Article | 15/05/2008
Avec trois sondes en orbite et deux robots au sol, les avancées de l'exploration de Mars entre mai 2007 et mai 2008
15/05/2008
Résumé
Spirit et Opportunity passent l'hiver et les tempêtes de printemps avant d'examiner Homme Plate et le cratère Victoria. Les trois sondes en orbite autour de Mars envoie images haute résolution et analyses spectrales.
Table des matières
Cela va faire bientôt 1 an (mai 2007) que nous n'avons plus écrit d'article sur les nouvelles martiennes, en dehors de l'article de synthèse sur les calottes polaires de Mars publié le 14 mai 2008. Que s'est-il passé sur Mars pendant ces 12 derniers mois ?
Les robots Spirit et Opportunity
Il y a peu d'informations totalement nouvelles de nos deux robots. Pourquoi ?
Pendant cette année terrestre, il y a eu là-bas la fin de plusieurs mois d'hiver, avec un soleil bas sur l'horizon d'où difficulté de recharger les batteries. Puis sont venues les tempêtes de printemps (cf. fig. 8 de l'article sur les calottes polaires), avec un soleil masqué par les poussières, et encore difficulté de recharger les batteries.
Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/Cornell
Figure 1. Effet de la tempête sur la clarté de l'atmosphère martienne au dessus d'Opportunity
Série de 5 images (prises avec des réglages voisins) montrant l'obscurcissement du ciel suite à la tempête de poussière de juin-juillet 2007. Toutes les photos ont été prises vers 11h (locale, chiffre du bas). Le chiffre du haut indique le nombre de jours martiens (= sol) écoulés depuis l'atterrissage. Il s'écoule donc 30 sols entre la première et la dernière image. La tempête qui a débuté le 15 juin 2007 a commencé à diminuer le 19 juillet 2007.
Enfin, les 2 robots ont à peu près exploré tout ce qui semblait prometteur et original dans les régions où ils se sont posés, régions constituées de strates quasiment horizontales, strates volcano-sédimentaires pour Spirit et purement sédimentaires pour Opportunity. Et dans une région relativement plate où les strates sont horizontales, il est difficile de découvrir de nouvelles choses en peu de kilomètres (chacun des 2 robots a fait une dizaine dekilomètres). Une surprise est néanmoins encore possible.
Spirit
Depuis 1 an (aux longues immobilisations près), Spirit tourne autour de Home Plate (voir les nouvelles martiennes de mai 2007).
Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech
Figure 2. Mars : le trajet de Spirit lors de ces 1000 derniers sols
La carte mesure approximativement 1000 m de large.
Le seul résultat significatif signalé dans les NASA News concerne la découverte de silice amorphe dans le sol. Sur Terre, la silice amorphe (opale) se forme toujours par action de l'eau (hydrothermalisme, précipitation à partir d'eau intersticielle, action de vapeur d'eau acide sur des silicates, …). Qu'en est-il sur Mars ?
Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech
Cette substance blanche est riche en silice amorphe.
Opportunity
Opportunity, quant à lui, a passé 1 an sur les bords du cratère Victoria. Depuis notre dernier article, il a continué à explorer des caps, a fait demi-tour pour revenir à Duck Bay qui semblait « praticable » pour une descente. Arrivé à Duck Bay, Opportunity a commencé à descendre dans le cratère en septembre 2007. Il y est encore et n'en sortira probablement plus. Voici la carte du trajet de cette dernière année, et des images parmi les plus représentatives prises depuis 1 an. Elles montrent une série sédimentaire, avec stratifications obliques, ce qu'on connaissait déjà.
Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech
 Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/Cornell Figure 5. Mars / Opportunity : panorama du Cap St Vincent pris en mai 2007 Noter les stratifications obliques, et un niveau clair 2 m sous le sommet. |  Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/Cornell |
 Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/Cornell |  Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/Cornell |
 Source - © 2008 Pierre Thomas Figure 9. Molasse oligo-miocène du pied de la Cordillière des Andes, Patagonie (Argentine Équivalent terrestre des sédimentations obliques des figures précédentes. De tels sédiments proviennent d'un dépôt dans un courant, courant d'air (sédiments éoliens) ou courant d'eau (sédiments fluviatiles, deltaïques, côtiers, …). | |
 Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech Les terrains ressemblent étonnement à ceux rencontrés les 4 années précédentes. La NASA n'a pas publié de résultats analytiques inédits. |  Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech Figure 11. Mars / Opportunity : trajet interne au cratère Victoria jusqu'au sol 1487 (2 avril 2008) Vis à vis de leur albédo, 3 couches sont distinguées, respectivement nommées Steno, Smith et Lyell. Chaque point correspond à un site d'analyse (IDD = Instrument Deployment Device = dispositif analytique déployable). |
Le paysage, les figures sédimentaires et les roches sont certes somptueux, mais il n'y a pas de découvertes inattendues. Opportunity va essayer de s'approcher, voir de « toucher » la falaise de Cape Verde.
Dernière nouvelle du 23 avril 2008 : l'un des moteurs du bras articulé d'Opportunity a des problèmes. Rappelons que les robots fonctionnent depuis plus de 4 ans, et qu'ils avaient initialement été prévus pour fonctionner… 3 mois !
Les résultats des sondes américaines en orbite, Mars Odyssey et Mars Reconnaissance Orbiter (= MRO)
Caméra HIRISE et images très haute résolution
MRO avec sa caméra HIRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) prend des images à très haute résolution (25 cm / pixel), avec des possibilités stéréoscopiques permettant d'avoir des vues en relief.
Voici trois exemples des possibilités de cette caméra HIRISE.
 Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech Figure 12. MRO / HIRISE : gullies sur le flanc d'un cratère martien Des gullies, ravines dues à des écoulements récents. En haut, vue d'ensemble du flanc d'un cratère. En bas, détail du rectangle blanc. Le gros bloc indiqué par une flèche blanche a des dimensions d'environ 1,25 x 2 m. On pourrait compter les soucoupes volantes rangées sur un parking martien… si on découvrait un tel parking. |  Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech Figure 13. MRO / HIRISE : gros plan de gullies sur le flanc d'un cratère martien Détail du rectangle blanc de l'image précédente. Le gros bloc indiqué par une flèche blanche a des dimensions d'environ 1,25 x 2 m. On pourrait compter les soucoupes volantes rangées sur un parking martien… si on découvrait un tel parking. |
 Source - © 2008 NASA/JPL/Univ. of Arizona Figure 14. MRO / HIRISE : traces de tornades Il y a souvent des tornades à la surface de Mars (voir figures 8 à 14 dans les nouvelles de Mars d'avril 2005 ). Celles-ci, en se déplaçant, laissent des traces sombres au sol. La camera HIRISE permet de voir les volutes et autres contours flexueux laissés par le passage de ces tornades. | |
 Source - © 2008 NASA/JPL/Univ. of Arizona Figure 15. MRO / HIRISE : vue quasi verticale d'un secteur de Candor Chasma À Candor Chasma, la nature stratifiée des terrains est particulièrement évidente. |  Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona Figure 16. MRO / HIRISE : vue oblique du même secteur de Candor Chasma Le relief est reconstitué grâce aux possibilités stéréoscopiques de la caméra HIRISE. |
Images infra-rouge thermique
Les sondes possèdent aussi des capteurs infra-rouge, réglés sur les longueurs d'onde de l'infra-rouge thermique, qui, elles aussi, donnent des résultats intéressants.
Voici des exemples montrant comment ces caméras thermiques ont permis de découvrir l'entrée d'une grotte, de suivre des tunnels de lave et d'estimer la profondeur de la couche de glace superficielle des sols martiens.
Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/ASU/USGS
Figure 17. L'entrée d'une grotte sur le flanc d'un volcan martien
Sur l'image de gauche (en lumière visible), on voit 3 cratères. On peut noter que le cratère central, bien que le plus petit, semble plus profond, car tout son fond reste dans l'ombre, contrairement aux 2 autres. L'image centrale montre la température (blanc = « chaud », noir = « froid » ) en milieu d'après-midi. La partie à l'ombre du cratère central est moins froide que les parties ombragées des 2 autres cratères. Quelque chose « tiédit » ce cratère central. La photo de droite montre la température à l'aube, avant le lever du soleil. Le cratère central est nettement plus chaud que les environs. Ce cratère central est interprété comme un aven, un gouffre, qui fait communiquer la surface avec tout un réseau de galeries souterraines. Comme dans toute grotte, l'atmosphère a une température constante, égale à la moyenne jour-nuit / été-hiver du lieu. La température de l'atmosphère interne de la grotte était voisine de la température externe de l'après-midi le jour où a été prise la photo centrale. Elle était beaucoup plus forte que la température nocturne quand a été prise la photo de droite.
Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/ASU/USGS, détail
Figure 18. Tube de lave effondré sur le flanc d'Olympus Mons, Mars
Dans les coulées de lave fluide, se forment souvent de longs tunnels internes à la coulée (voir lucarnes et tunnels). L'intérieur d'une coulée peut continuer à être liquide alors que la surface de la coulée est déjà solide. Quand l'arrivée de lave cesse en amont et que la lave peut continuer à couler vers l'aval, le « tube » de lave se vide et forme un tunnel. Souvent ce tunnel s'effondre partiellement ou totalement, ce qui forme un sillon flexueux (sinuous rille) comme celui présenté ici. On peut remarquer que l'effondrement n'est pas total (au 1/3 gauche par exemple). Parfois, le tunnel ne s'effondre pas du tout, et reste alors totalement caché. Parfois, il n'y a que des effondrements ponctuels, comme on en voit 4 qui prolonge le sillon en haut à droite. Dans ce cas, les éboulements ont obstrué les communications avec le tunnel, et l'IR thermique n'a pas détecté d'anomalie thermique. Parfois enfin, ces effondrements n'obstruent pas complètement le tunnel et mettent en communication la surface avec l'intérieur du tunnel. On appelle "lucarne" (skylight) ce type d'effondrement qui met en communication la surface avec l'intérieur du tunnel. C'est vraisemblablement le cas de la figure précédente. Le sillon présenté ici mesure environ 50 m de large.
Source - © 2008 NASA/JPL/ASU
Figure 19. Profondeur de la glace dans le sous-sol superficiel de Mars
La glace a une inertie thermique très forte, plus forte que celle des roches usuelles, et beaucoup plus forte que celle des sables ou des couches de poussières. En mesurant la façon dont varie la température de la surface du sol entre le jour et la nuit, on en déduit l'inertie thermique, ce qui permet d'estimer la profondeur de la couche de glace superficielle, par ailleurs révélée par les neutrons.
Le spectro-imageur CRISM
La sonde MRO possède aussi un spectro-imageur, avec une résolution meilleure qu'OMEGA, le spectro-imageur pionnier de la sonde européenne Mars Express. Ce spectro-imageur est nommé CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars, ). Il permet, en étudiant les bandes d'absorption dans le (relativement) proche infra-rouge, de déterminer l'abondance de tel ou tel minéral et d'en estimer la répartition horizontale. Mais un des problèmes de Mars, c'est qu'une majorité de la surface est recouverte de poussières, de composition très homogène. CRISM et OMEGA ne peuvent donc analyser la surface que dans les sites dépourvus de poussière.
Voici 4 exemples de ce que peut faire CRISM.
L'un des problèmes de la géologie martienne est l'origine des gullies, petites ravines très récentes localisés sur les pentes des hautes latitudes bien exposées au soleil (voir figure 10 et 11 de cet article, et l'article "eau sur Mars"). Certains de ces gullies ont même fonctionné durant les dernières années, en déposant des traces blanchâtres. Que sont ces dépôts blanchâtres qui semblent avoir été mis en place par un écoulement entre les années 1999 et 2006 ? De la glace, des sels divers ? CRISM a analysé l'un de ces dépôts de moins de 10 ans. Sa signature spectrale ne correspond ni à celle de la glace, ni à celle des minéraux et sels hydratés que l'on trouve ailleurs sur Mars. Que sont donc ces traînées blanches en particuliers, et les gullies en général ? Affaire à suivre !
