A l'image de la planète Dune de l'œuvre de Frank Herbert, Mars est un globe désertique, un monde rouge recouvert d'étendues arides, desséchées, brûlées, qui s'étendent à perte de vue sous un ciel pâle et glacial. Comme sur tous les déserts terrestres, ce qui fascine et obsède l'homme placé dans ces paysages de désolation, c'est un scintillement d'argent aperçu à l'horizon, l'éclat vert d'un oasis, le murmure délicieux d'une cascade. La moindre vague de chaleur qui s'élève du sol se transforme en lac ou en bassin, et l'esprit enfiévré, le corps assoiffé, voici le malheureux qui se précipite vers cet espoir inespéré et insensé, celui d'avoir enfin trouvé de l'eau.

C'est l'énigme la plus fascinante de la planète Mars, après celle de la vie (mais les deux sujets sont de toute façon liés). L'eau a-t-elle coulé un jour là-bas ? Ou tout ce que nous voyons en surface, depuis l'orbite ou la surface, n'est-il qu'un formidable mirage ? Aujourd'hui, pour des raisons purement physiques que nous verrons en détail plus loin, l'eau liquide ne peut plus exister sur le globe martien, sinon de manière très éphémère. Mais les terrains anciens de Mars sont marqués par d'étranges reliefs. Depuis que des satellites d'observation se sont mis à tourner autour de la planète rouge, les géologues n'ont cessé de découvrir sur les clichés des traces indéniables d'écoulements, de tous âges et sur toutes les échelles. Que ce soit des vallées sinueuses, qui par leur organisation en confluence, leurs méandres, leurs dépôts, rappellent fortement les vallées fluviatiles terrestres, que ce soit ces preuves d'inondations cataclysmiques, dont la force destructrice dépasse l'imagination la plus débridée, ou encore ces ravines très jeunes qui s'étalent paresseusement à de nombreux endroits de la surface martienne, tout semble indiquer que l'eau a coulé sur Mars. Plus récemment encore, les sondes orbitales ont détecté des roches et des minéraux dont on sait que sur Terre, elles ne peuvent se former qu'en présence d'eau.

Pourtant, malgré tous ces indices, un profond mystère entoure le destin de l'eau sur la planète rouge, et sa recherche est toujours l'un des objectifs les plus prioritaires des missions d'exploration spatiales. Si le précieux liquide a serpenté sur les sols de Mars, sinué sur des plaines, dévalé les versants des montagnes en tombant en pluie, rempli des cuvettes, comblé des bassins et des cratères d'impact, formé des lacs, des mers et pourquoi pas un océan, qu'est-il donc bien devenu ?

Un mirage martien

La recherche de l'eau liquide sur la planète Mars est celle d'un mirage perpétuel, celle d'un astre qui semble changer presque continuellement de visage, à mesure que l'on l'observe de plus près. Lorsque l'homme ne disposait d'aucun autre moyen d'investigation que son regard, Mars n'existait que sous la forme d'un point rougeoyant dans l'immensité de la voûte nocturne, une braise suspendue dans le ciel. L'imagination pouvait faire le reste, et tout était alors possible.

D'une manière paradoxale, cette situation n'a que peu changé suite à l'arrivée des premiers instruments grossissants, lunettes et télescopes. D'un point, Mars est devenue un disque de plus en plus gros. Très vite, les astronomes se sont mis à apercevoir à sa surface des étendues claires et d'autres plus sombres, qui ont été nommées tâches d'albédo. Celles-ci n'étaient pas différentes de celles qui marbrent la surface de notre satellite. Pendant longtemps, les hommes ont naturellement pensé que les étendues sombres qui s'étalaient à la surface de la Lune ne pouvaient pas être autre chose que des mers, et c'est d'ailleurs toujours comme cela qu'on les désigne aujourd'hui, même s'il n'y a pas la moindre goutte d'eau liquide là-bas.

Il n'est donc pas étonnant que, voyant les mêmes ombres se déployer à la surface de Mars, les premiers astronomes aient pensé voir des bras de mer, des péninsules, des fjords, des caps, des rivages et des océans, qu'ils ont nommé de façon très poétique, et dessinés sur de belles cartes. Plus le pouvoir de résolution des instruments augmentait, plus les détails se faisaient nombreux. A la fin du 19e siècle, l'astronome italien Schiaparelli commença ainsi à apercevoir de nombreuses lignes noires, rectilignes, qui semblaient enserrer le globe martien comme dans une toile d'araignée. Ces étranges formations enflammèrent l'imagination débordante d'un riche astronome amateur américain, Percival Lowell, qui consacra alors sa fortune et sa vie à l'étude de ces canaux. Pour Lowell, il ne fit bientôt plus aucun doute que ces structures ne pouvaient pas avoir été façonnées par la Nature, mais qu'elles étaient au contraire des constructions artificielles dressées par une civilisation martienne hautement développée mais au bord de l'agonie, pour transporter de l'eau depuis les calottes polaires glacées jusqu'au terres équatoriales desséchées.

Si cette théorie souleva un intérêt considérable au sein du public, de nombreux scientifiques et astronomes l'accueillirent avec un scepticisme certain. Cependant, le charisme de Lowell, ainsi que les moyens qu'il mit en œuvre pour défendre, argumenter et soutenir sa théorie placèrent les canaux au centre des questions martiennes. Quand la NASA lança avec succès vers Mars la première sonde d'exploration robotique Mariner 4, les cartes utilisées par les ingénieurs et scientifiques du Jet Propulsion Laboratory représentaient encore le réseau des canaux de Lowell, alors même que de nombreuses mesures depuis la surface de la Terre avaient montré que l'eau liquide ne pouvait pas exister sur place, pour cause d'une atmosphère trop ténue, et de températures trop basses (comme le montre le diagramme du point-triple de l'eau).

Dans ce contexte, la vingtaine de clichés transmis à la Terre lors du survol historique de Mariner 4 en juillet 1965 furent un véritable choc pour la communauté scientifique, ainsi que pour le public. Les images noir & blanc montrent un astre sinistre, à la surface blafarde, grise et désolée, très semblable à celle de la Lune. Bien loin des fantasmes nés de l'imagination humaine, la planète rouge n'est finalement qu'un astre mort. Le vent n'y soulève aucune vague, et aucun clapotement ne s'y fait entendre.

Malgré cette déconvenue, la NASA continue à envoyer des sondes d'exploration. Mariner 6 et Mariner 7 suivent les traces de Mariner IV, et balisent le chemin pour la première mise en orbite d'un satellite d'observation, Mariner 9, qui eut lieu en novembre 1971. Depuis sa position avantageuse, circulant inlassablement autour du globe martien, ce dernier va changer à jamais notre vision de la planète rouge. Les images, bien plus précises que celles des sondes précédentes, dévoilent des reliefs tout droit sortis d'un roman de science-fiction : des volcans géants bien plus hauts que l'Everest, des gouffres et canyons titanesques et des structures qui ressemblent comme deux gouttes d'eau à des lits de rivières ou de fleuves ...

Fortement dynamisée par les découvertes spectaculaires de Mariner 9, la NASA met alors sur pied ce qui reste encore aujourd'hui l'une des plus ambitieuses missions d'exploration spatiale inventée par l'homme, Viking. Deux atterrisseurs et deux orbiteurs sophistiqués qui vont, à partir de 1976 et pendant des années scruter l'astre rouge, pour tenter de dévoiler ses secrets. Pendant des décennies, tout ce que l'on saura de Mars viendra principalement des données Viking, sur lesquelles nous allons donc nous arrêter un moment.

Sur les images de Mariner 9 puis celles des orbiteurs Viking, les géomorphologistes avaient identifié trois grands types de preuves de l'existence passée d'eau liquide sur la planète rouge. Le premier signe, dont nous ne parlerons que brièvement, était lié à l'érosion marquée des cratères d'impact qui poinçonnent les hauts plateaux de l'hémisphère sud, et qui constituent les terrains les plus vieux de la planète. En comparaison, des cratères d'impact géologiquement plus récents, situés sur d'autres secteurs de la planète, sont bien mieux préservés. Un agent érosif a donc agi il y a des milliards d'années sur Mars, grignotant les remparts rocheux des cratères, et il a ensuite disparu.

Les autres signes de la présence d'eau sont plus spectaculaires encore : il s'agit d'un ensemble de structures d'écoulement ressemblant à s'y méprendre à des lits de fleuve asséchés, et qui ont été classées en deux types : les chenaux d'inondations et les réseaux de vallées. L'origine de ces structures est toujours débattue aujourd'hui, malgré les avancées qui ont été réalisées dans la connaissance de la planète rouge. Mais voyons en détail ce qu'il convient d'appeler les indices géomorphologiques de la présence d'eau liquide sur Mars.

Les signes géomorphologiques de la présence d'eau liquide

Les chenaux d'inondation

Les chenaux d'inondations (outflow channel en anglais) sont des structures très marquantes, et généralement fascinantes à observer sur les images orbitales. Appelées également vallées de débâcles, ce sont des vallées généralement larges (plus de 100 kilomètres pour la plupart) et très étendues (jusqu'à 2000 kilomètres), sans affluents ni ramifications, qui prennent leur source au niveau de terrains qui semblent s'être effondrés sur eux-mêmes, et que les géomorphologues nomment terrains chaotiques. L'association des chenaux d'inondations et des terrains chaotiques, et certains autres indices géomorphologiques, comme l'absence d'affluents, ou une largeur constante du début jusqu'à la fin, laissent penser que ces vallées ont été creusées très rapidement par la libération catastrophique d'un fluide lors du collapse des terrains chaotiques. Des signes stupéfiants de dévastation sont visibles dans le paysage. Ainsi, dans le secteur d'Athabasca Vallis, des ondulations géantes ont été mises en évidence par la sonde américaine Mars Global Surveyor. Elles sont en tous points similaires aux rides que l'on peut observer sur le fond sableux d'une rivière, sauf en ce qui concerne leur taille et leur nature: plutôt que de mesurer quelques centimètres, chaque ride atteint ici plusieurs mètres de hauteur. De plus, elles ne sont pas formées de grains de sable, mais d'un amalgame désordonné de débris rocheux de toutes tailles, dont des rocs immenses.

Les chenaux d'inondations les plus connus sont Kasei Vallis, Maja Vallis, Ravi Vallis, Shalbatana Vallis, Ares Vallis (site d'atterrissage de la sonde Pathfinder), Tiu Vallis et Simud Vallis. Mangala Vallis est aussi un chenal d'inondation, mais il prend sa source non pas au niveau d'un terrain chaotique, mais d'une fracture importante (graben ou fossé) de la croûte martienne. D'après les géomorphologues, le ruissellement d'eau de pluie ne peut en aucun cas expliquer les reliefs que nous venons de citer.

Plusieurs hypothèses ont été envisagées pour expliquer ces formes d'érosion, comme des écoulements de laves très fluides, capables d'attaquer thermiquement la surface martienne, des fractures d'origine tectonique ayant déchirée la croûte martienne, des coulées de boues, des rafales de vent avec un pouvoir abrasif hors du commun, ou même des flots massifs d'hydrocarbures, une idée un peu saugrenue qui fut rapidement mis de côté. Cependant, avec l'accumulation de données, l'hypothèse d'un déferlement massif d'eau liquide a fini par occuper le devant de la scène.

Les vallées de débâcle sont vraisemblablement apparues suite à la libération brutale, violente et fulgurante d'une très grande quantité d'eau, vraisemblablement piégée auparavant au niveau des régions chaotiques. Il est possible d'imaginer que des poches de glace se soient soudainement liquéfiées suite à une montée de magma et à l'éruption volcanique associée. Une autre hypothèse est de considérer qu'un aquifère, déstabilisé par une secousse sismique ou l'ouverture d'une faille tectonique, a commencé à fuir et c'est brutalement vidé. Dans les deux cas, des écoulements torrentiels se produisent alors, ravageant tout sur leur passage. Un changement significatif d'obliquité, c'est à dire une modification de l'inclinaison de Mars sur son orbite, pourrait également provoquer la fonte massive de grandes quantités de glace. L'axe de rotation de Mars n'étant effectivement pas stabilisé, contrairement à la Terre, par la présence d'une lune massive, la planète peut soudainement basculer fortement, exposant les pôles au soleil, et plongeant l'équateur dans le froid. Reste que cette hypothèse séduisante et fascinante, qui consiste à faire intervenir des crues catastrophiques pour expliquer l'existence des chenaux d'inondation, a pendant longtemps été considérée comme une idée tirée par les cheveux, voire particulièrement farfelue.

Comprendre comment, sur une autre planète du système solaire, un relief donné s'est formé n'est en effet pas chose aisée. La tentation est grande, dès que l'on doit interpréter les formations visibles sur les images satellitaires d'un autre astre, de se lancer dans des comparaisons avec ce que l'on connaît sur Terre. Cette discipline porte d'ailleurs un nom, celui de planétologie comparée. Bien entendu, chaque planète du système solaire possède une histoire unique, des paysages singuliers, façonnés par des processus et mécanismes spécifiques, et il paraît évident qu'il faut ici faire preuve de prudence, et éviter les comparaisons hâtives. Pourtant, parfois, des indices terrestres peuvent mettre sur la voie les scientifiques attelés à la résolution d'un mystère martien. Celui de l'origine des chenaux d'inondation passe ainsi par une région désolée et austère des Etats-Unis, les Scablands, un terme qui signifie littéralement "terres pelées".

Les Scablands, une région vandalisée

La plus grande partie de l'est de l'Etat de Washington (ainsi qu'une partie de l'Etat de l'Oregon) est couverte par des coulées de laves basaltiques, surmontées d'un épais dépôt de lœss, un sédiment très fin et léger d'origine périglaciaire, déposé par le vent. Contrairement à ce que l'on pourrait penser, le paysage est cependant loin d'être uniforme et régulier. Par endroits, la région est littéralement dévastée, comme si elle avait subi un immense traumatisme. La surface est dénudée, criblée de trous, parcourue de canyons et de grottes. Des ravins profonds incisent à la fois la couche de lœss meuble et les couches basaltiques durcies sous-jacentes, pour se diriger ensuite vers les deux principaux cours d'eau qui serpentent dans la région. Des chenaux se rejoignent en coupant des crêtes qui les séparaient, et des vallées suspendues se jettent dans le lit d'anciens torrents. Des collines, qui ressemblent à des îles en formes de larmes, ponctuent parfois le paysage. Le sol, dont la hauteur par endroit devait avoisiner les 60 mètres, est complètement décapé. Des dépôts de gravier issus de l'érosion du basalte s'observent sur une bonne partie de la surface. Plusieurs zones sont recouvertes par des rides de courant énormes, des sillons ondulés (ou ripples mark) laissés par le passage de l'eau, et qui atteignent par endroit 6 à 7 mètres de hauteur pour 130 mètres de longueur. Des rochers de toute taille sont jetés pêle-mêle sur les plaines, et certains sont si haut que l'on peut se demander comment ils ont pu arriver là (le site baptisé "Monsters of Rock" est à ce sujet particulièrement éloquent). Le paysage tout entier donne l'image d'une terrible désolation. Une force terrifiante s'est abattue à cet endroit, ravageant toute la surface pour y laisser des cicatrices indélébiles. La région, qui s'étend près de la frontière de l'Idaho et de l'Oregon et qui couvre 34 000 km2 en superficie, a longtemps stupéfié les géologues.

Un géologue du nom de Bretz

Peu après la première guerre mondiale, un géologue du nom de J.Harlen Bretz proposa une hypothèse audacieuse pour expliquer la formation des Scablands. Selon lui, les chenaux qui dissèquent la région auraient été creusés par la libération d'une énorme quantité d'eau, et ce en seulement quelques jours. Un évènement véritablement catastrophique, dont l'action a été immédiate et les conséquences terrifiantes pour qui se serait trouvé là.

A cette époque, les géologues n'acceptaient encore qu'une seule règle, celle du gradualisme. Selon cette théorie, clef de voûte de l'œuvre de Charles Lyell, les paysages terrestres ne pouvaient s'expliquer que par l'action lente et immuable de processus géologiques, comme ceux qu'il est possible d'observer dans une région sableuse balayée par les vents. Chaque jour, le vent soulève quelques grains de sable pour les transporter un peu plus loin. Sur une période de 24 heures, l'action éolienne demeure invisible. Mais si l'on change d'échelle de temps, et que l'on envisage désormais non plus une journée, mais des milliers voire des millions d'années, nos petites rafales deviennent capables de faire disparaître totalement l'importante couverture sableuse, et de former à plusieurs kilomètres de distance de superbes édifices dunaires. Selon la théorie du gradualisme, les processus géologiques qui ont lieu aujourd'hui sont exactement les mêmes que ceux qui prévalaient il y a des millions d'années, et le présent est la clé du passé.

Dans les années 1800, par ces curieux retournements de situation dont l'histoire des sciences a le secret, la théorie dominante était au contraire celle du catastrophisme. D'après cette dernière, la Terre avait été sculpté par des catastrophes, la plus célèbre de toute étant le déluge de Noé. Avec le temps, les interprétations bibliques avaient été battues en brèche par les observations scientifiques, et le catastrophisme avait fini par laisser la place au gradualisme. Avec son hypothèse, Bretz avait donc de quoi choquer les tenants du gradualisme, qui voyaient d'un bien mauvais œil l'idée selon laquelle la région des Scablands aurait été évidée par un flot d'eau gigantesque, capable de réaliser en quelques jours ce qui aurait dû prendre des centaines de milliers d'années.

Les géologues de l'époque n'étaient pourtant pas aveugles, et ils avaient bien noté le caractère singulier des Scablands. Imprégnés par la théorie du gradualisme, ils estimaient cependant que la région des Scablands avait été façonnée par une quantité d'eau bien inférieure à celle que proposait Bretz, et ceci sur un temps bien plus long. Bien vite, Bretz fut montré du doigt et croula sous une avalanche de remarques sarcastiques.

