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Mars6 - Eau et atmosphère Hier, l'eau dans le sous-sol et les calottes polaires a joué un rôle important. Aujourd'hui, c'est l'électricité atmosphérique qui semble jouer ce rôle. Pour
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C'est Galilée qui observa Mars pour la première fois, grâce à sa lunette*. Il fit part, le 30 décembre 1610, à Benedetto Castelli, un de ses disciples, que Mars n'apparaît pas comme un disque. Il venait découvrir une phase et en même temps prouver le système copernicien. Il faut attendre le perfectionnement de la lunette en 1636 pour que Francisco Fontana y discerne quelque chose et trace le premier dessin. D'autres s'attellent à la tâche, mais le pas sera franchit avec Christaan Huygens, astronome hollandais et ami de Descartes. Il découvre la rotation et précise qu'elle tourne à la même vitesse de la Terre. Le 1 décembre 1659, il écrivit: Debet Martis conversio fieri spatio circiter diurno, sive 24 horarum nostrarum quemadmodum item telluris (la rotation de Mars paraît s'effectuer comme celle de la Terre, en 24 heures). Le fait que 2 taches soient visibles instaurent une polémique sur la durée du jour martien. Finalement Jean Dominique Cassini permit à Huygens de triompher. A Bologne (Italie) il étudiait Mars à l'aide d'une lunette de 25 palmes (7 m). Bien que cet instrument ne lui permettait de voir que des taches, il détermina la rotation qui frise la perfection pour l'époque et mérite des applaudissements aujourd'hui: 24h40mn, à une minute de la valeur exacte. Le résultat paraît le 31 mai 1666, année qui vit la fondation de l'Académie des Sciences. Cassini se distingua à nouveau en déterminant la distance Terre - Mars. En visant le bord du Soleil à partir d'un point de la Terre, mais à 6 mois d'intervalle, il détermina la distance à l'astre du jour à 10% près. A partir de là, les autres distances se déduisirent. Il trouva que Mars est 150 fois plus loin que la Lune. Ensuite, les choses s'accélérèrent, car la taille de la planète se déduisit de la distance et de l'angle apparent (diamètre angulaire). Ensuite, les choses en restèrent là pendant presque un siècle, jusqu'à de nouveaux perfectionnements chromatiques: utilisation de lentilles doubles en 1733. Mais l'image n'était pas nette. Il fallut encore attendre jusqu'au début du 19e siècle pour que John von Fraunhofer réussisse à focaliser les images, améliorant ainsi la qualité des instruments. D'ailleurs ces lentilles portent son nom. * Suivez le lien pour lire l'histoire de la découverte de la lunette astronomique A la recherche d'une vie sur Mars Albert Ducrocq - Flammarion.
Lorsque les télescopes s'améliorèrent, les taches devinrent des formes. L'une d'elles, particulièrement caractéristique car se trouvant au niveau de l'équateur, a été remarquée par l'astronome Johan Hieronymus Schröter, bien connu pour les cartes de la Lune qu'il a dessina avec un soin extrême. Cette tache, dont les forts grossissements révéleront qu'elle présente 2 cornes, reçoit le nom de Sinus Meridiani. L'astronome Johan Heinrich Mädler, qui travaille à Berlin, proposa de prendre cette formation comme point zéro des parallèles et méridiens martiens. Et c'est en 1840 que l'astronome produit, en collaboration avec son ami Wilhelm Beer, la première véritable carte de Mars, le plus remarquable étant que, pour ce travail, les astronomes aient pu utiliser une lunette ayant seulement 108 mm d'ouverture, dont les performances n'équivalaient pas nos lunettes d'amateur.
Nous pouvons en tirer une leçon. Regarder dans une lunette est une affaire d'éducation. Tout ceux qui ont déjà regarder dans une lunette savent que le premier soir nous ne discernons rien. Souvent les gens sont déçus en observant Mars. Mais c'est avec le temps que les détails apparaissent. C'est avec le temps que l'on apprend à voir. Hélas de nos jours, la tendance n'est plus à la patience et à la persévérance. Or, l'astronomie, c'est tout le contraire: il faut de la persévérance et de la patience. Les astronomes du 19e siècle furent des virtuoses de la vision et de la patience.
A partir de l'amélioration de Fraunhofer et de l'invention du télescope par Newton, les découvertes vont lancer divers débats et débuter l'ère de l'astronomie. Je ne reviendrai pas sur l'affaire des canaux ou des petits hommes verts que j'ai traitée dans la première partie. Par contre, les calottes polaires ont intrigué. Lors des premières observations, seule la calotte australe fut observable depuis la Terre. Elle se forme en hiver et ses dimensions (3 000 km en moyenne) varient d'une année sur l'autre, comme de 1858 à 1907 où elle fut très petite. Sa couleur éclatante fit immédiatement penser à une calotte de type terrestre, ce qui posa tout de suite la question de l'eau. Après la découverte d'alternance du jour et de la nuit, la présence d'une calotte polaire apporta des arguments à ceux qui croyaient en une identité similaire à la Terre. De plus, en observant les occultations d'étoiles, les astronomes découvrirent que Mars détenait une atmosphère. Le cycle de l'eau fut tout de suite débattu. Nous connaissons la suite de l'histoire, car la découverte de la sécheresse de Mars permit à nos ancêtres d'imaginer des canaux d'irrigation.
