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Mars8 - Magnétisme, météorites et eau Le magnétisme de Mars est un mystère, tandis que la météorite fut une surprise. Quant à l'eau, elle reste le but essentiel des futures missions
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Un nouveau regard sur les
anciens cratères martiens, en trouve cinq qui sont alignés le long d'un arc qui fait partie d'un cercle géant autour de
la planète. Le cercle pourrait avoir été l'ancien équateur. Les cratères pourraient
tous avoir été formés quand un astéroïde géant se serait fracturé, ses fragments
se dispersant sur la planète à différents instants et dans
différents endroits autour de l'équateur d'alors, indique Jafar Arkani-Hamed
de l'université de McGill à Montréal. Si l'analyse est exacte, elle a
une implication sur la présence de l' eau sous la surface martienne,
aujourd'hui. Il semble
qu'autrefois Mars était plus chaude et plus humide, tout au moins selon
plusieurs indices. Les scientifiques spéculent sur le fait qu'une grande partie de l'eau
s'est évaporée dans l'espace et est restée dans le sous-sol. Les 5 bassins
identifiés sont Argyre, Hellas, Isidis, Thaumasia et Utopia. Il est
possible qu'ils furent déjà formés avant la naissance du dôme
Tharsis. Les calculs de Arkani-Hamed
montre qu'ils pourraient avoir été formés par les fragments d'un
astéroïde en orbite solaire.
Alors que l'eau diminuait en surface, les calottes polaires sont restées la source principale de l'eau qui a très probablement pénétrée dans des strates plus profondes comme pergélisol, à l'origine d'un réservoir important d'eaux souterraines. En contrepartie: les futures missions recherchant l'eau souterraine, et toute forme de vie possible qui pourrait y avoir existé, pourraient être stériles à l'équateur martien actuel, où l'eau d'autrefois pourrait néanmoins être présente. Cette idée vient d'être présentée dans l'édition de ce mois-ci (mai 2005) du Journal de la Recherche Géophysique (Journal of Geophysical Research)
Il y a quatre milliards d'années existait sur Mars un champ magnétique probablement similaire à celui de la Terre. Aujourd'hui, il n'en reste qu'une trace fossile. Les roches, grâce à des minéraux (magnétite entre autres) dotés de propriétés magnétiques, ont emprisonné en leur sein le champ magnétique qui prévalait à l'époque de leur formation. L'exploration récente du Système solaire a révélé la présence d'une structure cristalline magnétique complexe sur Mars. La carte, établie en 1997 d'après les mesures de la sonde américaine Mars Global Surveyor, montre que les champs magnétiques fossiles sont localisés dans certaines régions de la croûte martienne et sont très contrastés Ainsi, il existe une forte aimantation de la croûte martienne sud. Dans ce même hémisphère, une zone non aimantée entoure les deux bassins de l'Argyre et du Hellas, deux cratères d'impact géant. La dichotomie Nord-Sud du magnétisme peut être interprétée par l'arrêt de la dynamo martienne avant la formation de la jeune croûte (qui est aussi la plus fine) au Nord, comme l'illustre le dôme du Tharsis. D'autre part, il n'y a pas de différence apparente dans la plus vieille croûte, sur les terres profondément cratérisées du Noachian (il y a 4 milliards d'années) au Sud, entre la croûte magnétisée et celle qui ne lest pas. Est-ce en raison de l'influence de la proximité des bassins géants d'impact Hellas et Argyre, si ces impacts sont intervenus après l'arrêt de la dynamo? Dans ce cas, quel mécanisme peut démagnétiser la croûte à des distances de plusieurs rayons des cratères? Ce mécanisme ne peut être thermique, car le réchauffement induit par l'impact est trop limité à une telle distance ; il doit être lié à la pression.
