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Première représentation en 3D de la calotte polaire résiduelle du pôle nord

L'altimètre laser (MOLA) de la sonde Mars Global Surveyor vient de fournir la première représentation en 3D de la calotte polaire nord. Les données ont été collectées lors du printemps et de l'été 1998. 2,6 millions de pulses laser ont été nécessaires pour construire cette carte du pôle nord martien. La résolution spatiale est de 1 kilomètre et la résolution verticale de 5 à 30 mètres.

La carte révèle que la calotte polaire s'étend sur 1200 kilomètres et que son épaisseur peut atteindre par endroits 3 kilomètres (épaisseur moyenne : 1 kilomètre). La surface de la calotte est coupée par des canyons et des vallées dont la profondeur peut être assez importante (jusqu'à 1 kilomètre). La paroi des vallées a souvent un aspect en escalier et l'on distingue de nombreuses terrasses (certains pensent que cette structure particulière est à mettre en relation avec les dépôts stratifiés). Des vallées semblables n'ont jamais été observées sur Terre, que ce soit au niveau des régions glaciaires ou polaires. Elles seraient apparues sous l'action du vent ou par évaporation de la glace. A côté de ces zones fortement accidentées, on trouve aussi de vastes régions extrêmement plates. Enfin on distingue aussi des petites collines de glace, vestige d'un passé lointain ou la calotte était bien plus importante que maintenant. La calotte toute entière serait nichée dans une vaste dépression de 5 km de profondeur. Au bord de la calotte (80°N de latitude), la surface s'élève de 1 kilomètre au dessus des terrains environnants. L'altitude continue à augmenter en allant vers le pôle et certaines régions peuvent atteindre 2 à 2,5 kilomètres de haut.

La carte en 3D a permis d'estimer pour la première fois, et avec une grande précision, le volume de la calotte polaire et donc la quantité d'eau qu'elle contient sous forme de glace (notez bien que nous parlons ici de la calotte permanente ou résiduelle, et non pas de la calotte saisonnière principalement composée de glace de CO2 qui se forme en hiver). Résultat des courses : entre 1,2 à 1,7 millions de km3 d'eau ! A titre de comparaison, on trouve deux fois plus d'eau dans la calotte glaciaire qui recouvre le Groenland et la calotte martienne ne représenterait que 4% en volume de la glace qui recouvre le continent Antarctique. Mais le plus embêtant, c'est que la quantité d'eau est dix fois inférieure à la valeur prévue. Il n'y en aurait pas assez pour remplir l'hypothétique océan (Oceanus Borealis) qui devait recouvrir une bonne partie de l'hémisphère nord, au début de l'histoire géologique de la planète Mars. Si la planète rouge a effectivement connu de grandes quantités d'eau dans sa jeunesse, on ne peut alors manquer de se poser cette question fatidique : qu'est-elle devenue ? On pense que l'eau doit subsister à d'autres endroits. Tous les espoirs se portent vers l'existence d'un permafrost, ou l'eau existerait sous forme de glace dans le sous sol. La calotte polaire sud en contiendrait également une petite quantité. Ce qui n'empêche pas quelques pessimistes de penser que la majorité de l'eau s'est échappé dans l'espace ...

Notons pour terminer que les premières mesures directes de la hauteur des nuages ont également été réalisées. Des réflexions du rayon laser de l'altimètre sur l'atmosphére ont été obtenues juste au dessus de la surface et jusqu'à 15 kilomètres d'altitude. La plupart des nuages évoluaient au niveau des hautes latitudes, à la frontière de la calotte et des terrains environnants. Ils étaient principalement composés de dioxyde de carbone (au cours de l'hiver nordique, les températures sont tellement basses que le CO2  peut se condenser pour former des nuages).

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Crédit photo : MOLA Science Team


Profil obtenu avec l'altimètre laser

Cette image montre la topographie de l'hémisphère nord de Mars. Le ruban rouge a été obtenu par l'altimètre laser de la sonde Mars Global Surveyor, le 15 septembre 1997, lors d'une calibration de cet instrument. Il s'étend de 73°N jusqu'à 10°S de latitude et passe d'abord au dessus des vastes plaines de l'hémisphère nord. Ensuite, il traverse (à l'ouest) la région volcanique d'Elysium Mons, un dôme de trois kilomètres de hauteur. La zone d'Elysium Mons est la deuxième région volcanique de Mars en importance, après le dôme de Tharsis. On y trouve des abîmes très profonds qui reflètent des processus d'érosions, tectoniques et volcaniques. Cette région contraste fortement avec les plaines plates de l'hémisphère nord. Enfin, le profil passe sur la fameuse frontière chaotique entre l'hémisphère Nord et l'hémisphère Sud. Effectivement, les deux hémisphères sont séparés par une zone de forte dénivellation qui reste pour l'instant inexpliquée. De plus, il existe une grande dissymétrie morphologique et topographique entre l'hémisphère sud et l'hémisphère nord. L'étude de la frontière entre ces deux hémisphères est cruciale pour expliquer cette divergence géologique.

