Quoi de neuf sur Mars en ce printemps 2007 ? Une nouvelle sonde est arrivée, les rovers fonctionnent encore, et Mars Express donne toujours des résultats.
15 - 05 - 2007
Résumé
Le point en mai 2007 sur les explorations martiennes en cours : nouvelles des robots et des satellites d'observation.
Table des matières
- Les premiers résultats de la nouvelle mission Mars Reconnaissance Orbiter (MRO)
- Spirit
- Opportunity
- Le volume des « terrains polaires » Sud d’après Mars Express
- Une synthèse de l’histoire de l’eau sur mars d’après les résultats de Mars Express (spectro-imageur et caméra HR) et Mars Observer (caméra HR)
- Dossier Nouvelles de Mars
Nous n’avons écrit qu’un seul article depuis un an, celui sur les écoulements « actuels » à la surface de Mars. La quantité d’informations martiennes significatives baissant avec le temps, le dernier bilan des observations de Mars Express, Spirit et Opportunity date de février 2006.
Il est temps de faire le point, sur 5 thèmes différents :
les premiers résultats de la nouvelle mission Mars Reconnaissance Orbiter ;
les résultats de Spirit ;
les résultats d’Opportunity ;
le volume de la calotte sud d’après Mars Express ;
une synthèse globale de l’histoire de Mars d’après les résultats de Mars Express.
La Nasa a lancé un nouvel orbiter autour de Mars en août 2005. Il s’est satellisé autour de Mars en mars 2006. Puis la Nasa a progressivement modifié son orbite pour atteindre sa trajectoire « de travail » autour de Mars à la fin de 2006.
Cette sonde est équipée de divers instruments scientifiques pour la "Reconnaissance" de Mars, dont trois sont particulièrement intéressants en ce qui nous concerne.
Cette caméra permet d’avoir des vues extrêmement détaillées. Voici deux exemples d’images de cette caméra : une image montrant les terrains stratifiés du Nord , et une image au maximum de la résolution montrant le rover Opportunity au bord du cratère Victoria.
Figure 1. Les terrains stratifiés de la calotte Nord de Mars
La Nasa ne donne pas l’échelle de l’image.
Source : JPL / NASA
Figure 2. Exemple des capacités de la camera HIRISE de Mars R.O. : Opportunity au bord de Victoria
. On distingue sans problèmes les traces du rover, le rover lui même, et même l’ombre du mat portant les caméras.
Source : JPL / NASA
Mars Reconnaissance Orbiter est équipé d’un spectromètre imageur, frère de celui de Mars Express, mais avec une résolution spatiale 5 fois meilleure, qui pourra faire de la minéralogie de surface, ou encore l’étude des glaces. Nous donnons ici 2 exemples d'images du CRISM.
Figure 3. Image fausse couleur (en haut) et composition des glaces (en bas) sur un relief de Mars
Il s’agit d’un versant topographique partiellement à l’ombre, recouvert de givre. L’image du haut est une composition colorée de 3 longueurs d’onde IR, qui donne approximativement ce que verrait l’œil. Les zones claires dans la partie située à l’ombre sont recouvertes de glaces. L’image du bas sépare les zones en fonction de leur réflectance-absorption dans l’IR, ce qui peut se traduire en composition « minéralogique » : en rouge les silicates, en bleu la glace d’H2O et en vert la glace de CO2 (neige carbonique).
Source : JPL / NASA
Les images supérieures couvrent un carré de 12 km de coté. Les images inférieures montrent un détail central.
Les images de gauche montrent approximativement ce que verrait l’œil : des dunes sombres et des creux interdunaires clairs. Les images de droite montrent l’intensité de l’absorption (clair = absorption forte) à 1900 nm, bande d’absorption caractéristique du gypse. Les dunes, faites d’un sable sombre, sont très riches en gypse (matériel pourtant clair !).
Source : JPL / NASA
Comme son cousin et prédécesseur de Mars Express, Sharad sondera le sous-sol profond de la planète.
Un résultat scientifique a déjà été publié : la présence de fractures minéralisées mises en saillie par l’érosion. MRO a en effet découvert des réseaux de crêtes en saillie, qui ne sont pas sans rappeler des dykes.
Figure 6. Interprétation de ces « pseudo-dykes » sur Mars
Au stade 1, de l’eau (en bleu) circule dans des fractures. Au stade 2, cette eau dépose des substances minérales (en rouge sombre) le long de ces fractures, ce qui les indure. Au stade 3, une érosion (éolienne) différentielle met en saillie ces fractures minéralisée sous forme de pseudo dykes.
Dessin : Pierre Thomas
Nous avons laissé Spirit en train d’arriver vers Home plate au sol 850 (un sol = un jour martien).
