Mars

5 - L'eau de pluie et météorologie

   La planète Mars se caractérise par un réseau fluviale relativement dense, laissant supposer que la pluie est tombée et que l'eau a coulé, sur le sol martien, à une époque où le climat était plus favorable. 

1. Coucher de Soleil

3. Météorologie globale

   Douze orbites au cours d'une journée de l'été boréal, en avril 1999, furent nécessaires à la caméra grand angle MOC (mars Orbital Camera) pour obtenir cet  instantané global du temps sur l'ensemble de la planète. Ici, les nuages de glace d'eau, blanc-bleuâtre,  s'accrochent au-dessus des volcans du dôme Tharsis (à gauche), aussi bien que sur d'autres régions, telle qu'Elysium Planum. La carte est réalisée en projection cylindrique à partir d'une mosaïque de 24 images rouge et bleu. La latitude 90° nord est en haut de l'image. Les longitudes 180° Est et 180° Ouest sont sur les bords gauche et droit. Naturellement l'équateur est au centre de l'image. Le méridien 0° est au centre. Le bassin Argyre se trouve au sud du méridien 0°. Les hautes latitudes australes (60° à 90°) ne figurent pas sur cette image, car elles sont dans l'obscurité puisque c'était l'hiver australe. 

   1 site d'Opportunity et 2 site de Spirit

http://www.msss.com/mars_images/moc/7_19_99_fifthMars/01_daymap/moc2_143_msss_3.jpg

4. Nuages martiens

  Les nuages ont été détecté pour la première fois en 1858 par l'astronome P.A. Secchi. C'est en 1877 que Green montra la nature atmosphérique du phénomène. Il remarqua qu'ils restaient dans le limbe malgré la rotation de la planète. 

  Il y a des nuages blancs qui apparaissent au printemps et en été, lorsque la calotte polaire disparaît: une brume matinale est visible sur le bord de la planète. D'autre nuages blancs ne sont pas associés à une époque mais à un lieu. Dans certains cas, au-dessus du pôle, ils sont constitués par de fins cristaux de la même nature que la matière des pôles. d'autres apparaissent en fin d'après-midi au-dessus de régions de faible et moyenne latitude: d'impressionnantes formations, couvrant parfois 1.10⁶ km² stagnant plusieurs jours au-dessus de régions telles que le dôme Tharsis, Olympus Mons, Elysium et Hellas. Constitués de cristaux de glace, ces nuages prennent curieusement, en certaines circonstances la forme d'un W.

  Voici 2 tempêtes de sable dont chacune couvre la moitié de la France. L'une est proche du coin inférieur gauche et l'autre au coin inférieur droit. Cette image, une mosaïque de 6 photos centrées sur Hellas Basin, a été prise le 8 avril 2001 (milieu de l'hiver austral). Hellas Planitia est la structure elliptique juste au-dessous du centre de l'image.
Les surfaces brillantes et presque blanches le long du bord (méridional) inférieur de l'image sont couvertes par le givre d'hiver. La forte différence de température, entre les gelées hivernales et l'air plus chaud juste au bord de la calotte polaire, produit des vents qui, à cette période de l'année martienne, sont souvent assez forts pour soulever de grandes quantités de poussière dans de grands nuages , brun-rougeâtre, gonflés par le vent.

http://www.msss.com/mars_images/moc/extended_may2001/weather/E3_795-796_etc_i1.jpg

  Ensuite, il y a des nuages jaunes, que les scientifiques pensent associés à des vents. Ils apparaissent souvent sur le pourtour des régions sombres. Ils sont en moyenne à très haute altitude, 30 000 m, et très légers. Grâce à l'analyse de la lumière polarisée, les chercheurs savent que ce sont des grains de poussière fins comme du talc.