Le géologue était cependant un homme de volonté. Ses idées lui semblait solides, étayées par de nombreuses observations effectuées directement sur un terrain qu'il avait arpenté avec acharnement. Malgré l'ancrage du gradualisme dans les esprits de l'époque, il défendit corps et âme sa théorie, même si cette dernière n'était pas sans failles. Ses opposants les plus fervents avaient effectivement mis le doigt sur un problème majeur : si les Scablands avaient été sculptés par une inondation cataclysmique, d'où venait cette eau ? Bretz fut incapable de déterminer la provenance des eaux qui avaient selon lui ravagées la région, même s'il avait émis l'hypothèse que les flots puissent provenir de la fonte d'une grande quantité de glace, sans se prononcer toutefois sur le mécanisme responsable de l'événement.

A son époque, Wegener, le père de la tectonique des plaques, avait lui aussi dû faire face à une formidable opposition. Malgré des preuves accablantes (découpe du contour des continents, similitude lithologique et faunistique entre deux continents maintenant séparés par un océan), ce scientifique de génie n'avait pas réussi à faire accepter de son vivant sa magnifique hypothèse, n'ayant aucun moteur valable à proposer pour expliquer le déplacement des plaques dont il présentait l'existence. Comme force responsable de la dérive des continents, Wegener avait proposé naïvement que les continents se déplacent horizontalement comme des icebergs dans l'eau. Cette idée fut réduite à néant par des géophysiciens, en même temps que l'ensemble de ses travaux. Il fallut attendre 1960, soit 45 ans après la formulation de cette théorie par Wegener, pour que la dérive des continents (qui porte aujourd'hui le nom de tectonique de plaques), soit confirmée par la découverte de l'expansion des fonds océaniques et la convection du manteau. Heureusement, Bretz n'a pas connu ce destin, et son travail a été reconnu de son vivant.

Le lac Missoula

En 1940, lors d'un meeting de l'American Association for the Advancement of Science qui se tenait à Seattle, un géologue, Joseph Pardee, présenta des résultats pour le moins intrigants. Ce géologue avait découvert des preuves de l'existence d'un ancien et énorme lac glaciaire (appelé Missoula) retenu par un barrage de glace. Cet ancien lac couvrait une surface de 7700 km2 et possédait une profondeur de 300 mètres, ce qui représentait une contenance de 20 millions de m3 d'eau (soit dix fois le flot annuel combiné de toutes les rivières du monde). Le plus intéressant était cependant à venir. Pardee était convaincu que la digue du lac s'était rompue et que celui-ci s'était alors brutalement vidé. Sur le terrain, la découverte de ripples mark de 15 mètres de hauteur et espacées de 60 à 150 mètres tendait à prouver qu'une énorme quantité d'eau s'était déversée dans un laps de temps très court, ce qui n'aurait pas manqué de se produire si le barrage de glace était venu à lâcher.

Selon Pardee, juste après la rupture de la digue de glace, chaque heure, 40 km3 d'eau se sont engouffrés à la vitesse de 100 mètres/seconde à travers la brèche. A ce débit, la vidange du lac n'a duré que quelques jours. Lors de ses travaux de terrain, Bretz n'avait pas pu observer les rides énormes découvertes par Pardee, car leur taille était tellement importante qu'elles sont tout simplement invisibles vues du sol. Elles n'apparaissaient en effet que depuis le ciel (ce qui démontre que les observations dépendent toujours d'une certaine prise de hauteur ou de distance). D'après la taille et la forme des rides, les géologues ont pu calculer le débit de l'inondation : 2100 m3 par seconde, une crue gigantesque capable de déplacer des blocs rocheux hauts de 11 mètres. Or le seul exutoire à ce flux dantesque, la seule porte de sortie à cette marée titanesque était la rivière Clark Fork, qui s'ouvre sur la région des Scablands. Depuis sa source, le lac Missoula, jusqu'à la mer, située 1,3 kilomètres en contrebas, l'eau va parcourir 680 kilomètres. A l'issue de la présentation, un lourd silence règne dans la salle, bien vite replacé par une véritable salve d'applaudissements. Car toutes les personnes présentes ont compris l'importance de l'exposé : la source mystérieuse de l'eau responsable de la dévastation des Scablands vient d'être trouvée.

Une brève histoire des Scablands

Lors de la dernière période glaciaire du Pléistocène, il y a de cela 12 000 à 16 000 ans, le lobe de glace d'un énorme glacier continental est stoppé par des montagnes du Montana. Le barrage gelé bloque plusieurs rivières et progressivement, une étendue d'eau stagnante se met en place. Le lac Missoula est né. La hauteur d'eau augmente progressivement, et lorsqu'elle dépasse les 9/10ème de la hauteur du barrage, celui-ci va commencer à ... flotter ! Comme tous les gens assis à la terrasse d'un café en été le savent, la densité de la glace est effectivement plus faible que celle de l'eau liquide. Dans le cas du lac Missoula, même si l'idée qui vient immédiatement à l'esprit est celle d'un barrage qui se rompt sous la poussée d'une masse d'eau, c'est une idée fausse. La densité de la glace n'est que de 0,9 contre 1 pour celle de l'eau liquide. Ainsi, dès que la hauteur d'eau dépasse les 9/10ème de la hauteur de la glace, celle-ci se met invariablement à flotter (faites un essai la prochaine fois que vous prendrez un apéritif !). A un moment donné, l'eau s'est donc s'engouffrée sous la muraille de glace, qui a fini par se briser complètement. Le même phénomène va se reproduire tous les 55 à 60 ans sous l'effet des fluctuations du front glaciaire, et certains géologues estiment qu'il a recommencé plus de 100 fois. La région des Scablands s'est donc retrouvée engloutie à de nombreuses reprises, contrairement à l'idée de départ de Bretz, qui ne proposait qu'une seule et unique inondation.

En novembre 1979, à la réunion annuelle de la Geological Society of America, J Harlen Bretz a reçu la médaille Penrose, la plus haute distinction en géologie. Il s'est éteint le 3 février 1981 à l'âge de 98 ans. Aujourd'hui, il est devenu une figure historique des géologues planétaires, car les phénomènes mis en œuvre pour former le paysage des Scablands sont également pu intervenir sur d'autres planètes du système solaire, et en particulier celle qui nous intéresse ici, Mars.

Comparaison avec Ares Vallis

Les Scablands présentent des ressemblances troublantes avec certaines régions martiennes, comme Ares Vallis, l'une des plus importantes vallées de débâcle de la planète rouge, que le petit robot Sojourner eu la chance de visiter en 1997. On retrouve des canyons, des îles en forme de larme, des chenaux anastomosés, des vallées suspendues. A chaque fois, les chenaux ont tendance à être droit, sans méandres, ce qui est une caractéristique des inondations catastrophiques. Leur taille suggère que d'énormes quantités d'eau sont rentrées en jeu. Dans les deux cas, terrestre comme martien, l'eau s'est écoulée depuis des régions élevées vers des régions plus basses. La principale différence tient au fait que sur Mars, la glace a sans doute joué un énorme rôle en tant que force érosive. Elle s'est d'abord brisée en mille morceaux sous l'effet des turbulences du fluide en déplacement, puis s'est mélangée avec l'eau. Sa présence a augmenté considérablement le pouvoir abrasif du fluide en mouvement. Le mélange glace et eau a agi en effet comme un véritable décapant, emportant tout sur son passage. Le flot final était donc constitué d'un mélange invraisemblable d'eau, de glace, et de débris rocheux de toutes tailles.

Suite à la mission Pathfinder, les planétologues ont tenté de reconstituer l'histoire d'Ares Vallis (le site avait avant tout été choisi parce qu'il devait offrir la possibilité au rover Sojourner d'étudier une grande variété de roches charriées par les flots, c'est le concept du grab bag). Il y a 3 milliards d'années, une montée de magma induit le bombement d'une vaste région de la surface martienne. La forte élévation de température au niveau du sous-sol libère une énorme quantité d'eau qui se rue avec fureur depuis les hauts plateaux du sud vers les plaines plus basses au nord-est. Un flot gigantesque se forme, charriant un mélange de roches, de boues et d'iceberg. Il va laisser derrière lui un chenal de 25 kilomètres de large et de 1 kilomètre de profondeur. La quantité d'eau transportée par Ares Vallis a pu être estimée en calculant le volume du matériel rocheux enlevé par l'inondation. On estime que le flot a ainsi décapé 200 000 km3 de roches au niveau des zones chaotiques et du lit du chenal. Pour cela, le débit devait être de 10 millions à 1 milliard de m3 par seconde. Si la hauteur d'eau du flot était de 10 mètres, tout aurait été terminé en moins de 50 jours. Avec une hauteur de 200 mètres, l'inondation aurait seulement duré 9 jours. A titre de comparaison, rappelons le débit de l'inondation des Scablands dont nous avons parlé plus haut : 10 000 000 m3/s. Le débit moyen annuel du fleuve Amazone est de 100 000 m3/s, et en 1993 le Mississippi a atteint un débit maximal de 30 000 m3/s. Le débit nécessaire à l'excavation des chenaux d'inondation martiens est donc environ 10 000 celui du Mississippi, et 100 fois celui des Scablands. On le voit, Mars a la folie des grandeurs ! C'est sans doute ce qui rend cette planète si fascinante : bien que petite par la taille, sa surface supporte des reliefs et des événements d'une échelle sans précédent.

La puissance et l'énergie dévastatrice des inondations cataclysmiques qui ont ravagé à de nombreuses reprises la surface de Mars sont difficiles à imaginer pour nous, terriens. D'abord parce que nous ne sommes pas habitués à assister à des pareilles manifestations naturelles, mais aussi parce qu'il ne semble pas exister sur notre planète d'endroits ou des phénomènes d'intensité identiques à ceux ayant eu lieu sur Mars aient pu se dérouler.

Il est néanmoins possible d'imaginer ce à quoi les flots torrentiels qui ont raboté le socle rocheux de la planète rouge ressemblaient en se rendant en Islande. Sur cette île magnifique, la plupart des volcans sont sous-glaciaires. Les éruptions ont lieu sous une épaisse calotte de glace, qui ne peut bien entendu pas résister longtemps à l'arrivée de la lave chaude. D'immenses quantités de glace se mettent à fondre presque instantanément, entrainant un affaissement de la surface du glacier et sa fracturation. L'eau peut s'accumuler un temps pour former une poche d'eau souterraine et circuler sous la couverture de glace, mais la violence explosive du contact entre la lave et l'eau gelée et les pressions mises en jeu donnent bientôt naissance à un déferlement inouï de torrents d'eau boueuse, qui charrient de façon chaotique d'énormes blocs rocheux et d'innombrables fragments de glace pouvant peser des milliers de tonnes, et qui dévastent tout sur leur passage.

Ce phénomène spectaculaire porte le nom islandais de jökulhlaups. L'un des exemples les plus marquants est l'éruption, au cours de l'année 1996, du volcan Grimsvötn, qui sommeille sous la calotte de glace du Vatnajökull. La crue provoquée par le réveil du volcan a atteint un débit de 45 000 m3/s (à comparer aux valeurs indiquées ci-dessus), pour un volume d'eau total d'environ 3 km3. Le front d'eau a atteint une hauteur de 3 à 5 mètres. Le secteur ou les flots se sont déversés avait heureusement été évacué, et l'endroit était globalement inhabité. Une route et de nombreux ponts furent cependant emportés et par endroits, la couche de sédiments déposés au cours de cet unique événement a atteint 10 mètres. Pourtant, la puissance de cette inondation brutale était 200 fois inférieure à celle qui a excavé Ares Vallis sur Mars. Pour les lecteurs désireux d'en savoir plus sur l'énergie dégagée par de tels événements, une description fascinante et détaillée d'un écoulement catastrophique sur Mars est racontée, par l'entremise de la géologue Ann Clayborne, dans l'excellent roman de science-fiction Mars La Rouge de Kim Stanley Robinson.

Sur Mars, le flot qui a creusé Ares Vallis a parcouru en tout 1800 kilomètres, pour se jeter ensuite dans la plaine de Chryse Planitia, 2,5 kilomètres en contrebas. C'est effectivement dans cette région, située entre 45°N et 65°N de latitude, que l'on perd la trace des chenaux. La couronne d'éjecta qui entoure les cratères d'impact suggère que le sous-sol contient de grande quantité de glace. D'autres signes indiquent une sédimentation intense, comme des fractures polygonales dans le sol ou des éjecta clairs autour de cratères surimposés à une surface plus noire. Mais ce ne sont que des hypothèses. L'eau a terminé sa course dans Chryse Planitia, nous en sommes sûr, mais après ? Qu'est-elle vraiment devenue ?

L'énigme du destin de l'eau

La question du destin des lames d'eau qui semblent avoir creusé les chenaux d'inondation est centrale. Effectivement, et ce n'est pas faute d'avoir cherché, les géomorphologistes ont bien du mal à trouver des zones de dépôts à la fin des chenaux d'écoulement, comme des deltas ou des cônes de déjection.

La datation des terrains sur lesquels les chenaux d'inondation ont été identifiés montrent que ces derniers étaient surtout abondant durant l'hespérien, entre 4 milliards d'années et 3,5 milliards d'années (bien que les valeurs exactes varient selon les échelles des temps géologiques utilisées). A cette époque, les planétologues pensent que Mars avait déjà commencé à se transformer en un désert froid. Etant donné la faible pression atmosphérique, ainsi que les températures basses qui devaient régner en surface, il est possible que l'eau se soit immédiatement évaporée, ou bien qu'elle ait disparue à la faveur de fissures de la croûte, abondamment fracturée par les impacts d'astéroïdes.

Des lacs de retenue ont éventuellement pu se former, mais ils n'ont sans doute pas pu se maintenir longtemps à l'air libre. Leur surface a du immédiatement prendre en glace, en formant une couche lourde et isolante, qui a retardé la prise en glace de l'eau située à plus grande profondeur, et exercé une pression suffisante pour que celle-ci subsiste à l'état liquide. La taille et la profondeur des lacs a été déterminé par plusieurs facteurs, comme la rapidité de sublimation de la glace en surface et le taux d'infiltration de l'eau dans le sous-sol. Si la carapace de glace qui recouvrait les lacs a été balayée continuellement par les vents et maintenue propre, la glace s'est petit à petit sublimée dans l'atmosphère, passant directement de l'état solide à l'état gazeux. Les vastes tempêtes de poussières qui frappent la planète, la charge importante des flots en sédiments et les dépôts que l'on observe aux pôles laissent cependant penser que la glace n'a pas dû rester bien propre longtemps. Si elle a été ensevelie sous des tonnes de débris et de sédiments, elle a pu survivre, ainsi que l'eau située juste en dessous d'elle. Peut-être que ces lacs d'un autre âge existent encore à l'heure actuelle, attendant d'être découverts par des radars, ou de détecteurs neutroniques (mais pour l'instant rien n'a été découvert).

Dans le cas d'Ares Vallis, la région de Chryse Planitia pose donc un problème lancinant : on n'y trouve aucun signe de delta ou de dépôt massif d'alluvions ou de sédiments. Bien au contraire, la région est uniformément plate. Etant donné que la gravité martienne est plus faible que la gravité terrestre (4/10ème), il est possible que cela puisse modifier fortement les conditions de sédimentation. L'eau a peut-être pu garder des sédiments de toutes tailles en suspension sur une longue période, et ceux-ci ont fini par se déposer de manière uniforme sur toute la surface du bassin, sans former de zones d'accumulation reconnaissables. C'est encore à l'heure actuelle l'une des principales énigmes posées par les chenaux d'inondation aux géomorphologistes : l'absence notable d'exutoires identifiables. Mais il y en a une seconde, qui porte cette fois ci non pas sur les embouchures, mais sur les sources que sont les terrains chaotiques.

Les terrains chaotiques

Nous avons vu que la région des Scablands présente de nombreuses analogies avec Ares Vallis, à une exception près : Ares Vallis prend sa source dans des terrains chaotiques qui n'existent pas sur Terre. Sur la planète rouge, les terrains chaotiques sont surtout concentrés entre Valles Marineris et Chryse Planitia. Ils sont facilement identifiables sur les images satellitaires. Ces secteurs donnent l'impression que la croûte martienne a été défoncée, comme si un géant avait frappé de son poing la planète, brisant la fragile écorce rocheuse en une multitude de fragments qui forment comme les pièces d'un puzzle. Une région chaotique peut apparaître pour plusieurs raisons, mais à chaque fois il semble nécessaire de faire intervenir le retrait d'un matériel quelconque du sous-sol. Il pourrait s'agir du départ d'eau, de glace ou de magma. La fusion d'une grande quantité de glace souterraine pourrait être due à des phénomènes volcaniques, à l'impact de grosses météorites, ou à un changement global du climat martien. Notons cependant que des terrains chaotiques peuvent aussi apparaître dans des zones soumises à des forces d'extension : sous l'effet de mouvements tectoniques, la croûte peut effectivement être étirée de deux côtés à la fois, ce qui aboutit à la séparation de blocs présentant alors des formes géométriques.

Prenons un exemple permettant d'expliquer la formation d'un terrain chaotique sur Mars. Sous l'influence de l'activité volcanique du dôme de Tharsis, de l'eau percole dans le sous-sol, quittant les pentes est du dôme pour aller s'accumuler bien plus loin, dans une poche souterraine. Petit à petit, un aquifère se met en place. A des centaines de kilomètres de distance, l'impact soudain d'un astéroïde provoque une onde sismique qui se déploie à partir de l'épicentre. Lorsque cette dernière arrive au niveau de l'aquifère, elle provoque l'ouverture d'une fracture qui déstabilise ce dernier. L'aquifère se rompt, et une invraisemblable quantité d'eau est alors libérée. Le retrait massif du liquide provoque une perte de support de la surface martienne. Celle-ci s'effondre sous son propre poids, laissant derrière elle des étendues fracassées et chaotiques, parsemées de blocs de croûte aux contours irréguliers. Cependant, malgré des observations aussi minutieuses que possibles, les planétologues n'ont pas pu identifier avec certitude la raison expliquant pourquoi l'eau a quitté brutalement le sous-sol au niveau des zones chaotiques. Nous venons d'évoquer plusieurs scénarios possibles, et d'en imaginer un, mais aucun n'a vraiment été vérifié sur le terrain.