Source - © 2008 NASA/JPL/JHUAPL
Figure 20. Spectre d'une traînée blanchâtre d'un gully récent sur Mars
Les spectres ne fournissent aucune indication de la présence d'H2O ou de minéraux hydratés dans cette traînée blanchâtre.
CRISM peut aussi distiguer silicates et sulfates, séparer les différents sulfates selon leur degré d'hydratation, et séparer les différents silicates.
Source - © 2008 NASA/JPL/University of Arizona
Figure 21. Composition minéralogique de Candor Chasma, Mars
À gauche, vue globale de l'Est du Chasma. Le rectangle plus foncé au centre de l'image de gauche correspond aux 2 images de droite. En haut à droite, image fausse couleur montrant la topographie (exagération verticale x 4). En bas à droite, données CRISM superposées à l'image du haut à droite. En rose-violet, les terrains riches en pyroxènes ; en vert, les terrains riches en sulfates mono-hydratés. Les parois les plus raides, mises à nues par l'érosion sont riches en sulfates mono-hydratés. Le fond du canyon et les pentes moins raides sont riches en pyroxènes (substratum des évaporites ou recouvrement de poussière silicatée ?).
Source - © 2008 NASA/JPL/JHUAPL/ASU
Figure 22. Composition minéralogique des sulfates des flancs de Valles Marineris, Mars
À gauche, vue partielle de Valles Marineris. Le petit rectangle coloré correspond à la zone détaillée au centre et à droite. Au centre, vues détaillées verticale et oblique de ce secteur (en fausse couleur). À droite, superposition des données CRISM sur les images du centre. On peut ainsi séparer les zones principalement constituées de sulfates mono-hydratés (exemple la kiesérite = MgSO4,H20) ou de sulfates poly-hydratés (exemple le gypse = CaSO4,2H2O).
Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/University of Arizona
MRO croise Phobos
La caméra HIRISE ne photographie pas que la planète Mars. Le 23 mars 2008, elle a croisé Phobos, l'un des deux satellites de Mars, de forme irrégulière (28 x 20 km). Les figures suivantes montrent une vue globale et une vue détaillée de ce petit satellite prises par HIRISE..
 Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/University of Arizona Figure 24. Vue générale de Phobos (28 x 20 km), satellite de Mars Noter le réseau de sillons et de micro-cratères alignés (chaîne de cratères = craters chain) dont l'origine est discutée plus loin. Le gros cratère (en haut) vers lequel semblent converger sillons et chaînes de micro-cratères est nommé Stickney. |  Source - © 2008 NASA/JPL-Caltech/University of Arizona Figure 25. Gros plan sur le cratère Stickney , Phobos, satellite de Mars Noter que des sillons se croisent, et que d'autres sont tangents à Stickney. |
On a longtemps proposé que sillons et chaînes de micro-cratères soient une conséquence directe de l'impact de Stickney (sillons et chaînes de cratères secondaires, globalement radiaux à Stickney). Cette image détaillée (après d'aupres) montrent que des sillons se croisent avec un certain angle, que d'autres sont tangents à Stickney … Une autre origine doit être recherchée.
Un travail réalisé par J. B.Murray et collaborateurs avec des images détaillées de Mars Express a montré que ce réseau de sillons avait une géométrie compatible avec une origine « externe ». À chaque fois qu'une grosse météorite tombe sur Mars, des fragments de roches en sont extraits et quittent la planète (certains tombent sur Terre et deviennent des météorites martiennes). Si ces fragments de roches martiennes croisent Phobos, ils vont creuser à la surface de Phobos des chaines de cratères (voire des sillons si ces cratères sont jointifs) dont la géométrie théorique est « facilement » calculable par les lois de la mécanique céleste. Or la géométrie des chaînes de cratères et sillons de Phobos est très proche de cette géométrie théorique.
Les données de la sonde européenne Mars Express
L'orbiteur européen Mars Express fonctionne toujours, dans une (trop) grande discrétion, la politique (ou l'absence de politique) de communication de l'ESA étant l'opposée de celle de la NASA.
Cette sonde fournit toujours d'aussi belles images 2D ou 3D, et nous ne pouvons résister à la tentation d'en montrer quelques-unes.