   Présentant un rapport étroit avec les tempêtes de sable dont ils seraient l'émanation, ils sont observables à la fin du printemps lorsque la calotte polaire se rétrécit (en même temps que les nuages blancs ci-dessus) comme si l'équilibre atmosphérique était modifié.

http://www.msss.com/mars_images/moc/2003/06/03/2003.06.03.R0501287.medium.jpg

    Mars Global Surveyor tourne autour de la planète mars à raison de 12 orbites par sol. La moitié de chaque orbite est utilisée côté jour pour obtenir la presque totalité des images qui nécessitent un éclairage sur la surface observée. Cependant, du côté nuit, la caméra grand angle peut voir des nuages et des brumes au-dessus du limbe. Le limbe est le bord de la planète qui apparaît sur une perspective oblique. L'image a été prise le 3 juin 2003.

http://marsrovers.jpl.nasa.gov/spotlight/images/Nav_clouds_040804191821.jpg

  En utilisant une de ses caméras, Opportunity  a capturé quelques  nuages matinaux, des cirrus, au-dessus du cratère Endurance dans Meridiani Planum, peu avant Noël 2004.  Les nuages ont été un événement banal aux cours des après-midi  des semaines précédentes, à l'arrivée de l'hiver martien. Sur Terre, les cirrus  se créent dans une région de turbulence verticale importante. Les particules dans les nuages, de la glace dans le cas de Mars, tombent et sont transportées loin de l'endroit où elles se s ont condensées à l'origine, en formant les cheveux d'anges caractéristiques. Mars possède trois sortes de nuages: 

• nuages de poussière dans la basse atmosphère; 

• les nuages de vapeur d'eau s'approchent de la surface et s'élèvent jusqu'à 20 000 m; 

• nuages de gaz carbonique à très hautes altitudes.

  Tout comme sur Terre, les nuages, particulièrement les nuages de glace d'eau, sont de bons traceurs du temps. Ils permettent d'étudier les changements au jour le jour pour déduire des évolutions saisonnières. Les conditions climatiques sont telles qu'un jour il y a des nuages et le lendemain le ciel est clair. Une partie de la vapeur d'eau de Mars se déplace du pôle du nord vers le pôle du sud pendant la période actuelle avec l'été au nord et l'hiver au sud.  Selon des données orbitales, il y a plus de nuages pendant l'hiver martien. L'augmentation passagère de l'eau dans l'atmosphère sur Meridiani, juste au sud de l'équateur, plus des basses températures près de la surface, contribuent à l'aspect des nuages et du gel. 

   Lorsque ce changement se produisit, les caméras du rover et le spectromètre thermique dépistèrent d'autres changements qui se produisirent lorsque les nuages s'accumulèrent. Les rovers fournissent une occasion unique d'examiner la partie inférieure de l'atmosphère de Mars. La basse atmosphère est très difficile à modéliser en orbite, pourtant c'est crucial car c'est la zone où elle interagit avec la surface. Les chercheurs ont utilisé le spectromètre pour étudier le temps à partir du sol. Les nuages apparaissent le plus souvent aux alentours de l'équateur, où se trouvent les rovers Spirit et Opportunity, lorsque Mars se trouve à l'aphélie, c'est-à-dire au point le plus éloigné du Soleil, sur son orbite elliptique. A l'aphélie, la planète Mars ne reçoit plus que 60% d'énergie solaire, ce qui apporte des changements climatiques importants. Les nuages sont poussés par un vent dont la vitesse a été estimée à 10m/s.

   Les changements saisonniers sur une échelle globale et locale sont une caractéristique fascinante pour les météorologistes martiens. Tandis que les rovers ont, lors des missions primaires, recherché l'eau, les images en orbite ont fourni une vision sur la façon dont Mars change lors du passage de l'été à l'hiver, dans les hémisphères Nord et Sud. Il faut noter que parmi ces changements, il reste l'aspect spectaculaire du gel martien.

Image credit: NASA/JPL

5. L'eau a coulé

     Mars, c'est la découverte d'un monde, où le gigantisme est roi. Nous y observons tout à la fois des indices de bombardements météoriques ancien et des preuves d'une importante activité tectonique, de phénomènes volcaniques, d'érosion par l'eau et le vent, d'usure et de sédimentation à grande échelle.

    A l'échelle globale, nous remarquons une dissymétrie marquée entre les hémisphères nord et sud. L'hémisphère nord est occupé en majeure partie par des plaines volcaniques très semblables aux "mers lunaires". L'hémisphère sud offre un relief beaucoup plus tourmenté, avec une prédominance de grands cratères, de dimensions supérieures à une dizaine de kilomètres. Cette dissymétrie provient vraisemblablement de ce que, dans l'hémisphère nord, les coulées de laves se sont infiltrées à travers la croûte pour recouvrir les ont fait disparaître les cratères qui s'étaient formés à une époque antérieure.

