Atmosphère martienne

Les premières études

Le premier relevé de la composition chimique de l'atmosphère martienne a été réalisé par l'américain G.H. Kuiper en 1952. Cette année là, Kuiper compara les spectres de la lumière renvoyée par la Lune et par Mars et certifia la présence d'un pourcentage élevé de CO2 dans l'atmosphère martienne. L'excès d'absorption dans l'infrarouge observé pour Mars ne pouvait être attribuable qu'à son atmosphère puisque la Lune (qui servait de témoin pour quantifier l'absorption due aux molécules d'eau de l'atmosphère terrestre) est dépourvue d'atmosphère. Cette première mesure dépendait cependant de la pression atmosphérique, dont la valeur était alors très mal connue. Des observations supplémentaires réalisées depuis le mont Wilson en 1963 ont permis d'estimer séparément la quantité de CO2 et la pression de l'atmosphère martienne. Les deux valeurs concordaient si l'atmosphère de Mars était constituée presque uniquement de CO2. Ce résultat a depuis été confirmé par les missions Mariner 4, mais surtout Mariner 6, Mariner 7 et Mariner 9 (grâce à l'occultation des ondes radio par l'atmosphère martienne lorsque les sondes passaient de l'autre côté de la planète).

Composition chimique

En 1976, les sondes Viking ont réalisé des analyses directes depuis la surface de la planète, qui font toujours référence. Ainsi, l'atmosphère de Mars contient 95,32 % de CO2, 2,7 % d'azote et 1,6 % d'argon. Il y a également des traces d'oxygène (0,13 %), de monoxyde de carbone (0,07 %) et d'hydrogène. L'oxygène proviendrait de la décomposition du CO2 des calottes polaires. La présence à l'état de traces d'hydrogène atomique dans l'atmosphère, qui comme l'hélium ne peut être retenu par la gravité martienne, s'explique par la photodécomposition des molécules d'eau.

L'atmosphère de Mars contient très peu d'ozone (0,3 parties par millions, soit 1/60ème de l'épaisseur de la couche d'ozone terrestre) et Mars ne possède donc pas de protection contre le rayonnement UV. Les concentrations en ozone les plus élevées s'observent autour des pôles en hiver, là ou la concentration en vapeur d'eau est la plus faible. Effectivement la photolyse de la molécule d'eau par le rayonnement UV donne naissance à de l'hydrogène et des radicaux hydroxyles OH qui se combinent avec l'ozone (sur Terre les radicaux hydroxyles jouent le rôle de détergent atmosphérique en réagissant avec de nombreux polluants). Sous l'effet des ultraviolets, la molécule de CO2 forme des radicaux CO et de l'oxygène, ces composés empêchant également la formation de l'ozone.

L'opposition exceptionnelle de l'été 2003, au cours de laquelle Mars s'est approchée à moins de 56 millions de kilomètres de la Terre, a permis à un télescope terrestre de détecter pour la première fois du peroxyde d'hydrogène (H2O2, plus connu sous le nom d'eau oxygénée) dans l'atmosphère martienne. En 1976, les atterrisseurs Viking n'avaient trouvé aucune trace de matière organique dans le sol martien. Pour expliquer cette absence surprenante (même le sol lunaire contient des traces de matières organiques apportés par les micrométéorites), les scientifiques avaient estimé que le sol martien devait renfermer des oxydants puissants comme le peroxyde d'hydrogène. Jusqu'en 2003, sa présence n'était cependant que purement théorique, et la molécule n'avait jamais été détectée ... Le peroxyde d'hydrogène pourrait être un composé clé dans la régulation de certains gaz présents à l'état de traces comme l'hydrogène, l'oxygène ou le monoxyde de carbone.

À l'exception de l'argon, les gaz rares ne sont présents qu'à l'état de traces dans l'atmosphère martienne (néon 0,0025 %, krypton 0,0003 %, xénon 0,00008 %). Comme nous le verrons par la suite, leurs abondances élémentaires et isotopiques en font des traceurs importants pour l'évolution de l'atmosphère.

L'atmosphère martienne contient également d'infimes quantités de vapeur d'eau (0,03 %). Si l'on précipitait toute l'eau contenue dans l'atmosphère à l'état de vapeur d'eau, la planète serait recouverte par une couche de seulement 10 microns d'épaisseur ! Cependant, comme la pression atmosphérique est très basse, même avec une teneur en eau très faible, l'air martien est toujours très proche de la saturation en vapeur d'eau. La concentration relative en vapeur d'eau varie fortement suivant les saisons et les latitudes. En hiver, la quantité de vapeur d'eau diminue fortement autour de la calotte polaire, car celle-ci se condense sous la forme de glace. En été par contre, l'eau s'évapore de la calotte résiduelle et la hauteur d'eau précipitable peut alors atteindre 100 microns. La vapeur d'eau est apparemment répartie de manière équitable dans l'atmosphère, jusqu'à 10 km d'altitude. Elle est plus abondante dans l'hémisphère nord que dans l'hémisphère sud.

La chimie de l'atmosphère martienne est gouvernée par la réaction de dissociation du dioxyde de carbone (CO2) en monoxyde de carbone (CO) et oxygène (O) sous l'effet du rayonnement ultraviolet qui, non filtré par une couche d'ozone très ténue, peut traverser librement toute l'atmosphère et initier à loisir une cascade de réactions chimiques. Etant donné que le monoxyde de carbone redonne difficilement du CO2 en présence d'oxygène, l'atmosphère martienne devrait peu à peu s'appauvrir en CO2. Or le monoxyde de carbone et l'oxygène sont très minoritaires dans l'atmosphère martienne, et la concentration de CO2 ne varie pratiquement pas. L'explication de ce paradoxe est liée à la présence de la molécule d'eau. Sous l'effet du rayonnement ultraviolet, l'eau subit une photodissociation et donne naissance à des radicaux hydroxyle (OH) qui catalysent la recombinaison du monoxyde de carbone et de l'oxygène, ce qui régénère le CO2. L'atmosphère martienne doit donc sa grande stabilité à la présence de très petites quantités de molécules d'eau. En chimie atmosphérique, les composants minoritaires jouent souvent un grand rôle ...

Méthane

En 2004, le spectromètre PFS embarqué sur la sonde Mars Express a détecté dans l'infrarouge, autour de 3,3 microns, la raie d'absorption du méthane (CH4). Ce gaz serait présent en très petites quantités (entre 10 et 30 parties par billion). Ces mesures, qui ont confirmées celles réalisées peu de temps auparavant par des télescopes terrestres, impliquent qu'un mécanisme, pour l'instant inconnu, produit actuellement du méthane sur Mars : ce gaz est effectivement instable dans l'atmosphère actuelle, sa durée de vie étant d'environ 300 ans. Sur Terre, le méthane est principalement d'origine biologique, et les exobiologistes considèrent que sa détection dans une atmosphère planétaire est un indice très fort de la présence de formes de vie.

L'analyse de la distribution du méthane a montré que si ce gaz est réparti de manière uniforme au-delà de dix kilomètres d'altitude, la situation est différente au niveau du sol. Trois sources principales ont été identifiées dans les secteurs d'Arabia Terra, d'Elysium Planum et d'Arcadia Memnonia. Or, et c'est remarquable, ces régions de la ceinture équatoriale se caractérisent aussi par des concentrations anormalement élevées en vapeur d'eau. De plus, leur sol renferme de la glace en quantité à seulement quelques dizaines de centimètres de profondeur, comme l'a montré la sonde américaine Mars Odyssey. Cette corrélation entre vapeur d'eau, glace souterraine et méthane est intrigante, et pourrait indiquer une origine volcanique : une source de chaleur (par exemple une chambre magmatique encore active) provoquerait la fonte de poches souterraines d'eau gelé qui remonterait sous forme liquide avant de prendre en masse à proximité de la surface et de se sublimer en vapeur d'eau. Cette même source rejetterait aussi du méthane. L'origine biologique ne peut cependant être mise de côté : l'eau liquide située à proximité de la surface pourrait effectivement permettre la survie de bactéries méthanogènes productrices de méthane.

