Observations de Mars Express : volcanisme récent, volcans ou pingos polaires, glaciers tropicaux, sulfates et gypse en abondance

Avec la caméra HR de Mars Express, et en appliquant l'échelle de cratérisation martienne, on découvre des surfaces volcaniques remarquablement pauvres en cratères d'impact, ce qui indique un volcanisme "récent". Dans un article publié à Nature il y a 3 mois (23 décembre 2004), l'équipe de la caméra HR dit textuellement : « nous avons trouvé, dans les caldeiras des cinq volcans majeurs de Mars, qu'il y avait eu une activité volcanique répétée durant les 20 derniers pourcents de l'histoire de Mars (les derniers 900 millions d'années), avec des phases aussi jeunes que 2 millions d'années, ce qui suggère que ces volcans sont potentiellement actifs aujourd'hui ».

Les âges les plus jeunes obtenus sur des coulées de laves ne sont "que" d'environ 100 Ma, et les âges encore plus jeunes (comme les 2 Ma cités ci-dessus) ne concernent que des âges obtenus sur des dépôts glaciaux-rocheux-boueux, la cause de la fonte des glaces étant supposée d'origine volcanique.

Mais, malgré la très grande incertitude concernant la valeur absolue des âges donnés par les échelles de cratérisation, et bien que les âges les plus récents ne concernent pas des terrains volcaniques proprement dits, ce qui semble certain, c'est que l'activité des volcans de Mars a duré bien plus longtemps qu'on ne le pensait il y a encore quelques années. Cela confirme ce que nous disions il y a 1 mois dans l'article du 25 février 2005.

Voici quelques uns de ces résultats, concernant deux volcans, Hecates Tholus et Olympus Mons, présentés principalement sous forme d'images NASA et ESA et sous forme de figures extraites du journal Nature.

Source - © 2005 NASA/JPL/Malin Space Science Systems, modifié Figure 1. Vue générale d'Hecates Tholus Hecates Tholus, d'un diamètre de 150 km, est le principal volcan de la région d'Elysium.	Source - © 2005 ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum) Figure 2. Détail de la région sommitale d'Hecates Tholus, avec sa caldeira
Source - © 2004 G. Neukum et al., Nature Figure 3. Image, courbe de cratérisation et âge du remplissage de la caldeira sommitale d'Hecates Tholus, Mars Neukum et al., Recent and episodic volcanic and glacial activity on Mars revealed by the High Resolution Stereo Camera, Nature, 432, 971 - 979 (23 December 2004).

Source - © 2005 NASA/JPL Figure 4. Vue générale d'Olympus Mons, Mars Son diamètre est de 600 km. Voir également les images d'Olympus Mons et des systèmes de caldeiras sommitales publiées en juillet 2004.

Source - © 2004 G. Neukum et al., Nature Figure 5. Image, courbe de cratérisation et âge du remplissage de la caldeira d'Olympus Mons, Mars Neukum et al., Recent and episodic volcanic and glacial activity on Mars revealed by the High Resolution Stereo Camera, Nature, 432, 971 - 979 (23 December 2004).

Le pôle Nord de Mars est recouvert d'une calotte glaciaire permanente, de plus de 3 km d'épaisseur, faite d'un mélange de glace d'H₂O et de poussières. Le volume de cette calotte est voisin de celui de la calotte groenlandaise. Cette calotte est affectée d'une structure spiralée non encore expliquée. Elle est recoupée de très profondes entailles, les « chasmas », dont l'origine n'est pas comprise non plus. La figure ci-dessous montre le plus grand de ces chasmas, Boreales Chasma.

Source - © 2001 NASA/GSFC/JPL/MOLA Project/Malin Space Science Systems

Figure 6. Vue oblique de la calotte polaire martienne résiduelle Nord

Boreales Chasma (qui part du bas à gauche) coupe la calotte presque en 2 demi-calottes.

C'est dans un de ces chasmas que les images hautes résolutions révèlent des structures qui semblent être des cônes volcaniques très récents.