Mais les astrophysiciens réfutèrent ce modèle. Survolant le pôle austral en 1969, Mariner 7 mesura une température de - 122°C. Trois ans plus tard, Mariner 9 trouva - 113°C, très proche de la valeur de sublimation de la neige carbonique, la lumière polarisée suggérant une grande analogie avec le givre. C'est alors que les chercheurs imaginèrent un mélange de glace d'eau et de glace carbonique, ne sachant pas déterminer si c'est un mélange, une juxtaposition ou bien si la calotte est constituée par un hydrate tel que C02 6H20. C'est avec Mariner 9 qu'est découvert un pôle de glace d'eau représentant environ 400 km. Il est constitué apparemment d'une formation permanente. Autour se trouve une ceinture de neige carbonique, fondant au printemps et dont l'épaisseur est extrêmement faible, le sol rougeâtre étant visible par transparence. Par la suite, cela sembla logique aux scientifiques car l'atmosphère de Mars ne peut pas se condenser en totalité et sa condensation partielle entraîne déjà beaucoup de conséquences. La frange d'assombrissement qui, au printemps, se propage à la vitesse de 35 km/jour, alors que la calotte disparaît, serait notamment causée par la sublimation de la neige carbonique: l'arrivée d'une masse importante dans l'atmosphère pourrait en effet provoquer un certain nombre de phénomènes et en particulier détruire le voile bleu qui rend l'atmosphère légèrement opaque. Ainsi la frange d'assombrissement serait une vague de transparence, faisant voir le sol martien sombre, car largement recouvert de laves et de cendres La calotte australe peut régresser. En 1956, elle a complètement disparue et une tempête de sable fut observée. Or, lorsqu'elle se calma, une nouvelle calotte, très brillante, non contaminée par la poussière, fut observée. Cela se passa comme si l'absorption très forte des rayons solaires par la poussière avait fait tomber la température, condensant l'atmosphère. Cela se conçoit car, comme l'a démontré V. I. Moroz (spécialiste russe de Mars), la température du sol martien est particulièrement basse pendant une tempête de sable. Ainsi des relevés ont montré que lors d'une tempête, la température au sol tombe de 20° à 30°, la lumière solaire étant fortement absorbée par les poussières. De plus à la distance où elle se trouve, elle reçoit 2,25 fois moins d'énergie que la Terre, avec pour conséquence une température moyenne de - 40°C, avec de rares pointes à + 15°C à l'équateur. La constante solaire est de 0,9 calorie/mn/cm2 contre le double sur Terre (2 cal/mn/cm2). Depuis les observations de Mariner 9, les chercheurs savent que les calottes polaires jouent un rôle important dans la climatologie martienne avec des échanges atmosphère - surface. La structure propre de la surface martienne caractérisant les calottes glacières, n'apparaît pour chaque hémisphère que durant l'été martien correspondant. En général, pendant l'année, il existe une structure superficielle recouvrant plus ou moins la calotte polaire permanente qui, elle, épouse le relief. Cette structure dilatable et rétractable au cours des saisons, forme, en somme, une seconde calotte polaire, composée sans aucun doute de gaz carbonique. Il en résulte qu'un équilibre s'établit, fondé sur la condensation du CO2, la croissance de la calotte en hiver, sur la sublimation du CO2 solide et la rétractation de la calotte en été. Si l'on se réfère au bilan du contenu CO2 dans l'atmosphère, ainsi qu'à celui de la vapeur d'eau, l'ensemble atmosphère + calottes polaires semble former un système fermé. Aujourd'hui nous savons combien compte le réservoir de CO2 dans les calottes polaires. Les chercheurs exploitant les données de l'Orbiter Viking se sont rendus compte que le taux de vapeur d'eau s'accroissait à l'approche du pôle nord. Finalement, au-dessus des pôles, l'atmosphère s'est révélée saturée de vapeur d'eau. La température au sol était de - 69°C. De ce fait, la calotte permanente est constituée de glace d'eau sale, plus dure que l'acier, mélangée à de la poussière accumulée au fil des millénaires. Il est aussi à remarquer que la présence de vapeur d'eau dans l'atmosphère, côtoyant les grains de poussière micrométriques, entraîne l'accumulant de ce CO2 gelé sur les poussières lorsque la température baisse au-dessous du point de congélation du dioxyde de carbone. Cela a pour conséquence que les poussières s'alourdissent et tombent lentement vers le sol, lors des nuits hivernales, donnant l'impression de neige. Donc, il neige sur Mars et cela crée des strates à raison de 0,1 mm par an ou bien 10 m en 100 000 ans. Or, cette durée est voisine du cycle de la variation orbitale de 95 000 ans. De plus l'inclinaison de l'axe de rotation variant de 0° à 50,2° selon la précession, sur un cycle de 51 000 ans, contribue à avoir des périodes glaciaires assez longues. La calotte glaciaire permanente du pôle sud est située dans l'hémisphère occidental, qui est tempétueux pendant les hivers martiens et qui reçoit beaucoup de chutes de neige sous la forme de particules de neige carbonique (CO2). Ce sont des dépôts saisonniers étendus, très brillants et très réfléchissants, créant une calotte polaire. L'hémisphère oriental est comparativement