LA SONDE PATHFINDER

Partie 2


LA COMPOSITION DE MARS
Y A T-IL DE L'EAU SUR MARS ?
LA VIE SUR MARS ?
L'ATMOSPHERE DE MARS
LA MAGNETOSPHERE DE MARS
LES SATELLITES DE MARS

Y A T-IL DE L'EAU SUR MARS ?

La planète Mars est divisée en deux moitiés bien distinctes. L'hémisphère sud est très cratérisée (et donc très vieilles), alors que l'hémisphère nord est caractérisée par des plaines mornes et jeunes, qui s'étendent à quelques kilomètres en dessous du niveau de référence.

La planète Mars s'est créée dans la même région du système solaire que la Terre. Donc elle au cours de sa formation, elle aurait dût accumuler autant d'eau que sa soeur jumelle. Lors de la formation de la planète, l'eau a été libérée par dégazage des matériaux du manteau et par l'intense activité volcanique qui régnait alors. Puis les comètes ont pu aussi apporter une quantité d'eau. Mais voilà que l'eau n'existe plus à la surface de Mars et son atmosphère ne possède que 0,03 % de vapeur d'eau en moyenne.

Certains chercheurs, supposent qu'il y a pu avoir des inondations importantes qui ont eu lieu au début de l'histoire martienne. Puis d'énormes quantités d'eau se sont transformées en glace, avant de pouvoir être absorbées par le sous-sol. Lentement mais inexorablement, les étendues glacées se mettent à fumer et se subliment dans l'atmosphère. L'eau finit alors par se perdre dans l'espace ou subit une photodissociation par le rayonnement UV.

La structure de la croûte martienne est similaire à celle de l'écorce lunaire. On trouve en surface un épais dépôt bréchique intercalé ici et là avec des coulées volcaniques ou des dépôts sédimentaires (il ne faut pas oublier qu'à part les cratères d'impact, d'autres phénomènes géologiques avaient lieu sur Mars, comme le volcanisme, l'érosion et la sédimentation). Le dépôt repose sur une base rocheuse extrêmement fracturée. Le tout forme une couche superficielle hautement poreuse qui entoure la planète et que l'on nomme mégarégolite.

La planète Mars posséderait une porosité de 20 %, c'est à dire similaire à celle des matériaux lunaires. Pour une porosité égale à 20 %, le mégarégolite martien pourrait contenir l'équivalent d'une couche de 540 mètres d'eau recouvrant la totalité de Mars et le niveau d'auto-compaction apparaîtrait à une profondeur de 8 kilomètres. Il existe sans doute dans le sous-sol martien de vastes lentilles entièrement constituées de glace, comme c'est le cas sur Terre par exemple.

En tenant compte des variations de profondeur du plancher de la cryolithosphère et en admettant que sa porosité soit de 20 %, la cryolithosphère contiendrait un volume d'eau équivalent à une couche de 374 mètres entourant la totalité de la planète Mars. Comme la capacité du mégarégolite pour cette porosité est de 540 mètres, cela laisse un réservoir de stockage de 177 mètres en dessous de la cryolithosphère. Une fois que tous les pores de la cryolithosphère ont été saturés en glace, le reste doit logiquement s'accumuler sous une forme liquide en dessous pour constituer des réservoirs souterrains d'eau. La présence d'eau liquide dans les profondeurs du sous-sol martien est possible grâce à deux facteurs.

- Le premier concerne la température. A partir d'un certain niveau, la température augmente avec la profondeur. A une distance d'environ 3 kilomètres sous la surface pour l'équateur et de 5 kilomètres sous les pôles, la température du sous-sol atteint la valeur fatidique de 0°C et l'eau liquide peut alors exister.

- Le deuxième facteur n'est autre que la pression. A des profondeurs importantes (plusieurs kilomètres), la pression lithostatique (c'est à dire la pression exercée par les roches) doit être suffisamment forte pour permettre à des nappes d'eau d'exister. Utopie ou non, Mars a toutes les chances de posséder encore maintenant un vaste réseau d'aquifères, à quelques kilomètres de la surface.

Comme les deux cartes ci-dessous des chercheurs de la Nasa ont localisé de fortes concentrations d'hydrogène autour de pôle sud de Mars grâce aux instruments de la sonde Mars Odyssey. Les données nous montrent que plus on va vers les pôles plus l'eau est près de la surface et qu'il y a de l'eau à 60 cm de profondeur au pôle sud.

Les deux cartes représentent successivement la moyenne de la densité de neutrons au pôle sud et en vue globale. Les zones bleus correspondent à une quantité moindre qui traduit la présence d'hydrogène, et donc vraisemblablement d'eau.

Cliqué ici pour agrandir
la carte de gauche.