Le profil fait 5000 kilomètres de long et il représente 20 minutes de mesures. La résolution à la surface de Mars est de 330 mètres alors que la résolution verticale atteint un mètre. Lorsque la sonde Mars Global Surveyor commencera sa mission de cartographie en mars 1999, elle collectera chaque jour 72 fois plus de données et ce pour une période de deux ans !

MOLA 1

Crédit photo : MOLA Science Team

  MOLA 2

Crédit photo : MOLA Science Team


Profil obtenu avec l'altimètre laser

Ce cratère d'impact de 21 kilomètres de diamètre est situé à environ 48° N. La ligne orange indique la position de la sonde lors de son passage au dessus du cratère (la ligne pointillée orange indique la position corrigée), tandis que la ligne jaune montre le profil topographique du cratère. Le relief de l'anneau et la pente assez forte du bord interne du cratère (plus de 20°) constituent des données précieuses pour comprendre la formation de ces cratères. Les éjectats fluidisés qui bordent le cratère prouvent que l'impact s'est produit sur un terrain sans doute riche en eau. Grâce à la grande résolution verticale de l'altimètre laser de la sonde Mars Global Surveyor, ce type de cratère permettra de comprendre les propriétés de ces types de terrains.

MOLA 3

Crédit photo : MOLA Science Team


Profil obtenu avec l'altimètre laser

L'altimètre laser de la sonde Mars Global Surveyor a réalisé de nombreux profils dans l'hémisphère Nord. L'instrument a collecté les données dans le sens nord sud, à une altitude inférieure à 750 km et sur une période de 22 minutes à chaque passage.

Les profils obtenus comprennent la région d'Amazonis Planitia (qui est décidément très plate) et la région de Tharsis. La sonde a survolé de nombreux volcans, comme Olympus Mons (flanc nord), Arsia (caldeira sommitale), ou encore Alba Patera. L'image de droite présente l'un de ces profils.

MOLA

Crédit photo : MOLA Science Team


Découverte d'une forte concentration d'hématite sur Mars

Le spectromètre d'émission thermique (TES) de Mars Global Surveyor a découvert une concentration remarquable d'hématite (un oxyde de fer de formule Fe2O3) sur une zone de 500 km, avec des frontières bien nettes. Les processus de formation d'hématite sont nombreux, mais ils impliquent tous en général la présence d'eau.

L'hématite peut apparaître lors de l'oxydation de minéraux riches en fer dans l'atmosphère et à basse température (les grains d'hématite ont alors la taille de grains de poussière). Ce type d'hématite apparaît un peu partout sur Mars, ou il rentre dans la composition de la poussière et des sols qui recouvrent sa surface (ce sont ces oxydes de fer qui donnent à Mars sa couleur rouge caractéristique).

Mais les grains d'hématite découverts par le TES sont plus inhabituels, car ils sont d'une taille comparable à celle d'un grain de sable. Ce type d'hématite se forme sous l'effet d'une activité hydrothermale (croissance de cristaux à partir d'un fluide chaud riche en fer). Lorsqu'une grande quantité d'eau chaude rentre en contact avec des roches riches en fer, celui ci passe en solution. Plus tard, lorsque l'eau refroidit, elle ne peut plus contenir autant de fer dissous et le fer précipite alors dans les veines et les fractures de roches environnantes. Sur Terre, cette activité hydrothermale s'observe surtout au voisinage des volcans. Des dépôts d'hématite peuvent aussi se former lorsqu'une quantité importante de fer dissous dans l'eau de mer précipite sous l'effet d'un changement de composition chimique.

L'accumulation d'hématite est la première preuve d'une activité hydrothermale de grande ampleur sur Mars, à une époque ou son atmosphère devait être beaucoup plus épaisse et son climat plus chaud. Ce dépôt pourrait même provenir d'une précipitation au sein d'une importante étendue d'eau (océan ou mer). C'est en tout cas la plus grande concentration d'hématite jamais trouvée. Elle est le résultat d'un processus unique et localisé, contrairement à celui qui donne naissance à l'hématite responsable pour une bonne partie de la couleur rouge de Mars. L'existence et la localisation de ce dépôt indiquent que de l'eau chaude existait jadis à la surface de Mars et fournit des informations qui aideront à la sélection des futures sites d'atterrissage pour l'exploration de Mars et le retour d'échantillons.

