Mars Science

Géochimie Géologie, Minéralogie et Géochimie

Les analyses chimiques de 5 roches, l'étude de sols provenant de régions différentes (6 sols différents) et le dépouillement des spectres de réflectance obtenus par la caméra IMP ainsi que les images de Sojourner ont montré que la composition des roches du site d'atterrissage est bien différente de celle des météorites martiennes que l'on a trouvé sur Terre. Les météorites sont en effet riches en minéraux ferromagnésien (olivine, pyroxène) et pauvres en silicates, alors que les roches martiennes contiennent plus de silice et de potassium et moins de magnésium.

Les roches du site d'atterrissage sont apparemment volcaniques et peuvent être classés comme des andésites. Leur grande teneur en silicates et en quartz indique qu'elles sont différenciés. Certaines roches pauvres en silice sont par contre riches en soufre, ce qui suggère qu'elles sont soit couvertes de poussières, soit altérés. Sur les images obtenues par le rover, on peut apercevoir des petites cavités ou des vésicules remplies d'air, ce qui semble confirmer l'origine volcanique de ces roches. Enfin, les sols sont chimiquement différents des roches du site d'atterrissage. Pour plus de détails, cliquez ici.

Les objets les plus intéressant de cette photographie sont les cailloux arrondis, de 3 à 4 cm de diamètre que l'on aperçoit au premier plan. Les géologues proposent plusieurs hypothèse pour expliquer leur aspect arrondi et lisse et leur origine :
  • Ces rochers ont été transportés et déposés lors d'une inondation catastrophique de la région d'Ares Vallis.
  • Ils ont été roulés par le flux et le reflux des vagues sur une ancienne plage.
  • Ils ont été arrondis sur par un ancien glacier.
  • Ce sont peut être des tectites, c'est à dire de verre formé sous l'impact d'une météorite à la surface de Mars. Lors de l'impact, une certaine quantité de matériaux fondus sont projetés à travers l'atmosphère, et retombent parfois des centaines de kilomètres plus loin. Durant la traversée de l'atmosphère terrestre, ils subissent une ablation et adoptent en se refroidissant des formes régulières : disque, goutte, sphère ...
  • Ils sont peut être d'origine volcanique : éclaboussure de lave, matériau éjecté lors d'explosions pyroclastiques (nuées ardentes).
  • Ce sont des concrétions formées dans des roches sédimentaires.
  • Ils proviennent de l'altération de conglomérat. Les conglomérats sont des roches formées par des multiples fragments (arrondis ou non) cimentés entre eux. On peut imaginer qu'après leur formation, ces conglomérats ont été transportés par un courant, déposés dans Ares Vallis puis soumit à une érosion qui a finalement libérée les fragments arrondis.

Comme on peut le voir, les hypothèses ne manquent pas. On comprend facilement, avec cet exemple, qu'il ne suffit pas de photographier un rocher pour percer le secret de ces origines. Une étude géologique sérieuse de la planète Mars ne pourra pas être menée sans des robots capables de prendre des clichés rapprochés et d'effectuer des analyses minéralogiques ...

mpf_img_arrondi.jpg (12773 octets)
(Crédit photo : NASA/JPL).

Ce diagramme montre les analyses préliminaires effectuées par l'APXS de Sojourner (les points jaunes pour les sols, les étoiles pour les roches). Il permet de comparer ces données avec les informations recueillies par les lander des missions Viking. L'analyse de Yogi indique qu'il a été partiellement recouvert par une couche de poussière. La véritable composition de Yogi peut être estimé en soustrayant la portion de poussières du résultat de l'analyse. Elle apparaît alors très proche de celle du rocher Barnacle Bill (le premier rocher étudié par Sojourner). On trouve également sur ce diagramme les différentes météorites martiennes (SNC pour Shergottite, Nakhlite et Chassignite). Mars science
(Crédit photo : NASA/JPL).

Ce diagramme montre les analyses préliminaires de sols effectués par l'APXS de Sojourner et permet de comparer ces données avec les informations recueillies par les lander des missions Viking. Chaque élément est normalisé par rapport au silicium. Les boites jaunes représentent les données des Viking avec la plage d'incertitude. Même si les premières analyses de Pathfinder sont presque identiques avec les analyses des Viking, des analyses supplémentaires montrent des différences significatives entre le sol de Pathfinder et le sol des Viking. Le sol du site de Pathfinder est plus riche en aluminium et en magnésium, mais plus pauvre en fer, chlore et soufre. Scooby Doo, qui semble être une roche sédimentaire principalement composée de sols compactés, montre une légère différence de composition chimique avec les sols. L'analyse A5 représente un dépôt de poussières (drift). L'analyse de la poussière n'est possible que si l'épaisseur de celle ci est plus grande que la profondeur de pénétration de l'APXS. Mars science
(Crédit photo : NASA/JPL).