 Source - © 2008 ESA/ DLR/ FU Berlin (G. Neukum) Figure 26. Le fond du cratère Liais au Nord de Promethei Planum, Mars Cette image couvre les 3/4 du cratère d'un diamètre de 100 km. Des structures stratifiées complexes sont visibles. De la glace carbonique (calotte transitoire) recouvrent partiellement la région. |  Source - © 2008 ESA/ DLR/ FU Berlin (G. Neukum), modifié Figure 27. Double cratère dans Tyrrhena Terra, Mars Le cratère du premier plan mesure 35 km de diamètre. |
 Source - © 2008 ESA/ DLR/ FU Berlin (G. Neukum) Figure 28. Une vallée dans Noctis Labyrinthus, Mars |  Source - © 2008 ESA/ DLR/ FU Berlin (G. Neukum) |
Le radar de Mars Express a également obtenu un très beau résultat.
La formation de Medusae Fossae est une formation géologique inhabituelle. Elle constitue un plateau localisé dans les plaines du Nord, au pied de la limite topographique séparant ces basses plaines du Nord des hauts plateaux cratérisés du Sud. Cette formation est située près de l'équateur martien.
Mars Express a réalisé un profil radar à travers cette formation, qui a toutes les caractéristiques « radar » des calottes polaires Nord et Sud (les terrains polaires lités).
Figure 30. Structure interne de la formation Medusae Fossae, Mars
En haut, modèle topographique et profil radar à travers la formation de Medusae Fossae, situé près de l'équateur, au pied de l'escarpement séparant les plateaux cratérisés du Sud (à gauche) des basses plaines du Nord (à droite). La formation de Medusae Fossae semble posée sur le socle, avec une interface très nette. Cette interface a les mêmes caractéristiques que l'interface séparant les calottes polaires permanentes (terrains polaires lités) de leur socle, comme le montre la comparaison avec les 2 images du bas (profil radar et carte topographique).
Comment expliquer qu'il y ait une formation qui ressemble aux terrains lités des calottes polaires au niveau de l'équateur ?
La première solution consiste à proposer que la ressemblance avec les calottes polaires est fortuite, et que ces dépôts ont une toute autre origine. Mais serait-il possible qu'il s'agisse réellement d'une calotte glaciaire en position équatoriale ?
Sans la présence d'un gros satellite (comme la Lune vis à vis de la Terre), l'inclinaison de l'axe de rotation de Mars par rapport à l'écliptique est très variable (entre 10° et 60° ). Si cette variation est chaotique sur le long terme, elle peut être calculée pour les 10 derniers millions d'années. J. Laskar et B. Levrard ont ainsi calculé que cette obliquité, actuellement de 24° a pu atteindre 50° voire 60° il y a 5,5 Ma. 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. Dans de telles situations, les glaces polaires ont tendance à se sublimer ; la vapeur d'H2O quitte les pôles et va se redéposer sous forme de glace au niveaux des basses latitudes, surtout aux niveaux des terrains de hautes altitudes comme Olympus Mons, mais aussi dans des zones d'altitudes plus basses où les circulations atmosphériques font converger l'humidité. Voir l'article Nouvelles de Mars Express, 2005 et la conférence de B. Levrard sur le forçage astronomique des paléoclimats de la Terre et de Mars.
Source - © 2008
Figure 31. Variation de l'inclinaison de l'axe de rotation de Mars, et conséquences climatiques
Quand l'inclinaison est forte, comme il y a 5,5 Ma, les glaces polaires se subliment et vont se redéposer à l'équateur où la température moyenne est plus faible.
La formation de Medusae Fossae serait-elle une paléo-calotte glaciaire, protégée de la sublimation actuelle par un épais manteau de poussière ?
Conclusion
Si les données nouvelles des robots Spirit et Opportunity commencent à se tarir malgré l'extraordinaire longévité de ces engins, les 3 sondes actuellement en orbite continuent leur moisson de résultats. Et n'oublions pas l'atterrisseur (non mobile) Phoenix qui doit se poser sur Mars le 25 mai 2008.