Les différentes hypothèses imaginées par les géomorphologues pour expliquer la formation des terrains chaotiques restent séduisantes, mais une énigme majeure demeure. Effectivement, lorsque des théoriciens effectuent des simulations numériques, un problème apparaît rapidement entre la taille des chenaux d'inondation (comme nous l'avons vu, certains possèdent une largeur de plusieurs centaines de kilomètres), et le volume d'eau maximal potentiellement renfermé dans les terrains désormais effondrés, et qui a été nécessaire à l'excavation des vallées en question. Les zones chaotiques sont effectivement bien trop petites pour avoir pu libérer la quantité d'eau nécessaire pour éroder et remplir les chenaux d'inondations. Les réservoirs ayant formés les terrains chaotiques par leur vidage devraient avoir contenu dix fois leur volume en eau pour expliquer l'incision des vallées de débâcle. Si les terrains chaotiques ne marquent pas réellement la source des écoulements, d'où venaient alors les volumes d'eau titanesques qui ont creusé les chenaux ? Ces derniers ont-ils pu être élargis, après la phase initiale de creusement, par un autre agent érosif, comme le vent ? Un mécanisme capable de renflouer les zones chaotiques a-t-il été à l'œuvre, offrant ainsi de multiples possibilités de décharge ? Ce dernier pouvait-il encore prendre place dans les conditions climatiques de l'hespérien ? Les chenaux d'inondation sont-ils le résultat, un peu comme les Scablands, d'une multitude de déluges, suivies par autant de remplissage ?

Enfin, c'est un point très important, sur Mars, et contrairement à la Terre, l'eau n'est pas la seule substance fluide capable de s'écouler à la surface. Il en existe en effet une autre, le dioxyde de carbone ! Ce gaz possède la propriété de se liquéfier à une température d'environ -56,4°C (une température typiquement martienne), certes sous des pressions de 5 bars, soit des valeurs bien supérieures à la pression atmosphérique actuelle de Mars. A l'hespérien, les conditions de température et de pression régnant en surface ne sont pas connues, mais les températures devaient déjà être basses, et l'atmosphère ténue. Cependant, il est possible d'imaginer que de vastes réservoirs de dioxyde de carbone liquide aient pu exister dans le passé au niveau du sous-sol, grâce à la pression lithostatique. Ceux-ci auraient même pu être bien plus nombreux que les aquifères remplis d'eau. A la faveur d'un événement déstabilisant, un brusque dégazage pouvait se produire, entraînant une éruption cataclysmique de gaz, de roches et de poussières. Un tel processus aurait-il pu donner naissance aux vallées de débâcle visibles à la surface de la planète rouge, en lieu et place de l'eau liquide ? Nul ne le sait.

Les réseaux de vallées

Outre les chenaux d'inondation, il existe un second type de formation qui semble signer la présence d'eau liquide à la surface de Mars, les réseaux de vallées. Moins spectaculaires, ils n'en sont pas moins très marquants, car ils entaillent des terrains plus cratérisés et donc plus anciens (d'âge noachien) que ceux liés aux vallées de débâcles (qui datent de l'hespérien). Ils sont absents sur les terrains jeunes, à l'exception des versants de quelques volcans. Les réseaux de vallées les plus connus sont Nanedi Vallis, Nirgal Vallis et Ma'adim Vallis.

Les réseaux de vallées sont des structures bien représentées à la surface de Mars, et les géomorphologues en distinguent deux types : des réseaux longs, sinueux, avec peu d'affluents (comme Nirgal Vallis) et des réseaux plus petits, complexes, avec de nombreux affluents. Lorsqu'on les observe depuis l'orbite, les réseaux de vallées ressemblent au premier abord aux vallées terrestres. Cependant, et contrairement à ces dernières, il est assez difficile de distinguer des lits de rivières au fond de ces vallées. Un bel exemple existe certes pour Nanedi Vallis et Nirgal Vallis, mais la plupart du temps, aucun chenal interne n'est visible.

De plus, les réseaux fluviatiles martiens ne sont jamais, sauf cas particulier, aussi denses que leur contrepartie terrestre. En utilisant les images infrarouges du spectromètre THEMIS embarqué sur la sonde américaine Mars Odyssey, une équipe française a réussi à mettre en évidence des groupes de vallées fluviales très ramifiées, et dont la morphologie est caractéristique des vallées creusées par le ruissellement des eaux de pluie. Enfouies sous une épaisse couche de poussière qui empêche de les observer directement, ces dernières étaient jusqu'à présent passés inaperçues. Cependant, si certains réseaux de vallées présentent bel et bien une taille, une géométrie et une organisation qui rappellent de façon frappante des vallées terrestres, ce n'est pas le cas pour tous.

Les différences géomorphologiques semblent indiquer que les vallées martiennes ne se sont pas uniquement formées par le ruissèlement des eaux de pluie sur les versants rocheux, et l'alimentation d'un cours d'eau. Les reliefs observés sur Mars pourraient également s'expliquer par un sapement des terrains, c'est à dire l'affaiblissement puis l'effondrement du sol suite à des écoulements souterrains d'eau, ou la liquéfaction de poches de glace. Des processus similaires ont été documentés sur Terre, au Colorado par exemple. L'hypothèse du sapement permet d'expliquer correctement l'organisation de certaines vallées sous la forme de réseaux longs et sinueux. Certains géologues ont également proposé un creusement par des torrents sous-glaciaires. Quant aux réseaux plus complexes, ils pourraient tout à fait posséder une double origine : creusement de la vallée par le ruissèlement d'eau de pluie, puis fragilisation ultérieure de la surface conduisant à un sapement.

Enfin, d'une manière un peu similaire aux vallées de débâcle, il est également difficile pour les réseaux de vallées d'identifier à la fois la source de l'eau, et les débouchés. L'endroit d'où provient l'eau n'a effectivement pas été identifié avec certitude : est-t-elle venue du ciel, sous la forme de pluie, a-t-elle jaillie du sol ? Et où a-t-elle terminée sa course ? A-t-elle formée des étendues liquides stables, comme des lacs. Est-t-elle allée se jeter dans une mer, ou un océan ? Ou au contraire, a-t-elle été absorbée par le sol ? L'absence claire de sources et d'embouchures continue d'intriguer de nombreux scientifiques, qui remettent en question l'une des hypothèses les plus importantes liées aux réseaux de vallées. D'âge noachien (4,5 à 4  milliards d'années), ces dernières seraient effectivement des reliefs creusés à une époque où l'eau liquide était très stable à la surface de Mars, au point de former un cycle complet, avec des précipitations sous la forme de pluie, des ruissèlements, une accumulation sous la forme de lacs, et de mers, et une évaporation. Mais si elles n'ont pas été façonnées par de l'eau liquide, le scénario d'une jeune planète Mars chaude et humide tient-il encore la route ? Nous reviendrons sur ce point lors de la conclusion. Il est maintenant temps de laisser derrière nous l'héritage des sondes Viking, et de découvrir les avancées réalisées par les engins d'exploration les plus récents.

Pendant pratiquement vingt ans, la question de l'existence de l'eau liquide sur Mars tournera autour des réseaux de vallées et des canyons d'inondation. La suite de la longue histoire de la quête de l'eau liquide ne sera écrite que bien plus tard, avec l'arrivée en orbite de la sonde américaine Mars Global Surveyor en septembre 1997. Grâce à elle, les planétologues effectueront trois découvertes majeures : celles de ravines très récentes, qui semblent avoir été creusées par des écoulements fluides, la présence généralisée, à la surface de Mars, de dépôts stratifiés et laminés de nature sédimentaire, et enfin l'identification d'un dépôt d'hématite grise sur les plaines de Terra Meridiani. Mars Global Surveyor va marquer un renouveau dans l'exploration martienne, et signera le début d'une véritable invasion de la planète par des engins d'exploration toujours plus puissants.

Les ravines de Mars Global Surveyor

C'est l'une des grandes découvertes de Mars Global Surveyor. Révélées au public en juin 2000, les ravines martiennes ont rapidement constitué une énigme de taille pour les scientifiques. Ces rigoles, qui entaillent les versants de nombreux cratères d'impact ou les flancs de certaines vallées, et qui sont mieux représentées au niveau des parois tournées vers les pôles, semblent être extrêmement jeunes par rapport aux autres structures érosives martiennes, comme les réseaux de vallées ou les vallées de débâcles dont nous avons longuement parlé.

Certaines rigoles entaillent effectivement des structures géologiques éphémères ou dynamiques, dont la durée de vie est très brève au regard des temps géologiques : sols polygonaux, dunes de sable, traînées sombres laissées par les tourbillons de poussière. Elles semblent toutes très fraîches, comme si la poussière martienne, qui tombe continuellement à la surface de Mars, n'avait pas encore eu le temps de les recouvrir. Les ravines dateraient donc au pire de quelques millions d'années, au mieux de quelques jours. Les images sont souvent spectaculaires, et donnent l'impression que la planète, sous l'effet d'une souffrance sourde, s'est mise à pleurer.

Depuis leur découverte, les planétologues du monde entier se sont cassés la tête à tenter de trouver une origine plausible à ces énigmatiques rigoles. Parmi tous les scénarios avancés pour expliquer la formation de ces incisions qui marquent les parois de nombreux cratères d'impact et versants rocheux, il est extrêmement tentant d'invoquer des ruissellements d'eau liquide. Or, s'il est encore possible d'accepter que dans le passé, l'eau ait pu couler sur Mars, cette dernière ne peut absolument plus le faire maintenant, pour des raisons tout à fait sérieuses.

Le point triple : où pourquoi l'eau liquide ne peut plus couler sur Mars aujourd'hui

C'est une question qui revient très souvent auprès du public : l'eau liquide peut-elle encore couler sur la planète rouge ? La réponse apportée par la physique, discipline très aride s'il en est, est très claire : ce n'est pas possible. Pour comprendre cette réponse, il faut se reporter au fameux diagramme du point triple de l'eau.

L'eau peut exister sous trois états physiques différents, que l'on appelle également des phases : solide (c'est la glace), liquide et enfin gazeux (la vapeur d'eau). Le fait que l'eau se trouve dans l'un de ces trois états dépend entièrement des conditions de température et de pression. Les environnements dans lesquels l'eau va former un solide, un liquide ou un gaz peuvent être représentés sous la forme d'un diagramme de phase, avec, sur l'axe horizontal des abscisses, les pressions partielles en vapeur d'eau, et sur l'axe des abscisses, les températures. Si la température est un concept simple, la pression partielle l'est un peu moins. Il s'agit tout simplement de la contribution d'un élément donné (ici l'eau gazeuse), en termes de pression, à la pression totale de l'atmosphère (qui est donc la somme de toutes les pressions partielles des éléments rentrant dans sa composition).

Ce diagramme de phase est aussi appelé diagramme du point triple, car il indique les conditions de température et de pressions ou l'eau peut subsister simultanément sous les trois états, solide, liquide et gazeux. Ce point triple correspondant à une température de 0,01°C (soit 0°C en simplifiant) et une pression de 6,153 mbar. Or, il s'agit pratiquement de la valeur de la pression atmosphérique martienne (5,6 mbars), sachant que la vapeur d'eau n'en représente toutefois qu'une fraction négligeable. La contribution en termes de pression de la vapeur d'eau atmosphérique à la pression totale de l'atmosphère martienne, que l'on nomme donc pression partielle, est alors bien trop faible pour permettre à l'eau d'exister à l'état liquide. Sur la planète rouge, celle-ci ne peut donc par défaut se trouver que sous la forme solide (glace) ou gazeuse (vapeur d'eau). La glace ne peut de plus subsister qu'à partir des latitudes moyennes (40°), sinon elle se sublime obligatoirement, par passage direct de l'état solide à l'état gazeux, en vapeur d'eau.

Sur Mars, la physique est donc formelle, même si on peut en concevoir de l'amertume : en surface, l'eau liquide n'est, sauf exception, qu'un fantasme. La combinaison des températures et de la pression atmosphérique rend impossible l'état liquide, sauf peut-être en de très rares endroits de la planète, comme le fond du gigantesque bassin d'impact d'Hellas. Dans le secteur de Coronae Scopulus, situé à plus de huit kilomètres sous le niveau de référence, en plein été à l'aube, ou au moment du coucher du soleil, les conditions sont effectivement suffisantes pour permettre à l'eau d'exister à l'état liquide, de façon temporaire.

Dans le sous-sol, les chances sont bien meilleures de trouver de l'eau liquide. Comme c'est le cas pour la Terre, sur Mars, la température augmente avec la profondeur. Ainsi, à 3 kilomètres sous l'équateur, ou à 5 kilomètres sous les pôles, la température dépasserait 0°C. De plus, la pression lithostatique, exercée par le couvercle rocheux, favorise grandement la phase liquide. Cependant, pour l'instant, aucun sondage radar n'est parvenu à imager des poches d'eau liquide.

Expliquer les larmes de Mars

Comme nous venons de le voir avec cette parenthèse sur le diagramme du point triple, l'hypothèse qui veut que les ravines soient des ruisseaux creusés par des filets d'eau liquide bute contre un obstacle majeur. Les températures très basses qui règnent actuellement à la surface de Mars, ainsi que la faible valeur de la pression atmosphérique, interdisent formellement à l'eau de rester à l'état liquide. Celle-ci n'a d'autres choix que de prendre en glace instantanément, ou de s'évaporer dans l'atmosphère sous forme de vapeur d'eau.

On voit donc mal comment, dans ces conditions, des remontées d'eau provenant d'aquifères souterrains maintenus sous pression, où la fonte de glace retenue dans le proche sous-sol par une poche de magma, pourraient expliquer ces formations. L'eau n'aurait matériellement pas le temps de laisser une trace de son passage, d'autant plus que, comme nous l'avons mentionné plus haut, les ravines dévalent majoritairement des versants tournés vers les pôles, plus froids, en tout cas pour celles qui sont situées entre 30° et 40° de latitude (elles s'observent sur toutes les pentes à partir de 40°). De plus, elles semblent plus actives dans l'hémisphère sud, qui connaît un hiver plus long que l'hiver boréal (pour des questions de précession).

L'une des premières hypothèses intéressantes a été proposée par Philip Christensen, un planétologue américain très impliqué dans l'exploration de Mars, puisqu'il avait la charge de deux instruments majeurs, la caméra THEMIS de la sonde Mars Odyssey (toujours en action), et le spectromètre TES de Mars Global Surveyor. Selon ce chercheur, les ravines martiennes proviendraient tout simplement de la fonte de poches de neige.

C'est en notant les relations existant entre des terrains composés de matériaux volatils (c'est à dire capable de s'évaporer dans l'atmosphère dès qu'un réchauffement subtil se produit) et les ravines que Philip Christensen a pu formuler son hypothèse. Sur certains clichés de Mars Global Surveyor, le retrait des terrains volatils, qui semblent être principalement composés de neige, laisse effectivement place à une surface intensément ravinée. La fonte de la neige pourrait donc être le mécanisme de formation des ravines.

Le manteau neigeux à l'origine des ravines se serait déposé au cours d'une période précédente de glaciation. Contrairement à la Terre, dont l'axe de rotation est stabilisé par la présence de la lune, la planète Mars peut connaître des changements chaotiques d'obliquité, sur des périodes de quelques millions d'années. Au cours de ces basculements, les pôles martiens peuvent se retrouver pointés plus ou moins directement vers le soleil, ce qui provoque alors un réchauffement climatique d'ampleur (lire "Les dépôts stratifiés décryptés" pour plus de renseignements sur ces cycles climatiques à longue période). Des modèles théoriques, qui permettent d'estimer la température de la surface et du proche sous-sol pour différentes valeurs d'obliquité, ont montré qu'il existe des situations où les seules régions où la température monte au-dessus du point de fusion de l'eau sont les pentes orientées vers les pôles pour les régions de moyennes et de hautes latitudes. Le soleil réchaufferait alors suffisamment le sol pour provoquer la fonte de glace superficielle, qui affleure justement dans les moyennes et hautes latitudes, ou de poches de neige. Dans cette hypothèse, les ravines sont jeunes, mais pas contemporaines : elles se sont formées il y a des centaines de milliers d'années, voire des millions d'années, a des époques ou les conditions climatiques étaient différentes de celles qui prévalent actuellement.

Le scénario a l'avantage d'expliquer trois observations difficilement réconciliables avec les autres hypothèses : la grande jeunesse des ravines (si les ravines proviennent de fuites de réserves d'eau souterraines, pourquoi ces dernières n'ont-elles pas fui de manière régulière et répétée tout au long de l'histoire géologique de Mars ?), leur présence sur les pentes les plus froides dans les moyennes latitudes (ces pentes tournées vers les pôles ne sont pas les meilleurs endroits pour permettre le ruissellement d'eau liquide) et enfin la position des ravines (les ravines prennent leur source pratiquement au sommet des pentes, alors que la glace ou les aquifères devraient affleurer bien en dessous de cette position). Il faut noter qu'un chercheur appartenant au centre Ames de la NASA, Pascal Lee, avait décrit au Groenland, dans un bel exercice de planétologie comparée, des ravines étonnamment similaires aux ravines martiennes, et formées par la fonte de la neige.

