Géologie martienne

La dissymétrie de Mars

Mars est une planète extrêmement intéressante du point de vue géologique. L'aspect le plus marquant de la géologie martienne est probablement la forte dissymétrie morphologique et topographique qui existe entre l'hémisphère sud et l'hémisphère nord.

Dans la région australe, on trouve effectivement des terres très cratérisées (et donc très vieilles), qui se situent plusieurs kilomètres au-dessus du niveau de référence. Au contraire, l'hémisphère nord est caractérisé par des plaines mornes et jeunes, qui s'étendent quelques kilomètres en dessous du niveau de référence. La planète Mars est donc divisée en deux moitiés bien distinctes. La frontière qui sépare les jeunes plaines du nord des vieux plateaux du sud ne correspond cependant pas à l'équateur. La limite est un grand cercle, incliné de 35° par rapport à l'équateur martien. Dans chaque hémisphère, il existe donc des exceptions à la dichotomie. Dans l'hémisphère nord, les exceptions à la topographie basse sont constituées par la province volcanique d'Elysium, ainsi que par une bonne partie du dôme de Tharsis. Dans l'hémisphère austral, les principales exceptions à la topographie haute sont les gigantesques bassins d'impact d'Hellas et d'Argyre, ainsi que certains secteurs de Valles Marineris.

Au niveau de la zone de contact entre les deux unités se trouve un escarpement très important, où la dénivellation se chiffre parfois en kilomètres. Cette étonnante frontière géologique prend différentes formes selon les endroits : unique falaise abrupte, cuestas aux pentes douces, terrains fortement vallonnés ou encore paysage de mesas semblable à celui de Monument Valley aux Etats-Unis (un lieu ou a été tourné bon nombre de westerns et qui pourrait aussi servir à merveille de décors pour des films de science-fiction).

En moyenne, les hauts plateaux de l'hémisphère sud surplombent de cinq kilomètres les basses plaines de l'hémisphère nord. Il existe donc une pente marquée entre le sud et le nord qui a considérablement influencé la circulation globale de l'eau. Les basses plaines de l'hémisphère nord occupent 1/3 de la surface de Mars et forment un bassin collecteur géant à l'échelle de la planète. Elles ont joué un rôle non négligeable du point de vue hydrologique et climatique. De nombreux chenaux d'inondations prennent fin dans ce bassin collecteur, qui a du drainer, selon certaines estimations, les 3/4 des ressources en eau de la planète Mars.

La dichotomie martienne est l'un des mystères les plus fascinants de la planète rouge, et sa nature, son origine et son age font encore l'objet de féroces débats scientifiques. Nous savons seulement que la croûte martienne est bien plus fine au niveau de l'hémisphère nord (35 kilomètres) que sous l'hémisphère sud (80 kilomètres). Certains chercheurs pensent que la dichotomie tire son origine de processus géologiques internes, dont la nature reste inconnue. Pour d'autres, elle est due à un impact météoritique catastrophique, comme semble l'attester la forme approximativement circulaire du grand escarpement qui sépare le nord du sud. Au cours de son histoire, la planète Mars serait rentrée en collision avec un astéroïde gigantesque, dont le diamètre devait avoisiner les 1000 km.

Il est difficile d'imaginer les conséquences d'une telle rencontre, tant les énergies et les forces mises en oeuvre sont colossales. Juste avant la collision, la surface de Mars était recouverte de manière homogène par un grand nombre de cratères d'impact, et toute la planète ressemblait à ce que l'on observe aujourd'hui dans les terres australes. Lorsque le méga-astéroïde s'est écrasé sur Mars au niveau de l'hémisphère nord, des kilomètres de croûte ont été volatilisés. L'intense chaleur dégagée a liquéfié toute la région, effaçant instantanément toutes les cicatrices des anciens cratères d'impact. Des failles se sont ouvertes dans le socle rocheux, et ces chemins inespérés vers la surface ont ensuite été empruntés par du magma en fusion, qui s'est alors en masse. Au final, l'impact avait aminci la croûte et réduit de quelques kilomètres l'altitude moyenne de la région nordique, tandis que la surface avait été entièrement remodelée.

Ce scénario catastrophique, aussi séduisant soit-il, se heurte pourtant à obstacle majeur. Nous sommes effectivement incapables d'expliquer le devenir des milliards de tonnes de matériaux qui ont été expulsés, et qui formaient auparavant la partie superficielle de la croûte boréale. Un décapage aussi important doit forcément laisser des traces. Si les débris rocheux sont retombés sur Mars, il aurait du affecter la totalité de la planète, y compris les terres australes. Et si la pluie de matières a été projetée dans l'espace tout autour de Mars, elle aurait du y former ensuite une lune bien différente de Phobos ou de Deimos. Une autre interrogation concerne le bolide à l'origine de l'asymétrie martienne. Nous avons vu que ces dimensions flirtaient avec le millier de kilomètre, or des objets aussi gros sont extrêmement rarissimes dans le système solaire, même lorsque ce dernier s'est formé.

Les terrains anciens

L'hémisphère sud est très vieux, et ses hauts plateaux sont couverts par d'innombrables cratères d'impact, formés lors du bombardement météoritique qui a débuté il y a 4,55 milliards d'années et qui a duré 700 millions d'années (en fait les terrains cratérisés occupent non seulement une bonne partie de l'hémisphère sud mais aussi une vaste région qui s'étend vers le nord). Ces terrains fortement cratérisés représentent 60 % de la surface martienne. L'hémisphère sud possède aussi des bassins, qui proviennent de l'impact de corps de grandes tailles (supérieure à 100 km) avec le sol martien. On trouve par exemple le bassin d'Argyre qui mesure 600 km de diamètre. Il faut aussi citer l'énorme bassin d'impact d'Hellas dont le fond (situé à -9 km du niveau moyen de la planète) en fait le point le plus bas de Mars.

Sur Mars, le niveau de référence (ou niveau zéro) ne correspond bien sur pas au niveau de la mer, la planète rouge étant dépourvue d'océans. Il correspond à une pression atmosphérique de 6,1 mbars au niveau du sol. De nombreux cratères d'impact (en particulier ceux dont la taille était inférieure à une centaine de mètres) ont disparu à cause d'une érosion éolienne intense (et qui est encore en action sur Mars). Cela pose des problèmes pour la datation de certains terrains pauvres en cratères, comme ceux, nombreux, de l'hémisphère Nord (40 % de la surface martienne). J'ai consacré une page spéciale aux cratères d'impact.

Les terrains jeunes et les volcans

Par contre, la majeure partie de l'hémisphère nord (ainsi que les vastes étendues volcaniques de Tharsis et d'Elysium) présente des terrains lisses qui sont beaucoup plus jeunes. On y trouve de nombreux volcans, tous éteints. Le volcanisme martien fait maintenant l'objet d'un chapitre à part.

