. Cela vient du fait qu'ils sont formés de roches sédimentaires solides, plus résistantes à l'érosion que les roches qui les entourent. Ces dernières ont été enlevées par l'érosion, alors que le delta est resté intact.

Les dunes et formes éoliennes[modifier | modifier le wikicode]

À l'heure actuelle, l'érosion est essentiellement éolienne, liée au vent dans les basses couches de l’atmosphère martienne. C'est ainsi que l'on trouve des dunes à la surface de Mars. Les structures éoliennes martiennes sont semblables à celles observées sur terre, au moins dans les grandes lignes, même si quelques formes semblent exclusives à Mars.

Le sable des dunes provient de l’altération des roches volcaniques de Mars, essentiellement des basaltes, ce qui explique la couleur noire des dunes. Les processus qui ont formé des sables sont cependant assez mal connus. On suppose qu'une partie proviendrait du cassage des roches par les impacts de météorites, une autre serait tout simplement des cendres volcaniques. Mais on ne peut exclure qu'une portion importante de ces sables proviennent d'une érosion aqueuse. Vu l'activité géologique de la planète, ces processus de formation des sables semblent inactifs à l'heure actuelle La totalité du sable martien est donc du sable ancien, conservé par les temps géologiques. Cela peut sembler bizarre, mais rien ne permet de faire disparaitre du sable martien : pas de tectonique pour enfouir le sable, pas de sédimentation vu l'absence d'eau.

L'origine des dunes est tout aussi mystérieuse que celle des sables et est encore discutée à l'heure où j'écris ces lignes. Beaucoup de scientifiques supposent que les dunes martiennes sont des reliques et n'évoluent plus à l'heure actuelle. Le vent n'aurait plus la force nécessaire pour déplacer les sables et faire évoluer les dunes. Dans le passé, l'atmosphère était suffisamment dense pour que les vents aient un effet sur les sables. Les vents pouvaient alors déplacer le sable et former des dunes, les faire évoluer, etc. Mais de nos jours, l’atmosphère de Mars s'est raréfiée, ce qui ne permet plus aux vents de soulever les sables, malgré la faible gravité martienne.

Barkhanes martiennes.

La géologie de Mars[modifier | modifier le wikicode]

Comparaison de taille entre la Terre et Mars.

Outre les structures liées à l'érosion, la surface de Mars montre des trace de volcanisme et une activité géologique passée assez intense. Dans cette section, nous allons parler du volcanisme et de la tectonique martienne, ainsi que de sa structure interne et de ses roches. La géologie de la planète Mars a fortement été influencée par sa petite taille. Car Mars est une petite planète, comparée à la Terre. En conséquence, elle avait une réserve de chaleur interne assez faible, qui s'est de plus dissipée rapidement. Son volcanisme a donc finit par cesser au bout de quelques milliards d'années et on suppose que Mars n'a plus d'activité géologique actuelle.

La structure interne de Mars[modifier | modifier le wikicode]

Structure interne de Mars

La structure interne de Mars est semblable à celle des autres planètes telluriques : une croûte surmonte un manteau silicaté qui recouvre un noyau ferreux. Mais on sait peu de choses sur l'intérieur de Mars. La faute à l'absence de données sismologiques, seules capables de nous renseigner efficacement sur l'intérieur d'une planète. Les chercheurs doivent se contenter de données sur le moment d'inertie de la planète, calculé à partir de son orbite. Ils ont ainsi une petite idée de la densité de Mars et savent que le noyau est assez gros pour la taille de la planète. Cela semblerait indiquer que Mars serait riche en fer, ce qui est assez étrange compte tenu de son éloignement du Soleil. Le manteau serait aussi riche en fer, au même titre que la croûte martienne.