Le spectromètre PFS de Mars Express aurait également détecté des traces de formaldéhyde (130 ppb en moyenne), un composé dont la durée de vie dans l'atmosphère martienne est de 7,5 heures, et qui peut aussi être d'origine biologique.

La recherche de biomarqueurs tels que le méthane, l'ammoniac ou encore, dans une moindre mesure, le formaldéhyde, constituent l'une des principales priorités des missions martiennes actuelles et futures. En 1969, les responsables du spectromètre infrarouge de la sonde Mariner 6 avaient cru déceler à proximité de la calotte polaire australe les signatures du méthane et de l'ammoniac, à tort. L'instrument auguste de la sonde russe Phobos 2 fut également crédité en 1993 de la découverte de traces de formaldéhyde dans l'atmosphère martienne, mais ce résultat est aujourd'hui réfuté. La découverte de Mars Express marque donc un tournant dans l'exploration martienne, puisqu'il s'agit de la première véritable détection d'un gaz dont l'origine est potentiellement biologique dans l'atmosphère martienne.

Pression atmosphérique

La pression atmosphérique martienne est très faible (7,3 millibars) et représente 1/160ème de celle de la Terre. Pour donner une petite idée de la finesse de la couche d'air qui entoure Mars, il faut savoir qu'à la surface de Mars, la pression équivaut à celle que l'on rencontre sur notre planète à 30 000 mètres d'altitude. L'atmosphère est cependant suffisamment épaisse pour mettre en pièce des sondes spatiales, comme peut en témoigner l'infortuné satellite météorologique Mars Climate Orbiter.

A cause du dépôt d'une quantité non négligeable de CO2 sur les calottes polaires en hiver, la pression atmosphérique peut varier de 30 % au cours de l'année. La faible valeur de la pression atmosphérique ne permet pas à l'eau liquide d'exister à la surface de Mars. Effectivement, on ne peut pas trouver d'eau liquide tant que la pression partielle en H2O est inférieure à 6,1 millibars. Or les pressions partielles maximales pour l'eau n'atteignent pas 0,66 millibars. L'eau ne peut donc exister que sous forme de vapeur ou de glace.

Structure thermique

Les variations particulièrement importantes qui prennent place dans l'atmosphère martienne ne permettent pas de définir avec précision sa structure thermique, c'est à dire l'évolution de la température en fonction de l'altitude. La présence d'une quantité très variable de poussières selon la saison (jusqu'à 20 kilomètres en période calme et 50 kilomètres en période de tempêtes), ainsi que l'existence d'ondes planétaires et d'ondes de gravité qui déferlent dans les masses d'air brouillent effectivement considérablement la structure thermique, qui n'est ainsi pas aussi bien définie que celle de l'atmosphère terrestre.

Des profils de température ont été dressés lors de la descente des atterrisseurs Viking et Pathfinder vers la surface martienne. Des instruments embarqués sur des orbiteurs ont également pu étudier l'évolution de la température avec l'altitude dans certaines régions de l'atmosphère. D'après les différentes données recueillies, on sait que la structure thermique de l'atmosphère martienne diffère sensiblement de celle de la Terre, les différences s'expliquant principalement par l'absence d'une couche d'ozone dans la stratosphère, et la présence d'une quantité importante de poussière en suspension dans l'air.

Troposphère

La troposphère martienne, qui comme sur Terre se caractérise par une baisse de la température avec l'altitude, s'étend jusqu'à une altitude de 50 kilomètres. Dans cette partie de l'atmosphère, les températures dépendent principalement des échanges de chaleur avec la surface. La diminution des températures est principalement due au phénomène de détente adiabatique : lorsqu'une masse d'air monte, elle se détend et sa température diminue (le terme adiabatique signifie qu'il n'y a pas d'échange de chaleur au cours de ce processus). Le refroidissement de l'air est cependant tempéré par le rayonnement infrarouge émis par la surface martienne et surtout l'absorption d'une partie du flux solaire par les poussières en suspension. En cas de tempêtes de poussière, l'échauffement de l'atmosphère peut devenir particulièrement important. La part des échanges thermiques avec la surface dans le contrôle de la température diminue alors, les différences de températures ayant tendance à s'atténuer et le profil thermique devenant plus isotherme. Les variations de températures diurnes sont aussi gommées.

Mésosphère

A partir de 50 kilomètres, nous atteignons la mésosphère (contrairement à la Terre, Mars ne possède pas de véritable stratosphère). Dans cette région la température est relativement constante et l'atmosphère est isotherme. L'absence d'une couche d'ozone ne permet effectivement pas l'absorption du rayonnement ultraviolet et donc le réchauffement des masses d'air. La limite supérieure de la mésosphère, la mésopause, se situe vers 110 kilomètres d'altitude.

Thermosphère

Au-delà de la mésopause, la température augmente à nouveau, à cause de la forte absorption des rayonnements ultraviolets lointains par les composés atmosphériques. Nous sommes alors dans la thermosphère. En frappant la haute atmosphère martienne, le rayonnement solaire produit une ionisation des composés atmosphériques qui forment alors un plasma. Cette couche ionisée, qui porte le nom d'ionosphère, s'étend de 100 kilomètres à 800 kilomètres. L'atmosphère martienne est considérée comme homogène jusqu'à l'homopause située à 120 kilomètres d'altitude. Au-delà, la ségrégation des molécules entraîne une certaine hétérogénéité.

Vers 125 kilomètres, les molécules sont capables de s'échapper dans l'espace, et la pression est tellement faible que l'atmosphère se confond avec le vide spatial. Certains composants comme l'oxygène, qui étaient minoritaires dans les basses couches de l'atmosphère, deviennent ici des éléments significatifs. En absence de champ magnétique, le vent solaire pénètre assez profondément dans l'atmosphère martienne, ce qui favorise l'ionisation des composants atmosphériques et leur fuite dans l'espace.

Circulation atmosphérique

Mars possède une circulation atmosphérique semblable à celle que l'on rencontre sur notre planète, mais qui diffère cependant  de la circulation terrestre par l'absence d'océans et la quantité importante de poussière atmosphérique. L'air martien se comporte de la même manière que l'air sur Terre. Lorsqu'une masse d'air est léchée par les rayons du soleil, elle s'élève. A l'inverse, lorsqu'elle se refroidit, elle a tendance à descendre. Ainsi, au niveau de régions ensoleillées comme l'équateur, l'air monte avant de redescendre au niveau des régions plus froides comme les pôles. Combinée avec le mouvement de rotation de la planète (apparition de la force de Coriolis, qui dévie les masses d'air vers la droite dans l'hémisphère nord, et les masses d'air vers la gauche dans l'hémisphère sud), ces mouvements d'ascendance et de subsidence constituent la base de la circulation atmosphérique globale.

Sur Mars, le réchauffement de l'atmosphère au niveau des régions équatoriales engendre une cellule de Hadley située à cheval sur l'équateur (une situation différente de celle de la Terre, qui possède deux cellules de Hadley située de part et d'autre de l'équateur). Dans l'hémisphère d'été, les masses d'air chaudes montent en altitude, puis se dirigent vers l'hémisphère d'hiver ou elles redescendent au niveau des latitudes moyennes (40° de latitude environ). Cette cellule de Hadley peut se déplacer en latitude suivant la saison.

La circulation atmosphérique globale pourrait être influencée d'une manière non négligeable par la différence d'altitude existant entre l'hémisphère nord et l'hémisphère sud (ce dernier surplombant de quelques kilomètres les plaines boréales). Les climatologues n'ont cependant pas encore pu mesurer la contribution de cette dissymétrie topographique dans le déplacement des masses d'air.

L'origine de l'atmosphère

Il existe actuellement trois grandes théories pour expliquer l'origine de l'atmosphère martienne. La première hypothèse est celle de la capture hydrodynamique. Selon cette théorie, la planète, après sa formation par accrétion de matériaux météoritiques, s'entoure d'un cocon de gaz directement prélevé de la nébuleuse primitive.

