Mots clés : Mars, eau liquide, glace, écoulement saisonnier

De l'eau coule-t-elle chaque été sur les pentes ensoleillées de l'hémisphère Sud de Mars ?

Pierre Thomas

Laboratoire de Géologie de Lyon / ENS Lyon

Olivier Dequincey

ENS Lyon / DGESCO

07/09/2011

Résumé

Écoulement estival... d'eau ? (liquide ?) sur Mars.


Au début de ce mois d'août 2011, les médias faisaient écho d'une annonce de la NASA faite (comme souvent) à grand renfort de publicité. Ce buzz médiatique savamment orchestré, était basé sur une réalité sérieuse, un article d'Alfred S. McEwen et al. , publié dans Science du 5 août 2011 (pp. 740-743) et intitulé "  Seasonal Flows on Warm Martian Slopes  ", et un autre article des NASA News publié le même jour et qui résume l'article de Science .

Ces publications sont basées sur des données de la caméra haute résolution (HIRISE) de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) en orbite autour de Mars, données parfaitement documentées, très intrigantes et loin d'être comprises. On peut citer une phrase des NASA News qui résume bien le problème : « Some aspects of the observations still puzzle researchers, but flows of liquid brine fit the features' characteristics better than alternate hypotheses », phrase que l'on peut traduire par «  certains aspects de ces observations laissent encore les chercheurs perplexes, mais des écoulements d'eau salée liquide expliquent mieux ces figures que d'autres hypothèses alternatives  ».

Qu'a révélé la caméra de MRO ?

Entre 30° et 50 ° de latitude Sud, sur des pentes assez fortes (20 à 40°) exposées vers le Nord (adret = pente dirigée vers le soleil), et seulement dans cette bande de latitude Sud et sur ces versants Nord très pentés, des écoulements sombres apparaissent en fin de printemps, augmentent de taille pendant l'été, s'estompent à l'automne, disparaissent en hiver, pour recommencer au printemps suivant. Ces écoulements sombres mesurent de 0,5 à 5 m de large, pour une ou deux centaines de mètres de long. On ne sait pas si leur progression est continue ou discontinue. Si cette progression est continue, cela correspond à une vitesse moyenne de quelques cm/h.

Figure 1. Vue estivale d'un flanc du cratère Newton (41,6 ° lat. Sud, 202,3 long.), Mars

Vue estivale d'un flanc du cratère Newton (41,6 ° lat. Sud, 202,3 long.), Mars

Ce versant est exposé au Nord, c'est-à-dire face au soleil. La pente y est forte (> 30°). On y voit de nombreuses traînées sombres qui ressemblent à des écoulements. Ces traînées ont une largeur allant de 0,5 à 5 m, une longueur d'une à deux centaines de mètres.


Figure 2. Gros plan sur ce flanc Nord du cratère Newton (41,6 ° lat. Sud, 202,3 long.), Mars

Gros plan sur ce flanc Nord du cratère Newton (41,6 ° lat. Sud, 202,3 long.), Mars

Ce versant est exposé au Nord, c'est-à-dire face au soleil. La pente y est forte (> 30°). On y voit de nombreuses traînées sombres qui ressemblent à des écoulements. Ces traînées ont une largeur allant de 0,5 à 5 m, une longueur d'une à deux centaines de mètres.


Les deux figures suivantes montrent six puis quatre images échelonnées dans le temps de deux pentes où progressent de tels écoulements. Ces images ont été « rectifiées » pour être exactement à la même échelle et toutes avec le même angle de prise de vue. Ces images sont « datées » ce qui permet de suivre la progression des écoulements.