La comparaison des études gravimétriques avec les données topographiques permet aux scientifiques de calculer l'épaisseur de la croûte (plus précisément, la profondeur du moho martien). Sur les cartes qui montrent l'épaisseur de la croûte, on observe encore une dichotomie entre les deux hémisphères martiens : la croûte est plus épaisse au sud qu'au nord. On voit aussi qu'elle est moins épaisse sous les cratères d'impact importants, notamment le cratère Utopia planitia, alors qu'elle est plus épaisse sous la Valles Marineris. Tout cela semble indiquer qu'il n'y a pas de compensation isostatique, ce qui fait que topographie et épaisseur crustale sont aussi bien corrélées. La seule explication est que la croute martienne est extrêmement épaisse.

Topographie de Mars.
Épaisseur de la croûte.

Les roches martiennes[modifier | modifier le wikicode]

Les roches martiennes sont encore assez mal connues, les indices principaux provenant des météorites martiennes (originaires de Mars, tombées sur Terre), et des rovers envoyés sur la surface. De ces analyses, il ressort que la croute martienne est composée de basaltes, avec potentiellement des traces d'andésites encore incertaines. Les minéraux tels l'olivine et les pyroxènes sont donc courants à la surface de Mars, ainsi que dans son manteau. Ces basaltes et leurs minéraux associés traduisent le refroidissement de la croute martienne, formée à partir d'un océan de magma. Le volcanisme martien, autrefois très actif, a aussi joué un rôle certain dans la formation de la croute et de ses basaltes. Les basaltes martiens sont riches en Fer, ce qui explique la couleur rougeâtre des roches martiennes : ce n'est pas pour rien que mars est appelée la planète rouge. Cette richesse en Fer des roches martiennes permet la formation de minéraux comme de l'hématite ou de la magnétite, qui peuvent s'aimanter facilement. On verra bientôt que cela a permis aux roches martiennes d'enregistrer la présence d'un ancien champ magnétique martien.

Mais les roches martiennes montrent aussi des traces d'altération par l'eau. Certains minéraux formés en environnement aqueux sont fréquents à sa surface : des phyllosilicates et des sulfates sont courants en certains endroits de la croute. Quelques zones assez anciennes sont riches en phyllosilicates, essentiellement des argiles. Certaines roches plus récentes montrent de plus des sphérules d'hématite, minéral qui se forme souvent en présence d'eau. Par contre, l'absence de carbonates est une énigme, ceux-ci étant extrêmement courants en présence d'eau. Sur Terre, les sédiments formés dans l'eau sont souvent riches en carbonates, certains sédiments étant même purement calcaires. La teneur en sulfates et sulfures est aussi courante dans certains sédiments terrestres formés dans l'eau. Dans ce cas, comment expliquer l'absence de carbonates sur Mars ? Il y a un paradoxe que les scientifiques ne savent pas vraiment expliquer à l'heure actuelle. D'autant que l'atmosphère martienne est très riche en carbone !

Le volcanisme martien[modifier | modifier le wikicode]

L'activité volcanique de Mars est très développée, la surface de Mars ayant beaucoup de volcans dits boucliers. Ces volcans ont une forme de bol renversé, dont la pente est très douce. De tels volcans existent sur la Terre. Ils naissent de l'accumulation de laves très fluides, les coulées s'empilant les unes au-dessus des autres. Cependant, les volcans boucliers martiens ont une taille démesurée, loin devant les volcans terrestres. La raison en est l'absence de tectonique des plaques. Les volcans martiens sont des volcans de point chaud, comme la plupart de leurs équivalents sur terre. Mais sur terre, le déplacement des plaques sur un point chaud immobile fait que le point chaud forme un chapelet de volcans boucliers. Sur Mars, le magma ne forme pas un chapelet de plusieurs volcans mais s'accumule sur place. Le volcan formé est donc bien plus grand, vu qu'une plus grande quantité de magma s'accumule sur place.

Photographie de l'Olympus Mons.
Renflement de Tharsis.