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Source: http://www.insu.cnrs.fr/web/article/art.php?art=1419
Tout comme pour Mars, l'intensité du champ magnétique observée à 300 mètres au-dessus du cratère d'impact de Vredefort est plus faible que la moyenne du champ magnétique environnant. Pourtant, les chercheurs montrent que les roches de ce cratère possèdent des intensités magnétiques bien plus fortes que des roches de composition équivalentes. Ils ont également observé que les directions paléomagnétiques de ces roches fortement aimantées sont orientées aléatoirement, avec des directions changeantes à des échelles centimétriques. Durant l'impact, il y a 2 milliards d'années, des cristaux de magnétite ont cristallisé, ce sont eux qui contribuent à la rémanence magnétique dont les propriétés (l'orientation aléatoire et l'intensification) sont reliées à l'événement même de l'impact. L'orientation aléatoire et l'intensification du moment magnétique dans les roches choquées est attribué au champ magnétique chaotique généré pendant les premières secondes de l'impact. Les roches en gardent la mémoire. Une fois additionnés au-dessus du cratère dans son entier, les vecteurs magnétiques forts et orientés aléatoirement s'annulent, si bien que vu à haute altitude, le champ magnétique apparaît bien plus faible que celui des terrains avoisinants. Les chercheurs proposent qu'il en va de même pour les cratères géants de Mars. Ce résultat signifie que les anomalies magnétiques des cratères de météorites ne peuvent pas être utilisées comme preuve de l'absence d'un champ magnétique interne d'une planète à l'époque de l'impact. Le bombardement météoritique de Mars date d'il y a environ 3,5 à 4 milliards d'années. http://www.insu.cnrs.fr/web/article/art.php?art=1419
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En 1996, la question de la vie sur Mars a été relancé par l'analyse de la météorite ALH84001, retrouvée sur Terre dans l'Antarctique, sur la base de Allan Hills, le 27 décembre 1984 (été austral). C'est la pierre la plus célèbre du monde. Sa renommée vient des déclarations de la Nasa, qui a identifié, par l'intermédiaire de ses chercheurs, des traces de vie fossile, des carbonates qui auraient synthétisés de la magnétite nécessaire à l'orientation en présence d'un champ magnétique. Pour certain, le champ magnétique martien n'existant pas, cette présence ne prouve pas une origine de microfossile. Or, Mars Global Surveyor a trouvé un champ magnétique faible ( 400 nanoteslas à certains endroits, 1,3% du champ terrestre) mais signifiant qu'autrefois, il devait être puissant. D'une masse de 1 940 g (c'est le gramme le plus cher du monde) l'analyse chimique indique qu'il s'agit d'un fragment de la croûte martienne (analyse isotopique identique à celle de l'atmosphère de Mars O17/O18) qui aurait été éjecté par l'impact d'une grosse météorite, il y a 15 millions d'années. ALH84001 serait tombée sur Terre, il y a peut-être 13 000 ans. Tout ceci est pratiquement certain. ALH84001 appartient chimiquement à la classe des SNC, dénommées ainsi en l'honneur des 3 premiers membres de cette famille: Shergotty, Nakhla et Chassigny (Haute-Marne). Elle est le 10e membre de cette classe. Les techniques de datation lui assigne un âge honorable de 4 à 4,5 milliards d'années. C'est une roche magmatique composée de pyroxène. Outre le pyroxène, qui est étrangement riche en calcium, elle contient un verre de feldspath riche en sodium et surtout des globules de carbonates, minéral extrêmement rare. Il y a aussi quelques grains de chromite (oxyde de fer et chrome). Dans les chromites d'ALH84001, il y a 3 atomes d'oxygène pour 2 atomes de fer, ce qui est typique des météorites martiennes. C'est la présence de carbonate qui fit la renommée de cette roche. Les carbonates sont des minéraux bien particuliers constitués de carbone associé à des métaux comme le calcium, le fer et le magnésium. Le carbonate de calcium abonde sur Terre. Les carbonates se forment principalement sous l'eau; l'eau de mer contient du gaz carbonique dissous, ainsi qu'une grande quantité d'ions métalliques. Lorsque l'eau de mer s'évapore la concentration de ces éléments augmente jusqu'à ce qu'ils se combinent pour former des sels et autres précipités solides, lesquels tombent au fond de l'eau. Les premiers sédiments à précipiter de la sorte sont les carbonates, suivis des sulfates et ensuite des chlorures (notamment le chlorure de sodium qui n'est autre que le sel de cuisine). Tous ces dépôts s'appellent des évaporites.
