Planète Mars : deltas argileux, carbonates, silice, océan, rythmes de type Milankovitch, tempêtes printanières…

Pierre Thomas

Laboratoire de Sciences de la Terre / ENS Lyon

Olivier Dequincey

ENS Lyon / DGESCO

04/05/2009

Résumé

Les sondes en orbites martiennes produisent encore de nouveaux résultats, et de belles images.


Identification d'argiles, de silice, de carbonates… et de 40K

Des argiles

Des argiles ont été identifiées par le spectro-imageur OMEGA de Mars Express. Le relais a été pris par un instrument de nouvelle génération sur Mars Reconnaissance Orbiter (CRISM), qui confirme et affine les résultats de Mars Express. Les argiles sont très présentes sur les terrains noachiens (vieux terrains cratérisés), ce qui indique qu'il y a eu, à cette époque, une très longue présence d'eau liquide en présence des silicates pour entraîner une altération poussée. Les argiles sont par contre quasi-absentes des terrains plus jeunes, preuve que l'eau liquide n'a été qu'épisodique à partir de la fin du Noachien. Une publication dans Nature en juillet 2008 (avec participation d'une équipe française de l'IAS) détaille ces résultats.

Figure 1. Spectres d'absorption IR martiens comparés à des spectres de minéraux terrestres

Courbes de gauche : exemple de 6 spectres d'absorption infra-rouge de 6 régions de Mars (numérotées 1 à 6). Ces spectres sont obtenus par l'expérience CRISM en analysant les longueurs d'ondes entre 1 et 2,6 μm du rayonnement électromagnétique réfléchi par la surface de Mars (spectre martien = spectre solaire – rayonnement absorbé par les minéraux de la surface).

Courbes de droite : exemple de 8 spectres de minéraux naturels terrestres déterminés au laboratoire. C'est la comparaison entre les spectres réels martiens et les spectres de minéraux terrestres (purs ou mélangés) qui permet d'identifier certains minéraux à la surface de Mars.


Figure 2. Double zoom de la région de Mawrth Vallis où ont été identifiés des phyllosilicates hydratés (= argiles) par le spectro-imageur OMEGA (image a) et par CRISM (image b)

La présence de phyllosilicates est indiquée par une surcharge de couleur. Sur l'image détaillée c, la nature des phyllosilicates est indiquée par des lettres (Al ou Fe/Mg). Les lettre Cap indiquent la présence d'une couverture sans phyllosilicates.


Ce même juillet 2008, les NASA News annoncent la découverte d'argiles dans un nouveau contexte : un ancien delta « inversé » nettement postérieur au Noachien. Ces argiles proviendraient vraisemblablement de l'érosion du Noachien voisin et auraient été re-sédimentées lors d'épisodes fluviatiles plus récents mais trop brefs pour avoir généré de notables quantités de nouvelles argiles. On connaissait de tels deltas inversés depuis 2003. Les anciens bras de la rivières formant le delta, au lieu de former des vallées, se retrouvent maintenant perchés et forment des collines allongées. Une telle structure s'explique aisément : là où coulaient les rivières, le substratum aurait été imprégné de sels divers qui se sont indurés après l'assèchement des rivières. Ces lits de rivières indurés ont été dégagés par l'érosion (éolienne) et se trouvent maintenant en relief. Un dispositif qui n'est pas sans rappeler l'inversion d'anciennes coulées de lave.

Figure 3. Ancien delta inversé photographié par Mars Global Surveyor en 2003

Une telle structure s'explique aisément : là où coulaient les rivières, le substratum aurait été imprégné de sels divers qui se sont indurés après l'assèchement des rivières. Ces lits de rivières indurés ont été dégagés par l'érosion (éolienne) et se trouvent maintenant en relief.

Taille de l'image : 14 km de gauche à droite. La figure 4 montre des détails des secteurs (c) et (d).


Figure 4. Détails de deux secteurs d'un delta inversé martien

L'image (c) montre un paléo-méandre dont la courbure a diminué au cours du temps. L'image (d) montre les relations chronologiques (et géométriques) entre plusieurs anciens bras.

Zooms repérés sur la figure précédente.


Figure 5. Un ancien delta martien inversé dans le cratère J ezero   : images N&B (à gauche) et avec surcharge colorée (à droite) indiquant la minéralogie

La surcharge de couleur verte indique la présence d'argiles. Il s'agit de données récentes (juillet 2008).

Taille de l'image : 25 km de gauche à droite.