Le plus célèbre volcan martien est certainement l'Olympus Mons, un volcan bouclier situé dans l'hémisphère nord. Ce volcan est le plus de tout le système solaire : plus de 22 kilomètres. Chose étonnante, une falaise se situe à sa base de plusieurs kilomètres de haut. L'origine de cette falaise est encore inconnue. L'Olympus Mons se situe très près d'un système volcanique comprenant plusieurs volcans : le dôme de Tharsis. Comme son nom l'indique, il s'agit d'un renflement de la lithosphère martienne, un gonflement géant de plusieurs centaines de kilomètres de large.

Région d'Olympus mons.

La tectonique martienne[modifier | modifier le wikicode]

La présence d'une tectonique des plaques a été supposée durant un temps, suite à des observations sur le magnétisme martien. Les magnétomètres embarqués dans les missions d'exploration de Mars ont montré que sa croûte avait conservé les traces d'un ancien champ magnétique, aujourd'hui disparu. Les observations montrent que la croûte de Mars comporte des bandes aimantées de polarités opposées. Il se trouve que ces structures ressemblent à ce que l'on trouve au fond des océans terrestres, où des bandes magnétiques sont formées ainsi par le jeu de la tectonique des plaques et des inversions du champ magnétique. Cela laissait supposer l'existence d'une ancienne tectonique des plaques, mais les choses sont cependant plus complexes que prévu. Ces bandes magnétiques n'ont pas la symétrie observée sur la Terre, où ces bandes sont symétriques par rapport à une dorsale. Sur Mars, on n'observe pas cette symétrie, pas plus que l'on n'observe de dorsales ou de fosses de subduction. En l'absence de tels éléments, l'hypothèse d'une tectonique des plaques ne peut tenir. Reste que l'explication de l'origine des bandes magnétiques crustales est un mystère à l'heure actuelle.

Magnétisme de la croute martienne.
Mars Valles Marineris

La seule trace probable de tectonique est une vallée gigantesque au niveau de l'équateur : la Valles Marineris La formation du dôme de Tharsis serait à l'origine de la formation de la Valles marineris. Celle-ci serait un rift avorté, formé par l’étirement de la lithosphère martienne suite à l'érection du dôme de Tharsis. Le poids du dôme de Tharsis aurait pesé sur la croûte, ces tensions ayant cassé la croûte de Mars, donnant naissance à la Valles Marineris. Le fond de la Valles Marineris est tapissé de roches argileuses ou sulfatées, ce qui implique une formation en milieu aqueux. La Valles Marneris aurait été une vallée créée par la tectonique, mais creusée par l'érosion fluviale.

La dichotomie crustale[modifier | modifier le wikicode]

Si la structure interne de Mars est sans surprise, ce n'est pas le cas des couches superficielles. La croûte est notamment très hétérogène. La distinction la plus marquante est clairement celle qui sépare l'hémisphère nord de Mars de l’hémisphère sud.

On observe tout d'abord des différences de composition chimique. Le sud de Mars serait riche en basaltes, avec des traces de minéraux assez rares comme l’hématite. En revanche, le nord de Mars semble être composé intégralement d'andésite. Si les données spectroscopiques semblent claires, il existe cependant une petite controverse quant à la nature des roches de l'hémisphère nord : il pourrait s'agir de basaltes altérés par de l'eau et non d'andésites.

Un autre regard sur la topographie montre que la croûte de l'hémisphère nord est totalement plate, alors que le sud de Mars est plus accidenté, avec de nombreux monts, montagnes, failles, plis, etc. De plus, les cratères d'impact sont nettement plus nombreux dans le sud de Mars qu'au nord, où ils sont quasi absents. L'hémisphère sud surmonte de plusieurs kilomètres le plateau de l’hémisphère nord. De plus, on a vu plus haut que l'épaisseur de la croute est aussi plus faible dans l'hémisphère nord que dans l'hémisphère sud.