Source - © 2005 ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum) Figure 7. Vue générale oblique (relief exagéré) d'un de ces chasmas martiens Les falaises font 2000 m de haut. La glace pure est blanche ; la glace "poussiéreuse" est teintée en orangé. Les terrains noirs du fonds seraient des champs de dunes faites de poussières noires (cendres volcaniques ?).	Source - © 2005 ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum) Figure 8. Vue détaillée du plancher d'un de ces chasmas martiens Cette image montre au moins deux "volcans" (cf. flèches) et un champ de dunes très sombre.
Source - © 2005 ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum) Figure 9. Détail des deux petits "volcans" martiens Volcans pointés sur la figure précédente. Le plus haut mesure 600 m de hauteur.

Là encore, l'absence totale de cratère d'impact impose un âge extrêmement récent à ce volcanisme.

On peut néanmoins se poser une question : ces morphologies en "cône" sont-elles vraiment des volcans ? Sur Terre, en région péri-glaciaire, des phénomènes de gels et de dégels entrainent la création de reliefs ressemblant beaucoup à des volcans. Il peut se former des lentilles de glace dans le sous-sol. En dégelant l'été, ces lentilles de glace laissent un vide, qui peut se remplir d'un même volume d'eau liquide, ce qui correspond à une plus grande masse (l'eau augmente de volume en gelant). Cette plus grande masse d'eau, l'hiver suivant, va regeler, se dilater, et la lentille de glace va "gonfler ". Au cours des millénaires, ce gonflement va entrainer la formation d'une véritable colline, avec parfois une dépression sommitale due à un début d'effondrement. De telle structures sont nommées « pingo ». Les figures suivantes montrent trois pingos terrestres situés au Nord du Canada.

Source - © 2005 Natural Resources Canada Figure 10. Pingo près de Tuktoyaktuk

Source - © 2005 David Morrison / Musée canadien des civilisations Figure 11. Pingo près de Tuktoyaktuk

Source - © 2005 watupik Figure 12. Pingo près de Tuktoyaktuk

On peut se demander, avec les seules images fournies aujourd'hui par l'ESA (elle en a sans doute d'autres qui lui permettent de trancher) si ces structures martiennes sont vraiment des volcans ou alors des pingos, ce qui n'aurait rien d'étonnant en périphérie de calotte glaciaire.

Les manifestations d'écoulements glaciaires très récents ne se comptent plus sur Mars (voir les vallées de Reull Vallis remodelées par écoulement "glaciaire", fig. 21 à 23), et ce même en régions de latitudes moyennes ou tropicales. Actuellement, il semble qu'il n'y ait plus de glace dans ces glaciers non polaires (elle se serait sublimée), mais simplement des champs de cailloux (moraines) laissés en place après la sublimation. Il est donc difficile de savoir si ces glaciers étaient de vrais glaciers (glace dominante, avec moraine), ou plus vraisemblablement des glaciers rocheux (blocs rocheux majoritaires, soudés entre eux par de la glace inter-blocs, l'ensemble se déplaçant environ 100 fois moins vite que les "vrais glaciers").

Pour en savoir plus voir par exemple le paragraphe 3 de la page le modelé périglaciaire et la page un glacier rocheux actuel, le glacier de Marinet

Nous allons vous montrer deux exemples de ces glaciers martiens non polaires.

Le premier exemple se situe sur les flancs d'Olympus Mons. Le volcan Olympus Mons est bordé d'une haute falaise, d'origine très discutée. C'est sur, et au pied de, cette falaise que l'on trouve ces glaciers. Les figures suivantes montrent une vue d'un de ces glaciers (avec en vis à vis une comparaison terrestre), ainsi qu'une carte de l'âge absolu de ces glaciers sur le flanc occidental du volcan. Les âges absolus, à prendre avec les réserves habituelles, vont de 280 à 4 Ma...