   La plupart des terrains où apparaissent les innombrables cratères de l'hémisphère sud sont des terrains anciens, qui s'élèvent de 3 000 à 4 000 m au-dessus du niveau moyen. Au contraire, les grandes plaines de lave de l'hémisphère nord, se trouvent en général des milliers de mètres au-dessous du niveau moyen. Cette situation n'est pas sans rapport avec le fait que les flots de laves ont affecté l'hémisphère nord. Sans doute qu'à l'origine la croûte, uniformément répartie, s'est restructurée sous l'effet d'un mouvement convectif au sein du manteau qu'elle recouvre. 

   L'état des cratères est très variable. ceux de l'hémisphère nord sont en général bien conservés, ce qui montre que le relief martien n'a pas subi d'érosion significative depuis la formation des plaines volcaniques. Par contre l'érosion fut plus importante à une époque antérieure, la rapidité de son évolution semblant avoir été maximale à une période qui coïncida approximativement avec la fin des bombardements météoritiques importants de la surface.

   Les grands bassins d'impact sont analogues à ceux de la Lune ou de Mercure. Au sud, le plus grand est Hellas (ci-contre) avec ses 2 000 km de diamètre pour une profondeur de 3 000 à 4 000 m. C'est une véritable cuvette dans laquelle d'importants tourbillons de poussières, qui masquent le fond,  furent localisés. Presque à la même latitude (45°) et à 45° de longitude Est, se trouve Argyre un bassin de 1 000 km de diamètre avec une profondeur de 8 000 m. Il est très bien conservé avec des remparts formant un anneau complet.

   Les grands volcans (> 20 000 m) se concentrent dans la région équatoriale, sur le plateau Tharsis, qui est en fait un dôme de plus de 5 000 km de diamètre et qui s'élève à plus 8 000 m au-dessus du niveau moyen. Son centre est approximativement 115° de longitude Ouest. Le plus grand volcan du Système solaire, Olympus Mons, se trouve en bordure NE. Une autre région volcanique moins caractéristique, baptisée Elysium, se trouve à 90°. Le faible taux d'impacts sur les flancs de ces volcans indiquerait qu'ils sont récents, à l'échelle géologique.

   Une immense fracture fut baptisée Valles Marineris, en souvenir de sa découverte par la sonde Mariner 9. D'une longueur voisine de 5 000 km avec, parfois, une largeur dépassant la centaine de kilomètres pour une profondeur atteignant par endroits les 8 000 m, c'est un rift dans lequel s'engouffre des vents soulevant des km³ de poussières. 

  Une autre grande surprise révélée par Mariner 9 consiste en des vallées fluviales, sinueuses qui suivent le relief et qui possèdent des ramifications faisant penser à des affluents avec des lits de fleuves asséchés. Notamment des dépôts alluvionnaires, ainsi que des îlots, dans le sens de la pente, furent découverts. L'une des plus remarquable s'appelle Mare Erythraeum et s'allonge sur 400 km, avec par endroits une largeur de 5 000 m. D'autres zones révèlent parfois des formations nettement plus larges (60 km), laissant entrevoir un déferlement d'eaux torrentielles.

   Ces vallées laisseraient supposer que l'eau a coulé sur la planète Mars. Mais cela implique que le climat était propice à l'eau liquide, avec une pression atmosphérique plus importante. Un effet de serre a-t-il eu lieu ? Or, l'eau ne peut exister sous la faible pression actuelle. Elle passe de l'état solide (glace) à l'état gazeux, par la sublimation. Par contre aujourd'hui, les scientifiques sont convaincus de sa présence en profondeur. D'ailleurs la mise en route en mai 2005 du radar Marsis, de la sonde européenne Mars Express, devrait nous en apprendre plus. Ce radar est capable de détecter l'eau à plusieurs dizaines de mètres de profondeur. Elle serait stockée dans le pergélisol.