Aujourd'hui, les partisans n'ont pas réussi à convaincre les sceptiques. Les partisans sont convaincus d'être en présence d'un morceau de vie martienne et les sceptiques parlent d'une pollution terrestre soit sur le terrain, soit par les moyens de mesure. L'image ci-dessus montre ces formes, vues avec un microscope à balayage. Certains scientifiques prétendent que les structures observées constitueraient des vestiges d'une forme de vie martienne primitive qui se serait développée il y a 3,5 milliards d'années, à l'époque où les chercheurs pensent que l'eau coulé sur Mars. Les bactéries appartiennent aux organismes procaryotes dont les cellules dépourvues de noyau ne contiennent pas, en général, d'organites (structures internes pour des fonctions spécifiques). Cependant, les bactéries magnétotactiques possèdent toutes une structure intracellulaire unique : les magnétosomes. Ils constituent des cristaux minéraux magnétiques enfermés dans des biomembranes, placés les uns à la suite des autres pour former une ou plusieurs chaînes. Chaque cristal, de 40 à 150 nm de longueur, peut être composé soit de magnétite (Fe3O4) soit de greigite (Fe3S4) et possède un domaine magnétique unique. Chaque espèce de bactérie magnétotactique possède des magnétosomes composés de cristaux identiques en taille, en forme et en composition chimique. Aussi parfaits qu'uniques, ces cristaux semblent réservés au monde vivant. L'observation de structures similaires dans la météorite martienne ALH84001 constituerait, pour les partisans, un indice en faveur de l'existence d'une éventuelle "vie extra-terrestre". Mais à la lecture de l'excellent livre "la vie sur Mars" de Charles Frankel (voir bibliographie), on se rend compte que le débat n'est pas clos. La controverse sur les carbonates ne permet pas de trancher. Les défenseurs de la vie fossile et les détracteurs, semblent avoir raison. Mais comme le dit Charles Frankel à la page 180: " La science est un mode de pensée qui repose sur la critique, c'est ce qui fait sa force. Lorsqu'une hypothèse est avancée, les scientifiques n'acceptent sa validité, que tant qu'elle n'a pas été rejetée par des observations contradictoires. Ce mode de travail est efficace, car il est plus facile de prouver qu'une assertion est fausse plutôt que son contraire." Or, pour l'instant la vérité est dans les 2 camps. Pourtant la découverte récente d'une météorite montre que sur quelques siècles de séjour sur notre planète, la pollution est possible. Ce qui fait dire qu'à plus forte raison, elle doit l'être sur 13 000 ans.Il faudra attendre des retours d'échantillons valables pour trancher sur ce débat qui opposent partisans et adversaires de la vie, si c'est le cas, trouvée dans ALH84001. http://www.crmcn.univ-mrs.fr/seminr/automatique/2005/03/2005083_jeudi_24_mars.html Voici quelques sites proposés par Charles Frankel: Explications sur les résultats
La température moyenne à l'équateur est de -56°C. Pendant longtemps les scientifiques ont pensé que la température avait été, par le passé, suffisante pour que l'eau existe sur la surface avec une possibilité d'émergence de la vie. Mais une nouvelle étude menée par les scientifiques du MIT (Massachusetts Institut of Technology) et du Caltech (California Institute of Technology) va à l'encontre de cette idée. Dans l'édition de Science du 22 juillet 2005, Benjamin Weiss, professeur assistant au MIT et David Shuster, licencié au Caltech relate dans leur article sur les météorites martiennes, qu'elles démontrent qu'au moins plusieurs roches qui se trouvaient à la surface ont été gelées pendant 4 milliards d'années. En fait, les indices semblent suggérer que pendant ces 4 milliards d'années, Mars n'a jamais été suffisamment chaude pour que l'eau liquide circule sur la surface pendant des périodes prolongées. Mars donc n'a probablement jamais eu un environnement hospitalier à l'évolution de la vie -- à moins que la vie ait commencé pendant les 500 premiers millions d'années de son existence, quand la planète était probablement plus chaude. Cette étude est basée sur 2 des 7 météorites "nakhlite" les plus connues (baptisées selon le lieu où fut trouvée la première météorite de cette catégorie: El Nakhla) et la célèbre ALH84001 dont certains scientifiques pensent qu'elle montre des signes évidents d'une ancienne activité microbiologique. En utilisant des techniques géochimiques, Shuster et Weiss ont reconstruit l'histoire thermique de chaque météorite pour estimer la température moyenne maximale à long terme auxquelles elles furent soumises. Les 2 chercheurs ont cherché sur 2 voies. D'abord, ils ont évalué ce que les météorites pouvaient avoir éprouvé lors de l'éjection de Mars il y a 11 à 15 million d'années, afin de fixer la limite supérieure de température du plus mauvais cas, en cas de choc thermique. Ils en conclurent