La datation des événements martiens actuels n'est pas simple. Le calendrier (historique et non géologique) martien débute avec la première arrivée d'un engin automatique dans les environs de Mars, en 1965 (Mariner 4). Cette année d'arrivée est l'année 1. Depuis, Mars a fait 29 révolutions (années martiennes) autour du Soleil ; on est actuellement dans l'année 30. On appelle « sol » un jour martien. Un sol dure 24h39mn35s (terrestres). L'année martienne comprend 668,8 sols, ce qui correspond à 686,98 jours terrestres. Tout cela fait un calendrier complexe. Et plutôt que de diviser ces 668,8 sols en 12 « mois » (d'une durée moyenne de 55 sols), on compte souvent les jours martiens en fonction de la position (en degré) de la planète sur son orbite. On parle de longitude solaire (Ls). L'année martienne commence donc à Ls = 0 qui, par convention, correspond à la position de Mars sur son orbite le jour de l'équinoxe de printemps pour l'hémisphère Nord. Le solstice d'été (hémisphère Nord) correspond alors à Ls = 90 ; l'équinoxe d'automne (hémisphère Nord) à Ls = 180 et le solstice d'hiver (hémisphère Nord) à Ls = 270.

Les 6 images présentées sur la figure suivante ont été prises respectivement l'année 29, à Ls = 180, et l'année 30 approximativement à Ls = 230, 180, 290, 305 et 320. Ces dates sont indiquées schématiquement en bas à gauche de chaque image. Comme cela n'est pas forcément très clair, j'ai « converti » ce code en « mois français métropolitains ». Cela donne une idée du « climat » qu'il régnait en cet endroit (de l'hémisphère Sud martien) au moment de la prise de vue. Par exemple, la première photo a été prise à Ls = 180 de l'année 29, ce qui correspond à l'équinoxe d'automne pour l'hémisphère Nord, donc à l'équinoxe de printemps pour l'hémisphère Sud. On était donc en contexte astronomique d'un début de printemps. C'est pour cela qu'est écrit « mars 29 » sur la photo : on était dans l'année 29, et dans la même position astronomique qu'au mois de mars en France métropolitaine.

Figure 3. Évolution saisonnière des écoulements sombres flanc Nord (exposé au soleil) du cratère Newton (41,6 ° lat. Sud, 202,3 long.), Mars

Évolution saisonnière des écoulements sombres flanc Nord (exposé au soleil) du cratère Newton (41,6 ° lat. Sud, 202,3 long.), Mars

La pente y est forte (> 30°). Les observations ont été effectuées sur deux années martiennes (années 29 et 30), à des époques correspondant « astronomiquement » à nos mois de mars, mai, juin, juillet, août et septembre de l'hémisphère Nord de la Terre.

Sur la photo de « mars 29 », on ne voit pas d'écoulements sombres. En « mai 30 », il n'y en a toujours quasiment pas ». Il est dommage qu'aucune image détaillée de ce secteur n'ait été prise pendant cette année martienne entre « mars 29 » et  « mai 30 ». Les écoulements sombres apparaissent en « juin 30 ». Ils s'allongent et atteignent presque leur taille maximale en « juillet 30 ». Puis, quasiment sans changer de taille sauf quelques uns qui s'allongent encore un peu, ils s'éclaircissent un peu (« août 30 »). D'« août 30 » à « septembre 30 », il ne changent pas de taille, mais s'éclaircissent progressivement. Ils devraient avoir disparus l'hiver austral martien prochain (c'est-à-dire dans quelques mois terrestres) pour réapparaître en fin de printemps martien. L'avenir nous dira ce qu'il en est.


La NASA a mis en ligne d'autres séries d'images montrant la progression de tels écoulements sombres. Voici, à titre d'exemple, 4 zooms sur un écoulement sombre photographié (approximativement) les Ls 255, 285, 295, 320 ce qui correspondrait, traduit en mois français métropolitains, à des photos prises en mai, juin, juillet et août.

Figure 4. Zooms montrant la progression d'un écoulement sombre pendant l'année 30, région de Terra Sirenum (48,1° lat. Sud et 242,4 long.), Mars

Zooms montrant la progression d'un écoulement sombre pendant l'année 30, région de Terra Sirenum (48,1° lat. Sud et 242,4 long.), Mars

L'année 30 correspond approximativement aux années terrestres 2010 et 2011. Les vues successives ont été prises entre des périodes correspondant « astronomiquement » aux mois de mai, juin, juillet et août de la France métropolitaine.