Expliquer ces différences demande de faire intervenir un processus quelconque qui aurait renouvelé la croûte martienne de l’hémisphère nord, alors que l’hémisphère sud serait resté intact. Il existe une controverse quant à la possibilité que l’hémisphère nord ait abrité un océan d'eau liquide au début de la vie de Mars. La platitude de l’hémisphère nord et sa différence avec le sud s’expliquerait ainsi non par un épanchement de lave, mais par la présence de l'océan lui-même. Une dernière possibilité serait que l’hémisphère nord serait le vestige d'un ancien impact de grande ampleur, qui aurait suffisamment creusé la croûte martienne pour faire apparaître le manteau. Les épanchements de lave qui auraient suivi auraient aplani le nord de Mars. Certains chercheurs supposent ainsi que l’hémisphère nord a été recouvert par un gigantesque épanchement de lave. Celui-ci aurait renouvelé la croûte de l'hémisphère nord, recouvrant les cratères et lissant la surface. Les données spectrographiques semblent coller avec cette hypothèse, attestant de la présence de minéraux magmatiques dans l'hémisphère nord. Celui-ci serait composé d'andésites ou de basaltes.

L'histoire géologique de Mars[modifier | modifier le wikicode]

L'histoire géologique de Mars est encore assez mal cernée, les scientifiques n'étant pas certains de l'existence d'un océan ou des processus ayant mené à la disparition de l'eau et du champ magnétique martien. La subdivision de l'histoire géologique de Mars en ères se base sur deux grandes méthodes : l'analyse de la minéralogie selon l'époque et le comptage des cratères. Ces deux méthodes aboutissent à la délimitation de trois ères, mais ne s'accordent pas sur les dates exactes.

La chronologie minéralogique[modifier | modifier le wikicode]

Au niveau minéralogique, on distingue trois ères : le Phyllosien, le Theiikien et le Sidérikien. Le Phyllosien est l'époque de formation des argiles martiennes, alors que le Theiikien est la période de production des sulfates. Argiles et sulfates sont des minéraux fortement hydratés, ou qui se forment préférentiellement en milieu aqueux, ce qui implique que ces deux périodes sont relativement riches en eau liquide. La différence entre argiles et sulfate semble indiquer une raréfaction de l'eau liquide. Les sulfates martiens semblent en effet s'être formés dans une eau à fort pH, ce qui indique que celle-ci devait être fortement concentrée en éléments dissous, signe de faibles quantités d'eau. Le Sidérikien est la période de formation des minéraux anhydres, ce qui indique que l'eau devait avoir disparu de la surface de Mars durant cette période, qui dure jusqu’à aujourd'hui. Pour résumer, on peut distinguer une ère avec de l'eau abondante, suivie par une ère où l'eau se raréfie, et enfin une ère où l'eau a disparu de la surface. Ces trois ères ont une relation encore incertaine avec les trois éons stratigraphiques, mais les dates semblent coller à peu-près.

La chronologie stratigraphique[modifier | modifier le wikicode]

Chronologie du volcanisme martien

En utilisant le comptage des cratères, on identifie trois ères qui portent le nom de noachien, d'hespérien et d'amazonien. Pour résumer, le noachien démarre avec la formation de la croute martienne. L'effet de serre important et la présence d'un champ magnétique font que l'eau est liquide à la surface de Mars. Une intense activité érosive a lieu et le volcanisme y est important. C'est à la fin de cette époque que le dôme de Tharsis se forme. C'est à l'héspérien que l'eau commence à disparaitre de la surface martienne. On suppose que le champ magnétique martien cesse au tout début de l'héspérien, favorisant la fuite de l'atmosphère et sa baisse de température. L'amazonien commence avec la disparition totale de l'eau, et n'a aucun évènement géologique notable, si ce n'est une activité volcanique assez récente. A l'heure actuelle, deux échelles permettent de dater ces trois ères géologiques : l'échelle de Hartmann et l'échelle de Hartmann et Neukum. Les voici :

Echelle de Hartmann :

Echelle de Hartmann et Neukum :

