Les calottes polaires de Mars : rappels, bilan des 10 dernières années d'observation

Il n'y a pas que le CO₂ qui a un cycle annuel de condensation-sublimation. C'est aussi le cas de la vapeur d'eau. L'atmosphère de l'hémisphère Nord contient de la vapeur d'eau pendant l'été. Si la quantité moyenne de vapeur d'eau de l'atmosphère martienne précipitait, cela constituerait une couche de 12 μm de glace (on parle de μm précipitable = pr μm). En plein été, entre 0° et 60° lat. Nord, la quantité d'eau atmosphérique atteint 30 à 40 pr μm.

Source - © 2008 ESA/ASI/PFS team

Figure 10. Carte de la teneur de l'atmosphère martienne en vapeur d'eau pendant l'été boréal (= hiver austral)

La quantité moyenne d'H₂O est voisine de 25 pr μm dans les latitudes basses et moyennes de l'hémisphère Nord. L'hiver, elle sera < à 15 pr μm aux mêmes latitudes.

En hiver, aux mêmes latitudes, cette quantité d'eau est inférieure à 10 pr μm. Il y a donc condensation hivernale des 2/3 de la vapeur d'eau. Une partie doit se mélanger à la glace carbonique pour former la calotte temporaire ; mais en quelle quantité ? Une partie précipite en bordure de la calotte temporaire, « imbibe » le sol, et « givre » nuitamment (voire toute la journée) le sol des latitudes moyennes. Viking 2 avait déjà observé ce givre matinal par 48° lat N. Les détecteurs de neutrons de Mars Odyssey ont montré que le premier mètre superficiel du sol des latitudes boréales moyennes, très hydraté en début de printemps, se déshydratait partiellement tout au long de l'été.

Source - © 2008 NASA / Viking

Figure 11. Le paysage de Viking 2 : l'été (en haut) et un matin d'hiver (en bas), 48° lat. nord, Mars

Le givre hivernal est particulièrement spectaculaire. La température locale, supérieure à la température de condensation-sublimation du CO₂, indique que ce givre n'est pas du givre de CO₂, mais bien d'H₂O.

Le rocher marqué d'une croix bleue sert de repère pour ces 2 vues prises quasiment du même angle (Viking 2 ne se déplaçait pas, mais la caméra était située au bout d'un bras mobile).

Il reste de très nombreuses questions sur ce cycle de l'eau (et sur celui du CO₂) qui ne sont pas bien résolues.

La faible quantité de vapeur d'eau qui se condense avec le CO₂ pour former la calotte transitoire est-elle mélangée à cette glace carbonique, ou au contraire forme-t-elle une mince couche distincte qui précède (et se trouve donc sous) la couche de glace carbonique ?

En été, que devient cette glace d'eau qui se condense (plus ou moins mélangée à la glace de CO₂) à l'aplomb de la calotte résiduelle ? Se sublime-t-elle complètement, ou en reste-t-il une fraction qui accroîtrait la calotte résiduelle ?

Au contraire, la sublimation estivale de la glace d'eau de la calotte résiduelle excèderait-elle les dépôts hivernaux de glace d'eau, avec donc réduirait la calotte estivale ?

Ces questions ne sont pas toutes résolues, mais des données nouvelles sont disponibles et permettent d'avancer. D'autres données vont arriver à partir du 25 mai 2008 si l'atterrissage de la mission Phoenix réussit.

Les données MOLA (Mars Orbiter Laser Topography) de la sonde MGS (Mars Global Surveyor) ont permis de bien connaître la topographie de la calotte polaire résiduelle Nord, bien mieux qu'avec les données Viking.

Source - © 2008 MOLA Science Team Figure 12. Carte et coupe topographiques (le long du tracé blanc) de la calotte polaire résiduelle Nord de Mars La carte a été tournée pour que la trace du profil topographique soit "horizontale". Là où elle est la plus épaisse, la calotte surmonte les plaines environnantes d'environ 3 km. La grande "vallée" que coupe le profil sur sa droite est nommée « Chasma Boreale ».