http://ceres.cals.ncsu.edu/cfdocs/course/bo277/111202_MarsGeologyBiology.pdf     L'eau fut abondante, si l'on en croit les images des sondes spatiales ( Mariner 9 en 1971). Pour la première fois, on découvre des paysages où l'eau semble avoir coulé en abondance. Pendant 1,5 milliards d'années, les chercheurs pensent que la Terre et Mars eurent un sort commun. Le débit de certains cours d'eau aurait atteint des centaines de fois celui de l'amazone. Dans l'hémisphère nord, un océan de 100 à 1000 m de profondeur aurait laissé des rivages typiques. L'époque des pluies et ruissellement aurait commencé très tôt, il y a 3,8 milliards d'années. Puis un emballement se serait produit, faisant disparaître le précieux liquide en 500 millions d'années et le CO² est resté en faible quantité. On a calculé que Mars en aurait perdu 1 400 T/m², contre 130 T/m² de CO² dans le même temps. Sur Terre, le gaz carbonique se dissout dans l'eau. Il disparaît pour laisser la place à l'oxygène. Sur Mars, le CO² s'évade vers l'espace.          D'autre part , plus la pression atmosphérique diminue, plus la température d'ébullition de l'eau s'abaisse. Il n'est donc pas étonnant que l'eau se soit rapidement dispersée  dans l'espace. Mais tout n'est pas parti, on pense que dans le pergélisol, l'eau serait encore présente à raison de 10T/m² et ce, jusqu'à 2 000 m.

http://www.msss.com/mars_images/moc/ top102_Dec98_rel/nanedi/n_nanedi_8704_50perc.gif

Photo ci-contre: Nanedi Valles dans Xanthe Terra. Largeur 2,5 km. La scène couvre 10 X 28 km.

  Pour les scientifiques américains, les 2 photos ci-dessous, seraient une preuve de la présence de l'eau. Mais tout le monde n'est pas d'accord. scientifiques américains, les 2 photos ci-dessous, seraient une preuve de la présence de l'eau. Mais tout le monde n'est pas d'accord.

http://www.msss.com/mars_images/
moc/june2000/gorgonum/gorgonum2_c_i1.jpg

   Une fois en orbite autour de Mars, devant le doute, les responsables du vol ont décidé de n'utiliser le radar qu'en fin de mission, afin de ne pas compromettre la suite des opérations. Pendant ce temps, chez Astro Aérospace les simulations furent entreprises pendant 8 mois, afin de vérifier le bon fonctionnement théorique. Dans l'espace, l'inconvénient majeur provient du vide et de la température. Dans le vide les lubrifiants ordinaires se subliment et les métaux se collent. Quant à la température, elle dépasse les 100°C côté Soleil et - 100°C côté nuit. Cela se traduit par des écarts de plus de 200°C sur de courtes distances, créant des distorsions. Pour le fabricant ces problèmes étaient maîtrisés, sauf celui de l'extension. En effet les ingénieurs craignaient un blocage de l’antenne au cours du déploiement, soit parce que cette opération s’était interrompue d’elle-même, soit parce que la sonde l’avait gênée.  (voir une simulation. fichier de 800 ko .avi). Depuis le lancement de la sonde, ces antennes sont maintenues repliées sur elles-mêmes comme des ressorts. Il suffit de les libérer pour qu'elles se dressent et prennent leur position finale. L'opération va se dérouler en trois phases : la première antenne doit être déployée 3 mai 2005 (le 9 mai, l'ESA annonce qu'elle s'est mal déployée), la deuxième le 8 mai, et la dernière le 12 mai. Pendant toute cette période, aucune observation scientifique n'était prévue, et la sonde a été placée dans un mode de fonctionnement particulier, qui lui permettait de retrouver sa bonne orientation dans le ciel de manière automatique, même si le déploiement des antennes provoque de fortes oscillations sur tout l'engin. Le début de la mission débutera le 4 juillet 2005 en mode surveillance. Les observations se feront sur la partie nocturne du globe martien pour ne pas être gêné par l'ionosphère, excitée par le Soleil. Les scientifiques attendent des résultats jusqu'à 5 000 m de profondeur. A la mi-juillet, les régions sondées s'étendront entre les latitudes 30°S et 60°N, ce qui inclut les plaines du Nord, qui pourrait contenir de l'eau.

