Notes sur le système solaire interne: l'eau sur Mars, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez10 janvier 2014

Notes sur le système solaire interne: l'eau sur Mars, Notes de Astronomie

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Notes d'astronomie sur le système solaire interne: l'eau sur Mars. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: L'absence de tectonique des plaques, L'état actuel de l'eau sur Mars, Les découvertes récentes.
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De nos jours, l'eau sous forme liquide ne peut plus exister sur Mars car la pression

atmosphérique est trop faible et tout liquide s'évaporerait instantanément. A une époque

reculée, que l'étude des cratères d'impact place il y a environ 4 milliards d'années, l'atmosphère

de Mars était probablement similaire à celle de la Terre et permettait l'existence d'eau liquide.

L'absence de tectonique des plaques

Les planétologues pensent que la divergence entre les deux planètes est liée à la tectonique des

plaques. Pour toutes les planètes telluriques, l'origine de l'atmosphère est la libération, par

l'intermédiaire des éruptions volcaniques, des gaz contenus dans les roches après la phase de

formation. Il s'agit principalement du gaz carbonique (CO2), de l'azote (N2) et de la vapeur

d'eau (H2O). Le gaz carbonique va par l'intermédiaire de l'effet de serre réchauffer la planète et

permettre à l'eau liquide d'exister.

Une image du bassin de Hellas sur Mars, prise par l'instrument HRSC de la sonde européenne Mars

Express. On aperçoit un canal appelé Reull Vallis, probablement le fruit d'un écoulement d'eau il y a

des milliards d'années. Crédit : ESA/DLR/FU Berlin/G. Neukum

Mais un autre phénomène se produit qui peut tout remettre en cause : les chutes de pluie.

Comme l'eau de pluie dissout facilement le gaz carbonique présent dans l'atmosphère, elle peut

l'entraîner avec elle et rapidement le réinjecter dans le sol. L'eau peut ainsi être à l'origine de sa

propre perte. En effet, le niveau de gaz carbonique atmosphérique va alors baisser, ce qui

entraîne une chute de la température car l'effet de serre perd en intensité, et l'atmosphère

devient finalement trop froide pour permettre l'existence d'eau sous forme liquide.

Dans le cas de la Terre, la tectonique des plaques et le volcanisme actif réintroduisent en

permanence le gaz carbonique dans l'atmosphère, assurant ainsi l'équilibre et la stabilité que

nous connaissons. Pour Mars par contre, l'absence de tectonique des plaques empêche le

recyclage du gaz carbonique. L'activité volcanique originelle a probablement produit une

atmosphère qui subsista pendant quelques dizaines de millions d'année et permit à l'eau

liquide de former rivières et vallées, mais l'absence de tectonique des plaques a limité la durée

de cette période.

L'état actuel de l'eau sur Mars

De nos jours, l'eau existe encore sur Mars, mais pas sous forme liquide. Il existe d'abord dans

le sous-sol martien une couche de glace d'eau solide appelée le permafrost. Les sondes nous

ont par exemple envoyé des images de la surface montrant des résidus de glissements de

terrain et les signes d'anciens flots liquides assez importants. Ces formations ont dû apparaître

lorsque cette glace a été réchauffée localement, soit par des volcans, soit par des impacts de

météorites, puis a fondu et s'est précipité vers la surface en entraînant l'effondrement des

couches supérieures.

Il y a également de l'eau sous forme de glace dans les régions polaires. Nous avons vu que ces

dernières sont recouvertes par des calottes blanches dont la taille varie avec les saisons. En fait,

ces calottes d'une épaisseur de l'ordre du mètre sont constituées de deux couches différentes :

une calotte de glace d'eau et une calotte de glace de gaz carbonique (ou neige carbonique).

Même en été, la température de Mars est trop basse pour que l'eau fonde et il y a donc une

première calotte permanente constituée de glace d'eau. A cela s'ajoute la deuxième calotte

constituée de neige carbonique dont l'épaisseur varie avec les saisons. En été, le gaz

carbonique est sous forme gazeuse et ne participe pas à la couverture des pôles. En hiver, le

gaz se solidifie et recouvre la première calotte. C'est là l'origine des variations que les

astronomes observent depuis longtemps.

Les découvertes récentes

L'étude de l'eau sur Mars a connu une accélération foudroyante récemment grâce à la sonde

européenne Mars Express, mise en orbite le 25 décembre 2003, et aux deux rovers américains

Spirit et Opportunity, arrivés respectivement le 3 et le 25 janvier 2004. Un mois après sa mise

en orbite, Mars Express, grâce à son détecteur infrarouge OMEGA, fut en mesure de confirmer

directement la présence de glace d'eau dans la calotte polaire sud et de mesurer précisément sa

concentration, 15 pour cent de la glace totale. Un peu plus tard, elle découvrit également

l'existence d'une zone de permafrost autour de la calotte polaire, pouvant s'étendre sur des

centaines de kilomètres carrés.

Une image prise par le rover américain Opportunity d'un affleurement rocheux sur Mars. Crédit

:NASA/JPL

Les deux rovers américains ont pu entreprendre la recherche de traces d'eau sur la surface elle-

même. Le succès le plus spectaculaire fut celui d'Opportunity, qui arriva par une chance

extraordinaire dans un petit cratère qui présentait des affleurements rocheux et fournissait

donc un accès direct au sous-sol martien. Opportunity fut rapidement en mesure de trouver

des indices très concluants sur la présence passée d'eau par des indices chimiques et

physiques. Grâce à son spectromètre, le rover réussit d'abord à détecter la présence de sulfates,

éléments qui indiquent généralement qu'une roche s'est formée dans de l'eau ou du moins a

été altérée par une longue exposition à l'eau. Le rover détecta également des traces de brome

et de chlore, des éléments qui apparaissent quand des sédiments s'accumulent lors de

l'évaporation d'une eau stagnante.

La deuxième ligne d'indices s'appuie sur trois aspects physiques des roches de l'affleurement :

l'existence de nombreuses microcavités, la présence de sphérules et la direction particulière de

certaines rides à la surface des roches. Les microcavités observées sont d'habitude la

conséquence de cristaux qui se développent sur des roches en présence d'eau salée, et qui

disparaissent ensuite par érosion ou dissolution, pour ne finalement laisser que des

microcavités. Les sphérules martiennes, des petites particules en forme de sphère, pourraient

résulter de différents processus, mais c'est leur répartition dans les couches de l'affleurement

qui semble indiquer une origine liquide. Enfin, le dernier indice physique est la présence de

rides dans la roche qui forment un angle avec la direction des couches principales. Plusieurs

origines sont également possibles, mais la forme des rides suggère que les roches se sont

formées en présence d'eau, par exemple au bord d'une ancienne mer.

Le rover Spirit s'est quant à lui posé de l'autre côté de la planète, près du cratère Gusev. Son

succès dans la recherche d'anciennes traces d'eau a été plus limité, mais il a quand même

réussi à détecter des fractures dans une roche volcanique et des dépôts probablement laissés là

par le passage d'une quantité limitée d'eau.

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