Hematite dans Sinus Meridiani

Concentration en hématite détectée par le spectromètre d'émission thermique (TES) de la sonde Mars Global Surveyor au niveau de Sinus Meridiani (les données du TES sont superposées à une image Viking). Les zones riches en hématite apparaissent en rouge. Plus la brillance est élevée, plus la concentration est importante. Les zones noires sont des régions sans hématite. Chaque petit carré individuel au niveau des bandes représente une observation individuelle du TES. Cette image récente de la répartition en hématite a été obtenue en combinant les anciennes données acquises pendant la période de freinage atmosphérique (bande large, dirigée vers la droite en montant) et des données plus récentes accumulées pendant la phase de cartographie (bande étroite, dirigée vers la gauche en montant). Les nouvelles données acquises par Mars Global Surveyor vont servir à délimiter plus finement l'extension des dépôts d'hématite. L'image s'étend de 5° N à 7° S de latitude et de 9° W à 351° W de longitude. L'hématite se situe grossièrement aux alentours de 0° de latitude et entre 0 et 5° W de longitude (Crédit photo : MOLA Science Team).


Mesure des températures au pôle sud (spectromètre d'émission thermique)

Cette image montre la température de surface (dans la région du pôle sud) mesurée par le TES (Thermal Emission Spectrometer) de la sonde Mars Global Surveyor. La sonde était alors à 24 000 km de Mars et la mesure s'est prolongé pendant 4 minutes. La région bleue (-198 Fahrenheit) représente la calotte polaire sud, qui est composée de glace sèche (CO2). La zone verte indique les zones froides qui sont encore dans l'obscurité, alors que la zone jaune montre des régions plus chaudes (environ 15 Fahrenheit), exposées aux rayons du soleil. Chaque carré représente une observation individuelle (2 secondes de mesure) sur une zone de 200 km de coté. Pendant la phase de cartographie, le TES prendra des images telles que celle ci toutes les 100 minutes pour contrôler la température de surface et la température atmosphérique de Mars.

TES 2

Crédit photo : MOLA Science Team


Détection de pyroxènes

Le TES de la sonde Mars Global Surveyor a commencé à étudier la distribution spatiale des minéraux à la surface de Mars. C'est la première fois qu'une étude minéralogique fine est réalisée sur Mars.

La région de Syrtis Major est couverte par une quantité significative de pyroxène. Le pyroxène est un minéral classique des roches ignées et sa présence est cohérente avec les observations précédentes. L'image montre la région sombre de Syrtis Major, avec le nord à gauche. La ligne verte représente la trace de la sonde lorsqu'elle a survolé cette région (orbite n°34, 5 novembre 1997). Le graphique en dessous de l'image indique l'abondance en pyroxène, tout au long de la ligne suivie par la sonde. Les régions sombres contiennent de grandes quantités de pyroxènes, contrairement aux régions claires.

Le spectre en dessous illustre la variabilité de la teneur en pyroxène de la région de Syrtis Major. Le spectre 1 est pauvre en pyroxène, alors que le spectre 4 est très riche (notez la chute brutale au alentour de la valeur 900).

TES : pyroxène

Crédit photo : MOLA Science Team


Mesure de températures (spectromètre d'émission thermique)

Des températures matinales ont été mesurées par le TES de la sonde Mars Global Surveyor dans une portion de l'hémisphère Nord qui incluait le site d'atterrissage de Pathfinder. La température la plus élevée a été observée à la surface à l'équateur (-65°F). La température à la surface du site de Pathfinder était de -85°F, ce qui est similaire aux températures relevées par Pathfinder lui même. La température près du pôle nord chute à -180°F. Sur Terre, la température la plus basse a été mesurée en Antarctique (-120°F).

Quand l'air devient plus poussiéreux, il se réchauffe. La température de l'atmosphère de Mars peut donc servir à surveiller la quantité de poussières contenue dans l'air. Le TES permettra de suivre ce paramètre.

Crédit photo : MOLA Science Team

Pour en savoir plus :

Go ! Autre résultat de Global Surveyor : Une tectonique des plaques sur Mars ?
Go ! Autre résultat de Global Surveyor : Grandeur et décadence du champ magnétique martien.

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