Source - © 2008 MOLA Team, MGS Project, NASA, Greg Shirah (SVS) Figure 13. Modèle 3D de la calotte polaire résiduelle Nord de Mars À partir de mesures collectées par l'altimètre laser (Mars Orbiter Laser Altimeter : MOLA) à bord dE Mars Global Surveyor au cours du printemps et de l'été 1998. On voit très bien le Chasma Boreale (croix rouge) ainsi que d'autres chasma moins importants. L'échelle verticale est dilatée. Largeur : 1200 km ; épaisseur maximale : 3 km, épaisseur moyenne : 1,03 km, volume : 1,2 millions km3 (environ la moitié du volume de la calotte groenlandaise).

Cette calotte a des bords assez raides, et est parcourue de longues dépressions, les “vallées” ou “chasma”, dont le plus visible est nommé « Chasma Boreale »  La pente des escarpements limitant les vallées peut atteindre 60° ; leur dénivelé peut dépasser 1000 m. Si l'origine de ces vallées n'est pas bien connue, ces pentes raides permettent d'avoir une idée de la structure interne de la calotte résiduelle : un empilement de strates régulières plus ou moins claires : les terrains polaires lités (polar layered terrains). Au sommet de l'escarpement, la zone plate et claire correspond au sommet de la calotte, riche en glace d'eau. Les alternances claires et sombres correspondraient à des couches de glace plus ou moins riches en sables et poussières. La proportion glace/poussière dans les couches relativement sombres est une grande inconnue.

Source - © 2008 NASA / Mars Global Surveyor Figure 14. Série de zooms sur la calotte polaire Nord de Mars montrant un détail d'un escarpement bordier, révélant sa structure interne, constitué de dépôts polaires stratifies et lités (polar layered terrains) Un détail d'un escarpement bordier révèle sa structure interne constituée de dépôts polaires stratifiés et lités (polar layered terrains).	Source - © 2008 NASA/JPL/University of Arizona Figure 15. Détail d'un escarpement de la calotte polaire résiduelle Nord de Mars En haut, la surface de la calotte, très riche en glace d'H2O a une morphologie « ondulée ». Dessous, les alternances claires et sombres, caractéristiques de la calotte résiduelle Nord : les terrains polaires lités = polar layered terrains. Largeur de l'image : 5 km.
Source - © 2008 Malin Space Science Systems / NASA Figure 16. Vue (en fausses couleurs), avec une résolution métrique, des terrains polaires lités d'un fragment d'escarpement dans la calotte Nord de Mars

La même séquence de couches alternativement riches et pauvres en glace se retrouvent sur des kilomètres. Cela suggère une origine climatique globale pour chaque séquence, ce qui n'est pas sans rappeler les variation climatiques terrestres dues aux cycles de Milankovitch. Une couche claire correspondrait soit à une période d'accumulation de glace d'H₂O propre (dépôts hivernaux > sublimation estivale) pendant une période où l'atmosphère calme véhicule peu de poussières. Les niveaux sombres correspondraient (1) soit à des époques d'ablation (sublimation estivale > dépôts hivernaux) laissant sur place une accumulation résiduelle de poussière contenue dans la glace se sublimant, (2) soit à des époques avec une circulation éolienne intense et une atmosphère très poussiéreuse. Étudier les rythmes de ces variations climatique est un objectif de la géologie martienne.

Source - © 2008 NASA / Mars Global Surveyor

Figure 17. Comparaison de 3 escarpements internes à la calotte polaire résiduelle Nord de MArs situés relativement loin les uns des autres

La (relative) similitude des alternances en 3 points situés loin les uns des autres suggère que ces alternances sont dues à des variations climatiques globales, genre Milankovitch.

L'existence de périodes d'ablation (sublimation > dépôts, ou forte érosion éolienne) est attestée par quelques surface d'érosion, quasi-« discordances », visibles ici ou là.

Source - © 2008 NASA/JPL/Malin Space Science Systems

Figure 18. Exemple de 2 surfaces d'érosion (« discordances ») internes à la calotte résiduelle Nord de Mars

Largeur de l'image : 4 km.

Les images suivantes montrent que, parfois, la structure interne de la calotte est complexe.