plus chaud et est rarement tempétueux. Les scientifiques pensent qu'au lieu de tomber sous forme de neige, le CO2 de l'atmosphère se condense sur le sol et forme une couche de glace, transparente d'environ un mètre d'épaisseur. La glace carbonique exige des températures beaucoup plus froides (inférieures à -125°C) que la glace d'eau du pôle nord. La neige tombant juste sur l'hémisphère austral peut être expliquée par le climat asymétrique de Mars dans le sud. La topographie de la planète est très accidentée et les différents structures affectent fortement le climat juste comme cela se passe sur Terre. Mars possède le système de volcan le plus élevé du Système solaire, autour de 25 000 m d'altitude. L'hémisphère sud héberge aussi Valles Marineris, qui mesure six à sept mille mètres de profondeur pour 5 000 km de longueur. Hellas Basin fait même 9 000 m de profondeur. Les volcans et les énormes montagnes s'étendent du nord de l'équateur à l'hémisphère austral avec en plus, au sud, les deux bassins gigantesques que sont Argyre et Hellas. Le vent soufflant au-dessus de ces structures a installé des modèles à grande échelle qui ont un impact profond sur le climat. Mars a des systèmes climatiques tout comme la Terre, balançant entre haute et basse pression et entre fronts chauds et fronts froids. Il y aurait des indices sur l'érosion de la glace carbonique du pôle sud, soulevant la possibilité de changements climatiques globaux. La zone de la calotte glaciaire ne s'est pas rétrécie, mais les structures ont diminué, de même que la profondeur. La disparition de la calotte
polaire australe pourrait indiquer un changement très crucial du climat
martien. Les scientifiques pensent que les calottes glaciaires sont
relativement jeunes parce qu'elles possèdent peu de cratères. Ils disent
également que Mars a probablement une histoire climatique volatile, déclenchée par des changements de
paramètres orbitaux comme l'inclinaison de son axe de rotation et de son
orbite autour du soleil. Ils
pensent aussi que les périodes glaciaires terrestres furent déclenchées par de petits changements de
l'axe de rotation de la Terre et des modifications de
l'excentricité de son orbite, sur
des dizaines voire des centaines de milliers d'années. Pendant ces changements
majeurs, Mars a eu d'énormes calottes polaires qui se sont presque
étendues jusqu'à l'équateur, ou bien sont complètement disparues. En apprendre plus sur la formation de
la glace et sa fonte peut conduire les scientifiques à trouver des
sites de glace d'eau proches de l'équateur, où il est plus facile de débarquer et
d'utiliser le vaisseau spatial que dans les zones polaires hostiles.
L'eau bien sûr est essentielle à la vie. Certains des plus grands dépôts de glace
d'eau peuvent réellement être, aux basses latitudes, près de la surface,
couverts de poussière.
Nous avons franchi une étape vers une meilleure compréhension des
lieux où se trouve l'eau, en étudiant
Le dessin ci-dessus montre le dépôt saisonnier de neige carbonique mesuré par l'altimètre laser MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) de la sonde Mars Global Surveyor. L'amplitude a été exagérée pour mieux apprécier la différence entre les 2 pôles. L'altimètre laser MOLA est capable de détecter les réflexions atmosphériques donnant les seules indications saisonnières dynamiques de l'atmosphère. Les travaux de l'équipe scientifique de l'altimètre ont prouvé que les réflexions atmosphériques, obtenues à partir de MOLA, se composent de CO2 qui se condense à partir du gaz pour former de la neige de glace sèche. Des nuages composés de glace sèche ont été détectés à partir de 20 000 m d'altitude et au-delà. Ils furent observés durant les nuits hivernales particulièrement au-dessus des calottes polaires. Parfois des réflexions atmosphériques exhibent des formes dynamiques telles que des vagues sous le vent et des vagues de gravité. Les plateaux de glace d'eau qui recouvrent les 2 pôles intéressent les chercheurs au plus haut point. Tout réservoir d'eau, même de l'eau solide, entretient l'espoir d'une activité biologique. Ces plateaux sont d'autant plus fascinants qu'ils affichent une structure complexe avec une mise en forme en raison de la force de Coriolis (rotation de Mars). Neige: http://ltpwww.gsfc.nasa.gov/tharsis/snow_paper.html Epaisseur de neige: http://ltpwww.gsfc.nasa.gov/tharsis/hend.mola.pdf
Il n'y a pas d'eau liquide à la surface de Mars où les basses pressions de l'atmosphère incitent la glace à se transformer directement en vapeur. Dans l'atmosphère la quantité d'eau ne représente que 0,03% soit mille milliards de m3. Même s'il y a 10% dans les couches superficielles, la planète est plus sèche que les terrains les plus secs sur Terre. La planète possède une quantité appréciable d'eau sous forme de glace. Les calottes polaires renferment une partie de cette quantité mélangée à de la neige carbonique, qui est du gaz carbonique CO2 solidifié. Les scientifiques estiment qu'en cas de fonte de ces calottes, l'eau libérée pourrait recouvrir la totalité de la surface de Mars de quelques mètres. C'est bien peu comparée à la quantité terrestre, mais assez pour alimenter les premiers colons.