Canyons et vallées

Mars possède aussi une multitude de canyons, fractures, failles et vallées. Le plus remarquable de ces canyons est sans conteste Valles Marineris, extraordinaire balafre sur la surface martienne découverte par Mariner 9. Ce canyon a d'ailleurs été appelé ainsi en l'honneur de la sonde de la NASA. Valles Marineris est un réseau de vallées fortement encaissées et s'étendent d'est en ouest au niveau de l'équateur sur une distance de 4000 km. Le grand canyon de Valles Marineris a une origine tectonique et s'est sans doute formé suite au soulèvement du dôme de Tharsis qui a fracturé la croûte martienne. Il a ensuite été remodelé par l'érosion. Pour découvrir les merveilles de Valles Marineris, cliquez ici !

La structure interne de Mars

La structure interne de Mars est mal connue et les mesures permettant de l'étudier sans ambiguïté (comme les mesures sismiques) sont encore en très petit nombre actuellement.

Nous avons effectivement peu d'informations sur l'activité sismique de Mars. A la suite de la rupture d'un câble électrique (ou d'un problème de connecteur), le sismomètre de l'atterrisseur Viking 1 n'a pas pu être mis en marche. Quant au sismomètre de l'atterrisseur Viking 2, il n'enregistra qu'un seul tremblement valable sur 2100 heures de fonctionnement. Le sismomètre était effectivement bien trop sensible au vent. Monté sur la plate-forme de l'atterrisseur dont la portance était importante, il était soumis à de nombreux mouvements, lorsque le vent soufflait trop fort. Et quand la vitesse du vent tombait en dessous de quelques mètres/seconde, il n'enregistrait plus rien, à cause d'une sensibilité trop faible. L'instrument était également inutilisable pendant les activités de l'atterrisseur, à cause des signaux parasites (déplacement du bras mécanique par exemple). L'idéal aurait été de placer le sismomètre directement sur le sol martien. Quoi qu'il en soit, notre connaissance de l'activité sismique est presque nulle et il faudra attendre les prochaines missions spatiales (dont le projet NetLander) pour en savoir plus. Il est possible que les séismes martiens soient des phénomènes rares, mais le refroidissement de la lithosphère martienne (refroidissement thermoélastique) doit quand même être important et générer une activité sismique conséquente.

Il nous reste des rares mesures de composition, des paramètres généraux (tel que la densité, le moment d'inertie, l'écrasement de la planète - le rayon polaire est 18 km plus petit que le rayon équatorial - et la vitesse de rotation) ainsi que des cartes géologiques. La densité moyenne de Mars est nettement inférieure à la Terre. Mars doit contenir moins de fer que le globe terrestre (25 % contre 33 %), bien que l'on observe une forte concentration de ce fer en surface. Le moment d'inertie global de la planète Mars est de 0,365 (le moment d'inertie est une quantité qui représente la répartition des masses par rapport à un axe de rotation). C'est le moment d'un corps présentant une forte densité centrale. Mars pourrait donc posséder un noyau métallique d'un rayon de 1300 à 2000 km (contenant du fer et du sulfure de fer), un manteau d'une épaisseur de 1100 à 1800 km (contenant de l'olivine et des oxydes de fer) et une croûte d'une épaisseur de 40 à 50 km d'épaisseur (soit 200 km pour la lithosphère, constituée de la croûte et d'une partie du manteau supérieur). La croûte de Mars est trois fois plus épaisse que celle de la Terre, ce qui doit empêcher toute activité tectonique. Le dépouillement des informations obtenues par la sonde Pathfinder devrait permettre de percer les secrets de la structure interne de Mars.

Enfin, d'après les derniers résultats de Global Surveyor, le faible champ magnétique de Mars ne serait plus qu'un champ magnétique rémanent (fossile). Le noyau est sans doute solide et Mars n'est donc plus une planète active au point de vue du magnétisme. Cette sonde a également fourni dernièrement des résultats très intéressants sur la structure interne de Mars.

Carte géologique

Le spectromètre d'émission thermique (TES) de la sonde Mars Global Surveyor a fourni la première carte géologique de la planète Mars. Le spectre a été établi sur les régions sombres pour éliminer au maximum l'influence de la poussière qui recouvre d'une manière relativement uniforme la surface de Mars (les régions sombres, qui représentent environ 50 % de la surface de la planète, sont moins poussiéreuses que les régions claires). Comme on pouvait s'y attendre, la surface de la planète rouge est principalement composée de roches volcaniques, mais le spectre permet de distinguer deux provinces géologiquement différentes. Le plus étonnant, c'est que la limite qui sépare les deux régions correspond à celle de la dichotomie martienne !

Les hauts plateaux cratérisés de l'hémisphère sud semblent surtout constitués de basalte (feldspaths plagioclase et clinopyroxènes de type augite). Cette roche est concentrée dans les régions de Terra Cimmeria, Noachis Terra, tout en étant également bien représentée dans la région de Syrtis Major.

D'un autre côté, les basses plaines de l'hémisphère nord seraient riches en andésite, une roche volcanique plus riche en silice que le basalte. C'est la première fois que cette roche est identifiée de manière globale sur Mars (le petit robot Sojourner de la mission Pathfinder avait effectivement détecté de l'andésite sur son site d'atterrissage). L'andésite est surtout présente dans Acidalia Planitia, Vastitas Borealis et Syrtis Major (secteur nord-ouest). On en retrouve également un peu dans l'hémisphère sud, dans Sinus Meridiani ou Margaritifer Terra. Dans ces régions, il est possible que l'andésite soit mélangée au basalte, ou que la composition du matériau de surface soit intermédiaire entre le basalte et l'andésite.

Aucune accumulation de komatiite (un type de lave très fluide, émise à haute température et que l'on devrait retrouver sur Mars selon certains auteurs) n'a été mise en évidence. Il est d'ailleurs permis de douter que l'on puisse détecter des komatiites martiennes grâce aux seuls instruments des orbiteurs. Effectivement, outre sa composition chimique, une komatiite se caractérise aussi par une texture particulière (spinifex), qui n'est visible qu'au microscope et éventuellement à l'œil nu ...

De même, des régions possédant la composition des météorites martiennes brillent par leur absence (mais la résolution au sol du spectromètre de Mars Global Surveyor n'est peut être pas suffisante pour permettre leur détection).

Comme le basalte est présent dans des régions anciennes (Noachien ou Hespérien) et que l'andésite est au contraire localisée dans des régions plus jeunes (Amazonien), il faut en conclure qu'un volcanisme de type basaltique a laissé la place, au cours de l'histoire martienne, a un volcanisme de type andésitique. Nous avons déjà noté que la dissymétrie topographique est parfaitement soulignée par la minéralogie : le mécanisme qui est à l'origine de la dichotomie martienne a donc peut être un lien avec l'évolution du volcanisme martien.