Décharges de CO2 et clathrates

Une foule d'autres hypothèses ont été formulées par la communauté scientifique. Des chercheurs ont ainsi proposés que les ravines puissent être le résultat de simples avalanches de poussière, ou de brusques décharges de dioxyde de carbone. Si les lobes qui terminent les ravines semblent pour la plupart différents de ceux qui se formeraient par des avalanches de matériaux secs, l'hypothèse du dioxyde de carbone est intéressante. Le sous-sol de Mars pourrait effectivement contenir d'immenses réservoirs de dioxyde de carbone, enfermé dans des clathrates, des petites cages moléculaires formées par des molécules d'eau. Les clathrates sont des édifices particulièrement instables, et ces prisons moléculaires ne peuvent exister que sous de fortes pressions. Si une poche de clathrates en venait à être exposée à l'air libre, par exemple à la faveur d'un accident tectonique, les cages d'eau se briseraient en libérant massivement le dioxyde de carbone, qui pourrait alors se déverser alors en torrent bouillonnant sur les pentes des cratères et des vallées.

Au fil des temps, l'effort pour tenter de comprendre l'origine des ravines martiennes s'est intensifiée, et les observations se sont multipliées. Les derniers travaux laissent penser que ces formations ne seraient finalement pas dues à des écoulements d'eau liquide ou à la fonte d'un manteau neigeux, mais à l'autre substance volatile de Mars, que nous venons d'évoquer brièvement, le dioxyde de carbone (sans faire toutefois intervenir les clathrates). Grâce à des prises de vue répétées, sur plusieurs années, au-dessus de centaines de sites martiens différents, les scientifiques ont pu surveiller la formation et l'évolution des ravines, depuis l'apparition d'une nouvelle "branche" à partir de la rigole centrale, ou les modifications prenant place dans les zones de dépôt en position basse. L'un des instruments les plus utiles pour ce travail de fourmi n'est autre que la caméra à haute résolution HiRISE qui équipe la sonde américaine Mars Reconnaissance Orbiter, en orbite martienne depuis mars 2006.

Il s'avère que les fameuses rigoles apparaissent principalement en hiver, lorsque les températures très basses provoquent la solidification du dioxyde de carbone atmosphérique en glace sèche. L'une des mécanismes proposés serait lié à la sublimation de la glace sèche (passage direct de l'état solide à l'état gazeux), phénomène qui donnerait naissance à des jets de gaz qui joueraient alors le rôle de lubrifiant pour des matériaux solides, poussières, sables et fragments rocheux. La glace sèche, en cédant sous son propre poids, pourrait aussi directement induire des avalanches miniatures. L'hypothèse a également l'avantage d'expliquer la présence des ravines sur des terrains où la résurgence de filets d'eau liquide n'est guère plausible, même avec des pressions et des températures idéales, comme des dunes sèches.

Recurring Slope Lineae

Sur un autre astre que Mars, l'histoire des ravines pourrait s'arrêter là. Mais la planète rouge n'en finit pas de nous surprendre et de nous étonner. Reprenant le flambeau de Mars Global Surveyor, la caméra haute résolution HiRISE de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter a permis la découverte de traces intrigantes, qui ressemblent aux ravines, tout en présentant des différences significatives.

Au mois de mai 2011, des traînées brunâtres, très visuelles, ont ainsi été observées sur les parois du cratère d'impact Newton de 300 kilomètres de diamètre. Elles prennent leur source au niveau de strates rocheuses, dévalent des pentes de 25° à 40° environ, sont généralement orientées vers l'équateur, et souvent associées à de petits chenaux. Pour les différencier des ravines (gullies en anglais), ces formations ont été baptisées "Recurring Slope Lineae" par les planétologues, ce qui signifie littéralement lignes récurrentes de versants. Au fil du temps, les images de Mars Reconnaissance Orbiter ont révélé que contrairement aux ravines, ces traces d'écoulement se multipliaient sur les reliefs martiens au printemps ou en été, une époque de l'année bien plus compatible avec l'existence éphémère d'eau liquide, pour se faner ensuite en hiver. Si les scientifiques pouvaient se permettre plus d'audace dans les publications scientifiques, on aurait tout aussi bien pu les qualifier de ruisseaux. La découverte des Recurring Slope Lineae est importante, et si de nombreux points demeurent toujours dans l'ombre, comme l'origine de la couleur sombre des écoulements, les secteurs ou ces formations ont été observées pourraient devenir des sites d'atterrissage hautement prioritaires pour la recherche de traces de vie sur Mars.

Cependant, l'intervention de l'eau liquide pour expliquer la présence des Recurring Slope Lineae sur Mars nous ramène à la même problématique que celles posées par les ravines. Le diagramme du point triple est toujours d'une redoutable actualité, et la théorie située derrière est implacable : l'eau liquide ne peut pas couler sur Mars ! Comment, alors, expliquer les Recurring Slope Lineae ? Faut-il abandonner l'hypothèse d'un creusement par des ruisseaux et des torrents, et en revenir aux explications formulées pour les ravines ?

Il existe pourtant une solution simple et élégante pour résoudre le dilemme posé par l'eau liquide sur la planète Mars actuelle. Effectivement, le diagramme du point triple ne concerne que l'eau ... pure. Si cette dernière est fortement enrichie en sels, son point de solidification peut chuter de manière drastique. Il est ainsi tout à fait possible d'imaginer qu'au niveau de certaines régions comme l'équateur en plein été, des saumures naturelles, c'est à dire de l'eau présentant une forte concentration en sels, comme le chlorure de sodium (NaCl) ou le sulfate de calcium (CaSO4), peuvent exister.

Depuis les analyses conduites par les sondes Viking en 1976, nous savons que le sol martien contient des quantités non négligeables de composés salins, qui peuvent tout à fait se dissoudre dans de l'eau pour former une saumure. L'étude des météorites martiennes va également dans ce sens. En 2004, le rover Opportunity (suivi par plusieurs satellites de télédétection qui lui ont emboité le pas), a montré que les sulfates sont très abondants sur certaines régions de la planète. Plus récemment encore, en 2008, l'atterrisseur américain Phoenix est venu apporter de l'eau à notre moulin.

Les gouttelettes d'eau de Phoenix

L'atterrisseur Phoenix, qui s'est posé le 26 mai 2008 sur le cercle arctique martien, avait pour objectif principal d'étudier la glace affleurant à quelques centimètres de la surface de son site d'atterrissage. Or, de manière à tout fait surprenante et inattendue, il a aussi contribué à l'étude de l'eau liquide. Lors de la dernière partie de la séquence d'atterrissage, l'engin a allumé des rétrofusées à hydrazine pour diminuer sa vitesse de chute, et toucher en douceur le sol martien. En jetant par curiosité un œil sous l'atterrisseur avec la caméra équipant le bras robotique (RAC) le cinquième jour de la mission, les ingénieurs ont fait une découverte surprenante. L'énergie dégagée par les moteurs-fusées avait soufflé le fin dépôt de particules qui masquait la couche de glace souterraine, exposant directement cette dernière à l'air libre. A cause de la position des lentilles de glace mises à nu, aucun prélèvement n'a pu être réalisé : le bras robotique ne pouvait effectivement pas se faufiler sous la plateforme de la sonde. De plus, la glace pouvait être contaminée par l'hydrazine, le carburant brulé par les rétrofusées.

Cependant, en continuant à étudier avec attention le dessous de l'atterrisseur, ainsi que les pieds et les patins, un scientifique s'est aperçu que des globules d'apparence visqueuse s'étaient déposés sur les tubes métalliques des pieds. Plus intriguant encore, certains globules disparaissaient au fil des jours, tandis que d'autres semblaient grossir. Stupéfait par ce qu'il observait, ce scientifique a alors proposé une idée qui a tout de suite été très controversée, y compris au sein de l'équipe scientifique travaillant sur la mission (il a ainsi été assez chahuté lors de la première présentation qu'il a donné). Selon lui, les gouttelettes blanchâtres qui salissaient le montant des pieds pouvaient très bien être de l'eau liquide ! Des gouttelettes similaires auraient aussi été observées à l'intérieur des tranchées creusées par la pelle du bras robotique.

Dans l'environnement polaire du site d'atterrissage de Phoenix, les températures (qui varient entre -20°C et -80°C en été) et les pressions atmosphériques ne permettaient en aucun cas à l'eau pure d'exister sous la forme liquide. Cependant, un instrument de l'atterrisseur, MECA, n'a pas tardé à identifier dans le sol martien des perchlorates. Or, ces composés, dont la présence dans le sol martien a ensuite été confirmée par le Curiosity, et qui semblent répandus sur l'ensemble du globe martien, peuvent, lorsqu'ils passent en solution, former un anti-gel naturel capable d'abaisser la température de solidification de l'eau. De plus, le sol du site d'atterrissage pouvait également contenir d'autres éléments salins.

Des simulations en laboratoire, reproduisant les conditions environnementales du site d'atterrissage de la sonde Phoenix, ont prouvé que l'eau liquide pouvait y apparaître par simple contact entre des composés chimiques divers (comme les perchlorates) et de la glace, que ce soit quelques jours par année, ou quelques minutes par jour, en fonction de l'ensoleillement et des températures. Que la glace fonde en présence de sels n'a finalement rien d'étonnant. C'est exactement ce mécanisme qu'utilisent les ponts et chaussées lorsqu'ils salent les routes en hiver.

Il est donc tout à fait possible que l'atterrisseur polaire Phoenix ait imagé, pour la première fois dans l'histoire de l'exploration martienne, des gouttes d'eau liquide sur Mars, et ce dans l'un des endroits les plus improbables pour observer ce phénomène ! Mélangés à l'eau formée par le réchauffage de la glace sous les jets brûlants des rétrofusées au moment de l'atterrissage, les sels présents dans le sol martien auraient permis à cette dernière de se maintenir à l'état liquide sous la forme de petites gouttelettes. Les images réalisées grâce à la caméra du bras robotique, sur un endroit tout à fait anodin de l'atterrisseur, apportent des arguments sérieux quant à l'existence, sur la planète rouge, d'écoulements salins saisonniers. Ceux-ci pourraient ainsi être responsables des Recurring Slope Lineae, que les planétologues ont découvert sur les images à très haute résolution de la sonde américaine Mars Reconnaissance Orbiter et dont nous avons parlé plus haut.

Une planète mille-feuilles

Après ce rapide survol de quelques-uns des résultats engrangés par le satellite Mars Reconnaissance Orbiter et la sonde polaire Phoenix, il est temps de revenir un peu en arrière, pour retrouver Mars Global Surveyor. Au cours de l'année 2000, cet orbiteur américain a effectué une seconde découverte géomorphologique en lien avec l'eau liquide, peut-être plus fondamentale encore que celle des ravines. Cette année-là, les responsables de la caméra MOC, Michael Malin et Kenneth Edgett, ont annoncé avoir mis en évidence un niveau sans précédent de stratifications sur Mars, suite à l'étude d'un nombre impressionnant de clichés photographiques.

Alors que jusqu'à présent la planète Mars avait toujours été considérée comme un monde volcanique, l'identification, au fond de nombreux cratères d'impact, de vallées, de canyons, de dépressions et de cuvettes, de couches rocheuses remarquablement horizontales et uniformes, signe non équivoque de processus de sédimentation, a bouleversé notre vision de ce monde. Malgré l'ampleur des évidences exhumées par Malin et Edgett, les planétologues eurent bien du mal de façon générale à accepter ce paradigme. Le doute n'était cependant plus permis, à qui voulait bien se donner la peine de regarder ce que la moisson d'images de Mars Global Surveyor suggérait : partout sur Mars, des reliefs formés par l'empilement de strates et de lits rocheux, indiquant le dépôt lent et continu de sédiments dans des bassins et des zones d'accumulation, lacs et mers aujourd'hui disparus.

Bien entendu, une structure stratifiée donnée n'indique pas forcément l'existence passée d'une étendue d'eau liquide, ainsi que le dépôt de roches sédimentaires de nature calcaire, schisteuse ou marneuse. La mise en place de coulées de lave fluide à proximité d'un volcan peut tout à fait former des structures de ce type, tout comme le dépôt de cendres volcaniques, ou l'accumulation continue de poussière apportée par les vents, qui se durcit ensuite par cimentation pour constituer des loess. Les images de la caméra MOC de Mars Global Surveyor ne montraient que des reliefs, que des formes, et ne comportaient aucune donnée spectrométrique, minéralogique, qui auraient permis de savoir de quel(s) matériau(x) rocheux rentrait dans la composition de ces strates. Pourtant, l'étude de Malin et Edgett, qui prouvait pour la première fois à quel point les roches sédimentaires étaient bien représentées sur Mars, et devaient désormais être considérées de manière aussi commune et banale que les basaltes, apportait plusieurs pierres à l'édifice. Selon eux, un tel niveau de stratification, à la fois dans l'espace (répartition sur toute la planète), et en hauteur (épaisseur des couches), ne pouvait qu'impliquer la présence d'eau liquide. L'avenir allait leur donner raison.

En l'absence de tectonique de plaques, cet enregistrement sédimentaire, âgé probablement de plus de 3,5 milliard d'années, est bien plus complet que celui que notre planète, trop active géologiquement, a conservé. La Terre est effectivement un astre dynamique qui n'a pas su garder de témoignages géologiques de sa jeunesse, en particulier des moments où l'on pense que la vie est apparue. L'étude des archives sédimentaires de Mars est donc d'une importance cruciale pour la compréhension des conditions qui ont permis à la vie d'émerger sur Terre au cours de l'ère précambrienne, en particulier durant l'Hadéen et l'Archéen. Même si Mars Global Surveyor a arrêté de fonctionner en novembre 2006, la sonde Mars Reconnaissance Orbiter, et sa puissance caméra HiRISE, a pris le relais, et ne cesse de confirmer depuis l'omniprésence des dépôts sédimentaires sur la planète rouge.

Les signes minéralogiques de la présence d'eau liquide

Jusqu'à présent, tous les différents exemples prouvant l'existence, passée voire présente, d'eau liquide sur Mars étaient des formes, des reliefs visibles sur des images satellitaires, que ce soit les réseaux de vallées, les chenaux d'inondation, les ravines, les Recurring Slope Lineae, ou des empilements réguliers de strates rocheuses. Cependant, il existe une seconde catégorie d'indices très importants dont nous n'avons pas pour l'instant parlé : les minéraux. C'est la sonde Mars Global Surveyor, encore elle, qui ouvrira le feu.

L'hématite

En 1998, le spectromètre d’émission thermique (TES) de la sonde Mars Global Surveyor détecte des quantités significatives d'hématite, un oxyde de fer de formule Fe2O3, dans la région équatoriale de Terra Meridiani, à environ 2° de latitude sud et 0 à 5° de longitude ouest. Cette détection est l’une des découvertes clefs de la sonde, et fut à l’origine du choix de cette région comme site d’atterrissage pour le rover Opportunity.

En soi, la présence d’hématite sur Mars n’a rien de bien surprenant. Ce minéral, qui peut exister sous une forme pulvérulente rouge, abonde à la surface de la planète, et, aux côtés d'autres oxydes de fer plus simples (par exemple FeO), participe à sa couleur sanguine caractéristique. Constituée de grains très fins, dont la taille varie entre quelques centaines de nanomètres et quelques microns, cette hématite n’est autre que de la rouille, qui se forme dès que du fer est exposé à de l'oxygène. Lorsqu'une planète se forme, une grande partie du fer est entrainée dans le noyau lors de la phase de différentiation (c'est ainsi que les géologues nomment le processus d'individualisation de la croûte, du manteau et du noyau). Plus petit que celui de la Terre, le noyau de Mars n’aurait pas capturé autant de fer, ce qui expliquerait la concentration relativement importante de cet élément métallique à la surface de la planète rouge.

D'après son spectre infrarouge, l'oxyde de fer qui recouvre la région équatoriale de Terra Meridiani possède cependant une structure cristalline bien différente de la rouille qui colore le sol martien. Cette hématite serait effectivement formée de gros cristaux gris à l'éclat métallique, dont la taille dépasserait 5 à 10 microns. Elle couvrirait une zone de 750 km de longueur sur 350 km de large, et serait présente à des concentrations significatives variant entre 5 et 15 %. De fortes concentrations d'hématite cristalline grise ont également été décelées depuis dans le secteur d'Aram Chaos et de Margaritifer Chaos.

Quels sont les mécanismes qui pourraient être à l'origine de ce minéral dont l'existence est, sur Terre, souvent, mais pas toujours, liée à la présence d'eau liquide ? Un article complet est disponible sur cette question, et nous allons simplement ici en résumer les grandes lignes. Les mécanismes qui peuvent aboutir à la formation d’hématite sont multiples, et peuvent être divisés en deux grandes catégories : les processus de formation primaires, ou l’hématite cristallise en même temps que les roches environnantes, et les processus de formation secondaires, ou l’hématite se dépose au sein de roches préexistantes.

L'hématite peut ainsi se former au sein de vastes étendues d'eau riches en fer, lorsque ce dernier précipite sous la forme d'oxydes suite à la rencontre avec une quantité significative d'oxygène, éventuellement libéré par des micro-organismes. Des roches massives, appelées minerais de fer rubanés (BIF), se mettent alors en place, souvent sur des épaisseurs considérables. L'hématite est un minéral qui se rencontre également très souvent dans des environnements hydrothermaux, ou de l'eau chaude circule à la faveur de fractures zébrant la croûte, dissolvant du fer qui se redépose ensuite plus loin, lorsque la température finit par diminuer. Dans ce cas de figure, l'hématite, qui se dépose sous la forme de veines, ou qui remplit des espaces vides (pores) à l'intérieur des lits rocheux, est accompagnée par une cohorte d'autres minéraux hydratés, comme la goethite (un oxyde de fer hydraté), des carbonates de fer (sidérite) et des argiles. L'oxydation thermique de la magnétite (un oxyde de fer de formule Fe3O4 que l'on rencontre couramment dans certaines roches volcaniques comme les basaltes), peut aussi donner naissance à de l'hématite, sans impliquer la présence d'eau liquide toutefois.