Des carbonates

« Logiquement », il devrait y avoir beaucoup de carbonates sur Mars. Ces carbonates auraient dû être fabriqués en abondance à l'époque où il y avait de l'eau liquide sur Mars, sous l'effet de l'altération des silicates calciques (pyroxènes, plagioclases…) par cette eau très vraisemblablement chargée de CO2. Ce piégeage du CO2 sous forme de carbonates était même l'une des explications proposées pour expliquer la très faible quantité de CO2 présente dans l'atmosphère martienne : 95% certes, mais 95 % d'une très faible atmosphère (6 hPa, contre 1013 hPa sur Terre). Le problème, c'est qu'aucun carbonate n'avait jamais été identifié spectralement par les sondes orbitales (Mars Express, MRO…). Seules des micro-traces avaient été déterminées par les robots Spirit et Phoenix.

La sonde MRO, avec son spectro-imageur, vient pour la première fois d'identifier formellement des carbonates depuis son orbite : des carbonates de magnésium. Ces carbonates de magnésium sont associés à de l'olivine, ce qui indique que très vraisemblablement ils dérivent de l'altération de l'olivine en présence d'H2O et de CO2 :

  • Mg2SiO4 ( olivine magnésienne ) + 2 CO2 + n H2O → 2 MgCO3 + SiO2 ( dissous dans l'eau ).

L'altération de l'olivine, des pyroxènes, des plagioclases… peut aussi, bien sûr, donner des argiles.

Figure 6. Trois spectres de la surface martienne

(1) une argile ferro-magnésienne (la smectite), (2) l'olivine et (3) le carbonate de magnésium.


Figure 7. Mars : image d'un secteur de la région de Nili Fossae où ont été superposées des couleurs indiquant la minéralogie superficielle

La couleur verte indique la présence de carbonate de magnésium, la couleur jaune celle d'olivine, et la couleur bleue celle d'argile (smectite) ferro-magnésienne. Les teintes violettes indiquent une couverture postérieure. Les carbonates de magnésium sont présents dans les mêmes niveaux que l'olivine, ce qui indiquent qu'ils dérivent très vraisemblablement de son altération.

Taille de l'image : 20 km de gauche à droite.

Le secteur encadré de rouge est détaillé à la figure suivante.


Figure 8. Mars : détail d'un secteur de la région de Nili Fossae montrant l'association des terrains riches en olivine (jaune) et en carbonate de magnésium (vert)

Ces terrains riches en olivine et/ou en carbonate de magnésium semblent recouvrir un terrain riche en argile (bleue).

Taille de l'image : 3 km de gauche à droite.


Il est à noter que ces premiers carbonates (de magnésium) découverts sont relativement « voisins » des régions d'ou provient le méthane découvert en février dernier, méthane provenant très vraisemblablement aussi de réactions entre H2O, CO2 et olivine. Il y a une certaine cohérence dans tout cela.

On peut enfin noter que les quantités de carbonates découvertes à ce jour ne peuvent expliquer pourquoi la quantité de CO2 présente dans l'atmosphère est si faible.

Figure 9. Mars : localisation des seuls affleurements de carbonates identifiés à ce jour (cercles verts) et des zones de dégagement de méthane (cercles rouges)

Un certain voisinage semble se dégager. L'altération de l'olivine produisant directement des carbonates et indirectement du méthane expliquerait cette proximité.

Taille de l'image : 3 km de gauche à droite.


De la silice, du potassium...

Si l'altération des silicates forme des argiles et des carbonates, elle s'accompagne aussi de la libération d'ions et autres substances dissoutes qui partent avec les eaux. En particulier, cette altération des silicates s'accompagne de la libération de silice dissoute, d'ion Na+, K+… Sur Terre, silice et ions arrivent dans la mer où ils peuvent être intégrés à des roches. Na+ et K+ peuvent former des évaporites, SiO2 va pouvoir précipiter de façon biologique pour former diatomites et radiolarites, et de façon abiotique pour former chert, silex et autres meulières, roches principalement constituées de silice hydratée amorphe, souvent appelée opale.

De la silice amorphe avait déjà été identifiée par Spirit dans les collines volcaniques qu'il parcourt depuis 5 ans. De l'opale vient d'être identifiée spectralement dans des niveaux sédimentaires internes à Valles Marineris , la grande vallée martienne parfois appelée « le grand Canyon de Mars ».