Source - © 2008 NASA/JPL/University of Arizona Figure 19. Un escarpement de la calotte résiduelle Nord de Mars Ici, les dépôts supérieurs très riches en glace. On retrouve de tels dépôts « en bas » de la pente. Entre les deux, dépôts plus sombres. Des figures « d'avalanches » semblent visible sur la pente. La photo montre l'escarpement sur une longueur de 6 km.

Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona Figure 20.  Image fausses couleurs montrant la complexité des escarpements de la calotte Nord de Mars

Le 19 février 2008, à 13h 05 (heure locale martienne), la caméra Hirise de la mission MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) a surpris deux avalanches simultanées mais distantes de 8 km en train de se produire sur un escarpement de cette calotte Nord. La profondeur totale de la vallée est de 700 m, avec une pente de 60° au sommet de l'escarpement. Au pied de la partie la plus raide s'étend un terrain plus sombre, qui n'a qu'une pente de 20°. Les deux nuages d'avalanche mesurent respectivement 180 et 100 m dans leur plus grande dimension.

Quand la photographie a été prise, les deux nuages d'avalanche quittaient la partie raide de l'escarpement et s'étalaient à son pied, moins pentu.

Ces avalanches se sont déclenchées pendant le printemps martien. La couche de glace carbonique d'un mètre d'épaisseur (la calotte transitoire) qui recouvrait toute la région est en train de se sublimer au fond des vallées, et ne persiste plus qu'aux hautes altitudes, au sommet des escarpements. La sublimation de cette couche sur le flanc et en bas de l'escarpement a entraîné la déstabilisation de la pente, et le déclenchement des deux avalanches. La simultanéité de deux avalanches distantes de 8 km laisse supposer un événement déclencheur commun (un séisme ? ).

Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona Figure 21. Série de zooms montant les 2 avalanches du 19 février 2008, calotte polaire Nord de Mars L'image de gauche montre une vue globale de l'escarpement sur une quinzaine de km de long. Les 2 rectangles blancs montent l'emplacement des zooms détaillés dans les images du centre plus à droite.

Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona Figure 22.  Gros plan sur la « petite » avalanche, calotte polaire Nord de Mars

Le radar MARSIS embarqué sur Mars Express a permis de visualiser la limite entre la calotte et son socle, et d'en mesurer l'épaisseur (voir principe dans un précédent article sur Mars). Les 1 à 3 km d'excès topographique (par rapport aux plaines environnantes) mesuré par MOLA correspondent bien à 3 km d'épaisseur de terrains polaires lités, alternances de glaces riches ou pauvres en sables et poussières.

Le radar plus récent SHARAD de Mars Reconnaissace Orbiter (MRO) a une meilleure résolution, mais un pouvoir de pénétration plus faible que celui de Mars Express. Il identifie mal la limite calotte/socle, mais peut faire de la structure plus fine, et permet de visualiser les strates internes de la calotte résiduelle Nord. On y retrouve le litage que montraient les images des escarpements.

Source - © 2008 ASI/NASA/ESA/Univ. of Rome/JPL/MOLA Science Team Figure 23. Première visualisation du « socle » de la calotte résiduelle Nord grâce au radar MARSIS la sonde européenne Mars Express On voit très bien la limite supérieure du socle rocheux se poursuivre sous la calotte de glace. La calotte a 1 km d'épaisseur à l'aplomb de cette orbite.

Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/ASI/University of Rome/Washington Universtiy in St. Louis Figure 24. Structure fine de la calotte polaire résiduelle Nord vue par le radar SHARAD de la mission Mars Reconnaissance Orbiter

La calotte saisonnière Sud est plus développée et plus épaisse que son homologue Nord, du fait de la très basse température hivernale. Elle peut atteindre 1 à 2 mètres d'épaisseur de glace carbonique très pure. Sa morphologie de surface a des cotés originaux et uniques. Cette calotte de glace carbonique est relativement translucide, voire transparente. En vue verticale, elle laisse apparaître la couleur sombre du sol sous-jacent.

Sa texture superficielle est étrange, avec une multitude de sillons ou craquelures. Les sillons s'entrecroisant, on a donné à cette structure le nom de « peau de lézard ». Chaque sillon a entre 3 et 6 m de largeur, 0,5 à 1,5 m de profondeur.

