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

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

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

Droits réservés - © 2008 Mustard et al., Nature, 454, 305-309

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)

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)

Droits réservés - © 2008 Mustard et al., Nature, 454, 305-309

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 Ancien delta inversé photographié par Mars Global Surveyor en 2003 Droits réservés - © 2003 NASA/JPL/Malin Space Science Systems 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 Détails de deux secteurs d'un delta inversé martien Droits réservés - © 2003 NASA/JPL/Malin Space Science Systems 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 Jezero  : images N&B (à gauche) et avec surcharge colorée (à droite) indiquant la minéralogie Un ancien delta martien inversé dans le cratère Jezero  : images N&B (à gauche) et avec surcharge colorée (à droite) indiquant la minéralogie Droits réservés - © 2003 NASA/JPL/JHUAPL/MSSS/Brown University 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.

« 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 :

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

Figure 6. Trois spectres de la surface martienne Trois spectres de la surface martienne Droits réservés - © 2008 NASA/JPL/JHUAPL/Brown University (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 Mars : image d'un secteur de la région de Nili Fossae où ont été superposées des couleurs indiquant la minéralogie superficielle Droits réservés - © 2008 NASA/JPL/JHUAPL/MSSS/Brown University 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) 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) Droits réservés - © 2008 NASA/JPL/JHUAPL/University of Arizona/Brown University 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)

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

Droits réservés - © 2008 NASA/JPL/JHUAPL/ASU/Brown University

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.

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

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

Droits réservés - © 2008 NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona

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 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 Droits réservés - © 2008 NASA/JPL/University of Arizona 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).

Figure 12. Carte topographique générale de Mars et localisation (approximativement) la carte (vue en perspective) précédente Carte topographique générale de Mars et localisation (approximativement) la carte (vue en perspective) précédente Droits réservés - © 2009 Google Mars

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.