L'énigme de l'hématite de Terra Meridiani a été résolue fin janvier 2004, lorsque le rover Opportunity s'est posé sans encombre dans la région. L'engin d'exploration n'a pas mis bien longtemps avant de découvrir la source d'hématite. Et celle-ci s'est révélée très jolie visuellement : le minéral est en effet présent sous la forme de sphérules jonchant le sol, qui n'ont pas tardées à être appelées myrtilles. Comment sont donc apparues ces remarquables concrétions cristallines d'hématite ?

Contrairement aux mécanismes que nous avons brièvement évoqués plus haut, l'hypothèse actuellement retenue par les planétologues est de considérer que les terrains de Terra Meridiani se sont formés suite à la remontée d'une nappe phréatique souterraine à la fin de la période noachienne ou au début de l'hespérien, il y a environ 4 milliard d'années. Lors de sa progression, le front d'eau a altéré les roches locales ainsi que des dépôts éoliens de nature basaltique. Les roches riches en fer ont été lessivées par des eaux relativement froides et acides, qui ont provoqué une dissolution du fer, son transport par les fluides en circulation, puis une déposition ultérieure sous forme d'hématite. Sur Terre, ce mécanisme donne naissance à la cuirasse ferrugineuse des sols latéritiques africains en climat tropical ou subtropical, ces derniers étant très riches en fer.

Il existe sur Terre quelques endroits où l'on rencontre des concrétions sphériques d'hématite qui ressemblent à s'y méprendre aux myrtilles martiennes. L'un des plus beaux analogues se trouve sans aucun doute au niveau du parc naturel du Grand Staircase-Escalante National Monument, en Utah aux Etats-Unis. A certains endroits, sur des dalles claires de grès, des milliers de sphères grises jonchent le sol, comme des billes qui auraient été abandonnées par des écoliers distraits. Appelées Moqui Marbles, elles sont constituées de grains de sable cimentés par des oxydes de fer. Ceux-ci, ôtés des roches constituant les magnifiques falaises rouges qui font la réputation et la beauté des parcs de Zion et du Grand Staircase-Escalante National Monument, puis transportés par la percolation d'eaux souterraines, ont fini par précipiter à la suite de changements physico-chimiques, en enrobant des grains de quartz. Couches par couches, des sphères ont fini par se former. Si le contexte géologique entre les parcs du Utah et Mars est certes différent, le rôle joué par l'eau liquide sur Terre dans la formation de ces concrétions laisse penser qu'il en a été de même sur la planète rouge. Certains chercheurs vont même plus loin : ils estiment que les concrétions terrestres d'hématite proviennent de la transformation de dépôts de sidérite (un carbonate de fer de formule FeCO3) sous l'action de micro-organismes. Sur Terre, la vie serait donc partie prenante de la formation de ces intrigantes sphères de pierre.

Avancées minéralogiques

Au début des années 2000, les découvertes vont se multiplier. Le rover Opportunity met en évidence, juste après son atterrissage dans Terra Meridiani le 25 janvier 2004, non seulement de l'hématite dont nous venons juste de parler plus haut, mais également des matériaux rocheux très riches en sulfates. De son côté, son frère jumeau, Spirit, à moins de chance dans le cratère de Gusev, un site d'atterrissage choisi non pas sur la base d'informations minéralogiques, mais pour des aspects purement géomorphologiques. Dans un premier temps, l'audacieux rover ne trouvera rien d'autres que des roches volcaniques de type basalte, mais finira, à la fin de sa mission, par découvrir plusieurs indices de la présence passée d'eau liquide, comme de la silice hydrothermale.

Depuis l'orbite, les dépôts sulfatés découverts par Opportunity sont identifiés à de nombreux endroits de la planète par deux sondes munies de spectromètres infrarouges plus sophistiqués que celui de Mars Global Surveyor, le satellite européen Mars Express (doté du spectro-imageur Omega) et la sonde orbitale américaine Mars Reconnaissance Orbiter (équipée du spectromètre CRISM). Ces dernières vont également réaliser une trouvaille spectaculaire : l'identification de lits riches en argiles, un minéral feuilleté dont la formation est étroitement liée à la présence d'eau liquide. Les argiles semblent concentrées sur les terrains anciens de Mars, et signalent sans nul doute les régions les plus intéressantes où il sera nécessaire d'aller prospecter dans le futur.

C'est ainsi que le rover Curiosity, robot géant bardé d'instruments scientifiques, sera largué en direction du cratère Gale, un site spectaculaire ou sont présents de nombreux signes de la présence passée d'eau liquide, que ceux-ci soient géomorphologiques (lit de rivière, cône alluvial), où minéralogiques (hématite, sulfates, argiles). Sur place, il découvrira très rapidement des poudingues, roches sédimentaires constituées de galets roulés par l'eau et cimentés entre eux par une matrice gréseuse, ainsi que des roches grisâtres de type shales riches en argiles.

Malgré tous nos efforts et des recherches acharnées, il reste cependant une roche qui demeure désespérément absente de la surface de la planète Mars. Ce sont les calcaires, constitués de carbonates. C'est par eux que nous allons commencer notre passage en revue des avancées minéralogiques effectuées depuis la dernière décennie.

Le mystère des carbonates

Pendant longtemps, les carbonates ont constitué, dans l'esprit des planétologues, l'indice le plus probant à rechercher à la surface de Mars, de la présence, dans un lointain passé, d'étendues d'eau liquide. De nombreux spectroscopistes ont dû rêver d'aboutir à la découverte d'affleurements rocheux de roches blanches, dont le spectre aurait immanquablement dû présenter la signature des carbonates, et que l'on aurait pu appeler calcaires.

Hélas, et c'est un paradoxe de taille, mais si des explications tout à fait crédibles permettent de l'expliquer, les carbonates sont pratiquement absents de la surface martienne. Lorsqu'une planète possède à la fois une atmosphère riche en CO2 et de l'eau liquide en vastes quantités, ce qui fut sans doute le cas de Mars dans sa jeunesse, un mécanisme particulier se produit. Sous l'effet des pluies, le CO2 donne naissance à des ions carbonates (CO32-) qui peuvent alors se combiner avec d'autres ions, notamment l'ion calcium (qui provient de l'altération des roches silicatées des continents, mais encore faut-il que ceux-ci existent, et que l'astre ne soit pas entièrement recouvert par un océan global) pour donner du carbonate de calcium, ou calcite (CaCO3), le composant majoritaire du calcaire. Insoluble dans l'eau, le calcaire se met à précipiter et finit par former des dépôts massifs sur le fond des océans et des mers. Etant donné qu'ils apparaissent en présence d'eau, les carbonates constituent donc un excellent indicateur de l'existence de cette molécule au moment de leur formation.

Or aucun affleurement carbonaté à grande échelle digne de ce nom n'a encore été découvert sur Mars, et les planétologues n'ont jamais pu admirer l'équivalent martien des magnifiques falaises d'Etretat. Pourtant, les minéraux carbonatés existent malgré tout sur Mars, de façon très timide. Pendant longtemps, les seuls traces de carbonates jamais détectées avaient été mises en évidence par le spectromètre TES de la sonde Mars Global Surveyor dans la poussière martienne, qui recouvre une bonne partie de la planète. Celle-ci contiendrait un petit pourcentage (moins de 5 %) de magnésite, un carbonate de magnésium de formule MgCO3, qui s'est sans doute formé sans intervention d'eau liquide.

La magnésite a ensuite été détectée par le spectromètre CRISM de la sonde américaine Mars Reconnaissance Orbiter, à une échelle locale, dans le secteur de Nili Fossae, dont nous aurons l'occasion de reparler, ainsi qu'au niveau du rempart du cratère d'impact Huygens. De son côté, l'atterrisseur Phoenix, qui s'est posé sur les plaines polaires nordiques, a mis en évidence une petite concentration de calcite (CaCO3), entre 3 et 5 %, au niveau du sol. Celle-ci s'est probablement déposée à partir du film d'eau liquide qui entoure les particules de sol. Toujours depuis la surface, le rover Spirit a identifié des affleurements rocheux riches en magnésite, probablement d'origine hydrothermale (dépôt par des fluides chauds en circulation) au niveau des collines Columbia du cratère d'impact Gusev.

Pourquoi les carbonates manquent-ils ainsi à l'appel ? Les chercheurs notent que l'absence de carbonates sur Mars pose une énigme inattendue et supplémentaire, qui peut nous éclairer sur le destin de ce groupe de minéraux. Si, comme ce fut le cas pour la Terre, l'atmosphère martienne primitive renfermait une grande quantité de dioxyde de carbone, qui aurait donc pu se fixer ensuite dans les roches sous la forme de carbonates, qu'est-il advenu de l'azote ? En effet, ce dernier devrait encore être présent sur Mars, or on ne le trouve pour l'instant nulle part, ni dans l'air sous forme de gaz, ni dans les roches sous forme de nitrates. L'explication tiendrait au fait que le dioxyde de carbone n'aurait pas disparu suite à des réactions chimiques responsables d'un piégeage, mais serait parti suite à l'action d'un processus physique qui aurait aussi affecté, de la même manière, l'azote. Dit autrement, l'atmosphère martienne aurait été majoritairement soufflée dans l'espace, par des impacts massifs ou des processus plus graduels d'érosion par le vent solaire, appauvrissant la planète en dioxyde de carbone, et empêchant ainsi directement la formation de carbonates.

Une autre explication, tout aussi plausible, tient au fait qu'au cours d'une large partie de son histoire, durant l'hespérien, entre 4 milliards d'années et 3,5 milliards d'années, Mars aurait été un environnement acide, avec des retombées d'acide sulfurique sous forme de pluie. Or, les carbonates sont très sensibles aux acides, comme le savent tous ceux qui un jour se sont amusés à faire mousser du calcaire avec une goutte d'acide chlorhydrique. Même le carbonate le plus résistant, la sidérite (un carbonate de fer de formule FeCO3) se dissout dès que le pH, une valeur qui mesure l'acidité ou l'alcalinité d'une solution, descend en dessous de la valeur 5. Cependant, la dissolution de carbonates par des acides aurait dû libérer de grandes quantités de dioxyde de carbone dans l'atmosphère, ce qui aurait permis à cette dernière de s'épaissir à nouveau. Or celle-ci demeure ténue, et ne renferme que très peu de CO2. Ce gaz s'est-il échappé dans l'espace ? Les mécanismes d'échappement étaient-ils encore capables d'entretenir ce phénomène de fuite à l'époque des pluies acides ?

Pour les partisans d'une jeune planète rouge chaude et humide, il est plus que probable que durant la période ou l'eau liquide a été abondante sur Mars, des carbonates se soient formés. Ces derniers ont ensuite été, dans leur grande majorité, dissous par les pluies acides, à l'exception de quelques affleurements qui, pour des raisons inconnues, comme un enfouissement en profondeur et une exhumation récente, ont échappé au déluge. Ce qui est très intéressant, c'est que l'environnement acide responsable de leur disparition est étroitement lié à la présence d'un autre groupe de minéraux, qui, peu communs sur Terre, semblent très répandus sur Mars : les sulfates. Il serait même possible de dire qu'en ce qui concerne la planète rouge, les sulfates, minéraux chargés de soufre, remplacent les carbonates.

Les sulfates

L'identification, sur les étendues désolées de Terra Meridiani, de grandes quantités de sulfates, en particulier de la jarosite, un sulfate de fer hydraté, a probablement été la découverte la plus marquante du rover Opportunity, et dépasse en importance celle de l'hématite. Il est frappant de constater que cette découverte a été réalisée très rapidement après l'atterrissage du rover le 25 janvier 2004. A quelques mètres seulement du point d'impact ou l'engin robotique s'est posé avec une chance insolente et de façon spectaculaire, le fond d'un petit cratère d'impact dénommé Eagle, se trouvait des affleurements de roches claires qui ont bluffé les géologues, et que le spectromètre infrarouge embarqué, le Mini-TES, n'a pas eu trop de mal à identifier.

La présence de sulfates sur la planète rouge avait été suspectée dès 1976, lorsque les atterrisseurs Viking avaient mesuré une concentration non négligeable de soufre dans le sol martien. L'importance du rôle des sulfates dans l'histoire géologique de Mars avait alors été soulignée par quelques scientifiques avant-gardistes. Plutôt que d'exister à l'état natif, sous la forme de soufre pur, cet élément devait effectivement vraisemblablement être combiné à d'autres atomes. La surface de Mars étant globalement oxydée, la présence de soufre sous la forme de sulfates (plutôt que sous forme de sulfures, réduits) avait été suggérée.

Malgré cela, plus encore que l'hématite, dont nous avons déjà parlé plus haut et dont l'existence était déjà connue suite aux relevés minéralogiques de la sonde américaine Mars Global Surveyor, l'identification de sulfates sur de vastes étendues de la surface martienne constitua un choc pour la communauté scientifique. Effectivement, jusqu'à l'arrivée d'Opportunity, partout où l'on s'était posé, partout où l'on avait regardé, jamais autre chose d'autre que des roches volcaniques de nature basaltique, plus ou moins altérées, n'était apparu.

Car la découverte d'Opportunity fut ensuite confirmée de manière spectaculaire par la sonde européenne Mars Express. Son spectromètre infrarouge Omega identifia effectivement d'importants dépôts de sulfates (sulfate de magnésium mono-hydraté et poly-hydraté, ainsi que du sulfate de calcium ou gypse) au niveau des accumulations stratifiées qui comblent le fond de plusieurs chasmatas du gigantesque canyon de Valles Marineris (par exemple Candor Chasma), mais aussi sur Terra Meridiani, inus Margaritifer, et d'autres secteurs comme les terrains brisés d'Aram Chaos. Par cette découverte, la sonde européenne montrait que les sulfates, étudiés au niveau local par l'un des deux rovers américains, étaient en fait largement représentés à la surface de Mars, et qu'ils avaient joué un rôle non négligeable dans l'histoire géologique martienne. Un dépôt significatif de sulfates sur une surface de 200 km par 60 km fut aussi mis en évidence en bordure de la calotte polaire nord par Mars Express. L'origine de ce dernier, beaucoup plus récent, fait toujours débat.

Dans un premier temps, les scientifiques estimèrent que les sulfates de Terra Meridiani avaient dû se déposer au fond d'une ancienne mer salée. Cette interprétation fut ensuite revue et corrigée, pour une hypothèse un peu moins spectaculaire mais aussi plus inquiétante, même si elle fait toujours intervenir de grandes quantités d'eau liquide. L'idée qui prévaut actuellement, pour expliquer la formation des sulfates martiens, est de considérer que ces derniers se sont formés par l'altération de strates de roches et dépôts volcaniques sous l'effet de la remontée de nappes phréatiques acides.

Par rapport aux argiles, qui nous aborderons ci-dessous, les sulfates présentent deux caractéristiques majeures. La première, c'est qu'il se trouve sur des terrains plus jeunes que ceux renfermant des argiles. Leur dépôt a donc eu lieu lors d'une période plus récente de l'histoire géologique martienne, et qui correspond grosso-modo à l'hespérien, entre 4 milliards d'années et 3,5 milliards d'années (d'où le nom de Theiikien, l'âge sulfurique, donné à cette période). Le second point, c'est que les sulfates sont caractéristiques des environnements acides, au contraire des argiles, qui ne peuvent se déposer que dans des milieux neutres ou alcalins.

De par leur forte teneur en soufre, et à cause de l'exigence de l'acidité, les sulfates sont très liés au volcanisme. Au cours de l'hespérien, après la phase de bombardement météoritique tardif, Mars a connu une période caractérisée par une activité volcanique intense. Les nombreuses bouches et fissures crachaient d'énormes quantités de laves, de cendres, et surtout de gaz soufrés. Les composés soufrés subissaient dans l'atmosphère une oxydation par des mécanismes complexes, pour donner naissance à de l'acide sulfurique, une molécule malheureusement bien connue sur Terre, puisqu'elle constitue le composant agressif des pluies acides. Des trombes d'eau chargées en acide sulfurique se sont donc abattues sur Mars, et sont venues se mélanger à des remontées d'eau géothermiques, provoquées par l'activité volcanique. La mise en place, dans le sous-sol, de chambres magmatiques, a effectivement pu provoquer la fonte violente de lentilles de glace, ou l'expulsion vers la surface d'eau stockée dans des aquifères souterrains.

Imprégnée et lessivée par une grande quantité d'eau acide, une épaisseur plus ou moins grande de la croûte martienne, coulées de basaltes et dépôts cendreux, s'est progressivement transformée en sulfates. Les réactions chimiques auraient également permis l'apparition d'un oxyde de fer hydraté, la goethite (souvent associé aux sulfates), qui se serait dans un second temps déshydraté pour donner de l'hématite grise, là encore souvent retrouvée dans les environnements sulfatés. Il est important de retenir que durant cette période hespérienne, caractérisée par la mise en place d'importants dépôts de sulfates, l'eau liquide était souterraine, et ne pouvait sans doute déjà plus exister à la surface, la planète rouge ayant déjà commencé à se transformer en un désert planétaire froid. Les retombées acides ont également eu une conséquence inattendue. Sauf en de rares sites ou ces derniers étaient protégés par des strates rocheuses qui ont alors joué le rôle d'un couvercle protecteur, les éventuels carbonates ont été attaqués puis dissous. Ce qui explique probablement, comme nous l'avons vu, leur grande rareté sur la planète rouge.