que AHL84001 ne pouvait pas avoir été chauffé à plus de 350°C au cours des
15 derniers millions d'années. Les nakhlites, lesquelles furent légèrement
endommagées, n'ont sûrement pas dépassé le point d'ébullition de l'eau,
pendant leur éjection, il y a 11 millions d'années. Le potassium (K40 - 19 protons et 21 neutrons), que l'on trouve à l'état de traces dans le potassium naturel, est responsable de plus de la moitié de la radioactivité du corps humain. Avec l'uranium et le thorium, le potassium contribue à la radioactivité naturelle des roches et à la chaleur de la Terre. Le potassium possède la particularité de se désintégrer en deux noyaux différents : dans 89 % des cas en calcium (Ca40 - 20 protons et 20 neutrons) et dans 11 % des cas en argon (Ar40 - 18 protons et 22 neutrons) . La très lente désintégration du potassium en argon est précieuse pour dater des roches comme des laves dont l'âge se situe entre le million et 1 milliard d'années. La désintégration du potassium en argon produit un atome de gaz, qui est retenu dans le réseau cristallin d'une lave. Il peut s'en échapper quand la lave est encore liquide. Au moment où la roche se solidifie, elle contient une certaine quantité de potassium mais pas d'argon. Lors d'une désintégration, l'atome gazeux d'argon reste prisonnier dans le réseau cristallin auquel appartenait le potassium. L'argon s'accumule très lentement. Pour déterminer l'âge de la lave, on mesure la quantité d'argon accumulé depuis qu'elle s'est solidifiée. Cependant, l'argon est également connu pour s'évader des roches à un taux dépendant de la température. Ceci signifie que si on mesure l'argon restant dans les roches, une corrélation peut être faite sur la chaleur maximale à laquelle la roche a été soumise, depuis l'apparition de cet argon. Plus la roche fut froide, plus l'argon sera présent. L'analyse de Shuster et de Weiss a permis de constater que seulement une minuscule fraction de l'argon, qui a été produite à l'origine dans les échantillons de météorite, a été perdue au cours du temps. " La faible quantité d'argon perdue, qui a apparemment prit place dans ces météorites, est remarquable. Quoique nous fassions, ces roches ont été froides pendant un temps très long, " a déclaré Shuster. Leurs calculs suggèrent que la surface de Mars fut dans un gel permanent au cours des 4 derniers milliards d'années. L'histoire de nos 2 planètes est vraiment différente. Sur Terre, nous ne pouvons pas trouver une simple roche qui fut au-dessous de la température de son environnement pendant un temps très long. La météorite ALH84001, en fait, ne pouvait pas avoir été au-dessus du zéro plus d'un million d'années au cours des derniers 3,5 milliards d'années de son histoire. Cela ne signifie pas qu'il n'y avait pas de poches d'eau d'isolées aux printemps géothermiques, pendant de longues périodes, mais suggère à la place qu'il n'y a pas eu de grandes étendues d'eau indépendantes pendant 4 milliards d'années. Les résultats semblent impliquer que les
structures de surface, indiquant la présence et l'écoulement de l'eau liquide,
se formèrent sur des périodes de temps relativement courtes. Pour ceux que la radioactivité intéresse: http://www.laradioactivite.com/pages/00_phenomene/02_potassium.htm
Joseph Kirschvink et ses
collègues du Caltech (California Institute of Technology) ont
décidé de mesurer les propriétés magnétiques d'un très petit
échantillon de la météorite ALH84001 où des cristaux de
pyroxène ont été rompus. Bien que leur échantillon ait une masse
de 0,02 g, ils ont pu séparer les grains et mesurer la force et la
Le point important pour comprendre la température de formation des carbonates est qu'ils remplissent les espaces entre les fragments de pyroxène, ainsi ils ont été déposés après la fragmentation. Le plus important, si les carbonates étaient venus du chaud, au-dessus du point de curie du sulfure de fer, alors la magnétisation originale aurait été effacée, et les minerais auraient enregistré le champ magnétique lorsqu'ils se sont refroidis, et ils tous auraient été alignés dans la même direction. Puisqu'ils sont alignés dans des directions différentes, les carbonates n'ont pas atteint la température de 325° qui est le point de Curie du FeS. C'est beaucoup trop chaud pour que la vie puisse exister, mais c'est une limite supérieure sur la façon dont la roche pourrait avoir été chauffée, la température étant susceptible d'être beaucoup plus basse. L'analyse détaillée de leurs données mènent Kirschvink et ses collègues à conclure que les grains magnétiques n'ont pas été chauffés au-dessus de 110°C, dans la gamme de température où la vie peut exister. Ils soupçonnent que d'autres mesures puissent suggérer une température aussi basse que 40°C.