Figure 7. Février 2006 : position de Spirit, et trajet depuis son arrivée sur Mars 850 sols plus tôt
Source : JPL / NASA
Source : JPL / NASA
Spirit a étudié Home Plate quelques jours. Puis le long hiver martien arrivant (soleil trop bas sur l’horizon pour charger efficacement les panneaux solaires), Spirit est allé hiverner de l’autre coté, sur un versant exposé au soleil. Il est resté en sommeil 200 sols, puis a recommencé à étudier Home plate et ses environs.
Figure 9. Vue haute résolution de Home Plate, Mars et du trajet du rover Spirit
Haute résolution car entre temps MRO et sa caméra HIRISE sont arrivés. La flèche rouge indique la position de Spirit en février 2006, la flèche bleu son site « d’hivernage », et le cercle rouge sa position le 5 avril 2007. Source : JPL / NASA
Qu’a découvert Spirit avant et après son hivernage ?
Home plate est constitué d’une série très bien stratifiée. Les strates supérieures sont fines ; les strates inférieures sont constituées d’un matériel plus grossier (cf images 11 à 15) .
Figure 11. Vue plus rapprochée de Home Plate, Mars
On distingue bien, en particulier dans le rectangle rouge, les 2 types de strates.
Source : JPL / NASA
Figure 12. Détail des strates supérieures de Home Plate, Mars
Un tel dispositif fait penser à des couches de cendres volcaniques remaniées par le vent, voire aux dépôts distaux d’un édifice volcanique ayant un dynamisme assez explosif (type maar).
Source : JPL / NASA
Le maar de Borée (07).
Source : Planet-Terre
Figure 14. Détail des niveaux inférieurs plus grossiers de Home Plate, Mars
Les couches du bas de la photo semblent être constituées d’un matériel de granulométrie centimétrique. La couche fléchée en bleu contient dans sa masse des blocs pluri-centimétriques gris, bien distinguables de la matrice orangée. De nombreux blocs éboulés proviennent des couches supérieures, en particulier le bloc fléché en vert, qui illustre la différence de granulométrie entre couches supérieures (granulométrie fine) et inférieures (granulométrie grossière).
Source : JPL / NASA
Figure 15. Figure de charge dans les couches inférieures de Home Plate, Mars
Dans cette photo de détail (correspondant au rectangle rouge de l’image 11), on voit un gros bloc qui déforme les couches sous-jacentes (flèche rouge). On peut interpréter cette figure comme le résultat de la chute d’un bloc sur des strates encore meubles.
Source : JPL / NASA
Figure 16. exemple terrestre de figure de charge d’origine volcanique, île Lipari
Source : Planet-Terre, photographie Pierre Thomas
Tout ceci suggère fortement qu’Home Plate corresponde à des couches volcaniques, avec un dynamisme explosif assez violent pour les couches inférieurs et un dynamisme plus calme et/ou une origine plus lointaine pour les couches inférieures. Un tel volcanisme explosif suggère des interactions entre volcanisme et H2O.
Depuis, Spirit tourne autour, s’approche et s’éloigne, et monte sur Home Plate. Pour l’instant, il n’y a pas de découvertes nouvelles apparentes ou publiées. Voici deux mosaïques nouvelles permettant d’avoir une vue d’ensemble de ces couches formant une espèce de cuvette complexe déprimée en son centre, de 80 m de diamètre.
Figure 17. Vue générale de Home Plate, Mars
La géométrie non plane des couches est ici parfaitement apparente.
Source : JPL / NASA
Figure 18. Vue de la « terminaison » de Home Plate, Mars
Source :JPL / NASA
La Nasa a également publié une synthèse de toutes les analyses des différentes roches volcaniques trouvées par Spirit depuis 3 ans dans ce site de Gusev, et les compare à d’autres analyses martiennes et aux roches volcaniques terrestres. Les roches de Gusev ressemblent à des basaltes alcalins, pas ou peu différenciés.
Figure 19. Position des roches volcaniques du cratère Gusev, Mars (Spirit) dans un diagramme alcalins-silice
Source :JPL / NASA
Attendons la suite des nouvelles explorations de Spirit.
En février 2006, Opportunity venait d’atteindre les "etched terrains", qui constituent le substratum régional de ce secteur de Meridiani Planum quand il n’y a pas de dunes éoliennes. Ces terrains avaient été étudiés « en coupe » au niveau des cratères Eagle et Endurance. Ils ont pu alors être étudiés « à plat » sur une grande surface.
Figure 20. Carte du trajet d’Opportunity sur Mars, jusqu’en avril 2007
Source :JPL / NASA
Figure 21. Vue général des etched terrains, Mars
C’est le domaine des fentes de retrait, vraisemblablement post-sédimentaires (voir discussions dans Nouvelles de Mars, octobre 2004 et Nouvelles de Mars, septembre 2005).