Ce diagramme illustre les différences de composition chimique entre les roches terrestres et les météorites martiennes. On y trouve également les sols des Viking. Les météorites martiennes (ainsi que les sols des Viking) sont situés à gauche des roches terrestres. Les résultats des analyses préliminaires effectuées par l'APXS de Sojourner (points jaunes pour les sols, étoiles pour les roches) apparaissent entre la zone des météorites martiennes et les roches terrestres, même si ils sont très proches d'au moins une météorite martienne (EETA 79001 E). La ressemblance assez forte entre les sols des sites d'atterrissage des sondes Pathfinder et Viking indique que le sol martien pourrait être homogène à l'échelle de la planète. Mars science
(Crédit photo : NASA/JPL).

La surface aux alentours de la zone d'atterrissage de la sonde Pathfinder montre différents types de terrains : des accumulations rouges claires (1), des roches gris sombres comme Cradle (3), des sols de couleurs intermédiaires entre les roches et les accumulations (2), des sols rouges foncés autour du rocher Lamb (4). Les spectres de ces différentes zones ont été rapportés au matériau de la zone n°1, pour bien mettre en évidence les différences. Les rochers sont moins rouges et ont moins de bandes dans le spectre du visible, indiquant ainsi une teneur en fer moindre que celle du matériau n°1. Le matériau n°2 occupe une position intermédiaire dans le spectre. Le sol n°4 est plus sombre que le matériau n°1, mais est identique dans le rouge. La courbure du spectre dans le visible indique par ailleurs une teneur plus grande en minéraux ferriques et une taille de particules plus grandes. Mars science
(Crédit photo : NASA/JPL).

Le premier enregistrement multispectral a été obtenu par la caméra IMP de Pathfinder lors du quatrième Sol. Un enregistrement multispectral consiste à obtenir des images d'une petite région intéressante avec tous les filtres géologiques, et cela sans compression d'images.

Le rocher Stripe est intéressant au point de vue géologique, car on peut voir une bande claire qui apparaît au milieu du rocher. On a pensé que cette bande pouvait être une veine intrusive d'une composition différente de la roche elle même. L'image du bas montre qu'elle possède une couleur similaire à celle du sol environnant.

Une étude détaillée a été réalisée grâce à un spectre de réflectance (variation de la luminosité avec la couleur) pour un sol clair (vert), sombre (rouge), les roches environnantes (bleu) et la bande elle même (jaune). On peut voir (image du haut) que le spectre de la bande est similaire au spectre d'un sol sombre, ce qui suggère fortement que la bande est une accumulation de particules de sol déposée dans une fissure du rocher. Notez que les roches et les sols montrent des spectres bien différents (forme de la courbe, réflectance globale). Si les roches avaient été plus hétérogènes, les spectres auraient été plus variables (voir ci dessus la discussion sur les brèches). Le spectre du dépôt est intermédiaire entre celui du sol clair (vert) et celui de la roche proprement dite (bleu) ce qui démontre que l'épaisseur du dépôt doit être faible, puisqu'une partie de la roche a contribué au spectre.

Vue multispectrale


Vue multispectrale
(Crédit photo : NASA/JPL).


Atmosphère Atmosphère et météorologie

Lorsque Mars Pathfinder a atterri, c'était la fin de l'hiver dans l'hémisphère Nord. Les températures dans la haute atmosphère (entre 60 et 120 km) étaient plus basses de 20°C que celles observés par les sondes Viking, 20 ans plus tôt. Par contre, à la surface, les températures diurnes étaient de 10° à 12°C plus chaudes que celles des sites Viking. A part cela, les observations météorologiques n'étaient pas sensiblement différentes de celles effectuées par les sondes Viking. On a noté les mêmes variations rapides de pression et de température, ainsi que des vents faibles. Même remarque en ce qui concerne la taille des particules, leur forme ainsi que la quantité de vapeur d'eau présente dans l'atmosphère. Les variations brutales de températures qui avaient lieu au petit matin montrent que l'air atmosphérique est chauffé par la surface. L'atmosphère avait une teinte rose pale, à cause de la présence de particules de poussière en suspension.