Formation de l'atmosphère par capture de gaz

La nébuleuse primitive est principalement constituée de gaz très légers comme l'hélium et l'hydrogène, ainsi que de gaz lourds à l'état de traces. Pour des planètes comme Jupiter ou Saturne, ou la gravité est très forte, les gaz légers peuvent être retenus relativement facilement, et l'atmosphère de ces planètes est effectivement constituée d'hélium et d'hydrogène. Mais pour les petites planètes telluriques, comme la Terre et Mars, la gravité est bien trop faible pour retenir l'hydrogène et l'hélium, et ces deux gaz peuvent alors s'échapper dans l'espace. La capture hydrodynamique n'est donc pas le mécanisme qui permet d'expliquer l'origine de l'atmosphère martienne. Sa contribution, cependant, n'est pas nulle. Effectivement, les gaz très lourds présents dans la nébuleuse primitive, comme les gaz rares (xénon, néon, krypton) ne peuvent pas s'évanouir dans l'espace et restent prisonniers de l'atmosphère (certains gaz rares peuvent également être implantés à la surface d'une planète par le vent solaire).

Dans les paragraphes qui suivent, nous allons beaucoup parler de gaz rares. Comme les gaz rares sont inertes du point de vue chimique (ils ne peuvent pas réagir avec les roches ou le sol), ils constituent d'excellent traceurs pour suivre l'histoire de l'atmosphère. Par exemple, le rapport 20Ne/36Ar de l'atmosphère martienne est très différent de celui du Soleil (dont la composition représente celle de la nébuleuse primitive). Cette simple observation a suffi à éliminer la théorie de la capture hydrodynamique comme processus de formation de l'atmosphère martienne.

Formation de l'atmosphère par apport de matériel cométaire et météoritique

L'impact d'une multitude de comètes et d'astéroïdes sur une planète constitue le deuxième mécanisme de formation d'une atmosphère. En se volatilisant au moment de l'impact, ces corps peuvent fortement enrichir l'atmosphère en substances volatiles. Cependant, l'abondance absolue en argon de la planète Mars (la quantité totale d'argon ramenée à la masse de la planète) est différente des autres planètes du système solaire. Si la probabilité des impacts est la même pour les planètes telluriques comme Mars, Venus ou la Terre, alors la quantité d'argon devrait être identique quelle que soit la planète. Ainsi, si les impacts météoritiques ont pu contribuer dans une certaine mesure à la constitution de l'atmosphère martienne, ils ne représentent pas la source principale.

Formation par accrétion

C'est donc la troisième hypothèse, celle de l'accrétion, qui est la plus couramment acceptée (même si, répétons-le, le rôle des comètes et des astéroïdes ne doit pas être négligé). Les planètes se sont formées par accrétion d'un grand nombre de corps de petites tailles, les planétésimaux, eux-mêmes constitués de l'accumulation d'un grand nombre de grains de poussières présents dans la nébuleuse primordiale. Les grains de poussières contenaient une petite quantité de substances volatiles (0,01 %) qui ont dégazé après la formation de la planète, pendant la phase de différenciation. Le dégazage a lieu suite à une dévolatilisation (changement de nature du minéral), une désorption de certains gaz préalablement adsorbés, ou après réaction chimique. L'eau, par exemple, était certainement présente au départ dans des minéraux hydratés, qui ont été soumis à une chaleur intense à l'intérieur de la planète. La précieuse molécule s'est alors échappée sous la forme de vapeur d'eau, pour finir par rejoindre l'atmosphère en passant par les bouches des édifices volcaniques.

Le dégazage massif a du libérer du CO2, de la vapeur d'eau (dont la décomposition a fourni de l'oxygène qui s'est ensuite fixé aux roches en les oxydant), de l'hydrogène (qui s'est échappé à cause de sa légèreté), du monoxyde de carbone CO et de l'azote. En résumé, il y a quatre milliards d'années, peu après leur formation, Mars et la Terre devaient posséder des atmosphères très similaires ...

L'atmosphère martienne n'a effectivement pas toujours été cette mince couche de dioxyde de carbone qui empêche l'eau d'exister à l'état liquide. De nombreux indices prouvent que dans sa jeunesse, Mars présentait toutes les conditions permettant à l'eau liquide de couler librement en surface. Comment en effet expliquer les anciennes vallées fluviales qui dissèquent les terrains de l'hémisphère sud, les immenses gorges des vallées de débâcle, les sédiments qui comblent certains cratères ou encore l'hypothétique rivage d'un ancien océan boréal, sans évoquer le passage de l'eau ? Si ces reliefs sont véritablement dus à une érosion par l'eau, alors Mars devait posséder peu après sa formation une atmosphère dense et épaisse, dont la pression devait être comprise entre 5 et 10 bars. Aujourd'hui, avec une pression atmosphérique de 6 mbars, l'atmosphère de Mars n'est plus qu'une ombre, un fantôme de ce qu'elle a été dans le passé. Non seulement l'atmosphère martienne s'est presque totalement volatilisée, mais pour ne rien arranger, la situation aurait commencé à se dégrader très rapidement. Certains scientifiques estiment qu'un milliard d'années seulement après sa formation, la pression atmosphérique ne représentait déjà plus qu'une centaine de mbars, et que Mars aurait connu une pression atmosphérique comparable à la valeur actuelle pendant les trois quarts de son existence. Toujours selon les spécialistes de l'atmosphère, l'atmosphère martienne actuelle ne représenterait que 1% de la quantité totale de gaz libérée par la planète ! Par quel mécanisme sournois l'atmosphère martienne s'est-elle ainsi volatilisée ?

Un problème de taille et de distance

Si la taille ne fait pas toujours la différence, ce constat semble justifié dans le cas de Mars. La planète rouge a effectivement un sérieux problème de taille. Avec un volume dix fois inférieur à celui de la Terre, elle a intégré une quantité plus faible d'éléments radioactifs au moment de sa formation. Or ce sont principalement ces derniers (uranium, thorium et potassium), qui en se désintégrant, apportent de la chaleur à une planète (nous parlons ici de la chaleur interne de la planète, et non pas de la chaleur en surface : pour cette dernière, la contribution de la radioactivité est négligeable devant la chaleur apportée par les rayons du soleil).

L'élément essentiel qu'il faut considérer est le rapport surface/volume. Quand la taille d'un corps augmente, la surface augmente au carré, alors que le volume augmente au cube. Ainsi, un corps de petite taille possède une surface plus importante (par rapport à son volume) qu'un corps de grande taille. Comme les échanges thermiques se produisent au niveau de la surface, un corps de petite taille a donc plus de difficultés à garder sa chaleur interne qu'un corps de taille plus importante. Ajoutons à cela une distance Mars - Soleil plus grande que la distance Terre - Soleil, et l'on comprend pourquoi la planète rouge allait inéluctablement se refroidir plus rapidement que la Terre. La température interne de Mars à l'époque de sa formation devait être plus faible que celle de la Terre, et le dégazage (permettant la formation de l'atmosphère) n'a sans doute pu n'être que partiel.

Cependant, la règle qui consiste à postuler que plus un astre est petit, plus il va refroidir vite (le rapport du volume sur la surface d'échange diminuant alors) n'est peut-être pas utilisable dans le cas d'une planète comme Mars. Effectivement, cette règle n'est valable que lorsque la chaleur s'évacue par conduction. Or, pour les planètes rocheuses, c'est d'abord et avant tout les mouvements de convection au niveau du manteau qui permettent le transfert de chaleur, la conduction n'intervenant que pour la croûte, l'énergie finissant par être rayonnée dans l'espace (dit autrement, la conduction seule ne permet pas à un corps rocheux de grande taille de perdre sa chaleur). En l'état actuel de nos connaissances, Mars n'a pas connu de tels mouvements de convection, ce qui explique d'ailleurs l'absence d'une tectonique de plaques, et peut-être aussi, si l'on en croit les données fournies par les météorites martiennes, l'existence de plusieurs réservoirs distincts au niveau du manteau, qui n'ont jamais eu l'occasion de se mélanger entre eux. Ainsi, la planète a peut-être pu garder une certaine quantité de chaleur interne, ce qui expliquerait d'ailleurs les traces d'une activité volcanique récente (centaine de millions d'années).