Source :JPL / NASA
Figure 23. Panorama d’une petite falaise (Payson) au sein des etched terrains, Mars
Cette petite falaise mesure environ 1 m de hauteur.
Source :JPL / NASA
Figure 24. Gros plan sur les couches de la falaise Payson (1 m de hauteur) dans les etched terrains, Mars
Source :JPL / NASA
L’étude de ce substratum dans les cratères Eagle et Endurance, complétée par les observations sur les etched terrains, a permis de construire un log stratigraphique synthétique de ce secteur de Meridiani Planum (figure 25).
La série comprend 3 unités : (1) une unité supérieure déposée sous quelques cm d’eau liquide (légende en bleu) ; (2) une unité médiane, vraisemblablement d’origine éolienne mais qui a sans doute été inondée au cours de son histoire (légende en jaune) ; (3) une unité inférieure constituée de dunes vraisemblablement éoliennes (légende en orange).
D’après Grotzinger et al, EPSL, novembre 2005
Ces études ne couvrent qu’une épaisseur légèrement inférieure à 10 m, d’où l’intérêt de se diriger vers le cratère Victoria, de 800 m de diamètre, et qui, théoriquement, pourrait permettre des observations sur une épaisseur 10 fois plus grande.
Opportunity a atteint le cratère Victoria à la fin du mois de septembre 2006.
Figure 27. Vue verticale du cratère Victoria, Mars, cratère de 800 m de diamètre
Ses rives sont disséquées par l’érosion, formant des « baies » séparées par des « caps ». Opportunity a abordé ce cratère par l’Ouest-Nord-Ouest, au niveau de la « baie des Canards » ou Duck Bay (flèche rouge).
Source : JPL / NASA
Figure 28. Trajet d’Opportunity sur le quart Nord-Ouest de Victoria, Mars
État du 11 mai 2007.
Source : JPL / NASA
Figure 29. Panorama de la « Baie des Canards », Mars
Photo prise le jour de l'arrivée d'Opportunity au bord du cratère Victoria, le 28 septembre 2006.
Source : JPL / NASA
Figure 31. Panorama sur le Cabo Frio (Sud de la baie des Canards), Mars
Pour indiquer l’échelle, la Nasa a surimposé un dessin du rover (qui semble bien petit) au sommet du cap.
Source : JPL / NASA
Figure 32. Panorama sur le Cape Verde (Nord de la baie des Canards), Mars
Pour indiquer l’échelle, la Nasa a surimposé un dessin du rover au sommet du cap.
Source : JPL / NASA
Les images prises du bord du cratère révèlent une stratigraphie assez semblable à ce qu’on connaissait déjà, avec en particulier des niveau à strates horizontales surmontant (par une « discordance » sédimentaire) des niveaux inclinés (limite entre les formations 2 et 3 de la figure 25). Les 4 images suivantes (33 à 36) montrent des détails de cette stratification.
Vers où va se diriger Opportunity ? Il est très probable que la Nasa va chercher une pente relativement douce pour essayer de le faire descendre dans le cratère pour observer de près et analyser le bas de la série stratigraphique. Avant, il est très possible que la Nasa aille explorer le bord Est de Victoria, où les images haute résolution de Mars Reconnaissance Observer ont révélé deux pseudo-dykes qu’il serait intéressant d’étudier et d’analyser.
Figure 37. Pseudo-dykes sur le bord Est du cratère Victoria (D = 800m), Mars
Le pseudo-dyke Nord est fléché sur l’agrandissement de droite. Le pseudo-dyke Sud se voit sur l’image centrale, juste au Sud du rectangle vert.
Sources : JPL / NASA et JPL / NASA
L’ESA et la Nasa (partie prenante dans le radar de Mars Express), ) ont publié conjointement le 15 mars 2007 les résultats du radar de Mars Express concernant l’épaisseur (et le volume) des terrains polaires Sud (Mars Express, ESA et Mars Express, Nasa. Des résultats concernant les terrains polaires Nord ont été publiés le 30 novembre 2005 et présentés sur Planet-Terre (Nouvelles de Mars, février 2006).
Ces terrains polaires Sud sont constitués de terrains lités qui couvrent une très grande surface. Seul le centre de ces terrains polaires est constitué de glace « vive » (la calotte polaire sensu stricto) visible comme une tache claire, le reste étant constitué d’un mélange de glace et de poussières dans des proportions variables (image 38 et suivantes). Mars Observer avait donné une carte topographique précise (image 41). Le radar de Mars Express permet de carter le substratum situé sous ces niveaux riches en glace (image 42). La différence indique l’épaisseur de ces terrains polaires (image 43).