Sur Mars, les différents sulfates sont classés en fonction de leur teneur en eau dite de constitution. La kiésérite, un sulfate de magnésium (MgSO4), ne contient ainsi qu'une molécule d'eau emprisonnée dans le réseau cristallin (sulfate mono-hydraté). De son côté, l'epsomite est aussi un sulfate de magnésium, mais poly-hydraté, avec un record de sept molécules d'eau ! Le gypse, un sulfate de calcium hydraté de formule CaSO4, 2H2O, renferme quant à lui deux molécules d'eau. Il est intéressant de noter que bien que contenant de l'eau, certains sulfates sont instables en présence de ce composé. Ainsi, la kiésérite est très rare sur Terre, l'eau liquide étant bien trop représentée sur notre planète pour permettre son existence. Paradoxalement, son existence sur Mars indique un environnement ou l'eau a été certes présente, mais de façon intermittente, transitoire, et non permanente. Enfin, la jarosite, un sulfate de fer et de potassium hydraté, renferme six hydroxyles par maille cristalline.

Les argiles

Les dépôts sulfatés de Terra Meridiani, découverts par Opportunity, offraient le premier exemple de roches martiennes au sein desquels il devenait possible de rechercher d'éventuels microfossiles ou des traces de matières organiques. Jusqu'alors, les seules roches identifiées sur Mars étaient des laves volcaniques de type basalte, totalement impropres à la préservation de bio-signatures. La situation allait dramatiquement changer avec la mise en évidence d'un autre groupe de minéraux, vers lesquels sont désormais tournés tous les regards, les argiles. Ceux-ci ont en effet commencé à être détectés par les sondes en orbite sur les terrains les plus cratérisés, et donc les plus anciens de la planète. Et pour de multiples raisons, ils obsèdent désormais un peu tout le monde, des géologues aux exobiologistes.

Les argiles se forment par l'altération chimique aqueuse de certains minéraux, comme les feldspaths, qui forment une grande famille, et qui sont très courants dans de nombreuses roches comme les granites ou les basaltes. Des minéraux argileux peuvent aussi apparaître lors d'une l'altération hydrothermale à basse température, par circulation de fluides froids,  et éventuellement suite à un métamorphisme de basse pression et basse température. Leur présence indique toujours la présence d'eau, et ils constituent donc une classe très importante de minéraux à rechercher à la surface des autres planètes du système solaire. Contrairement aux sulfates, les argiles se forment dans des environnements neutres, sans grande acidité. Pour en fabriquer, rien de plus simple : il suffit par exemple de laisser barboter dans une eau chaude un basalte, si possible réduit en poudre pour plus d'efficacité. Et voilà : après un certain temps, les analyses minéralogiques montrent l'apparition d'argiles !

D'un point de vue chimique, les argiles sont des silicates complexes (assemblages constitués de l'union de l'élément silicium avec l'élément oxygène), qui renferment de grandes quantités d'aluminium, ainsi que des concentrations variables d'autres éléments chimiques, comme le fer, le magnésium, le sodium, le potassium, le calcium, etc. Chaque atome de silicium est entouré par quatre atomes d'oxygène, pour former un tétraèdre de silicate. Ces tétraèdres de SiO4 s'organisent ensuite en feuillets cristallins, qui s'assemblent avec d'autres feuillets octaédriques d'hydroxyde d'aluminium (AlO4), d'où le nom de phyllosilicates donné aux argiles. L'espacement entre les différents feuillets est variable, ce qui permet à de nombreux éléments de s'y glisser. Les argiles peuvent ainsi contenir des quantités significatives d'eau. Présentes de façon abondante dans de nombreuses roches sédimentaires à grains très fins, comme les argilites, les shales, les schistes, les marnes, les argiles préservent particulièrement bien la matière organique, ainsi que les fossiles. Leur structure en feuillets forme également un environnement très particulier à l'échelle moléculaire, capable de concentrer différentes molécules et de catalyser des réactions chimiques autrement impossibles. Certains exobiologistes estiment ainsi que les argiles ont constitué le milieu qui a permis l'apparition de la vie sur Terre.

Historiquement, les premiers dépôts argileux ont été détectés sur Mars en 2005 grâce au spectro-imageur Omega embarqué sur l'orbiteur européen Mars Express sur les terrains les plus anciens de la planète, d'âge noachien. La cartographie a ensuite été affinée en collaboration avec le spectromètre infrarouge CRISM de la sonde américaine Mars Reconnaissance Orbiter. Au niveau des spectres infrarouges, la signature des argiles est apparue à différents endroits, dont la région de Mawrth Vallis, proposée comme site d'atterrissage pour le rover Curiosity, et qui est aujourd'hui le secteur affichant la concentration la plus forte, et la plus variée, d'argiles de la planète rouge, ou encore Nili Fossae. Ces mesures orbitales ont ensuite été confirmées au sol par le rover Curiosity, au niveau du cratère d'impact Gale, ainsi que par le rover Opportunity (analyses élémentaires par l'instrument APXS), au niveau du cratère d'impact Endeavour.

La présence d'argiles sur Mars n'est pas en soi une découverte totalement nouvelle, au sens où ce minéral avait déjà été suspecté dans le sol martien par les atterrisseurs Viking, mais uniquement sur la base d'analyses élémentaires. Contrairement aux stations Viking, le rover Curiosity embarque un diffractomètre à rayons X (CheMin), un instrument fondamental pour l'étude des argiles qui permet notamment de détecter les feuillets cristallins et de mesurer leur écartement (qui se compte en angström). Jusqu'à très récemment, les géologues n'avaient donc identifié les argiles sur Mars que sous la forme de toutes petites particules, disséminées dans le sol martien, tout autour de la planète, et non pas sous la forme de roches solides. Ce qui est nouveau et essentiel, c'est la mise en évidence de lits rocheux très étendus renfermant de fortes concentrations d'argiles.

Plusieurs types d'argiles ont été identifiés sur Mars : des argiles simples, comme la kaolinite, et des argiles plus complexes, comme la montmorillonite et la nontronite, qui appartiennent au groupe des smectites, mais aussi de la muscovite (mica blanc), de l'illite, des chlorites. Les argiles martiennes contiennent des quantités non négligeables de fer et de magnésium, ce qui semble normal si l'on considère qu'elles proviennent principalement de l'altération de roches volcaniques comme les basaltes, roches qui par définition, renferment de grandes quantités de minéraux ferromagnésiens (donc riches en fer et magnésium). La détermination de la composition chimique précise des minéraux argileux permet aux géologues de remonter aux processus leur ayant donné naissance. Ainsi, lors de l'altération aqueuse de roches basaltiques, le fer et le magnésium sont les premiers éléments à passer en solution, et ils sont alors disponibles pour former des smectites. Si l'altération peut continuer sur sa lancée ou s'intensifie, l'aluminium quitte à son tour la roche, et permet la cristallisation d'argiles de type Montmorillonite. Enfin, le stade ultime de l'altération est obtenu avec la cristallisation de kaolinite.

D'une certaine manière, la mise en évidence de lits argileux sur les terrains noachiens de la planète rouge apporte une réponse certaine et définitive à la question de l'existence, dans un lointain passé, d'eau liquide sur Mars. Pour expliquer les concentrations d'argiles observées, il est souvent nécessaire de faire intervenir des étendues d'eau de plus ou moins grande taille (lacs, mers), et ce sur des périodes de temps relativement importantes (millions d'années). Cependant, certains chercheurs indiquent toutefois que les dépôts argileux identifiés pourraient également se former par l'altération souterraine de lits rocheux, à la faveur de la remontée d'un front d'eau. Nous retrouvons encore une fois cette question lancinante, qui est de savoir si l'eau liquide a pu subsister sur de grandes périodes de temps, de façon stable, en surface, ou si, au contraire, tout ne s'est pas entièrement joué dans le sous-sol, les périodes ou l'eau liquide s'est écoulée en surface étant alors transitoires, éphémères, brèves.

Quel que soit la réponse, les régions riches en argiles sont devenues les sites les plus prioritaires pour l'exploration martienne, et en particulier la recherche de matière organique et de traces de vie fossiles. La présence d'argiles au niveau du cratère Gale, qui semble avoir accueilli les eaux neutres ou légèrement alcalines d'un ancien lac, explique pourquoi ce site a été sélectionné parmi une foule d'autres pour l'atterrissage de Curiosity. Il y a fort à parier que l'argile sera un fil rouge pour les futures missions martiennes.

L'olivine

La réalisation des cartes minéralogiques de la surface martienne a réservé bien des surprises aux planétologues. La croûte martienne est formée en majorité par des roches volcaniques, comme les basaltes, même si ceux-ci doivent désormais jouer des coudes avec les roches sédimentaires dans notre vision actuelle de Mars. Ces roches contiennent plusieurs minéraux ferromagnésiens, riche en fer et en magnésium, qui se laissent cartographier avec facilité. L'un d'eux est particulier intéressant : l'olivine. Outre sa beauté naturelle, ce silicate de fer et de magnésium jaune-vert assez simple d'un point de vue chimique possède effectivement la particularité de se transformer rapidement en présence d'eau en un minéral d'altération que l'on nomme serpentine, et que les géologues classent d'ailleurs parfois parmi les argiles. L'amiante est une forme fibreuse assez connue de serpentine. L'altération de l'olivine peut aussi donner naissance à d'autres minéraux accessoires, comme l'iddingsite, que l'on retrouve dans certaines météorites martiennes. Le corolaire de cette réaction de serpentinisation, c'est que lorsque l'olivine est présente, elle indique forcément une absence d'eau.

Or, de grandes concentrations d'olivine ont été détectées à la surface de Mars, sur les flancs de Valles Marineris, ou dans le secteur de Nili Fossae, alors que ce minéral ne devrait pas être aussi présent si la planète Mars a connu dans un lointain passée une époque chaude et humide, ou l'eau liquide pouvait circuler librement. Et ce d'autant plus que nous avons déjà mentionné le secteur de Nili Fossae. Des argiles ont effectivement aussi été identifiées dans cette région. A quoi correspondent ces secteurs riches en olivine ? S'agit-il de régions qui n'ont jamais été exposées à l'eau liquide au cours de l'histoire martienne, auquel cas cette dernière a coulé et circulé, mais de façon locale, sur certains sites uniquement, et non pas de façon globale ? Ou l'explication tient-elle au fait que des coulées de lave récentes contenant de l'olivine, émises par des volcans encore en activité, ont simplement recouvert des poches de terrains anciens déjà altérés longtemps auparavant.

Il semble évident que la seconde hypothèse est la plus vraisemblable, car comment expliquer autrement la coexistence, au niveau de Nili Fossae, d'argiles, de sulfates et d'olivine ? Au niveau de ce site, des argiles et des sulfates se sont formés suite à l'altération aqueuse de roches volcaniques. Les dépôts argileux et sulfatés ont ensuite été recouverts par des épanchements de lave beaucoup plus récents, qui ont protégé les roches sous-jacentes d'une érosion trop forte, qui aurait pu les faire disparaître. L'existence d'olivine "fraîche" affleurant sur les falaises de Valles Marineris indique par contre obligatoirement que ces dernières n'ont pas été en contact avec de l'eau liquide depuis leur mise en place dans des temps reculés. L'hypothèse selon laquelle les abîmes de cette gigantesque balafre de la croûte martienne auraient pu accueillir, dans un lointain passé, des lacs, est donc clairement remise en question. L'eau n'a sans doute pas rempli Valles Marineris.

L'opale

Depuis la découverte des sulfates et des argiles sur Mars, les planétologues ont commencé avec ferveur à dresser un inventaire minéralogique de tous les composés qui indiqueraient là-bas la présence d'eau liquide. L'opale, dont certaines variétés dites précieuses sont très utilisées en joaillerie, est l'un d'eux. Sur notre planète, l'opale se forme dans deux grands types d'environnement : les bassins sédimentaires, comme c'est le cas en Australie, et les massifs volcaniques ignimbritiques, par exemple l'Ethiopie. Dans les deux cas, et sans rentrer dans les détails car cela nous emmènerait trop loin, l'eau liquide est nécessaire.

L'opale est constituée de silice hydratée, c'est à dire de dioxyde de silicium appelé aussi quartz ou silice (SiO2), avec une teneur variable en molécules d'eau. Le niveau d'hydratation peut être important, puisqu'il atteint des valeurs pouvant varier entre 3 et 20 % selon les variétés. On distingue plusieurs types d'opale, comme l'opale dite CT, constituée d'arrangements désordonnés de cristaux de cristobalite et de tridymite (deux formes de quartz), ou l'opale AG, constitué de l'empilement de microsphère de silice, cette fois ci amorphe.

Sur Mars, les dépôts d'Opale apparaissent sur des terrains encore plus jeunes que ceux caractérisés par les argiles (noachien) ou les sulfates (hespérien), comme le cratère d'impact Gusev, ou s'est posé le rover Spirit, ou certains secteurs de Valles Marineris. Si l'on en croit ces signes minéralogiques, l'eau liquide aurait donc encore été capable de s'épancher même après la désertification de la planète, jusqu'à environ 2 milliards d'années.

L'opale n'est cependant pas la forme de silice la plus intéressante pour la préservation de matières organiques et de fossiles. Les spectroscopistes traquent actuellement d'autres roches siliceuses, comme les cherts. Sous ce terme, les géologues désignent des roches composées de cristaux très petits, microscopiques, de quartz, qui précipitent lors du refroidissement d'un fluide riche en silice. Plus les cristaux sont minuscules, plus le potentiel de préservation est grand. Les silex noirs, que l'on trouve dans des strates calcaires sous forme de nodules, sont une variété de cherts. Leur dureté, évidente lorsqu'on en saisit un dans la main et qui est due au fait que les microcristaux de quartz sont intimement imbriqués les uns dans les autres, explique en partie pourquoi ces roches résistent très bien à l'érosion et au métamorphisme (transformation d'une roche sous l'effet de la température et ou de la pression, principalement lorsque celle-ci est enfouie à grande profondeur). Le quartz est de plus un matériau qui présente une résistance élevée à l'altération chimique. En terme de potentiel pour la préservation de matière organique ou de fossiles, les cherts au moins égaux, sinon supérieurs, aux argiles. Leur grande résistance posera cependant des problèmes lorsqu'il faudra les étudier : les opérations de forage seront ainsi bien plus difficiles que pour des shales, facilement pénétrés et réduits en poudre.

D'autres roches et minéraux siliceux seraient également intéressants à identifier sur Mars, comme la calcédoine, composée de minuscules fibres de quartz, dont l'agate est une variété caractérisée par la présence de bandes de différentes couleurs et épaisseurs. Gageons que les développements technologiques futurs permettront un jour de les trouver sur la planète rouge.

Les météorites martiennes

Après des décennies d'efforts, l'exploration de la planète Mars a fini par porter ses fruits, et les signes de l'existence passée d'eau liquide ont désormais été établis et confirmés un peu partout. En fait, ils sont même présents jusqu'au cœur des météorites martiennes qui sont patiemment collectées sur Terre. Si ces dons du ciel envoyés gratuitement par la planète rouge sont sans exception aucune des roches volcaniques (des roches sédimentaires ne pourraient sans doute pas survivre au choc de l'impact responsable de l'éjection dans l'espace, ou à la rentrée atmosphérique terrestre), les géochimistes ont néanmoins pu détecter plusieurs indices liés à l'eau.

Nous avons déjà cité plus haut l'identification d'iddingsite, un minéral brun rouge qui se forme par altération de l'olivine en présence d'eau, au sein de certaines météorites. De nombreuses météorites martiennes contiennent des minéraux hydratés (qui contiennent donc dans leur structure cristalline de l'eau), et certaines montrent des minéraux caractéristiques d'une altération en présence d'eau. L'étude des isotopes de l'hydrogène contenu dans l'eau extraite de la météorite QUE 94201 a permis de quantifier l'ampleur avec laquelle les molécules d'eau ont pu s'échapper dans l'espace au cours de l'histoire de Mars. Autre exemple, la brèche NWA 7034, âgée de 2,1 milliards d'années et qui est l'une des météorites martiennes les plus fascinantes, contient dix fois plus d'eau que les autres météorites martiennes (SNC). Celle-ci proviendrait d'une interaction entre les roches et de l'eau ayant circulé dans la croute martienne.

L'eau liquide peut donc être tracée jusque dans les minéraux des météorites martiennes, qui échantillonnent de façon certes aléatoire, mais très efficace, la croûte de la planète rouge.

Les trois visages de Mars

Tout au long de ce dossier, nous avons passé en revue et discuté de nombreux indices, géomorphologiques ou minéralogiques, laissés par la présence passée (voir présente avec les recurring slope lineae) d'eau liquide sur Mars. A ce stade de la discussion, il ne fait donc plus aucun doute que le précieux liquide s'est un jour épanché sur la planète rouge. Pourtant, est-ce suffisant pour affirmer que Mars a été il y a des milliards d'années une planète bleue, comme la Terre ? L'image d'un astre où l'eau de pluie tombe en trombes, ruisselle sur les versants, alimente des torrents, qui deviennent des rivières et des fleuves, qui après avoir serpentés et entaillés la croûte rocheuse, se déversent dans des plans d'eau étincelants, lacs, mers ou océan, où l'évaporation finit par ramener l'eau dans l'atmosphère, bouclant un cycle complet, cette image est-elle réelle, entérinée, définitive ? Ou n'est-ce encore que ce fantasme que nous évoquions au début, et qui revient nous hanter sous une forme différente et subtile ?

Comme nous pouvons le suspecter, la situation est en fait plus complexe qu'il n'y paraît. Depuis plusieurs décennies, la communauté scientifique qui se penche sur l'histoire passée de Mars est divisée en trois clans, qui cohabitent de façon plus ou moins forcée entre eux, mais qui ne s'entendent pas sur un point fondamental : celui de la présence, en surface, il y a des milliards d'années, d'étendues stables, sur de très longues périodes de temps, d'eau liquide. La question est donc la suivante : de l'eau liquide, oui, mais pour combien de temps ?

Une planète chaude et humide ?