Dans ce cas de figure, ce n'est pas véritablement la taille qui a condamné Mars à devenir un désert froid, mais un autre phénomène. Les études récentes estiment que le responsable de cette situation n'est autre que le grand bombardement tardif qui a frappé le système solaire entre 4,1 et 3,8 milliards d'années. Des impacts massifs auraient pu annuler sur Mars le gradient de température existant entre le manteau et le noyau liquide, nécessaire au maintien de la dynamo génératrice du champ magnétique global. Désactivée, la dynamo aurait entraînée la disparition du bouclier protecteur magnétique, exposant ainsi l'atmosphère (déjà éprouvée par la ventilation provoquée par les grands impacts) à l'abrasion du vent solaire. L'effet de serre aurait alors diminué, entraînant un refroidissement de la surface. Une autre hypothèse serait de considérer que l'atmosphère s'est retrouvée prisonnière des roches (le dioxyde de carbone formant des carbonates), sans possibilité de pouvoir se régénérer.

Le rôle des carbonates

Malgré ses handicaps, Mars a quand même du posséder une atmosphère digne de ce nom : au moins 2 bars de CO2, ainsi que 100 mbars d'azote. Aujourd'hui, répétons-le, la situation est radicalement différente. Alors que s'est-il passé ?

Pour que l'eau puisse exister à l'état liquide à la surface d'une planète, un effet de serre suffisant est nécessaire. Lorsque le Soleil chauffe le sol, celui renvoie une bonne partie de l'énergie qu'il reçoit sous forme de rayonnement infrarouge. Si ce rayonnement s'échappe dans l'espace, le sol se refroidit. Mais certaines molécules, comme le CO2 ou la vapeur d'eau, sont capables de bloquer et de renvoyer une partie du rayonnement infrarouge, exactement comme les vitres d'une serre. Dans ce cas le sol se réchauffe. Le CO2 était le principal gaz à effet de serre de Mars.

Lorsqu'une planète possède à la fois une atmosphère riche en CO2, de l'eau liquide en vastes quantités et des masses continentales, un mécanisme très intéressant se produit. Le CO2 peut rapidement être piégé sous la forme de carbonates (principalement du calcaire ou carbonate de calcium, CaCO3) par le cycle de l'eau.

Sous l'effet des pluies, le CO2 donne effectivement naissance à des ions carbonates (CO32-). Le ruissellement de l'eau sur les continents provoque quant à lui l'altération des roches silicatées et libère des ions, notamment l'ion calcium (Ca2+). Les ions carbonates se lient alors avec les ions calcium pour donner du carbonate de calcium (CaCO3, plus connu sous le nom de calcaire). Insoluble dans l'eau, le calcaire se met à précipiter et s'accumule au fond des océans.

La réaction de précipitation du carbonate de calcium peut se produire spontanément, mais elle peut aussi être considérablement accélérée grâce à l'intervention d'organismes vivants (si ces derniers existent, bien entendu). Des algues microscopiques peuvent effectivement combiner les carbonates avec du calcium pour se fabriquer une carapace de calcaire. Lorsque la cellule meurt, elle abandonne derrière elle une coquille blanchâtre qui s'enfoncera dans les profondeurs de l'océan. Des milliards de particules de calcaire tombent ainsi en fine pluie sur le plancher océanique et s'agglomèrent en une épaisse couche. Au cours du temps, la couche se densifie et durcit. On obtient finalement une roche calcaire très solide.

Il y a des milliards d'années, notre planète si accueillante aujourd'hui était entourée d'une enveloppe étouffante de dioxyde de carbone, dont la plus grande partie est maintenant piégée dans le fond des océans sur la forme de calcaire. Sur Terre, on estime effectivement que 60 bars environ de CO2 (qui, vous avez bien lu, 60 bars !) sont actuellement stockés sous forme de carbonates (ce qui représenterait un volume de carbonates de 276 millions de km3) ! Si l'on réinjectait tout le dioxyde de carbone emprisonné dans les carbonates terrestres, la pression atmosphérique atteindrait une valeur comparable à celle de Vénus, qui est de 90 bars (sur Vénus, l'absence d'eau a empêché le piégeage du CO2 sous la forme de carbonates, et ce dernier s'est donc retrouvé entièrement dans l'atmosphère, ou il provoque un effet de serre effrayant : la température à la surface de Vénus approche effectivement les 460° C !).

A l'époque de sa formation, l'intense activité tectonique qui existait sur Terre pouvait contrer le piégeage des carbonates. Au niveau des zones de subduction, ou la croûte océanique s'enfonce dans le manteau terrestre, les roches sont soumises à des températures de plus en plus fortes. Les carbonates finissent par fondre et redonnent alors naissance à du dioxyde de carbone, qui retourne dans l'atmosphère en s'échappant par les cheminées des volcans.

L'épaisse atmosphère de CO2 a permis à la Terre de conserver une température supérieure à 0°C et d'échapper à la menace d'une glaciation planétaire. La présence d'une grande concentration de CO2 était d'autant plus nécessaire qu'au début de la formation du système solaire, le Soleil ne dispensait que 70 % de l'énergie qu'il rayonne actuellement. Il est pratiquement certain que la tectonique des plaques, en régénérant une atmosphère qui ne cessait d'être piégée dans des roches, a été l'un des éléments essentiels à l'apparition et au développement de la vie sur Terre. Alors que le CO2 n'est plus présent aujourd'hui qu'à l'état de trace dans l'air que nous respirons, et que sa lente augmentation est le signe pour de nombreux scientifique du caractère destructeur des activités humaines, il ne faut pas oublier que l'on doit peut-être notre présence sur Terre à ce gaz aujourd'hui décriée et sous surveillance ...

Contrairement à la Terre, Mars n'a pas connu de tectonique de plaques. Si cette dernière a pu néanmoins s'enclencher, le refroidissement de la planète a du rapidement lui couper l'herbe sous les pieds. Sans tectonique de plaques capable de remettre en circulation les carbonates par cuisson, l'atmosphère martienne est devenue de plus en plus fine. L'effet de serre a commencé à diminuer et la planète a fini par se refroidir, lentement mais inéluctablement, pour se transformer en un enfer glacé.

Si Mars a un jour possédé un océan ou des mers comme on le croit volontiers, on devrait donc impérativement pouvoir localiser à sa surface des dépôts de roches sédimentaires comme le calcaire, car c'est dans ces roches que repose pour l'éternité l'ancienne atmosphère de Mars. Et c'est là que les choses se corsent, car nous n'avons pour l'instant pas trouvé la moindre trace de carbonates sur Mars, et les planétologues n'ont encore jamais pu admirer l'équivalent martien des magnifiques falaises d'Etretat ...

A la recherche des carbonates martiens

Le technique la plus efficace pour rechercher à distance des carbonates à la surface d'une planète est d'utiliser des spectromètres infrarouges, capables de détecter la signature caractéristique des calcaires. L'instrument sur lequel les scientifiques avaient placé le plus d'espoir était le spectromètre d'émission thermique (TES) de Mars Global Surveyor. Or ce dernier n'a trouvé aucune accumulation de carbonates à la surface de Mars, excepté 2 à 5 % de carbonate de magnésium (MgCO3) dans la poussière martienne. Toutes les recherches effectuées avec les plus puissants télescopes terrestres n'ont également fourni que des résultats ambigus et décevants (les quelques détections positives de carbonates dans l'infrarouge moyen pouvant très bien s'expliquer par la chaleur des particules de poussière en suspension dans l'atmosphère). Enfin, l'instrument THEMIS qui équipe la sonde Mars Odyssey, et qui est une version plus puissante du TES de Mars Global Surveyor, a pour l'instant déclaré forfait. En excluant la fraction carbonatée de la poussière martienne, les seuls carbonates martiens jamais mis en évidence ont été trouvées sous la forme de dépôts obstruant les microfractures des météorites martiennes (c'est d'ailleurs au sein de carbonates que les fameux nanofossiles d'ALH84001 ont été mis en évidence).