L'atmosphère martienne[modifier | modifier le wikicode]

Mars a une atmosphère assez mince, essentiellement composée de dioxyde de carbone, de vapeur d'eau et d'azote. Du fait de l’éloignement du Soleil, la température est extrêmement faible : de -33°C le jour à -83°C la nuit. La pression atmosphérique est aussi très faible, du fait de la finesse de l’atmosphère : moins d'un centième de la pression atmosphérique terrestre. La faible pression atmosphérique explique que si de l'eau existe actuellement sur la surface de Mars, elle se trouve forcément soit sous forme de vapeur d'eau, soit sous forme de glace, mais en aucun cas sous forme d'eau liquide. Néanmoins, des nuages se forment régulièrement dans l’atmosphère si les conditions météorologiques le permettent. Ils sont composés d'eau, mais on observe aussi des nuages de dioxyde de carbone aux hautes latitudes.

La couleur du ciel martien[modifier | modifier le wikicode]

Vu du sol, l’atmosphère martienne a une couleur orangée, qui va du jaune assez foncé à des tons rougeâtres. Pour simplifier, c'est parce que l'atmosphère martienne absorbe beaucoup plus les couleurs bleutées que les couleurs rouges, orange et jaune. Le rayonnement solaire contenant toutes les couleurs (vu qu'il est blanc), cela explique la couleur orange de l'atmosphère martienne. Dans le détail, ce n'est pas tellement une question d'absorption, mais de diffusion. La lumière provenant du Soleil est diffusée, c'est à dire qu'elle ricoche dans tous les sens sur les molécules d'air. Sur Mars, la lumière orange/jaune/rouge est fortement diffusée, alors que la couleur bleue ne l'est pas. Il se passe la même chose sur Terre, sauf que c'est la couleur bleue qui est diffusée, alors que les couleurs rouge/orange/jaune ne le sont pas. Ce qui explique pourquoi le ciel est bleu sur Terre, mais orange sur Mars. Et c'est l'inverse pour ce qui est des couchers de Soleil : là où le ciel terrestre est orange/rouge lors du coucher du Soleil, il est bleu sur Mars. Les couleurs sont donc inversées entre la Terre et Mars.

Coucher de soleil sur Mars. Image prise par Spirit dans le Cratère Gusev.

La raison à cette différence tient à la taille des particules et molécules sur lesquelles la lumière rebondit. Suivant la taille des particules, le processus de diffusion ne suit pas les mêmes lois physiques. Il existe différents phénomènes physiques de diffusion, suivant que la longueur d'onde de la lumière soit plus petite, similaire ou plus grande que la taille des particules/molécules : diffusion de Rayleigh, de Mie, etc. Et il se trouve que la taille des molécules d'air et des poussières en suspension n'est pas la même sur Terre et sur Mars. Les poussières martiennes sont bien plus petites que sur Terre. La diffusion de Rayleigh domine sur Terre, alors que celle de Mie domine sur Mars, ce qui fait que les couleurs diffusées ne sont pas les mêmes. Les petites poussières martiennes laissent passer la lumière bleue, mais diffusent les couleurs orangées. Les grosses particules dans l'atmosphère terrestre font l'inverse.

Les vents martiens et les tornades de sable[modifier | modifier le wikicode]

Bien que peu dense, l'atmosphère martienne est parcourue de vents relativement violents, capables de déclencher de véritables tornades de « sable » (en réalité, des tornades de régolite martien). Ces tornades tendent à parcourir de longue distances. Elles naissent quand une portion d'air est chauffée localement par le sol, comme sur Terre. Du fait de la faible pression atmosphérique et de la faible gravité, elles tendent à être bien plus grandes que leur équivalents terrestres. Les plus grandes peuvent faire plusieurs kilomètres de diamètres, voire des centaines de kilomètres de diamètre.