Cet écoulement sombre traverse l'image en diagonale. Un autre apparaît et se développe en haut à gauche. En mai, on ne devine qu'un mince « trait » sombre au centre de l'image. Avec les « rochers repères » présents à droite et à gauche de l'écoulement, on peut apprécier sa progression de mois en mois. Cet écoulement mesure 0,5 m de large dans sa partie la plus étroite, 5 m dans sa partie la plus large en bas à gauche. La progression de cet écoulement d'environ 100 m s'est faite en approximativement 1/5 d'année martienne, soit quelques cm/h de vitesse moyenne, en supposant que la progression est continue. Mais on ne sait pas si cette vitesse est continue, car la sonde MRO n'est pas en orbite « marsostationnaire » (ou plutôt arésostationnaire) et ne passe que périodiquement au-dessus des régions concernées. Cette progression pourrait s'être faite avec des séquences de progression rapide suivies de périodes d'immobilité prolongée.


D'autres progressions sont visibles (en images et/ou en film) sur le site de la NASA : cratère Newton en saison chaude, cratère Newton en été, cratère Horowitz en saison chaude, pente d'un cratère de la région de Terra Cimmeria.

Figure 5. Planisphère de Mars localisant écoulements sombres, chlorures et traces de glace fraîche

Planisphère de Mars localisant écoulements sombres, chlorures et traces de glace fraîche

Sur ce planisphère martien sont localisés les écoulements saisonniers sombres certains ou probables (carrés bleus), les zones où ont été détectés des chlorures par la sonde en orbite Mars Odyssey (carrés rouges), les zones où des cratères récents ont révélé de la glace « fraîche » dans le sous-sol (carrés blancs). POur les cratères récents, voir les nouvelles de MRO du 24/09/2009 ainsi que, par exemple, ces images de glace d'eau lié à un impact récent, cratère de 12 m éjectant de la glace, cratère formé en 2008 montrant de la glace de subsurface, glace souterraine révélée par un cratère d'impact.

Les couleurs du planisphère indiquent la teneur en glace du premier mètre du sol et sous-sol superficiel, teneur déterminée par le spectromètre à neutrons de Mars Odyssey. Cette teneur en glace va de 2% pour les parties les plus sèches (orangé) à 4% (jaune), 8% (vert) jusqu'à 30% (bleu) dans les zones polaires (cf "calottes polaires" de l'article "l'eau sur Mars" de 2004)

On voit que les écoulements ont lieu dans une région dont le sous-sol superficiel contient environ 4% de glace, tous dans la même bande de latitude moyenne (entre 30 et 50° lat. Sud). Il n'y en a ni dans les hautes latitudes, ni dans les latitudes équatoriales, ni dans la même bande de latitude moyenne de l'hémisphère Nord. Cette même bande de latitude de l'hémisphère Sud contient aussi des chlorures.


D'autres données peuvent être ajoutées : avec la résolution des sondes actuellement en orbite, les études spectrales ne mettent en évidence aucun excès d'eau (liquide ou solide) ou de sels hydratés au-dessus de ces écoulements au moment où passait la sonde. Quand MRO passait, la surface de ces écoulements sombres était « sèche ».

Ces écoulement sombres sont relativement « rares » à la surface de Mars (quelques dizaines de sites prouvés, probables ou pressentis). Peut-être des « circonstances » géologiques ou climatiques exceptionnelles très localisées sont-elles nécessaires à leur existence.

Ces écoulements sont différents des « gullies », ravines jeunes découvertes en 1999, au(x) origine(s) discutée(s) (voir "Les rigoles et avalanches humides" de l'article l'"eau sur Mars" de 2004).Ces gullies sont très nombreux, n'ont pas la même localisation géographique ni la même orientation que les écoulements découverts cette année. Ils dateraient (au moins pour certains) de quelques millions d'années, époque où l'inclinaison de l'axe de rotation de Mars était très forte, ce qui entraînait des étés prolongés très chauds. Ils sont sans activité saisonnière connue (du moins depuis 1999).