Pour les scientifiques, l'échec cuisant de la détection des carbonates ne signifie pas forcément que ces derniers n'existent pas. Le rayonnement ultraviolet solaire pourrait facilement décomposer les carbonates superficiels (les seuls qui soient détectables) en libérant du dioxyde de carbone, et seuls les dépôts profondément enfouis sous des tonnes de sédiments auraient une chance de survivre. Ce beau scénario est cependant rejeté par des chercheurs qui pensent que d'autres processus pourraient reformer les carbonates à une vitesse aussi rapide que celle de leur disparition sous le flux ultraviolet.

Les optimistes n'abandonnent cependant pas la partie et proposent d'autres hypothèses pour expliquer la pauvreté désespérante de la surface martienne en sédiments carbonatés. Mars pourrait subir, comme la Terre, des retombées acides. Le sol martien est effectivement riche en sulfates, et ceux-ci pourraient facilement donner naissance à de l'acide sulfurique dans les conditions atmosphériques actuelles. L'acide ainsi formé dissoudrait tous les dépôts de carbonates, en ne laissant derrière lui que les lits rocheux sous-jacents.

Les accusations se portent aussi sur les instruments utilisés pour détecter ces fameux carbonates. Le spectromètre d'émission thermique de Mars Global Surveyor n'aurait par exemple pas la sensibilité suffisante pour apercevoir de larges dépôts de sédiments carbonatés. Des expériences ont ainsi été conduites dans une région du Nevada tellement riche en carbonates que même un géologue amateur, seulement muni d'une loupe et d'un marteau, ne saurait les louper. Mais tous les spectromètres que nous avons envoyé sur Mars, que ce soit l'appareil IRIS de la sonde Mariner 9, le TES de Mars Global Surveyor ou le spectromètre THEMIS de Mars Odyssey, tous ces instruments sophistiqués n'y ont vu que du feu ! Le principal responsable serait la rugosité de la surface, qui brouillerait les mesures ...

Sur Mars, à cause d'une température très basse et même sur une surface bien lisse (situation idéale qui ne se présente que très rarement dans la nature), les carbonates ne donneraient que des bandes d'émission très faibles pratiquement impossibles à détecter depuis l'orbite martienne. Le secret de la détection des carbonates semble être lié au choix de la longueur d'onde. Un spectromètre travaillant dans les longueurs d'onde du proche infrarouge aurait de bonnes chances d'apercevoir des dépôts de carbonates (si ces derniers existent) en analysant la lumière solaire réfléchie directement par la surface martienne.

La réponse à l'épineux paradoxe posé par les carbonates pourrait déjà se trouver dans certains spectres, que personne ne s'est encore donné la peine d'étudier sérieusement, et qui prennent la poussière dans les archives des laboratoires. Nous avons déjà effectivement dressé de nombreux spectres proche infrarouge, terrestres ou spatiaux, de la planète Mars. Les spectres établis par des observatoires terrestres pourraient bien montrer les bandes typiques des carbonates, tout comme celui enregistré à très longue distance par la sonde américaine Deep Space 1. Enfin, le satellite européen ISO pourrait lui aussi avoir détecté les bandes des carbonates, cette fois-ci dans l'infrarouge thermique. Mais ces spectres oubliés n'auront cependant jamais la qualité de ceux réalisés depuis l'orbite martienne par des sondes interplanétaires.

L'énigme sera peut-être définitivement résolue grâce à la sonde Mars Express de l'Agence Spatiale Européenne (ESA), qui s'est placée en orbite martienne en décembre 2003. Mars Express emporte avec elle un spectromètre (Omega) travaillant dans le proche infrarouge et dont la résolution de quelques centaines de mètres est bien suffisante pour détecter des concentrations locales de carbonates à la surface de Mars.

Les premiers résultats du spectromètre Oméga sont cependant pour le moins surprenants, voire éloquents. Comme l'espéraient les scientifiques, cet instrument a effectivement identifié à la surface de Mars, plus particulièrement au niveau des dépôts stratifiées qui comblent le fond du gigantesque canyon de Valles Marineris, de grandes quantités de roches sédimentaires. Mais à la place des carbonates, ces dernières sont bourrées de ... sulfates (kiesérites et epsomites) !

Des carbonates non, mais des sulfates oui !

Les sulfates, que le rover américain Opportunity a également découvert au niveau de la région équatoriale de Terra Meridiani, pourraient provenir d'immenses quantités de dioxyde de soufre (SO2) craché par des volcans en activité. En réagissant avec l'eau, ce gaz nauséabond n'aurait pas manqué de former des sulfates et de l'acide sulfurique. Les pluies acides ont du immédiatement attaquer les carbonates qui auraient déjà pu se former, rendant ainsi le CO2 piégé dans ces roches à l'atmosphère martienne.

Le passé humide de Mars semble donc avoir laissé sa trace sous la forme de sulfates, et non de carbonates. Si le rôle du dioxyde de soufre dans l'histoire des carbonates est valide, alors ces derniers auraient enfin pu se déposer de manière permanente avec l'arrêt de la production d'acide sulfurique, et donc l'extinction des volcans, phénomène lié au refroidissement général de la planète. Se pose alors la question de savoir si les étendues d'eau (lacs, mers ou océans), indispensables à la formation des carbonates ont pu rester liquide suffisamment longtemps au milieu de cette période de refroidissement pour permettre le stockage du CO2 sous la forme de carbonates. Si l'eau liquide avait déjà disparu (empêchant alors l'apparition de carbonates), sous quelle forme le CO2 a-t-il bien pu disparaître ? En Science, il est très fréquent qu'une nouvelle découverte soulève plus d'interrogations qu'elle n'apporte de réponses. En découvrant des sulfates à la surface de Mars, le rover Opportunity et la sonde Mars Express n'ont rien fait d'autre que compliquer encore un peu plus l'énigme des carbonates ...

Existe-t-il d'autres formes de stockage du dioxyde de carbone ?

Les carbonates ne sont peut être pas la seule forme de stockage du CO2, qui formait, dans un lointain passé, un atmosphère bien plus épaisse que celle que l'on observe aujourd'hui. La calotte polaire sud, que l'on pensait constituée en majorité de glace carbonique (CO2 gelé), a longtemps été considérée comme un réservoir majeur de dioxyde de carbone, jusqu'à ce que les sondes américaines Mars Global Surveyor, Mars Odyssey et la sonde européenne Mars Express ne dévoilent sa véritable nature. Comme sa grande soeur nordique, la calotte polaire australe serait une banquise d'eau gelée recouverte par une fine croûte de neige carbonique.

Le sol martien, très poreux, pourrait aussi avoir adsorbé de grandes quantités de carbonates. Effectivement, l'interaction du CO2 avec le régolite a pu être un mécanisme de pompage très efficace, le régolite se comportant alors comme une véritable éponge. Cependant, les calculs montrent que ces deux réservoirs (calottes et régolite) ne peuvent renferment qu'une partie du CO2 initialement présent dans l'atmosphère primitive de Mars.

Si, comme nous l'avons vu, certains scientifiques expliquent l'absence actuelle de carbonates sur Mars par leurs capacités à échapper à toutes formes de détection, et ce en dépit de la sophistication toujours plus poussée de nos instruments, d'autres considèrent qu'il s'agit d'un véritable résultat scientifique : si nous sommes incapables de trouver des carbonates sur Mars, c'est simplement parce que ces derniers n'existent pas ! Ces chercheurs, plus pessimistes ou réalistes, estiment que la totalité du dioxyde de carbone atmosphérique s'est échappé dans l'espace, entraînant avec lui l'eau martienne. Que cela nous plaise ou non, la planète Mars a subi une véritable hémorragie atmosphérique !