La calotte polaire australe est plus petite que sa grande soeur, la calotte polaire boréale. Le pôle sud était le point cible de la mission Mars Polar Lander le 3 Dec 1999. Hélas, le moteur s'arrêta trop tôt et la sonde s'écrasa sur le sol martien. Mars Global Surveyor l'a retrouvée le 3 mai 2005 (à gauche) à proximité de la zone ciblée. A son extension minimale, l'été, la banquise ne mesure que 420 km. Au contraire du pôle Nord, les étés sont plus chauds puisque l'été, l'époque des jours longs, coïncide avec le plus grand rapprochement du Soleil, tandis que les hivers sont glaciaux Mars se trouvant à la distance la plus éloignée du Soleil. Dans les régions polaires, la température reste, des mois durant inférieure à - 125°C si bien que le dioxyde de carbone (CO2), qui s'y solidifie, représente le 1/3 de la masse atmosphérique. Notons en passant, qu'avec une faible pression atmosphérique, le gaz carbonique passe de l'état gazeux à l'état solide à - 126°C. Le record mesuré est de - 140°C. Il en résulte une baisse de pression mesurable. Grâce à l'instrument Omega de la sonde européenne Mars Express nous savons que l'eau existe sous forme de glace dans la banquise australe. Elle est constituée d'une fine couche de quelques mètres d'épaisseur de glace carbonique recouvrant un important glacier de glace d'eau mélangée à de la poussière. Ci-dessous, la calotte du pôle sud ne fait que la taille de l'Islande soit environ 100 000 km2 (550 000 km2 pour la France). Nous devinons très bien le mouvement de spirale imposée par la force de Coriolis, qui est une force d'inertie. L'effet est nommé d'après le physicien français Gaspard de Coriolis (1792-1843), qui a analysé le phénomène mathématiquement, le premier. Il a mis en évidence l'effet de rotation des astres sur leur structure et leur atmosphère. Les courants d’air (et les courants marins) sur la Terre sont défléchis du nord au sud (ou du sud au nord) en de grands mouvements circulaires appelés mouvements cycloniques. http://www.physics.ohio-state.edu/~dvandom/Edu/newcor.html http://scienceworld.wolfram.com/physics/CoriolisForce.html
Voici tel qu'apparaissait le 17
avril 2000 le pôle sud de Mars. Sa dimension maximale est de 420 km. Nous
sommes à la fin de l'hiver et la neige le recouvre. En été la
De nouvelles photos de Mars Global Surveyor vont peut-être aider les scientifiques à comprendre les couches découvertes au pôle Sud. Elles peuvent indiquer l'évolution du climat martien, tout comme les cernes des arbres. Ces couches peuvent être composées de dioxyde de carbone, de glace d'eau et de poussières érodées par le vent.
Les couches des régions polaires martiennes sont parmi les paysages planétaires les plus exotiques du Système solaire. Les scientifiques pensent que les couches exposées de la calotte polaire australe résiduelle, la vue ci-dessus, pourrait contenir l'histoire du climat de Mars au cours des 100 derniers millions d'années. Les matériaux qui composent les couches polaires australes incluent très certainement du gaz carbonique congelé, de la glace d'eau et des fines poussières. Cette image de 10 km x 4 km, réalisée durant le printemps austral (octobre 1999) à partir de plusieurs images acquises par 87° S et 10° W, avec la caméra de Mars Global Surveyor, a une résolution de 12 m/pxl. L'image du pôle sud ci-contre, est une image composite de Mars Global Surveyor acquise à la longitude solaire de 211° l'année dernière (2004). En 2005, cela s'est produit à la mi-mai. La longitude solaire sert de mesure à la durée de l'année. Mars parcourt les 360° autour du Soleil en 1 année martienne. La longitude 0° a été choisi au début du printemps martien au nord et le début de l'automne au sud. Sur l'image, ci-contre, c'est l'automne au nord et le printemps au sud.
La calotte boréale, à l'inverse de la calotte australe, est constituée de glace d'eau. C'est une banquise présumée épaisse de 1 000 m, dont l'existence réside dans l'excentricité de l'orbite martienne, provoquant des saisons peu marquées dans l'hémisphère Nord et au contraire très accusées dans l'hémisphère Sud. Cette dissymétrie est venue déjouer toutes les prévisions. Sur la durée d'une année martienne, la distance varie de 205 millions de km à 245 millions de km, le maximum étant atteint lors de l'été boréal. Ainsi l'hémisphère Nord reçoit moins de Soleil l'été, au moment où les journées sont les plus longues et plus l'hiver, lorsque les journées sont les plus courtes, comme sur Terre. Ainsi, il fait à peine plus froid l'hiver que l'été, les températures tombant sous le point de congélation de l'eau, mais pas celle du dioxyde de carbone (CO2). C'est l'accumulation de glace d'eau sur des centaines de millions d'années qui est responsable de sa taille. C'est aussi à proximité que l'instrument Omega de Mars Express a trouvé une sorte de gypse (2H20 CaSO4 : sulfate hydraté riche en calcium servant à faire le plâtre), dans la région Olympia Planitia (80° N et entre 180° à 240° W. La présence de gypse près du pôle nord est surprenante. Les spécialiste pensent que sa création pourrait se faire à partir de basalte et de neige acide. |
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L'image de gauche a été acquise le 13 mars 1999, durant l'été de l'hémisphère boréal. Les surfaces en demi-teintes sont de la glace d'eau résiduelle, qui reste présente durant l'été. La bande presque circulaire de matériaux sombres entourant le pôle consiste principalement en dunes de sable (à droite) formées et mis en forme par le vent. Elles peuvent atteindre 50 m de hauteur. Là où les plateaux sont incisés de profondes vallées, ils révèlent en effet une structure en mille-feuille. Ils sont formés d'une alternance de couches sombres et claires et chacune mesurant une quinzaine de mètres d'épaisseur. Comme les plateaux polaires atteignent 2 à 3 000 m d'épaisseur par endroits, les couches de glace se compteraient par centaines. L'alternance de glace sombre et de glace claire pourrait provenir de la variation des quantités de poussière minérale, salissant la glace à des degrés divers selon la climatologie liée à l'excentricité de l'orbite et de la variation de l'inclinaison de l'axe de rotation, non stabilisé par un satellite. Voici la première image en 3D faite à partir des données de l'altimètre laser de Mars Global Surveyor au printemps et en été 1998. La carte a été dressée à partir d'une mosaïque de l'Orbiter Viking et les relevés topographique de l'altimètre laser. La résolution est de 1 km/pxl en surface et de 5 à 30 m en altitude. La teinte rose est provoquée par les dépôts de poussières. |
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Image credit: MOLA science
Team/NASA/GSFC SVS Cette première image 3D a permis aux scientifiques de déterminer le volume de glace d'eau disponible dans la calotte polaire boréale, d'étudier les variations de surface et l'épaisseur des nuages de la région. L'épaisseur maximale est de 3 000 m pour une surface de 1 200 km. La banquise est entrecoupée de gorges et de cuvettes qui plongent jusqu'à 1 000 m sous la surface. Elles pourraient être issues de fissures agrandies par le vent et probablement par des eaux de fonte. Il n'y a rien de semblable sur Terre. Les versants laissent apparaître des structures en terrasses où alternent glaces et poussières. Le côté sud est plus escarpé que le côté nord. Le volume de glace contenu est estimé entre 1,2 et 1,7 millions de km3 soit la moitié de la glace du Groenland ou 4% de l'Antarctique. Ce serait aussi le 1/10 de l'ancien océan qui, selon des scientifiques, recouvrait l'hémisphère boréale autrefois à un moment où le climat était propice. L'eau de cet océan serait dans le sous-sol, dans les calottes polaires, dans l'atmosphère et aussi évadée dans l'espace.