La planète Mars affiche donc une dichotomie assez forte au niveau géologique, similaire à celle de la Terre (ou l'on distingue des bassins océaniques de nature basaltique et des continents plus différenciés de nature andésitique) ou celle de la lune (opposition mer/montagne). Les basaltes et les andésites sont les deux roches terrestres les plus communes, ce qui prouve que les deux planètes ont du connaître un volcanisme de même nature.

Mais le mécanisme à l'origine des andésites, très répandues sur Mars, reste encore à trouver. Les basaltes sont des roches qui se forment par fusion partielle du manteau et elles sont largement répandues à la surface des planètes telluriques du système solaire. Par contre, les andésites sont des roches plus différentiées, dont le secret de fabrication n'est pas aussi simple que celui des basaltes. L'enrichissement en silice caractéristique des andésites peut s'expliquer par la présence d'une grande quantité d'eau dans le magma ou par une cristallisation fractionnée au sein d'une chambre magmatique. Mais le point le plus important est le suivant : les laves andésitiques se rencontrent principalement sur Terre au niveau des zones de subduction, et ce type de volcanisme est étroitement associé à la tectonique de plaques (même s'il est possible de trouver des concentrations locales d'andésites non liées à une tectonique de plaques). Le hic, c'est que l'andésite est répartie de manière globale à la surface de Mars et que cette planète n'a apparemment pas connu de tectonique de plaques. Pour de nombreux géologues, la solution de ce paradoxe est toute simple : le spectromètre TES de Mars Global Surveyor n'aurait pas détecté de l'andésite, mais des basaltes altérées, qui auraient une signature dans l'infrarouge comparable à l'andésite. Les basaltes de l'hémisphère nord auraient été massivement altérés par de l'eau, peut-être celle de l'hypothétique océan nordique.

Le spectro-imageur Oméga de la sonde européenne Mars Express, plus puissant que le TES de la sonde américaine Mars Global Surveyor, n'a malheureusement pas permis de trancher. L'une des découvertes les plus importantes d'Oméga a été de montrer que les terrains cratérisés de l'hémisphère sud sont caractérisés par la présence de pyroxènes pauvres en calcium, absents de l'hémisphère nord. D'autres minéraux typiques des roches volcaniques, comme des pyroxènes riches en calcium ou encore l'olivine, se rencontrent à l'inverse un peu partout. A certains endroits (en particulier le fond ou les parois des cratères d'impacts), l'olivine est présente en grande quantité, la concentration la plus élevée se rencontrant au niveau de Nili Fossae (ainsi que l'a découvert le TES de la sonde Mars Global Surveyor). Oméga n'a pas détecté de minéraux hydratés ou d'argiles dans les plaines de l'hémisphère nord, ce qui tend à indiquer que ce dernier n'est pas composé de basaltes altérés. Cependant, aucun minéral typique des andésites n'a également été mis en évidence, et le mystère de la composition des jeunes plaines nordiques demeure. Il est cependant tout à fait possible que le revêtement d'altération qui recouvre les roches empêche de déterminer par spectrométrie la véritable nature des roches. Seul un rover doté d'une meule et évoluant en surface (à l'image des robots américains Spirit et Opportunity) pourrait ôter ce vernis rocheux et déterminer la véritable composition minéralogique de la surface.

En 2004, des roches sédimentaires ont également été découvertes pour la première fois par le rover américain Opportunity au niveau de Terra Meridiani. Le véhicule robotique a effectivement détecté des roches très riches en sulfates, au sein desquels sont logés des petites billes d'hématite. La sonde Mars Express a montré peu après que ces sulfates ne sont pas localisés au niveau du seul site d'atterrissage d'Opportunity, mais qu'ils couvrent au contraire de vastes régions de la planète Mars. Le spectro-imageur Oméga a ainsi découvert de vastes affleurements de sulfate de calcium hydraté (gypse, CaSO4, 2 H2O) au niveau de la calotte polaire boréale, dans le secteur des dunes noires d'Olympia Planitia (60 km sur 140 km), la plus grande mer de sable de Mars, ainsi que du sulfate de magnésium hydraté (kiesérite MgSO4, H2O et epsomite MgSO4, 7H2O) et du gypse dans Valles Marineris, Margaritifer Sinus et Terra Meridiani. Dans les régions équatoriales, les sulfates sont presque toujours exclusivement associés à des dépôts stratifiés clairs d'âge noachien ou hespérien. Le dépôt de ces sulfates martiens n'a pu avoir lieu qu'en présence d'eau. Parmi les différents mécanismes ayant pu conduire à leur formation, le plus vraisemblable est une altération de roches volcaniques par une eau chargée en acide sulfurique, ou par des pluies, du gel ou de la neige acide. L'olivine aurait alors donné naissance aux sulfates de magnésium et en fer, et les pyroxènes riches en calcium aux sulfates de calcium. Il est également possible que certains dépôts se soient formés suite à l'évaporation d'une eau riche en sulfates. Sur Terre, ces évaporites se rentrent dans des lacs peu profonds en cours d'assèchement (playas) ou dans des lagunes reliées à la mer (sabkhas).

Excepté quelques pourcents dans la poussière martienne, aucun carbonate n'a été détecté sur Mars, et le mystère posé par leur absence est donc lui aussi toujours intriguant. Sur une planète dotée d'une atmosphère riche en dioxyde de carbone (comme la Terre et Mars dans leur jeunesse), le CO2 réagit avec l'eau des océans et des mers pour constituer de vastes dépôts de roches carbonatées comme les calcaires. Or aucune roche calcaire n'a à ce jour été identifiée sur Mars. L'atmosphère s'est-elle échappée massivement dans l'espace avant de se combiner avec l'eau ? Les carbonates ont-ils été détruits par les ultraviolets ou les pluies acides (mais dans ce cas, ou est passé le dioxyde de carbone libéré ? L'atmosphère actuelle n'en renferme effectivement plus qu'une quantité négligeable, tout comme les calottes polaires). Les carbonates sont-ils enfouis sur une épaisse couche de poussière ou de sédiment, qui les rend indétectables ? Ou faut-il envisager que les mers et les océans martiens n'aient en réalité jamais existés ?

Composition minéralogique des basaltes
Feldspath (plagioclase)

50 %

Clinopyroxène

25 %

Silicates feuillés (mica, argile)

15 %

Composition minéralogique des andésites
Feldspath (plagioclase)

35 %

Verre riche en potassium

25 %

Clinopyroxène 10 %
Silicates feuillés (mica, argile)

15 %

Le sol martien

Le spectromètre rayons X à fluorescence (XUF) des atterrisseurs Viking a permis d'obtenir pour la première fois la composition élémentaire du sol martien, dont on a ensuite déduit la nature des roches martiennes. Cet appareil irradie les échantillons à étudier avec des rayons X provenant de deux sources radioactives (55 Fe et 109Cd). Les échantillons répondent à cette excitation en émettant de la lumière (par fluorescence), dont l'analyse permet de remonter à leur composition.