A cause de sa petite taille, la gravité martienne ne représente qu'un tiers de la gravité terrestre, et les gaz de l'atmosphère pouvaient donc s'échapper plus facilement dans l'espace. Étant donné que les volcans ont fini par ne plus être là pour régénérer l'atmosphère, les pertes ne pouvaient alors plus être compensées par des apports supplémentaires, et la planète a fini par s'asphyxiée elle-même ...

Les mécanismes d'échappement

L'atmosphère d'une planète a différents moyens à sa disposition pour se carapater dans l'espace, ces derniers laissant en général des signatures isotopiques très nettes pouvant fournir de précieuses informations sur le devenir d'une atmosphère planétaire.

L'événement le plus spectaculaire est vraisemblablement l'impact d'astéroïdes ou de comètes géantes, qui peuvent littéralement souffler toute une partie de l'atmosphère dans l'espace. Dans ce mécanisme, tous les composants atmosphériques sont affectés de la même façon, et les plus lourds ne sont pas avantagés par rapport aux plus légers (contrairement à d'autres mécanismes que nous verrons plus loin). Seuls des corps gigantesques peuvent libérer assez d'énergie pour ôter à une planète une partie de son enveloppe gazeuse, et ce mécanisme n'a pu avoir lieu qu'au tout début de l'histoire du système solaire, pendant la période de bombardement intense (de 4,5 milliards d'années à 3,8 milliards d'années).

Le deuxième mécanisme prépondérant est l'échappement des gaz au niveau des couches les plus hautes de l'atmosphère (exosphère). Contrairement au soufflage de l'atmosphère par des impacts, ce mécanisme peut avoir lieu tout au long de l'histoire de la planète. On distingue deux types d'échappements : l'échappement thermique (comparable au mouvement brownien), qui concerne uniquement les atomes d'hydrogène très légers, et l'échappement non thermique, qui intervient pour des atomes plus lourds (carbone, azote, oxygène, etc). Dans le cas de l'échappement thermique, l'hydrogène est simplement accéléré par la chaleur du soleil jusqu'à atteindre la vitesse de libération qui lui permet de s'enfuir dans l'espace. L'échappement non thermique comprend la photodissociation (dissociation par le rayonnement ultraviolet d'une molécule d'eau en oxygène et hydrogène, ce dernier acquérant une énergie cinétique suffisante pour pouvoir s'échapper dans l'espace) ainsi que le phénomène de criblage (sputtering), sur lequel nous allons nous arrêter un instant.

La haute atmosphère martienne est constamment abrasée par le vent solaire. Expulsé en permanence par notre étoile, ce vent est constitué d'une multitude de particules dont l'énergie n'est en générale pas suffisante pour causer des dégâts sérieux sur la fine enveloppe d'air martienne. Le vent solaire transporte cependant avec lui un champ magnétique. Ce dernier, en atteignant les hautes couches de l'atmosphère martienne, peut attraper des ions (comme l'oxygène), les accélérer avant de les précipiter à nouveau au beau milieu de l'atmosphère à des vitesses folles (parfois plus de 400 km/s !). Ces ions devenus très véloces peuvent alors rentrer en collision avec des composants atmosphériques, le choc étant alors assez violent pour éjecter ces malheureux d'une façon définitive dans l'espace. Ce processus de criblage, qui débute dès la disparition du champ magnétique d'une planète (dans le cas de Mars, la dynano s'est arrêtée il y a environ 4 milliards d'années) doit toujours être en action aujourd'hui, bien que l'on ne sache pas avec quelle efficacité il désagrége l'atmosphère martienne.

Lequel des mécanismes que nous venons de décrire, éjection par des impacts géants, échappement thermique ou abrasion par le vent solaire, a été le plus efficace ? L'étude des isotopes du xénon contenu dans l'atmosphère martienne semble indiquer ce que ce sont les impacts qui ont joué le rôle majeur. Ces derniers auraient effectivement pu souffler jusqu'à 99 % de l'atmosphère originale ! Cependant, tous les indicateurs isotopiques ne pointent pas dans cette direction. De plus, les premières mesures de l'instrument ASPERA-3 embarqué sur la sonde européenne Mars Express laissent penser que le vent solaire a eu une forte influence sur l'atmosphère martienne. Le vent solaire ne serait arrêté qu'à 270 kilomètres de la surface, et transmettrait assez d'énergie aux ions hydrogène et oxygène pour que ces derniers puissent s'échapper dans l'espace. A ce stade, il est donc temps de voir ce que les isotopes des différents gaz de l'atmosphère martienne peuvent nous apprendre sur son devenir ... (ça va devenir un peu compliqué, mais vous en faites pas, c'est normal, rien n'est simple dans cette discipline !).

L'évolution de l'atmosphère martienne : une histoire d'isotopes

Certains gaz de l'atmosphère martienne sont présents sous plusieurs formes. Prenons l'exemple de l'hydrogène (symbolisé par la lettre H). Cet élément est normalement constitué d'un proton et d'un électron. Mais il arrive également (c'est rare mais cela arrive) que le proton du noyau soit accompagné d'un ou de deux neutrons, pour former soit du deutérium (D), soit du tritium (T). Le deutérium et le tritium sont des isotopes de l'hydrogène. Ils présentent les mêmes propriétés chimiques, mais différent cependant par certaines propriétés physiques, comme le poids. Ayant intégré au niveau de leur noyau un ou deux neutrons, ils sont logiquement plus lourds. Dans l'atmosphère, ils ont donc tendance à "descendre", et ils sont donc moins susceptibles de s'échapper dans l'espace, par rapport au noyau d'hydrogène classique, plus léger.

Dans cette partie, nous allons parler de plusieurs isotopes : ceux de l'hydrogène (H et D), ceux de l'azote (azote 14 et azote 15) du carbone (carbone 12 et carbone 13) et de l'oxygène (oxygène 16 et oxygène 18), ainsi que ceux de certains gaz rares comme l'argon (argon 36, argon 38 et argon 40) ou le xénon... Ce qu'il est important de comprendre, c'est qu'un mécanisme capable d'enlever une partie significative de xénon 128 a certainement du entraîner la perte de bien d'autres éléments plus légers (comme le krypton, l'argon, l'azote). De manière similaire, un processus capable de séparer l'argon 38 de l'argon 36 dans des proportions observables sur Mars a du entraîner la perte de presque tous les atomes d'azote 14 (qui sont plus légers).

Rapport isotopique de l'atmosphère martienne et terrestre

Rapport isotopique

Mars Terre
D/H (Deutérium/Hydrogène) 0,00077 (+/- 0,3 x 10-4) 0,000156
12C/13C (isotope du carbone) 90 (+/- 5) 89
16O/18O (isotope de l'oxygène) 490 (+/- 25) 489
14N/15N (isotope de l'azote) 170 (+/- 15) 272
36Ar/38Ar (isotope de l'argon) 4,2 (Curiosity, 2014)
3,6 à 4,5 (météorites martiennes)
4 à 7 (Viking, 1970)
5,3 (valeur du système solaire primordial mesurée sur le soleil et Jupiter : 5,5)
40Ar/36Ar (isotope de l'argon) 3000 (+/- 500) 296
129Xe/132Xe (isotope du xénon) 2,5 0,97

Le tableau ci-dessus montre que les rapports isotopiques de gaz sont plus ou moins similaires entre Mars et la Terre, avec cependant deux exceptions : le rapport isotopique 40Ar/36Ar et le rapport 29Xe/132Xe. Une étude même sommaire des chiffres de ce tableau montre donc qu'un fractionnement de masse (variation de la proportion de différents isotopes à la suite de processus physico-chimiques ou la masse des atomes joue un rôle) a eu lieu. La grande question est d'identifier les mécanismes à l'origine de ces pertes (échappement thermique dans l'espace, action du vent solaire, impacts d'astéroïdes géants). Etudions donc les rapports isotopiques d'un peu plus près ...

