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(lien externe - nouvelle fenêtre)↗ (avec participation d'une équipe française de l'IAS) détaille ces résultats.

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.

« 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(lien externe - nouvelle fenêtre)↗ et Phoenix(lien externe - nouvelle fenêtre)↗.

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.

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.

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 ».

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 ?

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.