Les résultats, exprimés en oxyde, sont précis à quelques dixièmes de pour cent. Le sol de Mars est principalement composé d'oxydes de silicium (44 %) et d'oxydes de fer (17 %). Les oxydes de fer jouent deux rôles importants sur Mars. Premièrement, ils sont responsables de la couleur rouille caractéristique de la surface martienne (hématite principalement, mais aussi ferrihydrite). Ensuite, le sol doit ses étonnantes propriétés électriques et magnétiques à la présence de deux oxydes de fer hautement magnétique, la magnétite (Fe3O4) et la maghémite (gFe2O3). Ce dernier possède la même formule chimique que l'hématite, mais diffère de cet oxyde par sa structure cristalline. La maghémite peut se former par l'altération aqueuse de magnétite, et peut également apparaître suite à l'altération de la nontronite (voir plus loin).

On trouve ensuite des oxydes d'aluminium (7%), de magnésium (6%), de calcium (6%) et une petite quantité de rutile, un oxyde de titane (0,5 %). Le soufre est également présent en quantité non négligeable sous la forme de sulfates (7% d'oxyde de soufre, c'est à dire 100 fois plus que sur Terre). Le sulfate le plus abondant est le sulfate de magnésium (5 %). Enfin, le sol contient du chlore (0,4 à 0,8 %) et une quantité très faible de potassium (moins de 0,15 % d'oxydes de potassium, soit cinq fois moins que sur Terre).

La composition des sols martiens, fournie par les instruments des deux atterrisseurs Viking, n'est qu'une composition élémentaire, atomique. Elle ne donne aucune idée sur les minéraux et les molécules qui sont constitués par ces atomes. Nous sommes dans une situation ou il faut retrouver les mots d'une phrase en ne connaissant que les différentes lettres qu'elle contient ! De nombreuses expériences de laboratoire ont été effectuées pour tenter de retrouver les minéraux qui refléteraient le mieux la composition élémentaire. La composition minéralogique la plus probable, au regard de ces expériences, est la suivante. Le sol martien serait d'abord assez riche en argiles ferromagnésiennes (47 % de nontronite, qui est donc l'argile prédominante, 17 % de montmorillonite, 15 % de saponite).

La présence d'argiles à la surface de Mars peut s'expliquer de deux manières : soit par une altération de roches basaltiques sous l'effet de la vapeur d'eau atmosphérique accélérée par le rayonnement ultraviolet (sur Terre, les argiles proviennent classiquement de l'altération de roches basaltiques au niveau des régions tropicales ou du fonds des mers), soit par une activité volcanique ayant eu lieu sous une épaisse couche de glace. Le contact entre un magma riche en fer et de la glace souterraine peut effectivement produire ce genre de minéraux comme on le constate avec les palagonites d'Islande (ce verre volcanique ne contient presque uniquement que de la nontronite). Le sol martien serait donc identique dans sa composition à une dolérite altérée (diabase), une roche basaltique. Il peut donc provenir entre autre d'une altération des laves martiennes.

Le sol de Mars contient aussi des quantités notables de sels, en particulier des sulfates comme la kiesérite, un sulfate hydraté de magnésium (13 %), la jarosite ou la schwertmannite. Ces valeurs expliquent la forte teneur en soufre du sol martien. Celui-ci contient également des carbonates (7 % de calcite, un carbonate de calcium). Les carbonates et les sulfates font partie des évaporites, des roches déposés par l'évaporation d'une eau originellement très riche en substances dissoutes (bassins d'évaporation, percolation d'eau hydrothermale riche en minéraux dans les régions volcaniques).

Très réactif au point de vue chimique, le sol martien subit en permanence un intense bombardement de radiations UV capable de détruire toute substance organique. Au point de vue physique, il se comporte comme du sable humide alors qu'il est extrêmement sec. Les tranchées creusées par les pelles des atterrisseurs Viking ont conservé des parois droites qui ne se sont pas effondrées.

Les analyses menées par les deux atterrisseurs Viking et celles réalisées dans les laboratoires terrestres sur les météorites martiennes avait permis d'arriver à la conclusion que la surface martienne était peu différenciée et que sa composition était mafique (c'est à dire que les sols et les roches étaient riches en magnésium et en fer, et pauvre en silicium). Mais la mission Pathfinder a bouleversé cette idée reçue.

En première approximation, le sol du site d'atterrissage de Pathfinder (Ares Vallis) semble similaire aux sols des Viking 1 et 2, alors même que Pathfinder a atterri à plus de 1000 km du site d'atterrissage de Viking 1 et que les sondes Viking ont atterri à 6500 km l'une de l'autre.

Ces résultats montrent que le sol martien est homogène à l'échelle de la planète. Il s'est sans doute formé à partir de la désagrégation d'un grand nombre de roches différentes (brèches d'impact, laves, fragments écrasés sous l'impact de grosses météorites), dont les constituants ont été mélangés, brassés et distribués sur la totalité de la planète (en particulier grâce aux vastes tempêtes de poussières qui peuvent frapper la totalité de la planète rouge). Il faut ajouter à ce cocktail un soupçon de chlore et de sulfates, produits de l'altération chimique des roches martiennes et d'émanations gazeuses volcaniques. Si le sol peut être considéré comme une bonne approximation de la composition moyenne de la surface martienne, sa composition ne reflète pas celle d'une roche particulière.

Les analyses de Pathfinder ont pourtant mis en évidence une différence fondamentale. Le sol sur lequel le petit robot Sojourner a fait ses premiers pas est en effet beaucoup plus riche en potassium (0,6 % de K2O contre une limite supérieure de 0,15 % pour les sols des Viking). A moins que l'un des deux résultats ne soit totalement faux, nous n'avons pas vraiment d'explication pour expliquer cette différence. Contrairement à toute attente, Pathfinder s'est retrouvé devant des roches riches en potassium et en silicium, et pauvre en fer. Des roches bien différenciées, similaires à celles qui forment la croûte terrestre, alors que l'on pensait trouver des roches basaltiques. La large différence de composition entre les roches et le sol montre que celui-ci ne peut pas se former simplement par désagrégation des roches locales (mais en prenant en compte l'intervention de l'altération et l'émission de gaz volcanique). Pour passer des roches différenciées du site de Pathfinder au sol que l'on observe, il faut ajouter des matériaux rocheux riches en magnésium et pauvres en silicium, des roches semblables aux météorites martiennes. Les roches martiennes pourraient donc montrer une variété que l'on était loin de soupçonner.