Comme nous pouvons le voir dans le tableau, le rapport deutérium/hydrogène (D/H) est cinq fois plus élevé dans l'atmosphère martienne que sur Terre (mesures effectuées depuis la Terre et à partir de météorites martiennes). L'hydrogène étant plus léger, il s'est donc échappé plus facilement que le deutérium au cours des temps géologiques, ce qui a eu pour effet d'augmenter le rapport D/H. Ce rapport a permis de quantifier l'échappement atmosphérique : sa valeur actuelle indique qu'une véritable hémorragie s'est produite, signant en même temps l'arrêt de mort de l'eau sur Mars : 90 % du précieux liquide se serait évanoui dans l'espace !

Le rapport isotopique de l'azote 14N/15N est lui aussi une caractéristique de l'atmosphère de Mars. Lors de la formation de la planète rouge, l'isotope 14N, plus léger que l'isotope 15N, s'est échappé plus facilement de l'atmosphère martienne, conduisant à un enrichissement en 15N, spécifique de Mars. Le rapport 14N/15N montre un enrichissement de 60% par rapport à la Terre (mesures effectuées par les sondes Viking et à partir des météorites martiennes), ce qui prouve que l'atmosphère a subi des fuites significatives.

De la même manière, on observe un enrichissement de 30 % pour le rapport 36Ar/38Ar et de 16 à 25 % pour le rapport 130Xe/136Xe par rapport à la teneur en xénon du Soleil et des chondrites carbonées. Par contre, les rapports isotopiques de l'oxygène (16O/18O) et du carbone (12C/13C) montrent moins d'anomalies (moins de 5% de différence avec les valeurs de l'atmosphère terrestre). Effectivement, on estime que le CO2 et la vapeur d'eau (H2O), en interagissant fortement avec les roches et le sol martien, auraient subi beaucoup moins de pertes. Devant un mécanisme de fuite, tous les éléments ne sont donc pas égaux. L'existence d'un mécanisme pouvant retenir un élément peut donc fausser les interprétations, si ce dernier n'est pas pris en compte dans les calculs ...

Parmi tous les gaz rares, le xénon occupe une place à part. Avec un nombre impressionnant d'isotopes (9), l'étude du xénon est particulièrement subtile, à tel point que les scientifiques considèrent qu'il s'agit d'une discipline à part entière, la xénologie. Le xénon offre également un paradoxe de taille : par rapport aux autres gaz rares (argon, néon, krypton, etc), il est présent en quantité plus faible dans l'atmosphère martienne, et ce bien qu'il soit l'atome le plus lourd ! (en règle générale, les atomes les plus légers sont les premiers à disparaître).

L'atmosphère martienne actuelle contient une proportion plus grande de xénon 129 que la Terre ou le Soleil. Normalement, en l'absence d'événements majeurs, l'atmosphère de Mars devrait contenir autant de xénon que les atmosphères des autres planètes, les concentrations initiales étant souvent calquées sur celles du Soleil (notre étoile sert effectivement de référence pour les concentrations des différents éléments chimiques). Le xénon 129 est formé par la décomposition radioactive de l'iode 129, phénomène qui débute peu après la formation de la planète. Dans le cas d'une planète qui n'a pas perdu son atmosphère initiale, la libération du xénon 129 n'a que peu de conséquences. Ce gaz vient se mélanger à une masse d'air considérable, et sa concentration est donc logiquement faible. Pour les scientifiques, la forte concentration en xénon 129 de l'atmosphère martienne prouverait que cette dernière avait déjà subi une forte érosion avant la transformation de l'iode 129 en xénon 129. Au moment de sa libération, le xénon 129 s'est mélangé à un volume d'air déjà très réduit, d'où sa plus concentration relativement plus importante sur Mars que sur Terre. Si l'on s'en tient au xénon, alors la majeure partie de l'atmosphère a été soufflée dans l'espace ...

Cependant, il est possible que les impacts massifs qui se sont abattus sur Mars peu après sa formation aient échoué à accomplir leur sinistre dessin. Des analyses effectuées sur la météorite ALH84001 semblent montrer que Mars avait plus d'un tour dans son sac pour garder son atmosphère. La planète aurait effectivement conservé dans ses profondeurs, sous la forme de gaz dissous dans les roches mantelliques et les magmas, une partie significative de son atmosphère. Une bonne partie du dégazage n'aurait pris place qu'après la fin du bombardement météoritique, c'est à dire à une période ou les molécules ne risquaient plus de se faire éjecter violemment dans l'espace.

Comme vous l'aurez sûrement compris en lisant les paragraphes précédents, la composition élémentaire et isotopique de l'atmosphère martienne au cours du temps est un véritable puzzle pour les scientifiques, même si l'étude des gaz contenus dans les météorites martiennes apporte une aide précieuse à sa résolution.

La météorite ALH84001 renferme ainsi des poches de gaz qui ont vraisemblablement été piégés au moment de sa formation, il y a environ 4,5 milliards d'années. Le gaz emprisonné montre une concentration de xénon 129 similaire à celle que l'on trouve dans l'atmosphère actuelle, ce qui indique qu'une partie significative de la transmutation de l'iode 129 avait déjà eu lieu. Cependant, contrairement à l'atmosphère actuelle, les gaz d'ALH84001 ne portent aucune trace d'un enrichissement en azote 15. Cette observation prouve qu'au moment ou la future météorite ALH84001 a décidé de conserver quelques minuscules échantillons de gaz pour la postérité, l'atmosphère martienne n'avait pas encore subi les assauts du vent solaire (ce mécanisme étant tenu aujourd'hui pour le principal responsable du fractionnement isotopique de l'atmosphère martienne, qui se traduit entre autre par un enrichissement en azote 15).

Si le vent solaire était encore incapable, il y a 4 milliards d'années, d'exercer son pouvoir néfaste sur l'atmosphère martienne, c'est vraisemblablement parce que la planète rouge possédait encore à cette époque son champ magnétique. Aujourd'hui, Mars est totalement dépourvue de bouclier magnétique, mais le magnétomètre de Mars Global Surveyor a découvert, au niveau des régions les plus anciennes de la planète (principalement les hauts plateaux de l'hémisphère sud), des reliques d'une activité magnétique fossile. Cette magnétisation timide, presque insignifiante, prouve que la planète rouge a bel et bien possédé dans un lointain passé un champ magnétique global et actif. La date de l'apparition du champ magnétique est toujours discutée par la communauté scientifique, mais tant que ce dernier était actif, il a du protéger efficacement la planète du vent solaire. Ce n'est qu'après sa disparition que l'atmosphère a commencé à s'évanouir dans l'espace sous la pression insistante des particules solaires. La quantification de ce phénomène est aujourd'hui un objectif majeur de la science martienne, et l'histoire de l'atmosphère martienne restera floue et confuse si nous ne parvenons pas à connaître à la fois la période à laquelle le vent solaire a commencé à emporter l'atmosphère martienne, et l'efficacité de son action.

D'après une étude des isotopes de l'hydrogène dans la météorite martienne QUE 94201, la saignée indiquée par le rapport D/H serait cependant moins importante que prévue. QUE 94201 renferme effectivement des minéraux hydratés très anciens, dont l'hydrogène n'a pas été soumis au mécanisme de l'échappement atmosphérique. Or, d'après les analyses, le rapport D/H était déjà deux fois plus élevé sur Mars que sur Terre, bien avant que l'atmosphère ne commence à disparaître à petit feu dans l'espace. Lorsque l'on refait le calcul de l'échappement atmosphérique sur cette nouvelle base, on s'aperçoit que les pertes dans l'espace sont deux à trois fois plus faibles que celles calculées sur la seule base du rapport hydrogène/deutérium. Ouf !

L'étude menée sur QUE 94201 montre que la situation est en fait d'une grande complexité. Lorsque les spécialistes de l'atmosphère tentent de faire parler les isotopes de l'atmosphère martienne, ils étudient les différences entre les rapports isotopiques martiens et terrestres en faisant l'hypothèse qu'au départ, ces rapports étaient égaux. Mais, comme nous pouvons le voir, ce n'est pas toujours le cas.