Des cratères d'impact entourant le
pôle semblent être remplis de glace et de poussières qui auraient été déposées par le vent ou la
condensation, ou peut-être des restes d'une période où la banquise était plus
grande. Les images de la calotte polaire boréale ci-dessous ont été prises par la sonde européenne Mars Express. |
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L'image ci-dessus montre des champs de cônes volcaniques. Certains mesurent 600 m de haut. Ils semblent indiquer une activité volcanique très récente, mais a-t-elle toujours cours ? Le premier est visible dans la partie supérieure plus claire de cette image et l'autre est juste visible à mi-chemin en bas du côté sombre de la pente. |
Cette image montre le détail du cône visible dans la zone sombre de la pente,à gauche. |
 http://sci.esa.int/science-e-media/img/1a/Mars-northPole4410.jpg |
Les images de la calotte polaire Nord montrent des couches de glace d'eau et de poussière. Les falaises font 2 000 m de hauteur. Les champs de dunes et la matière sombre dans les structures de type Caldeira pourraient être en cendres volcaniques. Cette image est un gros plan du cône visible dans la zone claire.
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C'est en observant la topographie des régions polaires que les traces de l'activité martienne deviennent évidentes. Le déplacement des poussières, en même temps que l'érosion éolienne, a nettement contribué à remodeler constamment le revêtement du sol et à surfacer les calottes glaciaires. Progressivement à la suite des nombreuses glaciations et des dépôts successifs de matériaux arrachés à la surface des zones équatoriales, il s'est formé un type de terrain dont la structure très particulière n'est pratiquement observée qu'aux pôles. Comme, à l'origine de ce relief, se trouve un mécanisme d'accumulation de sédiments et d'érosion lié aux conditions variables du climat martien, cela explique la nature stratifiée du terrain. Des couches de 20 m à 50 m d'épaisseur sont nettement observables sur de nombreuses photos. Si, vraisemblablement, elles correspondent aux différentes glaciations intervenues au cours des millénaires, leur entassement est beaucoup moins régulier et donne lieu à des terrasses dégradées, de forme plus ou moins circulaire et d'un kilomètre d'épaisseur. En certain endroits extrêmement érodés, on aperçoit, non seulement le matériau plus massif sur lequel les sédiments se sont accumulés, mais également les terrains sous-jacents beaucoup plus anciens. Dans les régions appartenant à l'hémisphère sud, ceux-ci sont ponctués de nombreux cratères anciens.
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L'image de gauche est un gros plan de la zone en arrière-plan (en haut et à droite) de l'image de droite. Elle montre, pour la première fois, une perspective de la calotte polaire boréale avec des couches de glace d'eau et de poussières. La plupart des falaises mesurent environ 2 000 m de hauteur. Les champs de dunes et la matière sombre dans les structures de type caldeira pourraient être en cendres volcaniques. Des terrains ressemblant beaucoup à ceux des calottes polaires furent retrouvés proches de l'équateur: ils montrent que l'axe de rotation était situé plus au sud au tout début de son histoire. C'est probablement la poussée volcanique du dôme Tharsis qui a déséquilibré la planète rouge et fait migrer les calottes polaires à leur emplacement actuel.
Les scientifiques pensent avoir résolu le vieux mystère de la calotte australe qui est excentrée par rapport au pôle géographique austral. Le climat, généré par deux zones polaires, aurait créé les conditions responsables de la présence de la calotte polaire australe dont le centre se trouve à environ 150 kilomètres du pôle du sud réel, selon un article dans l'édition du 12 mai 2005 de Nature, signé par Anthony Colaprete, scientifique du centre de recherches spatiales du NASA Ames Research Center situé dans la Silicon Valley en Californie. Le satellite européen Mars Express à confirmer qu'il y a de la glace permanente au pôle sud. Sur la carte ci-contre, en bleu, la zone de couverte par l'eau et l'emplacement du pôle géographique. Anthony Colaprete a constaté que ce décalage serait le résultat de deux climats régionaux, situés de chaque côté du pôle géographique austral. Les scientifiques ont trouvé que la localisation des deux énormes cratères dans l'hémisphère sud, Argyre et Hellas, serait la cause majeure des deux climats différents.