Composition du sol martien

Composition (exprimée en oxydes)

Sol de Chryse Planitia (Viking 1) Sol d'Utopia Planitia (Viking 2) Sol d'Ares Vallis (Pathfinder)
SiO2

44 %

43,0 % 48,6 %
Al2O3

7,3 %

7,0 % 8,6 %
Fe2O3

17,5 %

17,3 % 16,5 (% FeO)
MgO 6,0 % 6,0 % 7,8 %
CaO 5,7 % 5,7 % 5,7 %
K2O 0,15 % (au maximum) 0,15 % (au maximum) 0,6 %
TiO2 0,6 % 0,5 % 0,9 %
SO3 6,7 % 7,9 % 5,9 %
Cl 0,8 % 0,4 % 0,6 %
Na2O ? ? 2,4 %
MnO ? ? 0,4 %

La poussière de Mars

La composition de la poussière recouvrant la surface martienne a été obtenue pour la première fois lors de la mission Mariner 9 avec un interféromètre de Michelson qui analysait l'atmosphère martienne. Il mit en évidence une bande d'absorption intense vers 1000 cm-1, attribuée à la présence de particules projetées dans l'atmosphère lors de la tempête de 1971 - 1972. Des résultats plus importants furent obtenus avec les atterrisseurs de la mission Viking grâce à l'utilisation d'un spectromètre X. Tout comme le sol, la poussière est principalement constituée d'oxydes de silicium et d'oxydes de fer. La concentration en soufre est beaucoup plus importante que sur Terre (100 fois plus), mais le potassium est plus rare que sur notre planète (5 fois moins). C'est sans doute un mélange d'argiles (montmorillonite, nontronite et saponite). Les poussières pourraient également contenir, en faible proportion, des oxydes de fer doués de propriétés magnétiques, la magnétite (Fe3O4) et la maghémite. La poussière martienne renferme enfin 2 à 5 % de carbonate de magnésium (MgCO3). Notons ici qu'il est parfois assez difficile de faire une réelle différence entre le sol martien lui-même et la poussière.

Les calottes polaires

Les calottes polaires de Mars ont été découvertes au XVIIe siècle par Christian Huygens. William Herschel fut le premier à suggérer qu'elles pouvaient être de glace.

Les calottes martiennes sont soumises à un cycle annuel, et les changements sont d'une telle ampleur qu'ils peuvent parfaitement être suivis depuis la Terre avec un petit télescope. A l'automne, une calotte saisonnière de glace de CO2 (d'une dizaine de centimètres d'épaisseur) recouvre les pôles. Comme l'hiver austral est plus long que l'hiver boréal (Mars étant alors à l'aphélie, le point de l'orbite le plus éloigné du Soleil), la calotte polaire saisonnière sud descend jusqu'à 50° de latitude, alors que la calotte polaire saisonnière nord ne dépasse pas les 65° de latitude. Comme la calotte saisonnière sud est plus étendue que celle du pôle nord, la quantité de CO2 qui s'y dépose est bien plus importante, et c'est pourquoi la pression atmosphérique atteint son minimum durant l'hiver austral (25 % de diminution). Quand la calotte saisonnière de CO2 fond avec l'arrivée du printemps, elle découvre une calotte résiduelle et permanente.

La calotte résiduelle australe mesure 350 km de diamètre et se situe à 4° du pôle sud, par 30° de longitude (elle est donc bien plus petite que la calotte polaire résiduelle du pôle nord). Pendant très longtemps, les scientifiques pensaient que la calotte résiduelle australe devait être composée en majorité de neige carbonique, c'est à dire de dioxyde de carbone solide. Pourtant, dans les rares cas ou le capuchon de CO2 se sublimait complètement, une augmentation très nette de la teneur en vapeur d'eau atmosphérique au niveau du pôle sud était observée, ce qui pouvait laisser penser que l'eau rentrait bel et bien dans la composition de la calotte sud.

En 2003, des mesures de température et d'inertie thermique effectuées par l'instrument THEMIS de Mars Odyssey et le spectromètre TES de Mars Global Surveyor démontrèrent pour la première fois que la calotte sud, tout comme la calotte nord, était constituée en majorité de glace d'eau. Ce résultat novateur fut confirmé avec brio un an plus tard par l'instrument Omega de la sonde Mars Express, qui détecta dans l'infrarouge la signature de la molécule d'eau au niveau de la calotte polaire australe.

La calotte polaire australe semble donc être constituée d'une fine carapace de dioxyde de carbone solide d'une dizaine de mètres d'épaisseur recouvrant une banquise d'eau gelée. Cette croûte de glace sèche est percée par d'étonnantes dépressions circulaires, aux parois verticales, qui semblent découpées à l'emporte-pièce. Si le diamètre des dépressions varie entre quelques centaines de mètres et un kilomètre, la profondeur est par contre étonnamment constante, ce qui s'explique par le fait que les cuvettes atteignent vraisemblablement le socle de glace d'eau sous-jacent. D'après les dernières observations, les dépressions s'élargiraient un peu plus chaque année. Tout indique que la calotte polaire australe est en train de fondre, et il n'est pas impossible qu'elle ait totalement disparu dans quelques siècles.

Le fait que le CO2 soit présent au niveau de la calotte polaire australe sous la forme d'un fin film de quelques mètres d'épaisseur, et non pas sous la forme d'un bloc massif de plusieurs kilomètres de hauteur pose un problème majeur. Sur Terre, la majeure partie du CO2 est retenu prisonnier à l'intérieur de roches sédimentaires, sous la forme de carbonates (comme les calcaires). Aucune roche sédimentaire n'a pour l'instant été mise en évidence sur Mars, et la calotte polaire sud constituait le principal réservoir de CO2, qui formait dans un lointain passé une épaisse atmosphère. Etant donné que cette dernière semble formée en majorité d'eau gelée, il faut se demander où a bien pu disparaître l'ancien dioxyde de carbone atmosphérique ...

La calotte résiduelle qui coiffe le pôle nord a été une cible plus facile pour les scientifiques, en partie parce que le capuchon de dioxyde de carbone qui la recouvre en hiver finit toujours par disparaître complètement. Après sa sublimation, celui-ci révèle une calotte résiduelle bien plus importante que celle du pôle sud, qui couvre une région de 1000 km2. En 1976, grâce aux données fournies par le spectromètre infrarouge MAWD (teneur en vapeur d'eau de l'atmosphère) et le radiomètre infrarouge IRTM (évolution des températures au sol), les orbiteurs Viking montrèrent que la calotte polaire nord se compose principalement de glace d'eau (comme les scientifiques l'avaient suspecté dès 1972 avec les observations de la sonde Mariner 9). Plus de vingt années plus tard, l'altimètre laser de la sonde Mars Global Surveyor étudia cette masse de glace sous toutes ses coutures. Son volume serait de 1,2 à 1,7 millions de km3 (soit une masse deux fois inférieure à celle de la calotte polaire du Groenland) et son épaisseur atteindrait par endroit 3 kilomètres. La quantité d'eau qu'elle renferme est par contre 10 fois moins importante que prévue, ce qui pose de nombreuses questions concernant l'histoire et le destin de l'eau sur Mars.