La différence des rapports isotopiques initiaux (qui complique toutes les interprétations) entre les deux planètes pourrait s'expliquer de deux manières différentes. Peu après sa formation, Mars a été exposée au rayonnement ultraviolet intense qui émanait du jeune soleil, et ce flux massif a peut être abouti à une perte sélective en hydrogène (mais la Terre aurait du elle aussi être soumise à ce mécanisme, d'autant plus qu'elle est plus proche du Soleil que Mars). D'autre part, le rapport D/H initial de l'eau martienne est similaire à celui des comètes, qui auraient donc apportées depuis l'extérieur la majorité de l'eau martienne, contrairement à ce qui s'est passé sur Terre.

Comme si cela ne suffisait pas, il y a d'autres complications. Un composant de deux météorites martiennes (EETA 79001 et Zagami) montre par exemple un rapport 14N/15N similaire à celui de la Terre et un peu différent de l'atmosphère martienne. Il existerait donc deux réservoirs d'éléments volatils sur Mars, un lié au manteau et l'autre lié à l'atmosphérique (celui là ayant subi des pertes importantes en éléments légers). Le fait que la quantité d'argon 40 (provenant de la désintégration radioactive du potassium 40) soit plus faible dans la météorite que dans l'atmosphère martienne actuelle tend à prouver que des mécanismes ont contribué à enrichir l'atmosphère de Mars en argon 40 tout au long de son histoire (dégazage volcanique, probablement).

Alors, l'atmosphère martienne a-t-elle été soufflée dans l'espace par un impact géant, comme l'indique le xénon ? Ou bien la planète Mars a-t-elle sagement attendu que le système solaire épuise ses munitions, avant de faire sortir son atmosphère de ses entrailles ? Le vent solaire a-t-il emporté avec lui l'air martien, suite à la désactivation précoce du champ magnétique émanant du coeur métallique de la planète, comme semble l'indiquer l'azote ? L'eau s'est-elle échappée avec les autres gaz, ou un mécanisme inconnu a-t-il pu la retenir, envers et contre tout ? Et pouvons nous réellement tirer des conclusions des isotopes de l'atmosphère martienne, sachant que les rapports initiaux entre Mars et la Terre étaient peut-être différents, et qu'un isotope peut avoir plusieurs réservoirs qui n'ont pas évolué de la même manière, et qui sont peut-être plus ou moins interconnectés ? Toutes ces questions lancinantes restent plus ou moins sans réponse ...

Comme nous venons de le voir, l'atmosphère martienne est bien loin d'avoir livrée tous ses secrets. Son origine initiale et son évolution forment un labyrinthe étonnamment compliqué ou les paradoxes sont nombreux. Inutile de dire que les scientifiques comptent énormément sur les futures sondes martiennes pour pouvoir entrevoir la porte de sortie ...

Pour en savoir plus :

Go ! Chroniques martiennes : le mystère des carbonates martiens, première et deuxième partie.

Mars et la Terre

Le contraste entre la Terre et Mars est saisissant. Notre planète est recouverte à 71 % par des océans, le reste étant occupé par des continents. En comparaison, Mars n'est qu'un immense désert continental, dont la surface (144 millions de km2) est équivalente à l'ensemble des terres émergées de notre planète. Les océans sont des échangeurs de chaleur d'une efficacité considérable, et jouent un rôle fondamental dans le climat terrestre. Sur Mars, l'absence d'océans entraîne de très forts écarts de température, qui donnent naissance à des vents violents et à des tempêtes de poussière (Crédit photo : NASA).

Profil atmospherique dresse par les atterrisseurs Viking

Ce profil vertical de la température atmosphérique a été dressé par les atterrisseurs Viking au cours de leur descente vers la surface martienne en 1976. L'axe horizontal indique les températures en Kelvin, l'axe vertical l'altitude en kilomètres. Comme l'atmosphère terrestre, l'atmosphère martienne possède une structure en couches définie par des variations de température avec l'altitude (Crédit photo : NASA).

Profil vertical de température dressé par Viking et Mariner 9

Même diagramme que précédemment, mais avec les mesures obtenues par la sonde Mariner 9 (spectromètre UV et occultation radio) et les atterrisseurs Viking. L'occultation radio a permis d'établir un profil dans la basse atmosphère avec une quantité relativement importante de poussière. De leur côté, les mesures UV permirent d'établir un profil dans la thermosphère avec une activité solaire modérée. Quant aux deux atterrisseurs Viking, ils mesurèrent les variations de température depuis l'exobase (limite supérieure de l'atmosphère correspondant à une pression extrêmement faible) jusqu'au sol, dans une atmosphère claire (Crédit photo : NASA).

Atmosphere

Cette vue oblique de la surface martienne (le bassin d'Argyre est visible au nord-est) a été prise par l'un des orbiteurs Viking. A 40 km au-dessus de Mars, une fine bande de condensation atteste de la présence d'une atmosphère ténue et inadaptée à la vie. Il y a 3,8 milliards d'années, cette atmosphère devait être bien différente de celle que l'on connaît aujourd'hui pour pouvoir expliquer la présence d'eau liquide à la surface de la planète (Crédit photo : Calvin J. Hamilton).

Atmosphère soufflée par un impact

Dans sa jeunesse, Mars devait posséder une atmosphère très épaisse. Aujourd'hui, la couche d'air qui entoure la planète est extrêmement ténue, et de nombreux phénomènes sont cités pour expliquer la déperdition atmosphérique. L'impactisme est l'un d'eux. En frappant la planète Mars, des astéroïdes ou comètes de tailles respectables ont pu littéralement "souffler" l'atmosphère martienne. Seuls des corps énormes, qui n'étaient présents qu'au début de la formation du système solaire, peuvent parvenir à un résultat aussi spectaculaire et terrifiant (Crédit photo : dessin original de Ron Davis).

Champ magnétique martien

En constituant une barrière contre les particules très énergétiques émises par le soleil, le champ magnétique d'une planète protége l'atmosphère d'une érosion intense. Lorsque la dynamo qui génère le champ magnétique finit par s'arrêter (comme ce fut le cas au cours de l'histoire géologique martienne), l'atmosphère se retrouve sans défense et subit un véritable décapage. Les particules solaires peuvent briser les molécules en éléments plus petits et légers, qui peuvent plus facilement s'échapper dans l'espace. Le flux solaire peut aussi communiquer aux composants de l'atmosphère une vitesse suffisante pour que ces derniers puissent s'arracher au champ gravitationnel martien et se perdre définitivement dans l'espace (Crédit photo : droits réservés).

Mars aux rayons X

La planète Mars observée aux rayons X par le satellite européen XMM. La principale source d'émission de rayons X sur Mars est due aux atomes d'oxygène de la haute atmosphère martienne. Frappés par les radiations du soleil, ceux-ci sont excités, puis retournent à leur état initial en émettant des rayons X (Crédit photo : ESA).

La lune saturnienne Titan

La faible gravité de Mars est souvent invoquée pour expliquer la perte de l'atmosphère martienne. N'ayant pas la capacité de retenir les gaz légers tels que le dioxyde de carbone (CO2), cette dernière a laissé fuir sa précieuse atmosphère dans l'espace. Pourtant, la gravité n'est peut-être pas l'élément clé permettant d'expliquer la disparition de l'atmosphère martienne. Le plus gros satellite de Saturne, Titan, possède effectivement une atmosphère dont la densité est tout à fait similaire à celle de la Terre. Or cette lune ne mesure que 5150 kilomètres de diamètre, contre 6794 kilomètres pour Mars. Comment un astre aussi petit a-t-il pu conserver une atmosphère digne de ce nom, alors que la planète Mars, légèrement plus volumineuse, l'a presque entièrement perdu ? L'une des explications serait de considérer que Mars, étant plus proche du soleil, a subi avec plus de violence les effets abrasifs du vent solaire. Il est également possible que Titan, à l'inverse de Mars, puisse facilement régénérer son atmosphère. Le satellite de Saturne est effectivement très riche en composés volatils (il est effectivement très léger), alors que Mars est un corps essentiellement rocheux et assez dense (crédit photo : NASA/JPL).

 

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