Source - © 2005 J.W. Head et al., Nature Figure 13. Comparaison entre un glacier martien au pied de la falaise d'Olympus Mons et un glacier terrestre (a) Exemple de glaciers rocheux (18° lat N, 138° long. W), s'écoulant sur plus de 25 km au pied d'Olympus mons. (b) Vrai glacier recouvert de 5 m de débris rocheux dans la vallée de Mullins, Antarctique. Head et al., Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation, flow and glaciation on Mars, Nature, 434, 346 - 351 (17 March 2005).

Source - © 2004 G. Neukum et al., Nature Figure 14. Carte des âges des écoulements glaciaires occidentaux (en vert) d'Olympus Mons Les âges indiqués en Ma (Myr) vont de 280 à 4 Ma. Neukum et al., Recent and episodic volcanic and glacial activity on Mars revealed by the High Resolution Stereo Camera, Nature, 432, 971 - 979 (23 December 2004).

Le deuxième exemple situé dans Promethei Terra sur la bordure Est du bassin d'Hellas est plus spectaculaire encore, bien que plus ancien, car les auteurs ont élaboré de superbes images 3D (figures 15, 16, 17, 18).

Source - © 2005 FU Berlin/MOLANEW Figure 15. Carte de localisation du système glaciaire 38° lat. S, 104°long. E, Promethei Terra	Source - © 2004 ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum) Figure 16. Vue verticale du système glaciaire martien de Promethei Terra
Source - © 2005-2004 J.W. Head et al., Nature / G. Neukum et al., Nature Figure 17. Vues 3D du système glaciaire martien avec deux "exagérations" différentes du relief
Source - © 2005 J.W. Head et al., Nature Figure 18. Vues verticales et obliques du système glaciaire martien

Face à de telles évidences de glaces à de faibles latitudes (20° lat. N et 40° lat. S pour nos 2 exemples), on peut se demander comment de la glace pouvait y être stable, alors que maintenant elle se sublime à ces latitudes et n'est stable que pour des latitudes supérieure à 50-60°.

Une solution "élégante" a été proposée par Laskar et al. (Icarus 170, 2004) et Levrard et al. (Nature 431, 2004) : les variations d'inclinaison de l'axe des pôle de Mars. Actuellement, l'axe de rotation de Mars est incliné de 25° 12' sur l'écliptique (presque comme la Terre donc, où cette inclinaison est de 23° 27'). Sur Terre, cette inclinaison ne peut varier qu'entre 22 et 25° (c'est à l'origine de variations climatiques type Milankovitch), mais pas plus. Cette inclinaison de l'axe terrestre est maintenue dans cette fourchette par action gravitaire de la Lune et du Soleil (pas trop lointain) sur le bourrelet équatorial. Sur Mars, il n'y a pas de satellite massif et le Soleil est plus lointain, donc il n'y a pas de stabilité de l'inclinaison. En faisant de savants calculs astronomiques, Laskar et al a pu calculer (avec un bon degré de confiance) l'inclinaison de l'axe martien jusqu'à –10 MA. Comme le montre la figure 19, cette inclinaison oscille entre 15° et presque 50°.

Source - © 2004 Benjamin Levrard

Figure 19. Courbes indiquant les variations d'inclinaison et d'insolation sur Mars

En haut, calcul de l'inclinaison de l'axe de rotation martien pour les 10 derniers Ma.

Au milieu, calcul de l'isolation au pôle Nord le jour du solstice d'été (en W/m²) pour les 10 derniers Ma. L'insolation moyenne est passée de 350 W/m² à 250 W/m² pendant ces 10 Ma ; les écarts maximum vont de 500 à 150 W/m² (rappel : l'insolation moyenne de la Terre est de 342 W/m²).

En bas, calcul de l'insolation par 20° lat. N le jour du solstice d'été (en W/m²) pour les 10 derniers Ma. Il n'y a pas de tendance évolutive nette, mais les variations s'échelonnent de 170 à 260 W/m²

Pour des périodes plus reculées que -10 à –20 Ma, comme l'évolution de cette inclinaison est chaotique, il n'est pas possible d'en calculer l'évolution avec certitude, mais simplement différentes évolutions possibles. Et il est fort possible, et même probable que cette inclinaison a été plus forte encore.