Ce diagramme montre la signature d'un tourbillon de sable qui est passé sur la station Pathfinder lors du Sol 25. La ligne noire indique la pression de surface sur une période d'environ 2 minutes. On voit clairement une baisse de pression de 0,5 % par rapport à la pression normale. Les courbes en pointillé indiquent les données de deux capteurs sensibles aux vents (le capteur bleu est situé à l'est, le rouge à l'ouest). On voit clairement que le vent augmente à l'est quand le tourbillon s'approche du lander, alors que la pression commence à diminuer. Lorsque le tourbillon est sur l'atterrisseur, la pression remonte, ainsi que le vent venant de l'est, alors que le vent à l'ouest diminue d'intensité. Finalement, quand il s'éloigne, le vent à l'ouest remonte et la pression reprend sa valeur normale. Cette signature d'un tourbillon de sable est un véritable cas d'école ! Dust devil
(Crédit photo : NASA/JPL).

Les tourbillons de sable sont communs dans de nombreuses régions de la Terre. Lorsque la température du sol s'élève sous l'effet des rayons solaires, l'air chaud monte, en étant immédiatement replacé par de l'air froid. Un petit tourbillon se forme, et celui ci devient visible car il emporte avec lui des particules de sable. Sur Terre les plus gros tourbillons de sable peuvent causer des dommages mineurs. Sur Mars, leur taille est souvent beaucoup plus importante. Les tourbillons martiens représentent un mécanisme efficace de brassage de la poussière dans l'atmosphère.

Cette figure montre un schéma simplifié du tourbillon de sable qui est passé sur le lander lors du 25ème sol. Il montre la direction du tourbillon, ainsi qu'un graphique décrivant les variations théoriques de pression et la vitesse du vent.

Dust devil
(Crédit photo : NASA/JPL).

Les courbes visibles ici constituent un relevé météorologique sur une période s'étendant sur deux jours (29 et 30 août en rouge, 11 et 12 septembre en bleu). On note que la pression atmosphérique a augmenté entre août et septembre, à cause de la libération d'une grande quantité de CO2 par la calotte polaire Sud. On peut également remarquer des tourbillons de sable aux alentours de midi (chute de pression). Meteo
(Crédit photo : NASA/JPL).

Magnétisme Magnétisme

Le lander de Pathfinder possède des petites plaques qui comportent chacune cinq zone magnétisé, ou la force du champ magnétique augmente de la gauche vers la droite. Quand la poussière martienne se dépose sur ces plaques, elle forme un anneau de couleur (18 millimètres de diamètre) rouge avec une zone circulaire au centre. Ici, on voit nettement que la quantité de poussières augmente du Sol 10 au Sol 66. En analysant les résultats obtenus, les scientifiques pourront connaître les propriétés magnétiques de la poussière martienne et en déduire sa composition. Les grains qui constituent la poussière ont une taille moyenne de 1 micron. Le minéral magnétique contenu dans la poussière martienne pourrait être de la maghémite, une forme très magnétique d'un oxyde de fer. Le fer aurait été libéré de la croûte martienne par un cycle de l'eau actif. Plaques magnétiques
(Crédit photo : NASA/JPL).

Le MAE (Materials Adherence Experiment) mesure le dépôt de poussières sur les panneaux solaires du Rover grâce au changement de transparence d'une plaque de verre amovible. Cet graphique montre le résultat sur une période de deux semaines et demie. L'accumulation de la poussière sur les panneaux solaires a lieu avec un taux de 0,25 % par jour. Ce taux est le même que Sojourner se déplace ou qu'il reste sur place, ce qui indique que la poussière provient bien de l'atmosphère (en non pas de celle soulevée par les déplacements de Sojourner).
(Crédit photo : NASA/JPL).

Paramètres orbitaux Structure interne de Mars

Les analyses du décalage Doppler du signal radio émis par la station Pathfinder permettent d'obtenir des informations importantes sur Mars et d'étudier en particulier l'intérieur de la planète rouge. Cette méthode est aussi sensible au changement de la rotation de Mars autour de son axe. Ce changement est causé par les variations de la masse de l'atmosphère consécutives au cycle des calottes polaires. Pendant l'hiver, une partie de l'atmosphère se condense sur les pôles. Si une calotte polaire grossissait de manière symétrique par rapport à l'autre, on ne pourrait pas observer de changements dans le moment d'inertie ou la rotation de la planète. Mais les calottes polaires ne se comportent pas de manière symétrique, à cause de l'excentricité de l'orbite martienne, et des différences qu'elles présentent du point de vue de leur étendue et de leur albédo. Les changements de la vitesse de rotation de Mars sont d'ailleurs corrélés avec mes modifications de la pression atmosphérique mesurée au niveau du site d'atterrissage. A plus long terme, les perturbations d'astéroïdes peuvent aussi modifier la rotation de Mars.