Figure 10. Mars : gros plan sur des niveaux sédimentaires stratifiés internes à Valles Marineris

Les spectres révèlent que le niveau clair contient de l'opale (silice hydratée amorphe).


Il n'y a pas de minéraux usuels contenant du sodium et/ou du potassium et possédant des raies d'absorption Infra-rouge identifiables. Les spectro-imageurs de Mars Express ou MRO ne peuvent donc pas détecter ce type de minéraux. « Heureusement », le potassium est radioactif (à cause du 40K) et la sonde Mars Odyssey possède un détecteur de rayon γ. Il « suffit » de mesurer la quantité de rayon γ provenant du sol de Mars aux longueurs d'onde correspondant à la radioactivité du 40K pour avoir une carte de la répartition du potassium sur Mars (avec une résolution relativement médiocre il est vrai).

Le potassium est présent à la surface de Mars avec une teneur qui varie de 0,2 à 0,6 %. Il y a une très bonne corrélation entre la teneur en potassium et l'altitude : les plaines basses sont riches en K, comme si ce potassium était présent sous forme d'évaporites recouvrant toutes les plaines basses, et absent des hauts plateaux. La marque « sédimentaire » d'un ancien océan ?

Figure 11. Mars : carte de la teneur en potassium au niveau de la limite entre hauts plateaux et basses plaines, reportée sur un Modèle Numérique de Terrain situé entre les longitudes 70°W et 150°E

Teneur en K : de 0,2% = violet à 0,6% = orangé.

La limite entre les terrains riches et pauvres en potassium semble suivre une courbe de niveau. La trace du rivage d'un paléo-océan ? La flèche rouge indique les volcans boucliers de la chaîne Elysium .

Voir aussi  :L. Stiles (Univ. of Arizona).



Silicates « endogènes » (olivine …), argiles, carbonates, silice amorphe, évaporites… Il semble donc bien y avoir sur Mars des cycles géologiques assez voisins des cycles géologiques terrestres.

Fin de printemps dans l'hémisphère Sud : des tempêtes et des geysers

C'est la fin du printemps dans l'hémisphère Sud ; la calotte temporaire de glace carbonique achève de se sublimer et la pression atmosphérique augmente. Ce CO2 supplémentaire va aller se condenser au Nord pour former la calotte temporaire Nord (voir figures 7 à 9 dans l'article sur les calottes polaires de Mars) : ces mouvements atmosphériques déclenchent des tempêtes photographiées et filmées par Mars Reconnaissance Orbiter.

Figure 13. Mosaïque d'images prise début avril 2009 couvrant toute la surface de Mars (projection Mercator) montrant le développement d'une tempête au Sud-Est

MER A et MER B indiquent les sites d'atterrissage des robots Spirit et Opportunity.


Figure 14. Mosaïque d'images prises fin mars / début avril 2009 couvrant toute la région du pôle Sud de Mars

Toute la zone est « voilée » par des vents de poussière, particulièrement intenses à la limite de la calotte transitoire et visibles sous forme de « nuages » bruns. Des films de ces tempêtes sont téléchargeables si on va sur le site source.


La calotte transitoire en voie de sublimation est affectée de nombreux "geysers" ( starburst spider ) comme il s'en développe chaque printemps (voir figures 25 à 32 dans l'article calottes polaires sur Mars).

Figure 15. Champ de starburst spiders (geysers saisonniers à CO2) sur Mars

La surface couvre une zone de 1000 x 600 m.


Festival de belles images : volcans, rivières, dunes, strates milankovitchiennes, failles…

Indépendamment des résultats concernant l'altération, la sédimentation, la météorologie…, les 3 satellites orbiteurs encore en fonctionnement (Mars Express, Mars Odyssey et Mars Reconnaissance Orbiter) multiplient les prises de vue. Plusieurs fois par semaine pour la NASA (quelques fois par an pour l'ESA !) des images nouvelles sont rajoutées sur le photo-journal NASA concernant Mars, la galerie d'images HIRISE de MRO et la galerie "Mars" de l'ESA. Pour se faire plaisir, et sans trop de prétentions scientifiques, voici un florilège d'une quinzaine d'images sélectionnées parmi les milliers publiées depuis mai 2008.

Figure 16. Mars : petit volcan de la région de Tharsis, avec cratère sommital et nombreux tunnels de laves

Pour l'origine des tunnels de lave, voir "lucarnes et tunnels de lave" et "tunnels de lave effondrés".

Taille de l'image : 20 km de gauche à droite.