Ces sillons sont souvent associés en structures convergentes, qui prennent le nom de structures « en forme d'araignée », ou plus simplement « araignée » (spider). Au printemps, et au printemps seulement, des taches noires allongées et parallèles en forme d'éventail (fan) plus ou moins fermé parsèment ces terrains. Le parallélisme des éventails indique que leur direction est affectée par des phénomènes éoliens.

Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/University of Arizona Figure 25. Calotte polaire Sud de Mars :« peau de lézard », structure en araignée (au centre) et taches noires printanières (éventails) Une structure en araignée a typiquement entre 200 et 600 m de diamètre.

Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/University of Arizona 1 et 2 Figure 26. Calotte polaire Sud de Mars : relations entre sillons « en araignées » et taches en éventail

Source - © 2008 NASA/JPL/University of Arizona Figure 27. Calotte polaire Sud de Mars : champs d'éventails à directions divergentes montrant que les vents devaient avoir un écoulement divergent dans la région Largeur de l'image = 4 km.

Source - © 2008 NASA/JPL/University of Arizona Figure 28. Calotte polaire Sud de Mars : montage de 6 photos du même site au cours du printemps En hiver (en haut à gauche), il n'y a pas de structure en éventail. Recouvert d'1 m de glace carbonique assez transparente, la région est assez claire. Pendant le printemps, apparaissent ces éventails, pendant que la région s'assombrit. Au début de l'été, la glace carbonique a disparu ; la région est devenue sombre, et les éventails ne se discernent plus.

Un modèle a été proposé pour expliquer ces structures. La couche de glace carbonique saisonnière, mince (1 m) et relativement transparente, laisse passer le rayonnement solaire qui va réchauffer le sol sombre sous-jacent. Au printemps, en milieu de journée, celui-ci est suffisant chaud pour entraîner la sublimation de la base de la couche de glace carbonique. Il se forme donc des poches de CO₂ gazeux à la base de la couche de glace. Ce CO₂ cherche à s'échapper en profitant des moindres perforations ou fractures de la calottes. Chaque perforation va drainer le CO₂ gazeux sous-jacent, qui en convergeant vers la perforation va éroder le sol sableux et poussiéreux, en y creusant un réseau de sillons plus ou moins convergents (les araignées). Il se forme ainsi des fontaines de CO₂ gazeux, qui amènent à la surface de la calotte des poussières qui se déposent aux environs, en général de façon bien dirigée par la direction des vents dominants (les éventails). Parfois, du CO₂ regèle en surface, et une couche de givre se forme au milieu de l'éventail.

Des geysers de CO₂ en quelque sorte, mais des geysers fonctionnant à l'énergie solaire ! Pour l'instant, aucun geyser en fonctionnement n'a pu être imagé correctement. Cela n'a pas empêché Ron Miller, artiste astronome de l'Université d'Arizona, d'imaginer le paysage sur cette calotte transitoire Sud au printemps.

Source - © 2003 Piqueux et al. ;NASA/JPL/University of Arizona Figure 29. Mécanisme de fonctionnement des geysers à CO2 sur Mars En haut à droite, un champ de geysers. D'après Ciel et Espace, inspiré de Piqueux et al., 2003

Source - © 2008 Arizona State University/Ron Miller Figure 30. Dessin d'un champs de geysers en activité, quelque part sur la calotte transitoire Sud de Mars, au printemps Au premier plan, la bouche d'un geyser inactif.

Le fait que de nombreux éventails soient « doubles » suggère un changement de direction du vent entre 2 éruptions (entre 2 chaudes journées). Les changements d'aspect d'un champ d'éventails peuvent se suivre et être visibles au bout de quelques jours.

Source - © 2003 NASA/JPL/University of Arizona Figure 31. Calotte polaire Sud de Mars : éventails « doubles » Dans ce cas, il est très probable que le vent a tourné entre 2 éruptions du geyser. La plus longue traînée sombre mesure environ 500 m de long.

Source - © 2008 NASA/JPL/University of Arizona Figure 32. Changement dans les éventails en 4 jours martiens (images fausses couleurs) La photo du bas a été prise 4 jours martiens après celle du haut. Des changement sont visibles entre les 2 photos : les éventails sont plus étendus vers la droite. Et surtout, des traînées claires sont très visibles au centre des traînées sombres : du givre de glace carbonique s'y est redéposé.