Commençons par le premier groupe, bien représenté, et que l'on pourrait presque appeler les rêveurs. En font partie ceux qui estiment qu'au début de son histoire, Mars a été une planète chaude et humide, une seconde Terre, un globe bleu flottant dans le vide de l'espace, un second paradis en devenir vagabondant dans les abîmes noires et glacées de l'Univers. Avant qu'elle ne connaisse un destin funeste, avant qu'elle ne perde pour une raison encore inconnue son champ magnétique et son atmosphère, avant que les conséquences terribles de ces deux bouleversements ne la fasse devenir froide et désolée, Mars était un astre susceptible d'accueillir une seconde genèse. Un monde qui avait tout pour lui : de la chaleur, de l'eau liquide et tous les éléments nécessaires à l'apparition du vivant. Certains partisans du modèle chaud et humide vont même jusqu'à proposer que les basses plaines de l'hémisphère nord aient été remplies jadis par un océan planétaire. Que ces plaines soient maintenant recouvertes par des couches de laves très jeunes, peu cratérisées, et qu'on n'y trouve aucun minéral indicateur de type sulfates, carbonates ou argiles les laissent de marbre. Ceux-ci peuvent en effet parfaitement exister sous la chape de basalte. Et si l'on était capable de pénétrer sous cette couverture volcanique superficielle, on y trouverait sans nul doute des sédiments océaniques.

Seulement voilà, les théoriciens, qui passent leur temps à faire tourner des simulations numériques très complexes de la formation du système solaire sur des calculateurs surpuissants, ne parviennent toujours pas à créer dans la mémoire des ordinateurs une planète rouge virtuelle qui devienne chaude et humide. Malgré nos connaissances sans cesse plus grandes sur la naissance des étoiles et des planètes, Mars, dans de nombreux modèles et scénarios, reste froide, bien trop pour que l'eau liquide puisse y exister, du moins en surface.

Pour ce premier groupe, peut-être que les théoriciens ont tort, peut-être que les simulations numériques ne reflètent que l'ampleur de notre propre ignorance, un savoir parcellaire et médiocre sur ce que la Nature a mis en œuvre pour faire naître les astres variés qui circulent autour de notre étoile. Après tout, les indices, bien réels, les faits, concrets, qui sont ramenés par les sondes spatiales et les robots évoluant en surface, semblent clairement indiquer qu'un paramètre rentré dans les ordinateurs est faux non ?

Froide et humide ?

C'est là qu'interviennent les deux autres clans, qui défendent chacun une vision un peu moins poétique de la Mars primitive. Le premier est composé de scientifiques modérés qui ne contestent pas les indices de la présence d'eau liquide, bien qu'ils pointent généralement le côté énigmatique de certaines traces de surface Ce groupe défend l'hypothèse d'une planète froide et humide, où la surface de Mars était en permanence gelée. La planète rouge était alors le royaume de la glace et des glaciers, l'eau ne pouvant y exister sous la forme liquide que dans des conditions bien particulières. Des torrents d'eau liquide, protégés sous une épaisse couverture de glace, étaient ainsi autorisés à se développer pour parcourir des distances plus ou moins longues. Dans ce modèle, les réseaux de vallées auraient été creusés non pas par ruissellement d'eau liquide, mais par des glaciers ou des torrents sous-glaciaires. Le mécanisme du sapement est également invoqué : des infiltrations d'eau souterraine creusent un tunnel sous la surface et le plafond finit par s'effondrer, laissant en surface une cicatrice rappelant le lit d'une vallée. Episodiquement, des brusques montées de magma pouvaient faire fondre d'énormes quantités de glace, ce qui provoquait des écoulements cataclysmiques d'eau, de boue et de glace. Des flots titanesques s'épandaient alors en surface, charriant des tonnes de débris et dévastant tout sur leur passage. La trace de ces écoulements catastrophiques marque encore la surface martienne : ce sont les vallées de débâcle, qui posent d'ailleurs toujours un problème de volumétrie. Aucune n'est cependant venue alimenter des étendues d'eau lacustres, marines ou océaniques.

La circulation d'eau liquide dans les anfractuosités de la croûte martienne occupe une place importante dans le modèle froid et humide, que ce soit via la mise en place d'aquifères souterrains, ou le développement d'infiltrations hydrothermales. La théorie actuellement retenue pour expliquer les dépôts sulfatés de Terra Meridiania, une imprégnation souterraine d'eau acide venue imbiber des strates volcaniques, est de leur côté, et même les affleurements d'argiles qui attirent désormais tous les regards pourraient avoir une telle origine. Nul besoin, pour expliquer la présence de ces minéraux, d'invoquer obligatoirement des corps d'eau. La percolation d'eau souterraine suffit à provoquer une altération des minéraux basaltiques comme les feldspaths, et à former des argiles.

Dans le modèle froid et humide, l'eau liquide a donc pu s'épancher en surface, mais jamais bien longtemps, uniquement sur des périodes de temps brèves. D'un point de vue exobiologique, cette hypothèse ne se heurte pas à la possibilité pour la vie d'apparaître sur la planète rouge. Les réactions chimiques capables de donner naissance à des macromolécules complexes, nécessaires au vivant, ont tout à fait pu se dérouler en profondeur, bien à l'abri de la surface hostile. L'une des principales problématiques posées par le scénario froid et humide est que, sauf exception (exhumation récente d'une formation rocheuse), pour trouver des biosignatures, il va falloir creuser et forer, une activité pratiquement hors de portée des robots d'exploration actuels.

Ou froide et aride ?

Enfin, il y a les sceptiques, nous pourrions dire les rabat-joie, qui estiment que Mars, même durant sa jeunesse, n'a jamais été qu'un monde froid et aride, ou l'eau liquide n'avait pas le droit de cité, sauf en de très rares occasions. Bien entendu, au vu des dernières découvertes, ce camp compte de moins en moins de partisans. Pourtant, les idées qu'ils défendent sont intéressantes, surtout celle qui consiste à accorder une place majoritaire à un fluide qui ne joue pratiquement aucun rôle sur notre planète : le dioxyde de carbone. Comme nous l'avons vu, sur la planète rouge, ce dernier peut facilement exister à l'état liquide ou solide, alors que sur Terre il n'est que gazeux. Cela donne à Mars une connotation très extraterrestre, celle d'un monde ou des phénomènes physiques et chimiques inimaginables se déroulent, celle d'un astre caractérisé par des événements extraordinaires, c'est à dire sortant clairement de l'ordinaire, c'est à dire du terrestre. Il est évident que ce fluide, qui se comporte de façon similaire à l'eau, occupe une place non négligeable sur la planète rouge dans le modelage des paysages, et nous fait souvent prendre des vessies pour des lanternes.

Sur la planète Mars froide et aride, l'eau liquide n'intervient donc que très rarement. Quand elle le fait, c'est à la faveur d'une particularité de la planète rouge : celle de n'être pas stabilisée, contrairement à la Terre, par une lune massive. D'un point de vue orbital, Mars n'est effectivement pas un modèle de calme et de sérénité. La planète a connu au cours de son histoire des variations très importantes de son excentricité et de son obliquité.

Les variations d'excentricité conditionnent la forme de l'orbite de Mars, qui peut passer d'un cercle presque parfait à une ellipse allongée. L'écartement de la planète par rapport au Soleil varie alors, ce qui modifie la quantité d'énergie que la planète reçoit de notre étoile. Le changement le plus important est cependant celui de l'inclinaison de la planète, l'obliquité. L'axe de rotation de Mars oscille effectivement de manière chaotique et a pu varier, par rapport à son angle actuel de 25°, de plus ou moins 10°, voire plus. Lorsque l'axe de Mars était redressé presque à la verticale, en situation de faible inclinaison, les rayons du Soleil atteignaient difficilement les pôles et l'eau était alors piégée sous la forme de glace dans les calottes. Le sol était gelé et même les basses latitudes étaient soumises à un rude climat glaciaire. Par contre, pour une obliquité élevée, les pôles se retrouvaient fortement inclinés et recevaient alors une terrible insolation. Les calottes polaires se mettaient à fondre comme neige au soleil, tandis que d'énormes quantités de CO2 et de vapeur d'eau passaient dans l'atmosphère, qui voyait sa densité augmenter de façon spectaculaire. Un climat que l'on pourrait presque qualifier de "tropical" s'installait alors sur la planète rouge, pour quelques dizaines ou centaines de millions d'années, avant que l'axe ne bascule à nouveau dans l'autre sens.

Ces variations spectaculaires, qui s'expliquent par les perturbations causées par les autres planètes du système solaire, ont abouti à des changements climatiques globaux et dramatiques qui ont marqué l'histoire géologique de Mars. Ce sont ces bouleversements qui seraient à l'origine des réseaux de vallées et des vallées de débâcles. Les découvertes minéralogiques réalisées ces dernières années ont fait perdre un peu de superbe au modèle froid et aride, mais il est pratiquement certain qu'en cherchant bien, on pourrait aussi trouver le moyen d'y placer les dépôts de sulfates ou d'argiles. Il suffirait de mentionner une altération chimique des roches par des fluides profonds, totalement indépendante des conditions régnant en surface.

Conclusion

La recherche de l'eau liquide est l'un de sujets fondamentaux de l'exploration martienne. Avec son "follow the water" (suivre l'eau), la NASA en a fait son mantra, et n'a jamais nié les relations étroites que ce sujet possède avec la recherche de formes de vie, passées ou présentes, ou encore l'exploration de la planète par l'homme, dans le cadre de missions habitées. L'attrait irrésistible que l'eau exerce sur nous trouve aussi probablement ses racines dans la nature humaine. Bien qu'évoluant sur la terre ferme, nous habitons une planète qui est d'abord et avant tout une planète océan. L'eau est indispensable à notre survie, et les océans ont probablement été le berceau de la vie. Dans ces conditions comment, lorsque nous explorons un autre monde, ne pas céder au reflexe salvateur qui consiste à rechercher, même désespérément, des traces d'eau ? De plus, sans doute à cause de sa fragilité, l'homme a toujours été étrangement fasciné par la décadence de la grandeur, depuis la disparition des dinosaures jusqu'à la chute des grands empires, et entretient une relation paradoxale à ce qui fut vivant, et est désormais mort. Il est probable que la vision de cette planète désolée et aride, qui a peut-être été autrefois un monde chaud et accueillant, et qui nous montre aussi peut-être le destin de notre planète, vient exacerber notre besoin compulsif de chercher de l'eau, partout où notre regard se porte.

A l'heure actuelle, la question n'est plus de savoir si de l'eau liquide a coulé sur Mars. La vraie question, la seule qui ait du sens, est de se demander dans quelles conditions cet eau a coulé, et surtout ce qu'elle est devenue. Reste ensuite, lié à ce dernier point, l'énigme lancinante du destin de la planète. Pourquoi Mars a-t-elle suivi un chemin aussi différent que celui de la Terre, alors que les deux planètes partageaient au départ la même potentialité ? Nous sommes encore très loin d'avoir résolu les mystères que la planète rouge garde pour elle sous son voile de poussière, ou dans les profondeurs de son sous-sol. Les satellites, toujours plus nombreux, qui orbitent au-dessus de son atmosphère rougeâtre, les stations au sol ancrées dans le sol pulvérulent et les rovers qui arpentent sa surface rouillée nous rapprochent pourtant jour après jour de la vérité. Une de celles qui pourrait peut-être nous éclairer sur l'immense loterie qui préside au sort des planètes, et plus loin encore, à l'émergence des étincelles du vivant.

Pour en savoir plus :

Go ! Sous le sol, la glace !
Go ! Fuites d'eau sur Mars !

Go ! Géologie : les calottes polaires et l'ancien océan planétaire martien : Oceanus Borealis.
Go ! Météorologie : Le cycle de l'eau et les températures à la surface de Mars.
Go ! L'atmosphère martienne : composition et pression atmosphérique.
Go ! Mars aujourd'hui : Répartition de l'humidité atmosphérique.
Go ! Formation et évolution de la planète Mars.
Go ! Nomenclature martienne : Chaos et Vallis.
Go ! La formation de l'hématite de Terra Meridiani
Go ! La planète Mars n’a-t-elle jamais été qu’un monde froid et aride ?
Go ! Le mystère des carbonates martiens 1er et 2éme partie.

Un dépôt glacé très esthétique dans un cratère d'impact de l'hémisphère nord de Mars, photographié par la sonde Mars Express. On ne compte plus le nombre de fois où la presse a annoncé dans ses grands titres la découverte d'eau sur Mars, alors que l'existence de ce composé, au moins sous la forme de glace et de vapeur d'eau atmosphérique, est connue depuis très longtemps. En 1777, William Herschel pense avec justesse que les calottes polaires (la calotte australe est observée pour la première fois par Christian Huygens en 1672) sont faites de glace d'eau, et la première détection de la vapeur d'eau dans l'atmosphère est réalisée en 1963. Pour ce qui est de l'eau liquide, les choses sont plus ... compliquées (Crédit photo : © ESA/DLR/FU Berlin/G. Neukum).

Avant l'ère spatiale, l'homme ne pouvait pas distinguer grand-chose sur le globe martien, à part une mosaïque d'étendues sombres et claires (tâches d'albédo), et deux points brillants aux pôles. Pour des terriens habitant une planète océan, il était tout à fait logique de considérer que les secteurs sombres représentaient des étendues d'eau liquide, et les claires des continents. Les canaux martiens et les civilisations à l'agonie de Percival Lowell ne demandaient qu'un petit supplément d'âme (Crédit photo : Eugène Antoniadi, 1909).

En survolant la planète Mars en juillet 1965, Mariner 4 mis fin à bien des chimères. La vision de la planète rouge qu'elle dégagea était triste et déprimante. L'astre ne semblait être qu'un monde gris et sinistre, comme la Lune. Heureusement, les sondes qui suivirent, et en particulier Mariner 9 et Viking, découvrirent une planète certes à l'agonie d'un point de vue géologique, mais avec une histoire complexe et riche. Le fantasme d'une planète Mars bleue, non plus actuelle mais passée, refit d'un seul coup surface (Crédit photo : NASA/JPL).

Cette vue d'artiste offre une vision de la planète Mars il y a plusieurs milliards d'années, à une époque où l'eau liquide pouvait éventuellement exister en grandes quantités à sa surface. La planète représentée sur ce dessin, poétique et fascinante, n'a peut-être en fait jamais existée. L'eau liquide a-t-elle vraiment coulé sur ce monde qui n'est plus désormais qu'une carcasse rocheuse ensevelie sous la poussière ? La différence flagrante des destinées planétaires entre Mars et la Terre, planète océan d'un côté, planète désert de l'autre est en tout cas une source de nombreux enseignements, y compris pour notre propre futur (Crédit photo © : M. Kornmesser et N. Risinger).

Le cratère d'impact Fesenkov, dans un lointain passé. Sur la planète rouge, l'eau liquide a laissé deux grands types de traces en surface : des indices géomorphologiques, c'est à dire des reliefs géologiques visibles dans les paysages (comme des lits de rivières, des cônes alluviaux, des deltas, etc.) et des signes minéralogiques, comme des dépôts d'argiles, de sulfates, d'hématite, d'opale (Crédit photo : Kees Veenenbos).

Chenal d'inondation

Les chenaux d'inondation, appelés aussi vallées de débâcle, constituent le signe morphologique le plus spectaculaire de la présence d'eau liquide sur Mars. La plupart sont d'âge hespérien. L'image ci-dessus montre Ravi Vallis, un chenal de 300 km de long qui prend sa source dans une zone chaotique en forme de poire, Aromatum Chaos, à gauche de l'image. Un fluide a manifestement progressé de façon particulièrement violente de gauche à droite. Lequel ? (Crédit photo : NASA/JPL).

Iles larmes

Les îles-larmes, ici à l'embouchure d'Ares Vallis, semblent avoir été façonnées par un courant. Le flot a divergé après avoir rencontré un obstacle, ici un cratère d'impact. La larme du bas mesure 45 km de long (Crédit photo : NASA/JPL).

Athabasca Vallis

De magnifiques îles en forme de larmes au niveau d'Athabasca Vallis, un ensemble de vallées situées dans la région de Cerberus, au sud d'Elysium Planitia. Contrairement aux autres vallées de débâcle d'âge hespérien (4 à 3,5 milliards d'années), Athabasca Vallis semble étonnamment jeune, environ 10 millions d'années. Des tonnes d'eau ont apparemment jailli de fissures volcaniques ou tectoniques, en ravinant intensément les terrains environnants (Crédit photo : Malin Space Science Systems/NASA).

Dans le secteur d'Athabasca Vallis, des rides immenses sont visibles au sol. Elles se seraient formées suite à l'écoulement cataclysmique d'un fluide. Il s'agit d'un équivalent très exagéré des ridules que laisse le courant d'une rivière sur le sable (Crédit photo : NASA/JPL/Malin Space Science Systems).

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Une île en forme de larme, au beau milieu d'une plaine. Cette fois ci, nous ne sommes plus sur Mars, mais sur la Terre, dans la région des Scablands. Pourrait-t-on expliquer les reliefs martiens par des analogues terrestres ? (Crédit photo : droits réservés).

J Harlen Bretz

Le géologue J.Harlen Bretz (1882-1981). Fortement décrié pour son hypothèse catastrophique sur l'origine des Scablands, il est ensuite devenu l'idole des géologues planétaires (Crédit photo : droits réservés).

Des roches erratiques parsèment les terrains des Scablands. Certaines sont assez petites pour être soulevées par une personne, alors que d'autres pèsent plus de 200 tonnes. On en trouve même perchées sur des collines, des dizaines de mètres au-dessus du fond des vallées. Pour Bretz, ces blocs étaient bien trop gros pour avoir une origine volcanique, et ils avaient dû être charriés par une inondation catastrophique. Mais l'eau elle-même n'aurait pas pu les transporter pour les laisser ensuite haut perché sur des collines. On pense maintenant qu'ils ont été emprisonnés dans de la glace, pour former des icebergs avec un cœur rocheux. L'étrange assemblage a d'abord été emporté par le courant, pour être ensuite abandonné sur les hauteurs. La glace a finalement fondu, libérant le rocher de sa gangue glacée (Crédit photo : droits réservés).