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http://homepage.mac.com/bob_bush/.Pictures/MOLAwholePlanet.jpg |
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Et Colaprete d'expliquer que les deux cratères créent des vents qui établissent une zone de basse pression, au-dessus du pôle gelé en permanence, dans l'hémisphère occidental. Il ajoute que, tout comme sur Terre, des systèmes de basse pression sont associés, sur Mars, au mauvais temps et à la neige. Les cratères sont le refuge de systèmes de basse pression qui dominent le pôle de glace et le maintiennent confinés toujours au même endroit. Selon les scientifiques, le système de basse pression a pour conséquence une neige duveteuse qui donne l'impression d'une région très brillante au-dessus de la calotte polaire. En revanche, ils rapportent également que de la glace sale se forme dans l'hémisphère oriental, où le ciel martien est relativement clair et chaud. Selon des scientifiques la glace sale se forme quand la surface de la planète se refroidit et que l'atmosphère reste relativement "chaude". De l'autre côté du pôle, un secteur beaucoup plus grand, connu sous le nom de "the Cryptic Region", se compose de glace hivernale mais avec une faible réflectivité. " Et personne n'a été capable de comprendre pourquoi il y a cette distribution particulière des sites de glace." Les scientifiques purent utiliser les images de Mars Global Surveyor, des informations de température et des modèles climatiques pour développer une nouvelle théorie. Barnes et son équipe pensent fondamentalement que " the Cryptic Region" est une couche de glace incroyablement transparente. La raison de la basse réflectivité est que le sol sombre sous la glace apparaît juste à travers elle." Les modèles de circulation atmosphérique martiens, au-delà de leur valeur scientifique, sont intéressants à connaître pour préparer les manœuvres d'aérofreinage des sondes. L'utilisation d'une telle méthode diminue la masse d'ergols nécessaire et libère ainsi de la place pour les charges utiles scientifiques. Ces connaissances sont indispensables pour la suite de l'exploration de la planète Mars. Les scientifiques qui participèrent à cette étude conduite par Anthony Colaprete sont Jeffrey Barnes, Oregon State University à Corvallis, Robert M. Haberle et Jeffery L. Hollingsworth du NASA Ames Center ainsi que l'université d'état de San Jose avec Hugh H. Kieffer et Timothy N. Titus, de U.S. Geological Survey à Flagstaff, Arizona.
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Les scientifiques savent aujourd'hui que Mars a connu une histoire marquée de périodes alternant le chaud et le froid. Mais Mars, plus petite que la Terre n'a pas su garder son atmosphère. Les gaz se sont évadés par l'espace par suite d'une gravitation plus faible. La vapeur d'eau, dont les molécules sont cassées par le rayonnement solaire, perd son identité. La séparation en hydrogène et oxygène provoque leur évasion dans l'espace. Ainsi, c'est l'équivalent d'une épaisseur de 200 m sur toute la planète qui aurait été perdue. La majeur partie estimée entre 100 et 400 m d'épaisseur, resterait actuellement stockée dans le pergélisol (sous-sol gelé). Des cratères d'impact particuliers donnent la preuve de la présence de l'eau. La puissance de l'impact a vaporisé la surface et réchauffée les terrains alentours. Ceux-ci se sont soudainement dégelés pour se refroidir presque aussitôt. C'est pourquoi que ces cratères sont appelés "splash" ou à éjectas lobés et apporte ainsi un témoignage sur l'existence d'un sous-sol gelé. Ci-dessous, la photo du cratère Yuty avec ses 18 km de diamètre, prise par l'orbiter de Viking le 22 juin 1976 depuis une altitude 1874,8 km. Ce cratère est localisé par 21,97° N et 34,07°. En son centre nous observons un pic comme tous les cratères supérieurs à 15 km de diamètre. Cependant les résultats des sondes Viking et Mars Global Surveyor laissent penser que l'eau est presque présente partout sauf sous les régions équatoriales. Là, les terrains furent desséchés par une plus forte insolation.
La sonde européenne Mars Express est en orbite depuis le 25 décembre 2003. En plus d'images en haute résolution de nombreux cratères, volcans et d'autres structures, les 7 instruments de la sonde ont également recueilli de grandes quantités de données sur l'atmosphère, la géologie et la chimie de la planète. Bernard Foing, responsable scientifique de l'ESA a fourni une vue d'ensemble des découvertes les plus notables faites au cours de cette première exploration européenne autour de la Planète Rouge. L'eau fut la plus importante découverte de Mars Express lors de sa première exploration de Mars.
La planète Mars est la petite
soeur de la Terre avec divers processus se déroulant à différentes échelles:
tectonique, volcanisme, érosion et atmosphère. L'étude du cycle de
l'eau devient le but principal. L'eau
est peut-être présente dans le pergélisol et nous savons qu'elle se
trouve dans l'atmosphère, les calottes polaires et qu'elle a existé
sous forme liquide au cours du premier milliard d'années de son
histoire. Une indication sur la perte de l'eau vient de la manière dont l'atmosphère interagit avec le vent solaire. Une expérience de Mars Express montre que cette interaction cause la perte de 100 tonnes d'atmosphère par jour. La Terre, chaque jour, perd également une partie de son atmosphère, qui s'évade vers l'espace, mais elle possède un bouclier magnétique. La magnétosphère terrestre empêche les particules du vent solaire d'affecter la Terre et pour cette raison, cela limite la perte de notre atmosphère.
Si un océan avait persisté sur Mars il y a 3,5 milliards d'années, il aurait permis de maintenir une atmosphère dense. L'effet de serre aurait permis la stabilité de l'eau sur la surface. Mais après la disparition du bouclier magnétique, très tôt, l'atmosphère martienne a commencé à s'évaporer par interaction avec le vent solaire et ceci a nettement accéléré la déperdition. Aujourd'hui la pression atmosphérique est très basse, moins du centième de l'atmosphère terrestre. A cette pression l'eau n'existe que sous 2 états: solide et gazeux. Mais quelques structures de réseaux fluviaux (ci-dessus), visibles çà et là sur la surface de Mars, suggèrent qu'il y a eu quelques périodes où de l'eau liquide a coulé.