Figure 17. Mars : belles coulées de lave de la région de Tharsis

Taille de l'image : 20 km de gauche à droite.


Figure 18. Mars : tubes de lave et coulée avec levées

Pour l'origine des tunnels de lave, voir "lucarnes et tunnels de lave" et "tunnels de lave effondrés".

Pour l'origine des levées, voir "volcans de boue" et "digues et moraines au bord de coulées de lave".

Taille de l'image : 15 km de gauche à droite.


Figure 19. Mars : coulée de lave avec fragments de croûte disloquée formant des radeaux

Taille de l'image : 15 km de gauche à droite.


Figure 20. Mars : vue générale du bord d'un cratère (sans nom) de 16 km de diamètre recoupant une plaine de lave

Le rectangle rouge correspond à la figure 21.

Taille de l'image : 4 km de gauche à droite.


Figure 21. Mars : gros plan du bord d'un cratère (sans nom) de 16 km de diamètre recoupant une plaine de lave

De nombreux gullies sont bien visibles (voir les articles "Mars 2004, fig.25 et 26" et "Mars 2006")

Zoom de l'image précédente. Taille : 1 km de gauche à droite.

Le rectangle rouge correspond à la figure 22.


Figure 22. Mars : très gros plan du bord d'un cratère (sans nom) de 16 km de diamètre recoupant une plaine de lave

Avec cette résolution, on voit très bien que le bord du cratère (qui perfore une coulée de lave) est constitué de prismes jointifs. Les prismes sont « classiques » dans les coulées de lave.

Le « diamètre » des prismes visibles ici est de 2 à 3 m, ce qui est assez important, mais existe aussi sur Terre (visible sur Google Earth, par exemple à Bord les Orgues - Corrèze, où à la Devils Tower - Wyoming, là où se déroulait le film « Rencontre du 3ème type », cf figure suivante). Sur des coulées horizontales, les prismes sont en général verticaux, ce qui n'est pas le cas ici où ils semblent inclinés vers la gauche. Ils ont dus être basculés par les mouvements ayant suivi l'impact.

Zoom de l'image précédente. Taille : 400 m de gauche à droite.


Figure 23. Image Google Earth montrant la Devils Tower (Wyoming, USA)

La Devils Tower est un neck dont les prismes (basaltiques) ont une dimension voisine de celle des prismes du cratère martien et qui sont, eux aussi, visibles en vue satellitale.


Figure 24. Mars : glissement de terrain sur les flancs du cratère Orson Welles

Taille de l'image : 30 km de gauche à droite.


Figure 25. Mars : champ de dunes au fond de Ius Chasma à l'Ouest de Valles Marineris

Taille de l'image : 5 km de gauche à droite.


Figure 26. Mars : réseau fluviatile encaissé complexe dans la région de Tempe Fossae , avec nombreux affluents, sous-affluents…

Ce type de réseau est surtout fréquent dans les vieux terrains.

Taille de l'image : 40 km de gauche à droite.


Figure 27. Mars : réseau hydrographique fossile avec inversion de relief

L'éclairage solaire vient du coin en bas à gauche ; les « nervures » ne sont pas des vallées, mais des crêtes. Voir l'explication de cette inversion de relief à la figure 3 de cet article.

La « striation » qui traverse l'image de gauche à droite correspond à des yardangs (figures d'érosion éolienne, voir fig. 16 de "survol Titan mai 2006").

Taille de l'image : 30 km de gauche à droite.


Figure 28. Mars : image 3D (relief exagéré 2 fois) montrant un empilement régulier de strates d'épaisseur constante (environ 10m)

Ces strates sont situées dans un cratère sans nom de la région d' Arabia Terra .


Figure 29. Mars : série sédimentaire stratifiée montrant une double rythmicité, intérieur du cratère Becquerel

Chaque strate élémentaire mesure 3 à 4 m d'épaisseur. Relativement régulièrement (toute les 12 à 15 strates), une strates est plus résistante à l'érosion et se retrouve en saillie. Une telle « régularité » suggère que des paramètres astronomiques « milankovitchiens » contrôlaient la sédimentation dans ce cratère.

Taille de l'image : 11,5 km de gauche à droite.


Figure 30. Mars : empilement stratifié affecté par de nombreuses petites failles

Cet empilement de strates est situé dans Meridiani Planum, la plaine où s'est posé le robot Opportunity.

Taille de l'image : 500 m de gauche à droite.