Toujours selon les données renvoyées par Mars Global Surveyor, le relief des deux calottes polaires semble très similaire (en particulier au niveau des profils verticaux), même si les deux structures diffèrent fortement d'un point de vue visuel. Le volume d'eau maximum contenu dans les deux calottes polaires serait de 3,2 à 4,7 millions de km3, ce qui correspondrait grosso modo à une couche d'eau de 22 à 33 mètres recouvrant la totalité de la planète (soit 1/3 seulement du volume de l'hypothétique océan planétaire dont la profondeur théorique est de 100 mètres). Le reste de l'eau est peut-être stocké dans le sous-sol martien sous la forme de glace ou d'eau, a moins qu'elle ne se soit échappée définitivement dans l'espace.

Les différences morphologiques des deux calottes sont sans doute dues aux tempêtes de poussières qui balayent la planète. Au cours de l'automne dans l'hémisphère nord, l'atmosphère contient de grandes quantités de poussières en suspension, qui sont incorporées dans la calotte nord. Par contre, dans l'hémisphère sud, l'atmosphère est limpide lorsque la calotte se forme, et cette dernière est alors plus réfléchissante. Au cours du printemps et de l'été, la calotte polaire nord absorbe fortement les rayons solaires, et la glace sèche se dissout complètement, laissant une calotte résiduelle de glace d'eau. Lorsque l'été arrive dans l'hémisphère sud, l'atmosphère plus opaque et la réflectivité importante de la calotte sud empêchent la sublimation totale de la glace sèche. Notons pour terminer que la calotte polaire australe semble plus vieille que la calotte polaire boréale : 10 millions d'années contre 5 millions d'années respectivement.

Les terrains polaires

La caméra haute résolution (MOC) de la sonde Mars Global Surveyor a acquis des images époustouflantes des deux calottes polaires résiduelles au cours de sa mission de cartographie. Les clichés, pris au cours de l'été (période ou la calotte saisonnière de CO2 a complètement disparu), montrent d'importantes différences topographiques.

Les terrains de la calotte polaire nord sont généralement plats et ponctués d'un grand nombre de petites dépressions, très rapprochées les unes des autres, de 10 à 20 mètres de large et de deux mètres de profondeur. On trouve également par endroit des fractures et des petites collines. A l'inverse, les terrains de la calotte polaire australe sont finement sculptés, avec de larges cuvettes circulaires que nous avons déjà évoquées, et qui sont entourées par des mesas. Ces formations, d'une beauté à couper le souffle, sont uniques dans le système solaire. Soumises à l'érosion, certaines formations sont vieilles de plusieurs centaines d'années.

Les petites dépressions des terrains polaires nord doivent se former suite à la sublimation de la glace d'eau (passage direct de l'état solide à l'état gazeux) alors que d'autres mécanismes (en plus de la sublimation) pourraient être à l'œuvre au pôle sud : glissement de terrain, sapement. Le contraste étonnant entre la calotte nord et sud semble indiquer que les pôles ont connu des climats et une histoire différente sur des milliers ou des millions d'années.

Les dépôts stratifiés

Les dépôts stratifiés des calottes polaires sont les formations les plus intéressantes. Ces couches de sédiments s'étendent des pôles jusqu'à 80° de latitude. Elles sont disposées horizontalement et apparaissent coupées par des vallées qui se développent en spirales depuis les pôles, dans le sens antihoraire au nord et horaire au sud. Les cratères d'impacts sont peu nombreux, ce qui signifie que ces formations sont relativement jeunes. L'épaisseur des dépôts est plus importante dans l'hémisphère austral (4 à 6 kilomètres) que dans l'hémisphère boréal (1 à 2 kilomètres). Ces formidables mille-feuilles ont vraisemblablement été produits par le dépôt successif de couches de glace plus ou moins riche en poussière. D'après les climatologues, ils sont les témoins de l'histoire climatique mouvementée de Mars.

Les couches individuelles ont une épaisseur qui varie entre dix et plusieurs centaines de mètres. Les résultats les plus récents, obtenus grâce aux images haute résolution de la sonde Mars Global Surveyor, montrent que les 250 premiers mètres de la calotte polaire nord se sont accumulés en 500 000 ans, ce qui correspond à un taux de sédimentation moyen de 0,05 cm par an. Ce taux annuel de 500 micromètres semble cohérent avec les changements climatiques prévus par les modèles théoriques (voir plus bas). 

Sur les photographies, certaines couches forment des pentes plus importantes que d'autres, ce qui suggère qu'elles sont plus résistantes à l'érosion (peut-être à cause de la présence d'un ciment glacé). Les derniers clichés de la sonde Mars Global Surveyor indiquent que les couches sont bien plus nombreuses que celles entrevues sur les photos des sondes Viking (plusieurs centaines par endroit).

Les dépôts stratifiés seraient le résultat de la variation des paramètres astronomiques martiens. Les simulations ont montré que sur des périodes de temps suffisamment longues, la planète rouge connaît effectivement d'importantes variations périodiques de son obliquité (inclinaison de l'axe de rotation sur l'orbite) et de son excentricité. L'excentricité orbitale (qui est actuellement de 0,093) varie de 0,00 (un cercle presque parfait) à 0,14 (une ellipse particulièrement prononcée). La période des variations est double : 95 000 ans et 2 millions d'années.

Comme pour l'excentricité, la période de variation de l'obliquité est double : 120 000 ans et 1,2 millions d'années. L'obliquité de la Terre, stabilisée par la Lune, ne varie que d'un degré à peine autour de sa position actuelle. Malgré tout, une variation aussi minime a été suffisante déclencher les grandes glaciations du quaternaire (période la plus récente de l'histoire géologique terrestre allant de 1,8 millions d'années jusqu'à aujourd'hui) en abaissant l'insolation dans les hautes latitudes. En comparaison, l'obliquité martienne oscille entre des valeurs extrêmes (15° à 40°), ce qui laisse imaginer l'ampleur des changements climatiques qui se produisent lorsque la planète Mars bascule !

Pour de faibles valeurs d'obliquité (15° ou moins), les rayons du Soleil n'atteignent pas les pôles, et l'eau ainsi que le CO2 restent piégées sous forme solide dans le régolite et les calottes polaires. Ces dernières sont massives et permanentes, mais restent confinées dans les hautes latitudes. Etant donné la quantité de CO2 emprisonnée dans les calottes, l'atmosphère de la planète finit par devenir très ténue. Ces périodes de grand froid correspondent aux couches claires (riches en glace) des dépôts stratifiés. Dans les conditions d'obliquité actuelles (environ 25°), les calottes sont moins imposantes et subissent des variations de taille non négligeable entre l'été et l'hiver. Un transport non négligeable de CO2 a lieu entre les hémisphères, puisqu'un quart environ du dioxyde de carbone atmosphérique passe d'une calotte à l'autre au cours d'une année martienne. Pour de fortes valeurs d'obliquité (40° ou plus), les pôles sont fortement inclinés vers le Soleil et les régions polaires connaissent donc une forte insolation. Les calottes disparaissent en été et apparaissent uniquement à l'approche de l'hiver, lorsque le CO2 parvient à se condenser sur les pôles. La presque totalité des réserves de dioxyde de carbone martiennes se trouvent sous forme gazeuse, et l'atmosphère devient très épaisse, ce qui entraîne un réchauffement important de la surface. Le régime des vents est attisé, et d'importantes quantités de poussière sont injectées dans l'atmosphère. Ces périodes correspondent aux couches sombres (riches en poussière) des dépôts stratifiés.