Avant de proposer des tentatives d'interprétation, rappelons quelques données martiennes supplémentaires. La température moyenne de Mars est de –50°C, la pression totale moyenne de 6 hPa et la pression partielle de la vapeur d'eau beaucoup plus faible. La configuration astronomique actuelle de Mars engendre des étés plus chauds dans les latitudes moyennes de l'hémisphère Sud que dans celles de l'hémisphère Nord. Sur les versants exposés au soleil (les adrets), en plein midi et en plein été, là où sont situés ces écoulements saisonniers, la température peut temporairement dépasser 0°C, mais la moyenne estivale reste négative (-25°C). À la faible pression qui règne à la surface de Mars, l'eau liquide ne peut pas exister à l'équilibre, quelle que soit la température. Si on amène sur Mars une bouteille thermos pressurisée avec de l'eau liquide (T > 0°C) à la pression atmosphérique (P = 1013 hPa), qu'on ouvre cette bouteille et qu'on renverse immédiatement cette eau sur la surface de Mars, que ce passe-t'il ? L'eau bout instantanément (la pression est très faible), et se refroidit très vite (il fait –50°C). Tant que l'eau a une température > 0°C, elle reste à l'état d'un liquide en ébullition à température de plus en plus basse. Dès qu'elle atteint 0°C, elle gèle. À la surface de Mars, de l'eau liquide ne peut exister qu'à l'état transitoire, en déséquilibre. Comme la pression totale martienne est assez voisine de la pression du point triple de l'eau, l'ébullition de l'eau liquide sur Mars sera beaucoup moins violente et vigoureuse que dans le vide. Rappelons aussi que si la température de congélation de l'eau pure (dans la gamme des pressions terrestre ou martienne) est voisine de 0°C, elle peut être beaucoup plus basse si cette eau contient des sels en solution (c'est pour cela que l'on sale les routes l'hiver). Une eau salée peut rester liquide sans problème jusque vers –20°C si elle est assez concentrée, liquide à l'équilibre si la pression est assez forte, liquide en ébullition si la pression est faible.

Rappelons enfin que la glace carbonique n'est stable qu'à des températures très basse (< -100°C pour la pression martienne) et qu'elle n'existe à la surface de Mars que pendant les hivers polaires (et à la surface de la calotte polaire martienne estivale Sud). Elle ne peut en aucun cas être stable à ces latitudes moyennes, surtout pas pendant l'été. Le CO2 liquide n'est stable qu'à partir de 5176,4 hPa soit environ 800 fois la pression martienne. Faire couler de l'eau liquide dans les conditions martiennes actuelles est déjà difficile ; faire couler du CO2 liquide le serait beaucoup plus.

Après la phase des observations et des rappels des conditions martiennes vient celui des tentatives d'interprétation : quelle(s) peu(ven)t être l' (les) origine(s) de ces écoulements sombres ? Des discussions quantitatives poussées sont proposées dans l'article de Science . Voici un résumé des discussions qui peuvent être menées et des hypothèses qui peuvent être proposées au sujet de ces écoulements saisonniers.

Un écoulement peut être dû soit à un liquide (eau, boue…) soit à un milieu granulaire (sable, pyroclastite…). Un écoulement de liquide peut être superficiel (de l'eau qui coule en surface) ou interne à un milieu poreux perméable (nappe d'eau souterraine s'écoulant dans les pores d'une roche perméable). Si nos écoulements martiens sont internes dans un milieu poreux, il s'agirait d'écoulements dans des niveaux perméables très superficiels, puisque leur couleur superficielle en est modifiée. Le fait que ces écoulements soient directement liés aux conditions locales de température (écoulement l'été, sur des pentes exposées au soleil, simplement dans l'hémisphère Sud où les étés sont plus chauds…) favorise l'intervention d'un fluide plutôt que de simples écoulements granulaires secs. La disparition de la couleur sombre pendant l'hiver est également difficile à expliquer par de simples écoulements granulaires « secs ». La vitesse moyenne faible (quelques cm/h), si elle est représentative d'une vitesse réelle lente et continue, est plus compatible avec un écoulement interne à un milieu poreux superficiel qu'à un écoulement en surface. Si cette vitesse moyenne n'est que la moyenne entre des phases à vitesse rapide et des phases immobiles…