 

 

Pour des inondations importantes qui ont eu lieu au début de l'histoire martienne, on peut distinguer deux types de modelés dus à un écoulement d'eau liquide : les chenaux d'inondations et les réseaux de vallées. Les premiers sont en général situés sur les terrains relativement jeunes de l'hémisphère nord (période amazonienne), alors que les seconds s'observent surtout sur les hauts et vieux plateaux de l'hémisphère sud (période noachienne et hespérienne).



La paroi de ce cratère d'impact de 12 kilomètres de diamètre situé à l'est de la région de Gorgonum Chaos porte les marques très nettes de nombreux écoulements. D'après les observations, la plupart des écoulements seraient très jeunes et ils dateraient au pire de quelques millions d'années, au mieux de quelques jours. Non seulement il y aurait de l'eau liquide sur Mars, mais elle coulerait encore aujourd'hui !

 


On observe sur cette image de la sonde Viking I un étagement bien visible qui résulte probablement d'un dépôt de sédiments dans un ancien lac maintenant asséché. Voilà en tout cas un bon exemple de région propice à la recherche de fossiles martiens.
 



Sur Mars on retrouve des canyons, des îles en forme de larme, des chenaux anastomosés, des vallées suspendues.Une des conséquences de cette érosion a été la formation d'îles profilées aux endroits ou l'eau a rencontré des obstacles sur son chemin Cette image montre deux îles profilées qui se sont formées par la dérivation produite par deux cratères de 8 à 10 kilomètres de diamètre. A chaque fois, les chenaux ont tendance a être droit, sans méandres, ce qui est une caractéristique des inondations catastrophiques. Leur taille suggère que d'énormes quantité d'eau sont rentrées en jeux. Les îles-larmes (ici à l'embouchure d'Ares Vallis) semblent avoir été façonnées par le courant.L'eau s'écoulait du sud vers le nord (du bas vers le haut de l'image). Le flot a divergé après avoir rencontré un obstacle, ici un cratère. La larme du bas mesure 45.km de long .

D'après l'analyse du sol martien par les sondes Viking et Pathfinder, a été révélé un large excédent en chlorures et surtout en sulfates. On peut donc imaginer que la glace du sous-sol a hérité d'une bonne partie de ces sels. Or la présence de sels dans la glace pourrait expliquer l'apparition saisonnière d'eau liquide dans des régions ou règnent des températures négatives.

Le point de congélation d'une solution saline est effectivement bien plus bas que de l'eau pure, qui gel à 0°C. Ainsi, de l'eau additionnée de chlorure de sodium (NaCl, le sel de cuisine) gèle à -21°C. Avec du chlorure de magnésium, la température de solidification est de -35°C, elle descend même à -55°C avec du chlorure de calcium !

Sur Mars ces sels sont probablement mélangés les uns aux autres et dans ce cas, la température de solidification descend à -63°C. Au cours de l'année, de nombreuses régions martiennes connaissent des températures plus élevées que -63°C. En abaissant le point de congélation, les sels pourraient donc permettre à l'eau liquide de s'épancher librement à la surface, bien que la température soit inférieure à 0°C. C'est dans la nature salée de glace et de l'eau que réside peut être l'explication des écoulements découverts par Mars Global Surveyor.

LA VIE SUR MARS ?

En septembre 1996, la NASA a cru avoir découvert des micro-organismes fossiles dans une météorite martienne vieille de 4,50 milliards d'années, ramassée en Antarctique. On supposait que Les organismes, ou plutôt les micro-fossiles que nous avons observés, se sont logés dans la roche il y a 3,6 milliards d'années. Mais Aujourd'hui, les scientifiques estiment que la météorite a vraisemblablement dû subir une contamination terrestre lors de son séjour dans l'Antarctique.


Une équipe de scientifiques a récemment montré que son intérieur était resté froid lors de son éjection de la planète Mars, ou pendant son plongeon dans l'atmosphère terrestre. Si des microorganismes s'étaient logés au sein du caillou, ils auraient été capables d'effectuer le voyage Mars Terre sans dommage. La probabilité que la vie soit apparue sur Mars, puis soit arrivée sur Terre par le biais des échanges météoritiques, n'est donc pas nulle. Après tout, nous sommes peut-être bien des Martiens !

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L'ATMOSPHERE DE MARS

 

La couleur martienne est rose. C'est la poussière rouge du sol qui, soulevée par les vents, colore le ciel de cette teinte.


Son atmosphère, qui est cent fois moins dense que celle de la Terre, contient 95 % de gaz carbonique, 2% d'azote, 1 à 2 % d'argon et de gaz divers comme l'oxygène, et la vapeur d'eau. Mais on y trouve 200 fois moins d'oxygène que sur Terre. La pression est si faible que l'eau ne peut exister à l'état liquide sur la surface.