La calotte permanente de glace carbonique constitue la tache blanche visible depuis la Terre au télescope. Elle a un diamètre 3 fois inférieur à celui de la calotte permanente Nord. Cette calotte permanente est très mince : quelques dizaines de mètres tout au plus. Elle est faite de glace carbonique assez pure.

Chaque hiver, elle se fait recouvrir (comme tous les environs) par 1 ou 2 m de « nouvelle » glace carbonique (la calotte transitoire), qui se sublime au printemps.

En été, quand la calotte temporaire a disparu, la surface de cette calotte résiduelle a une morphologie très particulière, que l'on appelle familièrement « en gruyère » (Swiss Cheese). Cela ressemble en effet à une tranche de gruyère, avec des « trous » séparés par de la « pâte ». Les cavités sont interprétées comme des figures de sublimation estivale de la couche de glace carbonique, couche épaisse de 10 à 30 m tout au plus.

Source - © 2003 NASA/JPL/University of Arizona Figure 33. Calotte australe de Mars : structure en « gruyère » (Swiss Cheese) L'éclairage vient d'en bas à gauche. Chaque « cercle » est donc un creux. Ici, les « trous de gruyère » sont minoritaires, et la « pâte » est dominante formant un vaste « plateau ». La photo couvre un cadre d'environ 5 x 8 km.

Source - © 2008 NASA/JPL/University of Arizona Figure 34. Calotte australe de Mars : structure en « gruyère » (Swiss Cheese) L'éclairage vient d'en haut à gauche. Ici les « trous » sont dominants, et il ne reste plus que des monticules isolés à sommet plat de « pâte ». Le champ de la photo mesure approximativement 2 x 3 km.

Chaque automne, cette surface en gruyère se nappe de 1 à 2 m de glace carbonique temporaire, qui disparaît au printemps suivant, en laissant apparaître de nouveau la surface en gruyère. En général, cette surface estivale avec ses « trous » et ses « entre-trous » n'est pas (ou très peu) modifiée d'un été à l'autre. Les faibles modifications visibles sont toujours une augmentation de la taille des « trous » et donc une diminution des plateaux de plateau de « pâtes ». La calotte résiduelle serait en train se de sublimer très lentement été après été. Et sans pouvoir généraliser des observations qui s'étalent sur moins de 10 ans, on peut se demander s'il n'y a pas actuellement un réchauffement climatique au pôle Sud de Mars.

Source - © 2008 NASA/JPL/Malin Space Science Systems

Figure 35. Calotte polaire Sud de Mars : changement dans les « trous de gruyère », 1999-2005

À gauche, image prise en l'été martien Sud (en 1999 au calendrier terrestre). Trois étés martiens plus tard (environ 6 années terrestres plus tard, en 2005), la taille des « trous de gruyère » s'est agrandie. L'escarpement (2) a reculé. La butte (1) situé au centre d'un « trou » a presque disparu. L'éclairage vient d'en haut à gauche.

Une animation de ces changements est visible sur le site Mars Global Surveyor.

On sait depuis les missions Viking qu'il y a des terrains polaires lités (« polar layered terrains ») autour de la calotte résiduelle Sud.

On sait depuis les premiers résultats de la sonde européenne Mars Express, en juillet 2004, que la couche de glace carbonique qui constitue la calotte résiduelle Sud est très mince (quelques dizaines de mètres tout au plus). Le specto-imageur OMEGA a montré que dans les vallées internes à cette calotte permanente, et au niveau de ses bordures, il y a de la glace d'H₂O sous la couche de glace de CO₂.

Source - © 2008 ESA

Figure 36. Calotte résiduelle du pôle Sud de Mars obtenue à partir d' images Infra-Rouge du spectro-imageur OMEGA de Mars Express

Image en fausses couleurs. En rose pâle : zones riches en glace de CO₂. En bleu et vert : zones riches en glace d'H₂O et pauvres en glace de CO₂.

Cette glace d'H₂O détectable par son spectre infra-iouge n'a qu'une extension latérale très limitée. Extension réelle faible ou bien très grande extension mais presque totalement masquée par de la poussière ?