Les chenaux des Scablands

Pendant l'inondation des Scablands, l'eau a intégralement rempli le canyon de Wallula Gap et décapé le basalte des deux côtés. Si une rivière avait coulé lentement pendant des millénaires dans cette région, on observerait un profil en V, et non pas des falaises aux pentes abruptes. Contrairement à une rivière, qui trie les sédiments par ordre de taille, une inondation catastrophique n'opère aucune sélection dans les sédiments, qui sont jetés pêle-mêle dans tous les sens (Crédit photo : droits réservés).

Une photographie aérienne spectaculaire qui donne une bonne idée de la dévastation des Scablands. Une campagne de terrain y a été organisée en septembre 1995 pour les ingénieurs et géologues impliquées dans la mission Pathfinder, envoyée sur Mars dans le secteur d'Ares Vallis (Crédit photo : © Jim Wark).

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Le départ du chenal d'inondation d'Ares Vallis. Ares Vallis prend sa source au niveau de plusieurs zones chaotiques : Margaritifer Chaos, Iani Chaos et Aram Chaos, avec un petit drainage de la part d'Hydaspis Chaos. L'image montre la région d'Iani Chaos et juste au-dessus, le formidable chenal qui s'incline vers la gauche. Le drainage en provenance de la région chaotique circulaire d'Aram Chaos est également visible. A droite du chenal, une gorge entaille la paroi d'un ancien cratère pour le traverser de part en part, avant de se déverser dans un cratère plus petit et de terminer finalement sa course en se reconnectant avec Ares Vallis. Il est facile, en voyant ces images, d'imaginer l'immense quantité d'eau qui a dû soudain se ruer à la surface de Mars, creusant, griffant et dévastant la surface rocheuse (Crédit photo : NASA/JPL).

Ares Vallis

Ares Vallis, la suite. En haut de l'image on aperçoit la prolongation du chenal de l'image précédente. Il s'est évasé et sa largeur est désormais plus importante. On note aussi plusieurs régions chaotiques dont Hydaspis Chaos qui donne naissance à Tiu Vallis, un autre chenal d'inondation. La région en comporte d'autres comme Shalbatana Vallis et Simud Vallis (hors champ) (Crédit photo : NASA/JPL).

Tius vallis

Tiu Vallis est un chenal d'inondation qui débute dans une zone extrêmement chaotique (Hydaspis Chaos, au centre) et progresse ensuite vers le nord à travers un lit assez étroit, pour s'étaler brusquement en direction du nord et de l'ouest, en érodant sensiblement les terrains environnants (Crédit photo : NASA/JPL).

Chenal d'inondation au nord-ouest d'Arsia Mons

Un chenal gigantesque, composé de vallées d'une largeur pouvant atteindre 200 kilomètres, a été mis en évidence par l'altimètre laser MOLA de la sonde Mars Global Surveyor. Situé au nord-ouest d'Arsia Mons, il se jette au nord dans le vaste bassin collecteur d'Amazonis Planitia. Son façonnement a nécessité un débit 50 000 fois supérieur à celui du fleuve Amazone. Dix fois plus imposant que Kasei Vallis, qui détenait auparavant le titre du fleuve le plus important de tout le système solaire, il est aujourd'hui partiellement enfoui sous des coulées de laves, des couches de cendres et des dépôts éoliens (Crédit photo : NASA/JPL/MOLA Team).

Nirgal Vallis

Les réseaux de vallées, dont il existe deux grands types, constituent un second indice géomorphologique attestant de l'écoulement d'eau liquide sur Mars dans le passé. Ils sont plus âgés que les chenaux d'inondation. Nirgal Vallis (ci-dessus) est l'exemple typique d'une vallée longue et sinueuse qui dissèque la surface martienne (Crédit photo : NASA/JPL).

Réseaux de vallées

Un réseau de vallées assez complexe, bien ramifié et très esthétique, incise les hauts plateaux méridionaux dans le secteur de Lunae Planum (Crédit photo : NASA/JPL).

Nanedi Vallis immortalisée par Mars Express. Cette vallée longue et profonde (2,5 kilomètres de large pour 1000 kilomètres de longueur) serpente dans la région de Xanthe Terra, au sud-ouest de Chryse Planitia (Crédit photo : © ESA/DLR/FU Berlin/G. Neukum).

Nanedi Vallis

Certains indices, comme des terrasses alluviales ou l'existence du lit d'une rivière de 200 mètres de largueur (indiqué par la flèche noire en haut à droite) laissent penser que Nanedi Vallis (photographiée ici par Mars Global Surveyor) a été creusée par un fleuve. D'autres observations pointent au contraire plutôt vers une formation par effondrement des terrains, comme les méandres, qui semblent suivre le tracé de certaines failles (Crédit photo : Malin Space Science Systems/NASA).

Une image radar des dépôts stratifiés du pôle nord de Mars, obtenue par l'instrument SHARAD de la sonde américaine Mars Reconnaissance Orbiter. Pour l'instant, SHARAD, tout comme le radar MARSIS de la sonde Mars Express, n'ont jamais détecté la moindre nappe d'eau liquide en profondeur (Crédit photo : NASA/JPL).

Le diagramme du point triple de l'eau, qui explique physiquement pourquoi l'eau liquide pure ne peut aujourd'hui exister à la surface de Mars. Cliquez sur l'image pour l'agrandir (Crédit photo : droits réservés/Labrot).

En 2000, Michael Malin (à gauche) et Ken Edgett (à droite) déclenchent un véritable coup de tonnerre dans la communauté scientifique. Grâce à la caméra MOC de la sonde américaine Mars Global Surveyor, ils affirment avoir découverts des suintements d'eau sur Mars, ce qui est normalement impossible si l'on se réfère au diagramme du point triple. Ils semblent en tout cas très heureux de participer à la conférence de presse donnée suite à la publication de leur travaux dans la revue Science ! (Crédit photo : droits réservés).

Ravines martiennes

Cette superbe image, obtenue par la sonde Mars Global Surveyor, montre une série de ravines très jeunes entaillant le versant d'un cratère d'impact, et qui semblent toutes partir d'une même couche. De nombreuses explications ont été évoquées pour expliquer ces formations inattendues : éjections brutales d'eau liquide sous pression provenant d'aquifères souterrains situés à quelques centaines de mètres de profondeur, fonte de glace dans des régions ou cette dernière affleure à proximité immédiate de la surface, fonte d'un manteau neigeux déposé dans des conditions climatiques différentes de celles d'aujourd'hui, avalanche de matériaux secs (roches, poussières), ou brusques écoulements de dioxyde de carbone liquide (Crédit photo : Malin Space Science Systems/NASA).

La formation des ravines martiennes

Une des hypothèses les plus crédibles pour expliquer les ravines impliquait la fonte de plaques de neige il y a quelques millions d'années. Après leur mise en place, celles-ci commencent à fondre au niveau des régions les plus exposées au soleil, c'est à dire au sommet des pentes, sur les crêtes. L'eau de fonte se fraye un passage sous la croûte neigeuse, qui la protège ainsi d'une évaporation trop rapide dans l'atmosphère martienne. Aujourd'hui, la plupart des scientifiques pensent que les ravines sont creusées non pas par de l'eau, mais suite à l'action du dioxyde de carbone (Crédit photo : NASA).

Les ravines de Mars, le retour de la vengeance. Si l'hypothèse désormais retenue par la communauté scientifique pour expliquer les ravines découvertes par Mars Global Surveyor est de faire intervenir le dioxyde de carbone, l'affaire a connu un rebondissement très intéressant après l'arrivée en orbite de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter. Grâce à sa caméra espion, ce satellite a en effet imagé d'autres traces d'écoulement, plus petites que les fameuses ravines, et qui pourraient cette fois ci vraiment être dues à des fuites d'eau salée. Les recurring slope lineae sont des lignes sombres et étroites qui apparaissent, contrairement aux ravines, aux moyennes latitudes sur des pentes ensoleillées. L'image ci-dessus montre de telles structures sur le versant du cratère d'impact Newton. La couleur sombre ne serait pas due à l'humidité, et les spectromètres en orbite n'ont pas détecté d'émission d'eau, signe que cette dernière a du s'évaporer très vite (Crédit photo : NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona).

La planète Mars ne manque pas de piquant, où en tout cas de sel ! L'étude des météorites martiennes, les analyses conduites sur les sols depuis la surface et les données collectées depuis l'orbite montrent que la surface martienne est salée : sulfates, perchlorates, carbonates, chlorures, le choix est vaste. Sur Mars, ces composés ont le même effet sur l'eau que les sels dispersés sur les routes en hiver par les ponts et chaussées pour éviter le gel : ils abaissent la température du point de solidification de l'eau, qui peut ainsi rester liquide bien en-dessous de 0°C (et ce sans violation du diagramme du point triple, qui n'est valable que pour l'eau pure). Le schéma ci-dessus illustre le phénomène de déliquescence : dans certaines conditions de température et de pression, des cristaux de sels peuvent absorber l'humidité atmosphérique, pour donner naissance à des gouttelettes d'eau salée (Crédit photo : Chuck Carter).

Les observations conduites sur les recurring slope lineae montrent que le maximum d'activité est atteint non pas quand la température est maximale en surface, mais quand on parvient à un pic dans le sous-sol. Quelque chose se mettrait donc à fondre en profondeur, comme une couche de glace éventuellement salée. Une remontée d'eau à travers une strate saline est également possible, à moins qu'un horizon riche en sels ne se liquéfie par déliquescence. Toujours est-il que les sels joueraient un rôle vital dans l'apparition des recurring slope lineae. Ces formations ne peuvent pas s'expliquer aujourd'hui autrement que par des suintements visqueux de saumure de sulfates de fer ou de perchlorates. Cliquez sur l'image pour l'agrandir (Crédit photo : Chuck Carter/Pour la Science).

Une vue indiscrète des pieds de l'atterrisseur Phoenix, prise par la caméra (RAC) du bras robotique. Les petits globules blanc en haut à gauche pourraient être des gouttelettes d'eau liquide salée, formées suite à la fonte de la glace du sous-sol sous la chaleur dégagée par les rétrofusées au moment du posé. Notez les lentilles de glace rendues visibles par le déblayage de la couche sableuse, toujours sous l'effet des jets de gaz brûlants des moteurs-fusées. Cliquez sur l'image pour l'agrandir (Crédit photo : NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona).

Dépots sédimentaires dans Valles Marineris

En 2000, la même année que celle de la découverte des ravines, Michael Malin et Ken Edgett révèlent l'omniprésence de stratifications rocheuses sur Mars. L'image ci-dessus montre le secteur ouest de Candor Chasma, au niveau du canyon géant de Valles Marineris. L'uniformité des dépôts (propriétés physiques comme la résistance à l'érosion, l'épaisseur d'une couche), ainsi que le niveau de répétition, avec parfois des périodes d'arrêt de déposition puis de reprise, suggère fortement une mise en place par sédimentation en présence d'eau. A d'autres endroits de la planète, les clichés révèlent une alternance de couches claires et de couches sombres, comme à l'intérieur du cratère Holden, ou débouche la vallée martienne Uzboi Vallis (Crédit photo : NASA/JPL).

Bien loin d'être un astre basaltique refroidi, Mars est en fait une planète mille-feuille ! Ci-dessus, un magnifique exemple des innombrables couches de sédiments qui recouvrent la planète, et que l'érosion découpe en marche d'escalier (Crédit photo : NASA/JL).

Le magnifique delta inversé découvert par la sonde Mars Global Surveyor en 2003 à l'intérieur du cratère Eberswalde. L'érosion a évidé les terrains meubles autour du delta, tandis que celui-ci, constitué de roches plus dures, apparaît maintenant en relief. Le delta est situé à l'embouchure d'un bassin fluvial, sans doute un grand lac. L'hypothèse selon laquelle des paléo-lacs de cratères se trouvaient sur Mars a longtemps été rejeté par une partie de la communauté scientifique. Grâce aux nombreuses évidences découvertes récemment, elle est désormais bien acceptée (Crédit photo : Malin Space Science Systems/NASA).

Scénario du remplissage du cratère d'impact Gusev

Simulation du remplissage du cratère d'impact Gusev par la vidange d'un vaste lac et le creusement d'une vallée de débâcle, Ma'adim Vallis. Le cratère Gusev fut choisi comme site d'atterrissage pour le rover Spirit. Malheureusement, et bien que Spirit ait réalisé sur le tard des découvertes attestant la présence d'eau liquide par le passé, aucun dépôt lacustre ne fut mis en évidence. Opportunity, envoyé vers un site choisi non pas sur la base de critères morphologiques, mais minéralogiques, eu bien plus de chance (Crédit photo : droits réservés).

Les magnifiques sphérules d'hématite grise, appelées myrtilles, découvertes par le rover Opportunity au niveau de son site d'atterrissage (Crédit photo : © NASA/JPL).

L'équivalent terrestre des concrétions d'hématite martiennes de Terra Meridinia (Moqui Marbles) dans l'Etat du Utah (Crédit photo : Marjorie Chan).

En plus de l'hématite, le rover Opportunity découvrira très rapidement des dalles rocheuses claires riches en sulfates, un groupe de minéraux qui se forment en présence d'eau dans des environnements oxydés et acides. Une découverte majeure, qui bouleversa sensiblement notre vision de Mars (Crédit photo : © NASA/JPL).

Prix de consolation pour Spirit. Dans le cratère Gusev, à défaut de sédiments lacustres, l'audacieux rover parvint à mettre en évidence des sols très riches en silice hydrothermale. L'eau a donc quand même laissé des traces à l'intérieur de ce cratère d'impact, même si ce n'est pas celles auxquelles on pouvait s'attendre (Crédit photo : © NASA/JPL).

Sur Mars, après la détection d'hématite et la découverte des sulfates, la chasse aux minéraux qui se forment en environnement aqueux est désormais ouverte. Il peut cependant également être très intéressant de rechercher des minéraux qui ne supportent pas l'eau ! C'est en particulier le cas de l'olivine, détecté par Mars Global Surveyor. Ce superbe minéral jaune-vert, que l'on rencontre couramment dans les roches volcaniques (terrestres ou martiennes), s'altère très rapidement en présence d'eau pour donner naissance à des minéraux secondaires comme la serpentine ou l'iddingsite. Là où l'olivine est présente, l'eau ne peut être qu'absente. Des cartes minéralogiques plus précises furent ensuite dressées par le spectromètre THEMIS de la sonde Mars Odyssey. Sur l'image ci-dessus, prise dans le secteur de Syrtis Major, l'olivine est représentée en magenta. (Crédit photo : NASA/JPL/ASU).

Détection d'olivine sur les versants de Ganges Chasma

Au niveau des parois stratifiées du gouffre de Ganges Chasma, qui appartient à l'abîme géant de Valles Marineris, l'instrument THEMIS de la sonde Mars Odyssey a mis en évidence une couche rocheuse très riche en olivine. Il est donc peu probable que les canyons de Valles Marineris aient été un jour rempli d'eau (Crédit photo : NASA/JPL).

Falaise

En dépit d'une recherche intensive, aucun spectromètre infrarouge, y compris celui de Mars Express ou Mars Reconnaissance Orbiter, n'a jamais découvert de falaises calcaires sur Mars, et les planétologues n'ont jamais pu admirer sur la planète rouge l'équivalent des magnifiques falaises d'Etretat. Pourquoi les carbonates manquent-ils à l'appel ? Les sulfates, qui se forment en environnement acide, donnent sans doute la réponse. Les carbonates tant rêvés auraient été dissous par des pluies acides ! (Crédit photo : Malin Space Science Systems/NASA).

L'hématite et les sulfates constituaient une mise en bouche. Le minéral indicateur le plus intéressant jamais découvert à ce jour sur Mars est désormais l'argile. Détecté pour la première fois par le spectromètre Omega embarqué sur l'orbiteur européen Mars Express, ces minéraux feuilletés sont désormais dans tous les esprits. L'image ci-dessus montre le secteur de Mawrth Vallis, qui possède le dépôt argileux le plus important et le plus riche de toute la planète (Crédit photo : ESA/Omega/HRSC).

Pas une goutte de pluie sur Arrakis ! Dans n'importe quel désert terrestre, extraterrestre, ou imaginaire, l'eau devient vite une obsession. En créant la planète Dune, connue aussi sous le nom d'Arrakis, le romancier Frank Herbert s'est clairement inspiré de Mars. Parcourue par des tempêtes de poussière et totalement desséchée, Dune est habité par les mystérieux fremens (ci-dessus, Chani), dont des combinaisons sophistiquées, les distilles, leur permettent de recycler pratiquement toute l'eau qu'ils consomment. L'homme entretient un rapport très particulier, irrationnel, avec l'eau liquide. La planète Mars étant un gigantesque désert planétaire, il n'est pas étonnant qu'il en soit de même là-bas (Crédit photo : © Cryo).

 

Cartographie de quelques minéraux indicateurs de la présence d'eau sur Mars

Carte de la répartition de l'hématite grise à la surface de Mars. Ce minéral, découvert par la sonde Mars Global Surveyor dans le secteur de Terra Meridinia, fut la première véritable preuve minéralogique de la présence passée d'eau liquide détectée depuis l'orbite. Le rover Opportunity fut envoyé sur place pour investiguer, avec succès. Cliquez sur l'image pour l'agrandir (Crédit photo : © NASA/JPL). Carte de la répartition des argiles, sels et autres minéraux hydratés à la surface de Mars. La plupart des sites indiqués sur cette carte constituent désormais des régions prioritaires pour la recherche de traces de vie fossiles. Cliquez sur l'image pour l'agrandir (Crédit photo : © Ehlmann et al., 2011).

 

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