Une des pistes pour savoir s'il y avait un océan après le premier milliard d'années c'est l'analyse des carbonates. C'est le rôle de l'analyseur infrarouge OMEGA. Pour l'instant l'équipe OMEGA n'a rien trouvé. Peut-être qu'il n'y avait pas d'océan, il y a 3 milliards d'années. Ou, s' il y en avait un, les roches qui ont été laissées, sont recouvertes par autre chose. Ceci ne signifie pas qu'il n'y a pas eu d'eau. Il y a de la glace d'eau dans les calottes polaires et les scientifiques européens pensent que nous voyons l'accumulation de la glace des tropiques et de l'équateur. Par exemple, il y a de la glace d'eau déposée sur les hautes montagnes à l'équateur, tout comme le sommet enneigé du Kilimandjaro. Le transfert de la glace des pôles vers l'équateur semble s'être produit en 5 millions d'années. Il y avait un réservoir de glace sur Olympus Mons tout comme sur Elysium Mons. Les photos font bien apparaître des fontes gigantesques. Ci-contre, Olympus Mons avec, à sa base, une des traces de cette fonte.
Les chercheurs européens pensent avoir trouvé la preuve d'une
activité volcanique récente. Ainsi 2 découvertes majeures, un
volcanisme récent et de la glace d'eau récente, signifient qu'il y a
eu quelques périodes où la glace a fondu, non seulement sur la surface, mais également dans
le sous-sol. Cette fonte en sous-sol a pu remodeler la surface et
réduire l' altitude.
Les
chercheurs pensent avoir trouvé un endroit où, il y a 5 millions d'années, une partie de cette
fonte s'est déposée comme un miroir très plat. Les images stéréo en
3D montrent que cette mer congelée est extrêmement plate, une pente de seulement
0,005 degrés. C'est plus plat qu'une table. Les
chercheurs fondent de grands espoirs sur le radar MARSIS, dont
l'utilisation a débuté (mai 2005). Il a la capacité d'étudier sous la surface
jusqu'à plusieurs centaines de mètres, mais ne peut pas étudier le
sous-sol, proche de la surface.
A la suite des observations de Mars Express, le magazine New Scientist relate qu'un océan gelé existerait dans le sous-sol de Mars. Des images en haute résolution de plaques aux pôles montreraient des similitudes avec celles existant aux pôles terrestres. Selon le magazine, elles indiqueraient la première découverte d'une vaste étendue d'eau sous les banquises martiennes. Les chercheurs de l'Université Ouverte de Grande Bretagne, conduite par John Murray estiment les dimensions à 800 x 900 km sur 45 m de profondeur moyenne. Ils estiment l'âge moyen des plaques à 5 millions d'années. Aujourd'hui, les plaques ne sont pas marquées par la glace qui a complètement disparue. Puisque l'emplacement des plaques près de l'équateur signifie que la lumière solaire aurait fait fondre n'importe quelle glace se trouvant à cet endroit, l'équipe a proposé qu'une couche de cendre volcanique, peut-être de quelques centimètres d'épaisseur, ait pu protéger les structures. Pour Michael Carr expert en eau martienne à l'USGS (US Geological Survey ) à Menlo Perk, mais qui ne fait pas partie de l'équipe, cette hypothèse est plausible. La glace serait toujours là, dans le sous-sol. Il y a de nombreuses preuves pour une présence passée de l'eau sur Mars bien qu'aujourd'hui la planète semble relativement sèche avec de la glace confinée aux pôles. Cette découverte a été présentée le 18 février 2005, à Noordwijk en Hollande, lors de la conférence organisé par l'ESA sur les résultats actuels.
Dans leur article les chercheurs ont retracé l'histoire possible du sous-sol de Mars. D'énormes quantités de glace flottèrent sur de l'eau et furent recouvertes, plus tard, de cendres volcaniques, laissant des paquets de glace sale lorsque l'eau disparue. Si cette hypothèse est vraie, ces zones seront les premières candidates pour la recherche d'un site d'atterrissage dans la quête d'une vie hypothétique. La surface aurait été récurée par un fluide, probablement l'eau, au nord-ouest d'Elysium Mons Pour François Costard du Laboratoire de Géodynamique de la Terre à Orsay, les réseaux de vallées se sont formés il y a plus de 3,8 milliards d'années. Elles furent creusées par des fleuves alimentés par des précipitations ou sapées par des eaux souterraines. L'eau liquide devrait avoir été présente pendant une longue période sur la surface pour les former. De ce fait, la température et la pression atmosphérique devraient avoir été supérieures à celles d'aujourd'hui. Le fait qu'il y a eu des endroits chauds et humides sous la surface de Mars avant que la vie ait commencé sur Terre et que certaines cellules seraient peut-être toujours là, signifierait qu'il y aurait une possibilité que des micro-organismes primitifs survivent sur Mars aujourd'hui. Cette mission a changé beaucoup de mes vieux préjugés sur Mars - maintenant nous devons y aller et le vérifier tout cela, a déclaré le Dr Murray du département des sciences de la Terre à l'Université Ouverte de Grande Bretagne.