Tornade de sable martienne de 20 kilomètres de diamètre. Image capturée dans la région Amazonis Planitia le 14 mars 2012 par la sonde Mars Reconnaissance Orbiter.

Les tempêtes de sable semblent revenir de manière cyclique, surtout les plus grandes. En soi, les petites tempêtes de sable sont favorisées par l’ensoleillement, ce qui explique que leur nombre subisse des variations journalières et saisonnières. Elles sont naturellement plus courantes le jour que la nuit, et plus courant durant l'été que durant l'hiver. Mais il existe une autre régularité pour les grosses tempêtes, celles qui ont une taille quasi-planétaires. Environ tous les 3 ans, la planète Mars est recouverte de tempêtes de sables de grande taille qui obscurcissent son atmosphère. Un tel phénomène apparait quand un grand nombre de tempêtes se forment et fusionnent ensemble.La surface devient alors difficile à voir à l’œil nu, tant le grand nombre de tempêtes envoie de sable dans l'atmosphère. Cela arrive ç peu près tous les 3 ans, avec une régularité relative, aux origines mal connues.

Les tornades de sable laissent des traces noires dans le régolithe martien, sur leur trajectoire.

Traces sombres laissées par le passage de tornades de sable martiennes.

L'atmosphère martienne est très ténue, peu dense, peu épaisse. En conséquence, elle réagit presque immédiatement à un changement d'ensoleillement, ce qui fait que les saisons sont beaucoup plus accentuées que sur Terre. En été, l'air martien se réchauffe très vite et atteint les 300 Kelvins, alors qu'il refroidit en hiver pour atteindre les 130 Kelvins. Il en est de même pour ce qui est du cycle jour-nuit : le jour a une température beaucoup plus élevée que la nuit, comme sur Terre mais avec une différence plus ample. Cela entraine l'apparition de vents de marée thermique entre la face éclairée de Mars (face jour) et sa face dans l'ombre (face nuit). Ces vents ressemblent beaucoup aux vents que l'on observe dans la thermosphère de Vénus, sauf que sur Mars, ils se manifestent sur toute l'épaisseur de l'atmosphère.

La composition chimique de l'atmosphère martienne[modifier | modifier le wikicode]

Composition chimique de l'atmosphère martienne.

Les gaz atmosphériques ont été produits par le volcanisme ancien de Mars. Les gaz émis par les volcans se sont conservés dans l’atmosphère, du moins les gaz lourds. Les gaz légers ont réussi à échapper à l’attraction gravitationnelle de Mars et ne font plus partie de l’atmosphère actuelle. Une bonne partie des gaz atmosphériques se condense au niveau des pôles et forme des calottes de glace. Outre les échanges avec les calottes polaires, l’atmosphère de Mars interagit avec la surface, les roches et le sol exposé. Ceux-ci peuvent stocker certains gaz atmosphériques ou en relâcher selon les circonstances.

Échanges de gaz (volatiles) sur Mars.

Les émanations de méthane du sol de Mars jouent un rôle important dans le fonctionnement de l’atmosphère martienne. Le cycle du méthane martien est relativement complexe, mais il est certain qu'il doit faire intervenir de l'eau. Si les processus de production de méthane sont mal connus, le dégazage du méthane se fait essentiellement par les échanges sol-atmosphère. Il faut noter que le méthane est dégradé par les ultraviolets solaires, le carbone et l'hydrogène formés par la dégradation s'échappant dans l'espace ou réagissant dans le sol pour y être stockés. Concernant, la production du méthane, il est certain que le volcanisme est une ancienne source qui ne doit pas avoir d'importance à l'heure actuelle. La production du méthane peut provenir de processus biologiques ou purement géologiques. L'hypothèse la plus crédible est que le méthane est produit par altération des pyroxènes de la croute martienne. Précisément, l'enstatite des roches crustale est dégradée par hydrolyse par la réaction suivante : enstatite + eau = chrysotile + magnétite + quartz + hydrogène. Le méthane est produit par une réaction entre hydrogène et dioxyde de carbone atmosphérique, appelée réaction de Fisher-Tropsch : dioxyde de carbone + 4 atomes d'hydrogène = méthane + 2 molécules d'eau. On remarque que la production de méthane requiert de l'eau, pas forcément liquide, dans la croute martienne.