Figure 38. Carte « usuelle » du pôle Sud de Mars
Même échelle et même projection que les figures 41, 42 et 43.
Source : GSFC / NASA
La limite entre les terrains polaires et leur substratum se voit bien à gauche de ce profil. Le trait blanc sur la carte représente la trace de l’orbite de Mars Express.
Source : JPL / NASA
Le trait blanc sur la carte représente la trace de l’orbite de Mars Express.
Source : JPL / NASA
Figure 41. Carte topographique du pôle Sud de Mars
Le trait noir externe indique la limite des terrains polaires. Le trait noir interne (situé en haut à gauche du pôle) indique le niveau de glace vive. La zone sombre n’a pas été survolé par Mars Express.
Source : JPL / NASA
Figure 42. Carte topographique du substratum des terrains polaires Sud de Mars
Le trait noir externe indique la limite des terrains polaires. Le trait noir interne (situé en haut à gauche du pôle) indique le niveau de glace vive. La zone sombre n’a pas été survolé par Mars Express.
Source : JPL / NASA
Figure 43. Carte de l’épaisseur des terrains polaires Sud de Mars
La zone la plus épaisse correspond (approximativement) à la zone de glace vive.
Le trait noir (situé en haut à gauche du pôle) indique le niveau de glace vive. La zone sombre n’a pas été survolé par Mars Express.
Source : JPL / NASA
Si toute la glace contenue dans ces terrains polaires fondait, cela recouvrirait Mars d’une couche d’H2O liquide de 11 m d’épaisseur.
Si on synthétise les résultats des caméras HR (Mars Express et Mars Observer) et du specto-imageur OMEGA (Mars Express), on peut retracer l’histoire de l’eau liquide sur Mars, l’histoire minéralogique de Mars, et la comparer au découpage chronologique classique établi d’après les courbes de cratérisation obtenues il y a 30 ans par les missions Viking.
La figure suivante résume ces histoires.
Figure 44. Résumé de l’histoire de Mars : chronologie classique, histoire de l'eau, histoire minéralogique
La courbe (I) résume les coupures chronologiques classiques, basées sur la densité de cratères. On distingue ainsi classiquement le Noachien (de –4,5 à –3,6 Ga) l’Hespérien (de –3,6 à –2,9 Ga) et l’Amazonien (de –2,9 Ga au présent). Les âges absolus (en Ga) sont à prendre avec réserve, tant qu’on aura pas fait de datation radiochronologique de roches martiennes provenant de surfaces de densité de cratères connue.
La courbe (II) résume l’histoire de l’eau liquide stable, histoire qui occupe tout le Noachien et qui déborde sur le début de l’Hespérien.
La courbe (III) résume l’histoire des minéraux hydratés de Mars, absents depuis -3,5 Ga, présents sous forme de sulfates entre –3,8 et –3,5 Ga, et présents sous forme d’argiles avant - 3,8 Ga.
Copyright : Pierre Thomas
D’après cette histoire d’eau (et de minéraux hydratés), les membres de l’équipe d’OMEGA proposent donc une nouvelle coupure chronologique de Mars, avec :
le Phyllosien (du grec phyllos signifiant feuille, les argiles étant des phyllosilicates ou silicates en feuillets) ou l’ère des argiles, de –4,5 à –3,8 Ga. Une eau abondante coulait et altérait les vieux terrains de Mars, avec abondante synthèse d’argile. Pression et température permettaient l’existence d'eau liquide ; stable
le Theiikien (du grec theiik signifiant soufre) ou l’ère des sulfates, de –3,8 à –3,5 Ga. La pression, l’effet de serre et la température ont diminué. L’eau liquide est devenue rare, sauf pendant les paroxysmes volcaniques où les forts dégagement de CO2 et de vapeur d’eau remontaient temporairement pression et température et permettaient l’existence de lacs temporaires, très acides (à cause du soufre volcanique). Les épisodes d’eau liquide mis en évidence par Opportunity dateraient de cette époque ;
le Sidérikien (du grec sideros signifiant fer) est l’ère des oxydes de fer anhydres, qui donnent la couleur rouge générale de la planète. Sauf en cas de débâcles catastrophiques dues à des éruptions volcaniques sur un sol gelé, ou sauf d’épisodiques micro-ruissellements sur les versants pentus très ensoleillés, il n’y a plus d’eau liquide en surface de Mars. Et quand il y en a lors de ces épisodes temporaires, elle n’est pas en équilibre avec l’atmosphère, et elle bout-gèle et se sublime très rapidement.
La nouvelle sonde de la mission Mars Reconnaissance Orbiter va-t-elle confirmer, préciser, compléter, modifier … cette histoire ?
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