Topographiquement, il y a un relief positif qui domine les plaine du Sud. Cette « bosse » a une allure de plateau qui domine en moyenne de 1000 m les plaines environnantes. C'est sous la mince calotte résiduelle de CO₂ que ce plateau est le plus élevé (3500 m au dessus des plaines environnantes). Ce plateau a des contours moins nets et moins escarpés que la calotte résiduelle Nord ; mais sa taille est du même ordre de grandeur. Ce relief positif est, lui aussi, affecté de chasma, qui peuvent atteindre la calotte résiduelle de CO₂.

Source - © 2008 MOLA Science Team

Figure 37. Carte topographique comparée à la même échelle des pôles Nord et Sud de Mars

La couleur bleu foncé / violet correspond pour les 2 cartes aux altitudes les plus basses. Le cercle bleu de la carte de gauche correspond à la position approximative de la calotte résiduelle de CO₂.

À la faveur des chasma qui entaillent ce plateau, on peut en voir la structure : ce plateau, au moins au niveau des chasma, est constitué du même empilement de strates plus ou moins claires que dans la calotte Nord, bien qu'en moyenne plus sombres. En fait, les alternances claires et sombres sont souvent plus dues à des alternances de couches de duretés différentes (donc ayant des pentes différentes) qu'à des alternance de couches ayant des albédos très différents.

Source - © 2008 NASA/JPL/University of Arizona Figure 38. Coupe du substratum de la calotte résiduelle Sud de Mars : 10 m de glace de CO2 On voit la surface « en gruyère » en haut de la photo. Ce substratum semble constitué de la même alternance de couches que les terrains polaires lités du Nord, avec cependant une plus grande homogénéité dans les teintes assez foncées.
Source - © 2008 ESA Figure 39. Vue Mars Express du rebord externe du plateau constitué de terrains polaires lités Sud Il s'agit d'un endroit où ce rebord est un des plus escarpé, situé par 81° lat. Sud et 105° long. Est (cf. carte figure 37). L'épaisseur des terrains polaires lités est ici d'environ 100 m. Cette image a été prise alors que la région était encore partiellement recouverte de givre de CO2 (calotte transitoire). La vue suivante offre un angle de vue différent.	Source - © 2008 ESA Figure 40. Vue Mars Express du rebord externe du plateau constitué de terrains polaires lités Sud Il s'agit d'un endroit où ce rebord est un des plus escarpé, situé par 81° lat. Sud et 105° long. Est (cf. carte figure 37). L'épaisseur des terrains polaires lités est ici d'environ 100 m. Cette image a été prise alors que la région était encore partiellement recouverte de givre de CO2 (calotte transitoire). La vue précédente offre un angle de vue différent.
Source - © 2008 NASA/JPL/ASI/ESA/Univ. of Rome/MOLA Science Team, carte et profil radar Figure 41. Profil radar (Mars Express) entre les points A et B, et carte topographique (tournée de 70° pour que la trace du profil AB soit horizontal) La zone noire correspond à une absence de données topographiques précises. L'ellipse en tiretés blancs correspond à la position approximative de la calotte permanente de CO2. On remarque que le plateau, représenté sur la carte par les couleurs verte et jaune, correspond à des niveaux identiques à ce que révèle le radar au-dessus de la calotte Nord. On voit aussi une limite inférieure nette, séparant un socle rocheux de niveaux identiques (au radar) à ceux constituant la calotte Nord. On devine un fin litage interne.	Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/ASI/University of Rome/Washington Universtiy in St. Louis Figure 42. Profil radar haute résolution (brut et interprété) à travers le plateau entourant la calotte résiduelle Sud de Mars Le radar haute résolution de MRO confirme la nature litée de la couverture posée sur le socle rocheux.

La NASA et l'ESA viennent de publier conjointement, le 17 avril 2008, un article comparant les possibilités complémentaires du radar de l'ESA (MARSIS) et de celui de la NASA (SHARAD). Ces articles confirment bien que MARSIS est plus pénétrant mais a une moins bonne résolution que SHARAD. Deux profils sur le même trajet visualisent très bien cette complémentarité.

Source - © 2008 NASA et ESA

Figure 43. Comparaison des propfils radar MARSIS et SHARAD au-dessus de la calotte résiduelle Sud de Mars masquée par les terrains polaires lité Sud

SHARAD a une meilleure résolution mais une moins bonne pénétration.