Cependant, plusieurs données suggèrent que certaines portions de la surface martienne étaient jadis recouvertes d'eau. Ceci suppose que l'atmosphère martienne était plus importante à une certaine époque. Si tel est le cas, comment l'atmosphère a-t-elle disparu ? Ceci peut s'expliquer par la taille de Mars, le vent solaire et la présence de roches carbonatées. Comme Mars est une planète relativement petite sa force de gravité (ou la force d'attraction) est par conséquent faible, ce qui l'empêche de retenir une atmosphère importante. Ce phénomène a donc pu entraîner la perte de la majeure partie de son atmosphère dans l'espace. Mais les impacts météoritiques ont sûrement accentué cette perte atmosphérique. D'après des calculs, Mars peut avoir perdu entre 50 % et 80 % de son atmosphère dans l'espace.

Contrairement à la Terre, Mars ne possède pas de champ magnétique pour se protéger du vent solaire. Donc, d'importantes quantités de gaz peuvent ainsi s'échapper de l'atmosphère martienne. Puis, un des principaux facteurs de la disparition de l'atmosphère martienne est le dioxyde de carbone (CO2). On pense que la majeure partie du CO2 se trouve piégé dans des roches carbonatées de la croûte rocheuse. Mais voilà qu'on n'a pas encore détecté la présence de roches carbonatées sur Mars.

Comme sur Terre, des nuages apparaissent dans son atmosphère, ainsi que des cyclones où le vent souffle à plus de 400 km/h. Des tempêtes de sable sont fréquentes sur Mars. En 1977, la sonde Viking I en a enregistré pas moins de 35. Ces tempêtes se forment lorsque Mars est près du Soleil, c'est au début de l'été de l'hémisphère Sud que ces tempêtes se forment c'est-à-dire lorsque Mars est près du Soleil. Comme l'air de l'équateur est chaud et entre en contact avec l'air froid des pôles de forts vents soulèvent le sable. La vitesse des vents peut dépasser les 180 à 360 km/h. Alors le sable soulevé peut rester des mois en suspension dans l'atmosphère martienne.

Un cyclone de 300 km de diamètre

 

 



Une tempêtes de sable


Ces images du télescope spatial Hubble montrent la Planète Rouge auparavant (gauche) et pendant (droit)
la plus grande tempête de poussière martienne de 2001.



LA MAGNETOSPHERE DE MARS

La Terre possède un champ magnétique global, généré grâce à la rotation d'un noyau de métal liquide (effet dynamo). D'après la découverte du magnétomètre de la sonde Mars Global Surveyor il semble que Mars a également connu, dans sa jeunesse, un champ magnétique global. Mais les résultats de Global Surveyor attestent que la dynamo qui le générait est maintenant éteinte. Ce que l'on observe encore sur Mars, ce sont juste des champs magnétiques rémanents, des reliques encore détectables d'un passé ou la planète rouge ressemblait à la Terre. Le champ observé est plus fort que prévu, même si sa force n'excède pas 1/800éme de la force du champ magnétique terrestre. Il possède une polarité similaire à celui de la Terre. Ces champs sont localisés à des endroits bien précis de la croûte martienne. Ils devraient produire des interactions plus complexes que celles observables avec les autres planètes, car ils tournent en même temps que Mars.

LES SATELLITES DE MARS
SATELLITE
Distance moyenne à
la planète en kilomètre
Période de révolutions autour de la planète en jours
Diamètre
en kilomètres
Densité moyenne eau=1
Magnitude
 Découvreur
Année
de la découverte
Phobos
9 400
0,32
0,32
1,90
11,60
A. Hall
1877
Deimos
23 500
1,26
1,26
2,10
12,70
A. Hall
1877

 


Phobos :

A une distance de 9 400 kilomètres, Phobos est de tous les satellites du Système solaire, celui qui est le plus proche de sa planète. Sa révolution autour de Mars s'effectue en 7 heures 39 minutes. Contrairement aux autres satellites, il gravite dans le sens contraire de la rotation de la planète. On pense que ce corps de 28 km x 22 km x 18 km est un astéroïde qui a été capturé. Phobos est rempli de cratères, dont un de 10 km de diamètre. Sa surface est aussi striée par des crevasses de 100 à 200 mètres de largeur et de 20 à 30 mètres de profondeurs.

 

Voici une vidéo montrant Phobos suivant les missions de la NASA

Deimos :

Tout comme Phobos, ce second satellite est un astéroïde capturé par Mars qui présente toujours son axe le plus long à la planète. Sa surface est plus lisse et possède moins de cratères que son voisin. Distant de 23 500 km, il gravite autour de Mars en 30 heures 18 minutes.