Quand cette inclinaison est au plus fort, J. Laskar et B. Levrard ont pu calculer l'insolation estivale moyenne aux pôles. À cause de leur très longue durée du jour estival (plusieurs mois), avec un soleil de minuit très haut sur l'horizon, les pôles ont une insolation estivale supérieure à celle des zones de basses latitudes, où le soleil est assez bas sur l'horizon. Par exemple vers –8 Ma, l'ensoleillement estival polaire est de 500 W/m², alors qu'à la même époque il n'est que de 250 W/m² par 20° lat. N (rappel, l'insolation moyenne de la Terre est de 342 W/m²). Dans de telles situations, les glaces polaires ont tendance à se sublimer ; la vapeur d'H₂O quitte les pôles, et à va se redéposer sous forme de glace au niveaux des basses latitudes, surtout aux niveaux des terrains de hautes altitudes comme Olympus Mons.

Décidément, la climatologie martienne nous révèle bien des surprises. On savait que « Milankovitch faisait des siennes » sur Terre, sur Mars son influence semble bien plus grande encore.

Pour en savoir plus, écoutez la conférenceForçage astronomique des paléoclimats de la Terre et de Mars / Analogies, différences et applications de Benjamin Levrard tout en visualisant les diapositives projetées.

La figure ci-dessous montre un exemple de spectre "brut", obtenu au-dessus des etched terrain deposits de Meridiani Planum, là où s'est posé Opportunity, ainsi que différents spectres obtenus en laboratoire avec six minéraux. C'est la comparaison entre le spectre observé sur Mars et les spectres de laboratoire qui permet de proposer que Meridiani Planum est riche en kiesérite (MgSO₄, H₂O).

Source - © 2004 R.E. Arvidson et al., Science

Figure 20. Principe de la méthode spectrale

En haut (A), il s'agit du spectre de réflectance de Meridiani Planum. Trois longueurs d'ondes d'absorption sont visibles, notées E, G et H.

En bas (B), il s'agit de spectres de réflectance de 6 minéraux témoins : a = barytine (BaSO₄) / b = bassanite (CaSO₄,0,5H₂O) / c = gypse (CaSO₄,2H₂O) / d = kiésérite (MgSO₄,H₂O) / e = fluorine (CaF₂) / f = epsonite (MgSO₄,7H₂O).

De ces six minéraux candidats, un seul, la kiésérite, présente (approximativement) ces trois bandes d'absorption E, G et H . Les auteurs de l'étude proposent donc que les etched terrains de Meridiani Planum soient riches en sulfate de magnésium hydraté.

Source : Arvidson et al., Spectral Reflectance and Morphologic Correlations in Eastern Terra Meridiani, Mars, Science, Vol 307, Issue 5715, 1591-1594, 11 March 2005

Opportunity, sur ces 2 km de trajet, a diagnostiqué la présence de sulfates. Mars Express confirme la présence de ces sulfates, et montre qu'ils s'étendent sur des milliers de kilomètres carrés. Le lac (ou la mer) fossile qu'Opportunity explore depuis 15 mois n'était pas une petite étendue d'eau salée, mais un vaste plan d'eau.

On sait depuis longtemps qu'il existe ici ou là des dépôts stratifiés à l'intérieur de Valles Marineris. De quoi sont fait ces dépôts ? Des dépôts stratifiés de Candor Chasma et leur situation interne à Valles Marineris sont montrés ci-dessous. La figure d'après montre (avec une faible résolution) la présence de sulfates dans cette région. La dernière figure, à beaucoup plus haute résolution, fait la correspondance entre ces dépôts stratifiés et des sulfates, identifiés comme du gypse et de la kiésérite.