Que ce soit par les études morphologiques au niveau des escarpements et des chasma, ou que se soit par des profils radar, ces niveaux lités du Sud sont tout à fait similaires à ceux du Nord, à une (importante) différence près : la glace d'eau, que ce soit par son fort albédo ou son spectre infra-rouge est très peu visible au Sud, recouverte et/ou mélangée par plus de poussières au Sud qu'au Nord. Mais les similitudes de ces deux terrains sont si fortes que cela suggère fortement qu'ils soient tous deux composés d'alternances de glace d'eau plus ou moins pure ou plus ou moins poussiéreuse. Il y aurait donc au pôle Sud de Mars une calotte de glace d'eau résiduelle, calotte masquée, mais bien présente.

Les données MOLA permettant d'avoir la topographie de surface précise. Les données radar de Mars Express étant assez nombreuses pour avoir une idée de la profondeur du substratum, il a été possible de carter l'épaisseur de cette couche de terrains lités, très vraisemblablement très riches en glace d'eau. Le volume de cette calotte résiduelle masquée Sud est du même ordre de grandeur que celui de la calotte résiduelle Nord. Le volume estimé de glace d'eau superficielle de Mars vient donc de doubler en une dizaine d'années.

Source - © 2008 NASA/JPL/ASI/ESA/Univ. of Rome/MOLA Science Team/USGS

Figure 44. Pôle Sud de Mars, terrains polaires lités : carte topographique de la surface (à gauche), de la base (au centre), et épaisseur (droite)

La soustraction des cartes topographiques de la surface et de la base permet d'avoir l'épaisseur des terrains polaires lités Sud, véritable calotte polaire résiduelle masquée.

Sources des cartes de surface, base, et épaisseur.

C'est dans ces dépôts polaires lités Sud que l'on a identifié les rares traces de mouvements indiscutables affectant ces terrains.

Source - © 2008 NASA/JPL/University of Arizona, , haut et bas Figure 45. Deux des rares exemples de déformations affectant les terrains polaires lités de la calotte permanente masquée Sud de Mars Les 2 photographies sont approximativement à la même échelle.

Source - © 2008 NASA/JPL/University of Arizona Figure 46. Gros plan sur les déformations affectant les terrains polaires lités de la calotte permanente masquée Sud de Mars Les déformations ressemblent à des failles. Les flèches bleues indiquent la position des plus visibles d'entre elles. Zoom de la photo supérieure de la figure précédente (au centre gauche).

Il y a dans chaque hémisphère une épaisse (1 à 3,5 km) calotte permanente de glace d'eau, stockée dans les terrains polaires lités. Les volumes de ces deux calottes sont voisins, et sont à eux deux du même ordre de grandeur que le volume de la calotte groenlandaise. La calotte Nord est visible. La calotte Sud est « masquée » car recouverte et/ou contenant plus de poussières.

Au Sud, mais pas au Nord, il y a une fine (10 m) calotte de glace carbonique permanente, très visible, posée au sommet de la calotte de glace d'eau résiduelle masquée. Au Nord comme au Sud, une très fine (1 m) couche de glace carbonique recouvre chaque hiver les calottes permanentes et ses environs. Au Sud mais pas au Nord, la sublimation de cette calotte crée des « geysers ».

On comprend à peu près comment se font actuellement (depuis 10 ans) les échanges de vapeur d'eau et de CO₂ entre l'atmosphère, le givre saisonnier et l'eau du sol superficiel, les calottes permanentes (de glace d'eau) Nord et Sud, la calotte permanente (de glace carbonique) Sud, et les calottes de saisonnières (de glace carbonique) Nord et Sud.

Source - © 2008 Pierre Thomas

Figure 47. Évolution saisonnière des calottes Nord de Mars

Les chiffes indiqués à gauche des légendes indiquent l'épaisseur des différentes couches.

Source - © 2008 Pierre Thomas

Figure 48. Évolution saisonnière des calottes Sud de Mars

Les chiffes indiqués à gauche des légendes indiquent l'épaisseur des différentes couches.

Il reste de très nombreuses grandes inconnues ; citons en huit :