Sur des échelles de temps plus grandes, les variations deviendraient chaotiques, et deviennent donc impossibles à prévoir. Ainsi, sur la centaine de millions d'années, l'obliquité martienne pourrait varier entre 0° et 60°, ce qui signifie qu'à certains moments, la planète rouge a littéralement été "couchée" sur son orbite ! Les variations de l'excentricité orbitale et de l'obliquité peuvent s'expliquer par les perturbations gravitationnelles exercées par les autres planètes du système solaire.

Le mécanisme de la précession conduit également à une alternance entre les deux hémisphères sur une période de 51 000 ans. Actuellement, l'été de l'hémisphère sud est plus chaud et plus court que celui de l'hémisphère nord, car la planète est alors à son périhélie. Mais dans 25 000 ans, cette situation s'inversera. La combinaison de ces trois variations (obliquité, excentricité et précession) a des répercutions particulièrement importantes sur le climat martien.

A longue échéance, les conditions climatiques sur Mars peuvent donc fortement changer, en influençant la fréquence et l'intensité des tempêtes de poussières, ainsi que le rythme de l'érosion et la constitution des dépôts stratifiés. En conservent les traces des variations climatiques survenues au cours des dernières dizaines de millions d'années, ces derniers constituent de véritables archives des climats anciens (paléoclimats) de Mars.

Pour en savoir plus :

Go ! Chroniques martiennes : De l'eau au pôle sud : réflexion sur le premier résultat de Mars Express.
Go ! Chroniques martiennes : Les dépôts stratifiés décryptés.
Go ! Sojourner, un géologue sur Mars !
Go ! Une tectonique des plaques sur Mars ?
Go ! Grandeur et décadence du champ magnétique martien.
Go ! La structure interne de Mars.

La dichotomie de la planète Mars

A gauche : Les terrains du sud sont hauts et fortement cratérisées. C'est pourquoi les zones jaunes prédominent (hauts plateaux). Les deux zones bleues (faibles altitudes) représentent les bassins d'impact d'Argyre et d'Hellas. A droite : Les terrains du nord sont bas et peu cratérisés. C'est pourquoi les zones bleues prédominent (régions de faibles altitudes). On trouve cependant des zones plus élevées, comme les dômes de Tharsis et d'Elysium (en rouge). Ces dômes sont des soulèvements de la croûte de Mars, sur lesquels se sont ensuite développés des volcans. La source de cette dichotomie entre le nord et le sud n'est pas connue. Parmi les théories avancées, on trouve un ou plusieurs impacts, ou l'intervention d'un processus interne. Certaines régions de l'hémisphère nord comptent parmi les plus plates de tout le système solaire, avec des élévations de quelques mètres pour plusieurs kilomètres. Ces zones dépourvues de relief seraient des preuves de l'existence de processus sédimentaires. De nombreux géologues pensent effectivement qu'un ancien océan (Oceanus Borealis) a jadis recouvert une bonne partie de l'hémisphère nord (Crédit photo : droits réservés).

Contact entre les plateaux du sud et les plaines du nord

La zone de contact entre les hauts plateaux cratérisés de l'hémisphère austral et les basses plaines volcaniques de l'hémisphère nord offre des paysages divers et variés. Dans certains cas, le plateau donne naissance à des buttes qui ressemblent à s'y méprendre à celles, fameuses, de Monument Valley dans l'Utah, aux Etats-Unis. Les buttes proviennent de l'érosion du lit rocheux qui constitue le plateau. Le matériel meuble est désagrégé par les forces érosives puis transporté au loin, alors que le matériau plus dur résiste à l'érosion en donnant naissance à des îlots qui restent fièrement sur place. Ce sont ces buttes résiduelles aux sommets plats que l'on nomme mesas. Les mesas, d'abord serrées les unes contre les autres, deviennent de plus en plus isolées à mesure que l'on progresse vers le sud. Les buttes situées en bas de l'image rappellent que le socle rocheux du plateau s'avançait bien plus au sud à une époque lointaine et reculée. Au bord de la falaise principale, en haut de l'image, on note une série continue de petites lignes parallèles. Ce sont les crêtes de dunes de sable qui se sont formées à l'abri de la paroi rocheuse. On en distingue d'autres autour de certaines buttes. Cette belle image a été obtenue par la sonde Mars Global Surveyor au-dessus des plaines d'Elysium, à 300 km au sud de la région de Cerberus (Crédit photo : Malin Space Science Systems/NASA).

Profil topographique

Profil topographique réalisé par l'altimètre laser de la sonde Mars Global Surveyor, depuis le pôle nord (à gauche) jusqu'au pôle sud (à droite). La pente qui relie les hauts plateaux de l'hémisphère sud et les basses plaines de l'hémisphère nord est ici évidente. Cette pente a du contribuer de manière non négligeable au drainage de vastes quantités d'eau à l'échelle planétaire (Crédit photo : NASA/JPL/MOLA Team).

La superficie de la planète Mars

La superficie de la planète Mars (144 millions de km2 environ) est similaire à celle des terres émergées de notre planète (Crédit photo : Corby Waste/NASA).

Carte en 3D de Mars

Carte en fausse couleur montrant le relief martien, obtenue par l'altimètre laser de la sonde Mars Global Surveyor. Le rouge et le blanc indiquent une forte élévation. Le bleu indique au contraire des régions de basse altitude. Sur cette portion du globe martien, on note sans problème l'imposant bassin d'impact d'Hellas (la zone en bleue foncé, en bas à gauche). L'intervalle d'altitude de la topographie martienne atteint 30 kilomètres (depuis le sommet d'Olympus Mons jusqu'au plancher du plus profond bassin d'impact, Hellas), soit une fois et demi celle de la Terre. Grâce à Mars Global Surveyor, le relief martien est maintenant connu avec une plus grande précision que le relief terrestre. Les mesures d'altitude ont une précision de 13 mètres en moyenne, et l'altitude de larges régions de l'hémisphère nord est connue avec une précision de 2 mètres (Crédit photo : NASA/JPL/MOLA Team).

Carte minéralogique de Mars (basalte)

Répartition du basalte à la surface de Mars. Cette roche volcanique occupe principalement les hauts plateaux cratérisés de l'hémisphère sud. Les couleurs indiquent la concentration : bleu foncé 0 %, bleu clair 25 %, vert clair 50 %; jaune 75 %, rouge 100 % (Crédit photo : NASA/JPL/TES Team).