Source - © 2004 NASA/JPL/Malin Space Science Systems

Figure 21. Les dépôts stratifiés de Candor Chasma, ramification de Valles Marineris

Source - © 2005 A. Gendrin et al., Science

Figure 22. Localisation de sulfate dans Valles Marineris, Mars

À gauche, carte topographique générale de Valles Marineris. Le cadre noir indiqué "fig 4" correspond à la zone imagée à droite. À droite, les taches rouges correspondent à des affleurement de kiésérite ; les taches vertes à des affleurement de sulfates très hydratés, non identifiés avec précision.

Gendrin et al., Sulfates in Martian Layered Terrains: The OMEGA/Mars Express View, Science, Vol 307, Issue 5715, 1587-1591, 11 March 2005.

Source - © 2005 J.-P. Bibring et al., Science

Figure 23. Détail interne à Valles Marineris, Mars

En haut, une image 3D de Mars Express, couvrant une zone de 40 km de large. Les dépôts stratifiés se voient bien. En bas à gauche, une image verticale N&B verticale obtenue par Mars Global Surveyor (NASA). En bas à droite, superposée à cette image MGS, la répartition des terrains riches en gypse (en bleu) et en kiésérite (en rouge). On voit très bien que la kiésérite forme les niveaux inférieurs et que le gypse forme les strates supérieures. La stratification est d'ailleurs beaucoup plus visible dans les niveaux supérieurs constitués de gypse. La salinité du lac occupant cette région a changé au cours du temps, avec d'abord des précipitations riches en sulfate de magnésium, puis des précipitations riches en sulfate de calcium.

Bibring et al., Mars Surface Diversity as Revealed by the OMEGA/Mars Express Observations, Science, Vol 307, Issue 5715, 1576-1581, 11 March 2005

Si les sulfates sont présents dans Meridiani Planum, vaste lac (mer) salé, s'ils abondent dans Valles Marineris (lacs salés de surface plus modestes), OMEGA a découvert de vastes étendues de gypses en périphérie de la calotte polaire Nord (200 x 60 km), comme le montre la figure suivante. Quelle peut être l'origine de ces dépots évaporitiques péri-glaciaire ?

Source - © 2005 Y. Langevin et al., Science

Figure 24. Carte de la répartition des sulfates, très vraisemblablement du gypse, en périphérie de la calotte polaire Nord de Mars

Sur un fond photographique en grisé ont été superposées des taches de couleur, représentant les régions riches en sulfates. La teneur en sulfate varie de 6% (violet) à >25% (rouge).

Langevin et al., Sulfates in the North Polar Region of Mars Detected by OMEGA/Mars Express, Science, Vol 307, Issue 5715, 1584-1586, 11 March 2005.

Les évaporites sulfatées, gypse et kiésérite surtout, sont donc très fréquentes sur Mars. Un des but d'OMEGA était la recherche des carbonates. Aucun n'a été trouvé jusqu'à présent. Par contre, Mars s‘avère bien être la "planète sulfate".

En plus des glaces, des sulfates (voir ci-dessus), OMEGA peut cartographier des silicates. OMEGA a ainsi découvert divers argiles et phyllosilicates hydratés, dont la nontronite. OMEGA a aussi pu repérer la présence et la répartition de pyroxènes riches et pauvres en calcium, des olivines…

À titre d'exemple, la figure suivante montre ainsi la répartition en olivine dans un secteur de Vasistas Borealis. L'olivine y est rare, sauf au fond des grands cratères, ce qui montre qu'un niveau riche en olivine doit exister en profondeur sous cette région.

Source - © 2005 J.-P. Bibring et al., Science

Figure 25. Identification de cratères martiens riches en olivine dans Vasistas Borealis

À gauche il s'agit d'une carte de l'albédo à 1,3 m ; à droite, cette image est convertie en carte de la répartition de l'olivine, avec, en bleu, une zone très riche au fond du cratère Mie ; ainsi que deux autres zones un peu moins riches au Nord de la zone, régions correspondant aussi à deux cratères (moins profonds).

Bibring et al., Mars Surface Diversity as Revealed by the OMEGA/Mars Express Observations, Science, Vol 307, Issue 5715, 1576-1581, 11 March 2005