Possibles sources et puits de méthane sur Mars.

L'échappement atmosphérique[modifier | modifier le wikicode]

PIA16818-MarsCuriosityRover-Argon-AtmosphericLoss

La faible épaisseur de l'atmosphère martienne n'est pas le fruit d'un simple hasard. Divers indices nous disent que l'atmosphère martienne était bien plus épaisse après sa formation, que ce soit pour l'atmosphère primaire ou secondaire. Mais Mars n'a pas conservé cette atmosphère, qui s'est évaporée. Un indice de cet échappement est la teneur en deutérium et en hydrogène de l'atmosphère martienne. Le deutérium, un isotope de l'hydrogène, est plus lourd que ce dernier. Il est donc bien plus attiré par la gravité et a une vitesse de libération/évaporation supérieure à celle de l'hydrogène. Sur Mars, le rapport entre deutérium et hydrogène est 5 fois plus fort que sur Terre. Cette donnée s’interprète bien si on suppose que l'hydrogène s'est évaporé plus facilement que le deutérium sur Mars : la teneur en hydrogène a alors diminué plus vite que sur Terre, alors que le deutérium a eu un peu plus tendance à être conservé. D'autres mesures isotopiques vont dans le même sens.

La disparition de l'atmosphère a entrainé une forte baisse de pression atmosphérique, aux conséquences importantes. Et c'est sans compter le fait que les gaz à effet de serre se sont échappés en grande quantité : l'effet de serre a fortement diminué, réduisant la température de surface C'est suite à cela que l'eau a "disparu" de Mars sous forme liquide. La baisse de pression a fait que l'eau s'est évaporée plus facilement dans l'atmosphère, disparaissant dans l'espace. L'eau qui est restée a été soumise à une température beaucoup plus faible, du fait de la disparition de l'effet de serre. En conséquence, elle ne pouvait exister que sous forme solide et a été conservée dans les calottes polaires, ainsi que dans le pergélisol.

La faible gravité de Mars a clairement joué un rôle dans cet échappement atmosphérique. Mais le vent solaire a aussi joué un rôle dans l'échappement atmosphérique. Il est supposé que la disparition de l'atmosphère martienne, datée par des méthodes isotopiques, a eu lieu à peu près en même temps que la disparition du champ magnétique martien. Le vent solaire n'étant plus dévié par la magnétosphère martienne, il a pu souffler une partie de l'atmosphère martienne dans l'espace. De plus, la disparition du champ magnétique a permis à une plus grande quantité de rayons UV d'atteindre Mars. Ces rayons UV ont alors interagi avec les molécules de dioxygène, les dissociant en atomes isolés. Ces ions/atomes, rendus très énergétiques par l'absorption du rayonnement solaire, se sont alors échappés dans l'espace.

Echappement-atmosphérique-Mars

La structure verticale de l'atmosphère martienne[modifier | modifier le wikicode]

L'atmosphère de Mars a une structure à trois couches : une troposphère, une mésosphère et une thermosphère. Il n'y a pas de stratosphère, comme sur Vénus. Pour rappel, la température diminue avec l'altitude dans la troposphère et la mésosphère, mais augmente dans la thermosphère. L'augmentation de température dans la thermosphère est liée à l'absorption du rayonnement solaire, la thermosphère est chauffée par le haut par le Soleil. LA mésosphère et la troposphère sont séparées par leur comportement convectif, comme on le verra plus bas. La troposphère se terminerait vers les 40-45 kilomètres d'altitude, la mésosphère vers les 100 kilomètres et la thermosphère vers les 230 kilomètres.

Structure verticale de l'atmosphère martienne.