La gamme de température (de –20°C à quelques degrés au-dessus de 0°C) et pression (6 hPa) où ont lieu ces écoulements rend impossible qu'ils soient fait de CO2 liquide. La température en général négative rend également très peu probable que ce soient des écoulements d'eau pure. Par contre, la température assez souvent comprise entre –20 et 0°C rend possible que ce soit des écoulements d'eaux salées, de saumures ( brine en anglais). La pression, pas trop loin de la pression du point triple de l'eau rend ces saumures liquides instables, mais pas trop. Elles pourraient rester liquide « un certain temps » avant de se transformer complètement en vapeur.

C'est pour cela que les scientifiques de la NASA ont pu écrire : « des écoulements d'eau salée liquide expliquent mieux ces figures que d'autres hypothèses alternatives  ».

Mais d'énormes interrogations demeurent dont les deux principales sont (1) l'origine de cet eau salée liquide et (2) l'origine de la couleur sombre de ces écoulements et de sa disparition pendant l'hiver.

Ces saumures liquides pourraient provenir le la fonte de glaces d'eaux salées présentes dans le sol. Mais les hautes températures (relatives) des journées d'été ne pénètrent le sol que de quelques centimètres (en dessous, la température est constante, et égale à la moyenne journalière). Comment se fait-il qu'il reste de la glace (d'eau salée) si superficielle étés après étés ? Il faudrait un apport d'eau phréatique d'origine profonde. D'où viendrait cet apport ? La rareté des contextes géologiques où existeraient de tels apports phréatiques d'origine profonde pourrait expliquer la rareté de ces écoulements saisonniers sombres.

Ces saumures pourraient provenir de la saturation de sels hygroscopiques. De nombreux sels sont très hydrophiles, et pourraient attirer l'eau vapeur de l'atmosphère. Quand ces sels seraient « saturés », cela provoquerait des écoulements de saumures. Mais dans ce cas, pourquoi de tels écoulements sont-ils si rares, puisque les observations orbitales montrent que les sels sont fréquents à la surface de Mars ? On peut proposer des origines mixtes pour cette eau salée : sublimation en profondeur de la glace du sous-sol (glace renouvelée par des apports phréatiques), remontée de cette vapeur vers la surface, piégeage par des sels hygroscopiques et libération après saturation.

Et tout cela n'explique pas pourquoi ces écoulements d'eau salée, qu'ils soient en surface ou en imbibant un niveau poreux superficiel ne présentent ni la signature spectrale de l'eau, ni celles de sels hydratés. Il faudrait supposer que l'état « mouillé » de la surface n'est que très temporaire et que la surface était redevenue sèche à chaque passage de MRO.

La couleur sombre pose problème. Cette couleur sombre n'est pas due au fait que la roche soit « mouillée » puisqu'il n'y a pas les raies spectrales de l'eau. Si c'est une couleur « chimique », substance sombre en solution, qu'est-ce qui la fait disparaître l'hiver ? Même question si cette couleur sombre est due à un changement d'état superficiel (mais lequel ?) entraîné par le passage d'eau salée.

Bref, les images récentes de MRO ont soulevé un beau lièvre, ont posé plein de questions, ont confirmé une fois de plus que la géologie et la météorologie martiennes n'étaient pas si simples qu'on pouvait le penser auparavant et ont montré la nécessité d'envoyer de nouvelles sondes avec des instruments différents et/ou avec une meilleure résolution que les sondes actuelles. N'oublions pas que derrière cette question d'eau liquide actuelle se profile la question d'une possible vie actuelle sur Mars.

Mots clés : Mars, eau liquide, glace, écoulement saisonnier