On pense que l'intérieur de la planète Mars est similaire à celui de la Terre. Mars posséderait une croûte fine, un manteau et un noyau central. La taille de Mars ainsi que sa masse ont été déterminés par les missions précédentes.

Avec quatre paramètres (nous avons déjà les deux mentionnés précédemment), on peut déterminer la masse et le rayon du noyau, ainsi que la masse et le rayon du manteau. Le moment d'inertie (quantité qui représente la répartition des masses par rapport à un axe de rotation), que l'on peut appréhender à travers la précession de Mars, sera connu en combinant les données des lander Viking et les données Doppler de Pathfinder. La précession est un changement d'orientation de l'axe de rotation d'une planète, qui écrit alors un cône dans l'espace (la planète se comporte comme une toupie). C'est un mouvement d'ampleur assez important, mais qui agit sur une longue période.

Pour compléter le modèle interne de la planète Mars, il nous manque donc un paramètre, qui n'est autre que l'état du noyau (solide ou liquide). L'étude Doppler du signal radio de Pathfinder permettra peut être dans le futur de déterminer la présence d'un noyau fluide, car sa présence affecte la nutation de Mars. La nutation est un mouvement giratoire très faible de l'axe de rotation d'une planète qui vient s'ajouter au mouvement de précession lent et régulier.

Le moment d'inertie fait peser des contraintes sur le modèle interne de Mars. Si le noyau est aussi dense que possible (presque exclusivement constitué de fer) et si le manteau a une composition similaire à celle du manteau terrestre ou des météorites SNC, alors le rayon minimal du noyau est de 1300 km. Si le matériau qui compose le noyau à une densité plus faible (mélange de fer et de sulfure), le rayon est inférieur à 2000 km.

L'intérieur de Mars

La structure interne de Mars ressemble à celle de la Terre, avec un noyau, un manteau et une croûte assez fine (Crédit photo : NASA/JPL).

Objets astronomiques Objets astronomiques

Cette image montre l'une des deux petites lunes de Mars, Deimos, telle qu'elle est apparue à la caméra de Mars Pathfinder lors de la troisième nuit après l'atterrissage. Deimos représente seulement deux pixels sur l'image obtenue par la caméra IMP et on ne peut donc distinguer aucun détails (l'image semble un peu plus grosse, mais cela s'explique par sa compression et sa basse résolution). L'observation de Deimos a permis de déterminer son spectre et sa composition. C'est un satellite très difficile à observer depuis la Terre ou par le télescope spatial Hubble, car il se déplace très près de la planète rouge. Deimos
(Crédit photo : NASA/JPL).

C'est la première image d'un ciel "couvert" prise depuis la surface de Mars. L'image a été prise 1h 40 avant le lever du soleil (Sol 16) et montre l'horizon Est. Les nuages viennent du nord-est et sont approximativement à 16 km d'altitude. Ils sont constitués de cristaux de glace condensés à partir des particules de poussières en suspension dans l'atmosphère. La petite croix indique la position que la Terre occupait dans le ciel lorsque l'image a été prise par la caméra IMP de Pathfinder. Malheureusement, la couverte nuageuse a empêché les scientifiques de voir le globe terrestre. Vue depuis la surface de Mars, la Terre ressemblerait à un petit point bleu perdu au beau milieu des étoiles (et ce n'est pas Carl Sagan qui dirait le contraire !). La caméra de Pathfinder n'aurait cependant pas pu voir la lune, car sa résolution est trop faible. Couverture nuageuse
(Crédit photo : NASA/JPL).

Les observations du Soleil à l'aide de la caméra IMP de Pathfinder ont montré que le ciel contient plus de poussières que prévu. La quantité de poussières mesurée est comparable à celles des observations menées par les sondes Viking par temps clair (c'est à dire en dehors des tempêtes de poussières). En prenant différentes images du disque solaire dans différentes couleurs et pour des élévations différente de l'astre par rapport à l'horizon, on peut en déduire la quantité de poussière en suspension dans l'atmosphère martienne. Plus le Soleil est bas sur l'horizon, plus l'épaisseur (et donc la quantité de poussières) de l'atmosphère traversée par la lumière est importante. Le disque du Soleil devient alors de plus en plus pale. Sur Mars, la poussière intercepte la lumière de la même manière dans les différentes couleurs. Observation du soleil
(Crédit photo : NASA/JPL).

Labrot © 1997-2017. Dernière mise à jour : 17 février 2000. Des commentaires, corrections ou remarques ? N'hésitez pas, écrivez moi!

index