L'eau qui a formé l'océan, semble avoir pris naissance sous la surface de Mars et avoir jailli à partir d'une série de failles connues sous le nom de Cerberus Fossae, d'où elle s'écoula dans une inondation catastrophique et couvrit une vaste zone de 800 X 900 km, il y a environ 5 millions d'années. Au début, la profondeur devait être de 45 m environ, le faisant ressembler à la Mer Nord. C'est la banquise qui forma sur la surface de la mer. Le jeune âge de cette structure a causé beaucoup d'excitation parmi des scientifiques. Bien que formé au moment où les singes devenaient hominidés et évoluaient sur Terre, c'est très jeune en termes géologiques et cela suggère que de vastes inondations, qui se sont produites sous la surface de Mars, sont toujours présentes. La présence de l'eau liquide sur des milliards d'années, même proche de la surface, reste un habitat possible pour une vie primitive qui aurait pu survivre jusqu'à nos jours. A coup sûr cela en fera un site probable pour la recherche de la vie. L'équipe qui a entreprit cette étude est composée du Dr Murray, Jan-Peter Muller (University College London), Gerhard Neukum (Université libre à Berlin) avec une équipe internationale de scientifiques qui travaille sur les images. Mars Express est la première mission spatiale de l'Europe sur une autre planète. La sonde, mise sur orbite avec succès le jour de Noël 2003, a pris une grande quantité d'images à haute résolution depuis janvier 2004, sur une orbite à 270 km de la surface, montrant des détails de 10 m. Ci-dessous les 2 balafres Cerberus Fossae, qui coupent la surface de Mars, et s'étendent sur des milliers de kilomètres.
Cette vision au-dessus de Cerberus Fossae apparaîtrait ainsi à un observateur placé à 2 000 km. Ici nous voyons une partie de la mosaïque élaborée à partir de 104 images prises par l'Orbiter Viking 1, le 11 février 1980. A cette période c'était le début de l'été boréal. L'image est couverte par fin film de nuages de CO2 , ce qui lui donne un pâle aspect. Dans le coin supérieur gauche nous voyons la région baptisée Cerberus. Au sud-est du centre, le volcan Tettit est bien visible dont la traînée, orientée vers le sud-ouest, coupe Cerberus Fossae.
http://www.universetoday.com/am/uploads/2005-0222mars-lg.jpg http://www.astronomy.com/asy/objects/images/cerfoss_400.jpg http://sci.esa.int/science-e-media/img/32/water_02l.jpg http://www3.open.ac.uk/events/9/2005222_52769_nr.doc
Les inondations catastrophiques qui ont formé des canaux visibles à l'heure actuelle sur Mars, pourraient avoir été le résultat d'impacts météoritiques qui ont frappé la Planète Rouge au début de son histoire. Ceux qui avançaient que des impacteurs ont pu, à plusieurs reprises, causer de violentes éruptions d' eaux souterraines pourraient avoir vu juste.
Ce point de vue provient de Chi-yuen Wang, Michael Manga
et Alex Wong du département des Sciences terrestre et planétaire
à l'université Sur Terre, les chercheurs notent que les grands tremblements de Terre transforment généralement des sols gorgés d'eau avec accroissement des torrents. Et quand les sols saturés perdent leur résistance au cisaillement, ils deviennent comme un fluide et sont éjectés vers la surface, causant une propagation latérale et une rupture des fondations qui soutiennent des bâtiments.
Les grosses météorites qui ont bombardé Mars peu de temps après sa
naissance ont formé une épaisse couche de poussière, de régolite et
d'éjecta. Etant donné la perspective que de grandes quantités d'eau étaient
présentes, au début sur Mars, une couche aquifère a pu exister,
sur une grande surface, sous des km2 de pergélisol. L'équipe
pointe les impacts qui ont créé des cratères de 100 km de diamètre ou plus,
proposant que ces impacts aient pu causer une sorte de liquéfaction
avec création de torrents. Selon l'étude, la liquéfaction peut libérer
l'eau à de grandes distances du point d'impact. Les enregistrements géologiques sur Mars semblent mieux préservé que sur Terre. Etant donné l'orbite des sondes spatiales autour de Mars, des missions prévues à l'avenir, les chercheurs concluent que c'est juste une question de temps pour en obtenir la preuve géologique. http://seismo.berkeley.edu/~manga/impactflood.pdf http://seismo.berkeley.edu/~manga/paper86.pdf
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La matière en présence d'un champ électrique: http://www.sciences.univ-nantes.fr/physique/perso/blanquet/synophys/23macel/23macel.htm Orag es, cyclones et tempêtes:es, cyclones et tempêtes: http://www.thunderbolts.info/tpod/2005/arch05/050322dustdevils.htmComètes électriques: http://www.thunderbolts.info/tpod/2004/arch/041229predictions-comets.htm Tempêtes électriques: http://www.holoscience.com/news.php?article=zg70y10m Voir aussi pour survivre ou
les risques sur la Lune et sur Mars: Météo martienne: http://www.msss.com/mars_images/moc/weather_reports/ Caltech: http://www.caltech.edu/ Malin Space Sciences Systems: http://www.msss.com Nasa: http://www.nasa.gov Cmex ou tout sur Mars: http://cmex-www.arc.nasa.gov/CMEX/index.html
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Les calottes glaciaires des pôles martiens
sont dissemblables. La calotte du pôle nord est beaucoup plus grande (la taille du Groenland)
et est constituée principalement de glace d'eau. Le pôle sud, cependant, est
étrange. La calotte australe se
compose la plupart du temps de neige carbonique (gaz carbonique à
l'état solide) ou glace sèche - qui est le composant principal de l'atmosphère de
Mars. La calotte glaciaire australe est beaucoup plus petite, environ
1/10e de la taille de celle du pôle nord, et elle est excentrée
par rapport au pôle géographique (axe de rotation). A
gauche, vu de l'hémisphère occidental par Hubble, nous remarquons l'excentricité de la calotte
polaire australe, ainsi que le bassin Hellas, au-dessus et à
droite.