   Après avoir écouté les avis des parties prenantes, l’ESA avait immédiatement décidé de suspendre le déploiement avant avril 2004 (date retenue au début de la mission), dans l'attente de simulations probantes. Il fallait en effet évaluer les risques de dommages en fonction des différentes configurations de déploiement et en recenser les incidences sur la sonde et l'instrumentation. Le JPL (Jet Propulsion Laboratory) procéda à une enquête exhaustive, en réalisant notamment des simulations, des études théoriques et des essais sur des antennes représentatives, destinés à évaluer les éventuels effets du vieillissement des matériaux des antennes. Une commission de revue technique indépendante, composée de spécialistes de l’ESA et de l’industrie, s’est réunie en janvier afin d’évaluer les résultats et d’indiquer s’il est possible de procéder au déploiement et à quel moment.  

   Après des mois de travail il sembla qu'il existait des moyens pour remédier aux problèmes et dans le pire des cas, le radar MARSIS aurait été considéré partiellement ou entièrement perdu. Cependant, les analyses avaient montré que les systèmes de commande de Mars Express pouvaient faire face à un blocage et en réduire les incidences sur les autres instruments scientifiques.

   Les résultats des analyses qui montraient les scénarios d’impact possibles, la quantité d’énergie en jeu, la nature des matériaux et les conditions physiques régnant dans l’espace permirent, lors de la réunion finale du 25 janvier, à l’ESA de donner son accord au déploiement de l'antenne de MARSIS.  La commission a conclu qu’un risque d’impact sur la sonde ne pouvait être exclu, mais que la quantité d’énergie serait faible et la probabilité d’un dommage grave minime.

   La commission de l’ESA recommanda de prévoir le déploiement au cours de la semaine débutant le 2 mai. Sur le plan scientifique, un déploiement rapide était préférable dans la mesure où l’évolution de l’orbite de Mars Express permettait, à partir de mai, de réaliser des mesures radar des zones les plus intéressantes de la Planète Rouge.

   L’opération réussie et Marsis pouvait commencer à rechercher des nappes d’eau du sous-sol et étudier l’ionosphère de Mars au moins jusqu’au 30 novembre 2005, date nominale de fin de l’exploitation de Mars Express, à moins que la mission ne soit prolongée.

   Sur le site (1) de l'ESA nous apprenons que pour explorer le sous-sol de la planète, l’instrument MARSIS doit se trouver à une altitude comprise entre 300 et 800 kilomètres. Pour le sondage de l’ionosphère, en revanche, il a déjà prouvé (début août 2005) qu’il pouvait fournir des résultats acceptables jusqu’à 3000 kilomètres d’altitude. La résolution verticale du radar est de l’ordre de 150 mètres (dans l’espace libre), tandis que la résolution horizontale, de l’ordre de quelques kilomètres, dépend de l’altitude de la sonde.

   Le péricentre de l’orbite de la sonde européenne sera localisé côté nuit  du 15 juillet au 15 août, puis cela se reproduira à nouveau en décembre 2005, mais beaucoup plus proche du pôle sud, permettant d'entreprendre les sondages  de l’hémisphère Sud.

  Pour en savoir plus : Giovanni Picardi, (picar at infocom.uniroma1 point it) 
Responsable de recherche de l’instrument MARSIS, Département INFOCOM - Université de Rome “La Sapienza”

 
http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEM42PXEM4E_0.html

 http://sci.esa.int/science-e/www/object/doc.cfm?fobjectid=35544

http://www.st.northropgrumman.com/astro-aerospace/

Pour de plus amples informations, veuillez contacter :

Département Communication de l’ESA
Bureau Relations avec les médias
Paris, France
Tél. : + 33 (0)1.53.69.71.55
Fax : +33 (0)1.53.69.76.90

    En se condensant au-dessus de l'hémisphère gelé, l'atmosphère provoque un appel d'air vers le pôle, qui se traduit par des vents horizontaux et verticaux. Ces turbulences sont le lieu de friction entre les molécules. Ces lueurs auraient pour origine des molécules monoxyde d'azote (NO). Un atome d'azote (N) se combinerait avec un atome d'oxygène (O) pour former une molécule. Des photons sont émis lors du changement d'orbite de l'électron, qui, en revenant sur l'orbite initiale, émet un rayonnement ultraviolet.  A cette altitude les concentrations sont trop faibles pour que l'on puisse observer la création de molécules de monoxyde d'azote. Par contre au cours de leur lente descente dans l'atmosphère, la concentration augmente, la combinaison spontanée des molécules, démontrée par l'émission UV caractéristique, devient détectable durant la nuit martienne.