Carte minéralogique de Mars (andésite)

Répartition de l'andésite à la surface de Mars. Cette roche volcanique occupe principalement les basses plaines de l'hémisphère nord. Les couleurs indiquent la concentration : bleu foncé 0 %, bleu clair 25 %, vert clair 50 %; jaune 75 %, rouge 100 %. La détection d'andésites sur Mars a été une véritable surprise, d'autant plus que sur Terre, ces roches sont formées dans un contexte de tectonique de plaques, un mécanisme que n'a apparemment pas connu la planète rouge. Les roches de l'hémisphère nord pourraient cependant être des basaltes altérés au contact de l'eau, et non de véritables andésites (Crédit photo : NASA/JPL/TES Team).

Affleurement de roches sédimentaires sur Terra Meridiani (cratère Fram)

Les premières roches sédimentaires martiennes ont été découvertes par le rover américain Opportunity dans le secteur de Terra Meridiani. L'image ci-dessus montre des roches tendres et claires qui affleurent dans le petit cratère d'impact Fram. Très riches en sulfates, elles renferment des petites billes d'hématite, et présentent d'autres indices qui attestent d'un dépôt en présence d'eau liquide (Crédit photo : NASA/JPL/Cornell).

Structure interne de Mars

La structure interne de Mars. La planète rouge devrait posséder, comme la Terre, un noyau (1300 à 2000 km de rayon), un manteau (1100 à 1800 km) et une croûte (40 à 50 km). La croûte martienne est trois fois plus épaisse que la croûte terrestre et empêcherait toute activité tectonique (Crédit photo : Calvin J. Hamilton).

Structure interne de Mars

Le manteau martien est principalement constitué d'olivine (silicates de fer et de magnésium) et d'oxyde de fer. En fonction de la profondeur, la température et la pression modifient les minéraux, qui changent alors de phase. Le manteau de la planète Mars présente donc une structure en couches. On distingue deux transitions de phase. La première, qui correspond au passage de l'olivine en ß-spinelle, se produit entre 1000 et 1150 km. La deuxième se situe entre 1350 et 1650 km, lorsque la ß-spinelle se transforme en g-spinelle (Crédit photo : Philippe Labrot).

Vue du site d'atterrissage de Viking 1

Une vue du site d'atterrissage depuis l'atterrisseur de Viking 1 dans Chryse Planitia. Le site possède une topographie variée, avec quelques gros blocs (dont Big Joe, non visible ici) et des reliefs pouvant atteindre 5 mètres. Les cailloux sont parfois pris dans des sédiments déposés par le vent. Ils présentent le plus souvent des formes anguleuses et de nombreuses petites cavités. Leur origine est vraisemblablement liée à l'impactisme (impact de météorites) ou au volcanisme. Par endroits, la surface est recouverte d'une croûte durcie riche en sulfates (Crédit photo : Calvin J. Hamilton).

Vue du site d'atterrissage de Viking 2

Le site d'atterrissage de l'atterrisseur de Viking 2 (Utopia Planitia) est plat et monotone. Il est couvert de blocs dont la dimension moyenne est supérieure à celles des blocs du site de l'atterrisseur n°1. Les cailloux présentent des vacuoles plus importantes que ceux de Chryse Planitia (certains ressemblent à des éponges !). Ils sont sans doute à mettre en relation avec le grand cratère d'impact Mie (103 km) qui se trouve à 180 km à l'est du site d'atterrissage. On a également observé à la surface une structure polygonale, résultant d'un cycle gel/dégel (Crédit photo : Calvin J. Hamilton).

Gros plan d'un rocher d'Utopia Planitia

Gros plan d'un rocher jonchant le sol martien sur Utopia Planitia (site d'atterrissage de Viking 2). Les petites vacuoles qui criblent la surface de la roche apparaissent ici très nettement (Crédit photo : NASA/JPL).

La calotte polaire Sud

La calotte polaire résiduelle du pôle sud est découpée par des vallées spirales, dont le sens de rotation dépend de la force de Coriolis. Pour le pôle Sud, la rotation s'effectue dans le sens des aiguilles d'une montre (Crédit photo : NASA/JPL).

Les terrains de la calotte polaire sud

Voici une série stupéfiante d'images qui illustrent la beauté et la diversité des terrains de la calotte polaire sud. L'image n°1 montre l'aspect typique de la surface : une couche claire, ponctuée par des cuvettes circulaires, laisse apparaître en dessous une couche plus sombre. Les dépressions, taillées dans du dioxyde de carbone solide, peuvent mesurer 4 mètres de profondeur. Quelquefois, les trous sont courbes plutôt que circulaires (image n°2). La surface peut être finement sculptée, comme le prouve l'image n°3. A d'autres endroits (image n°4), on a l'impression d'observer une empreinte digitale : de longues crevasses parallèles les unes aux autres apparaissent par sapement puis s'élargissent par sublimation de la glace sèche. Les clichés ont été obtenus par la caméra haute résolution de la sonde Mars Global Surveyor (Crédit photo : Malin Space Science Systems/NASA).

Les terrains de la calotte polaire nord

L'aspect de la calotte polaire nord n'a rien à voir avec celui de la calotte polaire australe : le terrain est constitué de nombreuses petites dépressions serrées les unes contre les autres. La différence flagrante qui existe entre le nord et le sud semble indiquer que les pôles martiens n'ont pas connu au cours de leur histoire des conditions climatiques identiques. La nature du terrain dans lequel les formations sont creusées (glace d'eau ou CO2 gelé suivant les cas) a peut être aussi joué un rôle (Crédit photo : Malin Space Science Systems/NASA).

Terrains stratifiés de la calotte polaire Sud

Une vue à haute résolution des terrains stratifiés de la calotte polaire nord en été. La zone blanche en haut de l'image est couverte de glace. La falaise orange (creusée par le vent) mesure 500 mètres de haut, et on distingue un empilement de couches de glace et de poussière. L'épaisseur moyenne de ces couches est de 50 mètres, la résolution ne permettant pas de détecter des couches plus fines (Crédit photo : NASA/JPL).

Dépôts stratifiés

L'étude des terrains stratifiés des calottes polaires permettra aux géologues de décrypter l'histoire climatique de Mars, tout comme le passé climatique terrestre sur les derniers millions d'années est accessible d'après l'étude des carottes de glace prélevées en Arctique ou en Antarctique (Crédit photo : Calvin J. Hamilton).

Obliquité de la Terre et de Mars

La planète Terre et la planète Mars possèdent à peu prés la même obliquité, comme le montre ce beau graphique de Calvin J. Hamilton. Contrairement à Mars, l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre a été stabilisée par la Lune. La planète rouge a effectivement connu au cours de son histoire des variations chaotiques et importantes de son obliquité, avec des conséquences parfois dramatiques. (Crédit photo : Calvin J. Hamilton).

 

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