Les mesures magnétiques du Caltech démontrent l'importance de ALH84001 au-delà de la question de la vie sur Mars. Les lignes de force mesuré par Kirschvink et ses collègues sont étonnamment élevées évoquant que le champ magnétique martien devait être, il y a 4 à 4,5 milliards d'années, approximativement égal au champ magnétique terrestre actuel. Cela signifie qu'il est probable que Mars ait eu un noyau liquide et métallique très tôt dans son histoire (ou au moins électriquement conducteur). Et parce que les plus jeunes météorites SNC sont faiblement magnétisées, le champ magnétique s'atténuant avec le temps, peut-être à cause de la cristallisation du noyau. Il est possible qu'en raison de sa petite taille, le noyau de la planète Mars fut modérément chaud (2 000°K contre 6 000°K pour la Terre) l'empêchant de rester liquide suffisamment longtemps afin d'entretenir la dynamo jusqu'à aujourd'hui. Il
faut beaucoup plus de mesures avant d'obtenir un schéma précis sur
l'évolution du noyau martien, afin de connaître le champ magnétique
avec certitude, mais ce premier aperçu est encourageant. http://www.psrd.hawaii.edu/May97/LowTempCarb.html http://www.psrd.hawaii.edu/May97/ShockedCarb.html
Au-dessus de Mars, la pression atmosphérique diminue de moitié chaque fois que l'on s'élève de 12 km contre 5 km sur Terre. C'est dire que l'atmosphère est très étirée. Elle devient plus dense au fur et à mesure que l'on s'élève, sa densité étant comparable à celle de la Terre à 60 000 m, tandis qu'à 120 km, elle est 10 fois plus dense que celle de la Terre. Une conséquence de cette dilatation est la faible décélération subie par un objet en provenance de l'espace, qui pénètrent dans l'atmosphère martienne: 20 g contre 400 g pour la Terre. Cela à une conséquence sur la chute des météorites qui tombent sur Mars sans connaître le processus de décélération destructive. Au-dessus de Mars, la pression atmosphérique diminue de moitié chaque fois que l'on s'élève de 12 km contre 5 km sur Terre. C'est dire que l'atmosphère est très étirée. Elle devient plus dense au fur et à mesure que l'on s'élève, sa densité étant comparable à celle de la Terre à 60 000 m, tandis qu'à 120 km, elle est 10 fois plus dense que celle de la Terre. Une conséquence de cette dilatation est la faible décélération subie par un objet en provenance de l'espace, qui pénètrent dans l'atmosphère martienne: 20 g contre 400 g pour la Terre. Cela à une conséquence sur la chute des météorites qui tombent sur Mars sans connaître le processus de décélération destructive. Au-dessus de Mars, la pression atmosphérique diminue de moitié chaque fois que l'on s'élève de 12 km contre 5 km sur Terre. C'est dire que l'atmosphère est très étirée. Elle devient plus dense au fur et à mesure que l'on s'élève, sa densité étant comparable à celle de la Terre à 60 000 m, tandis qu'à 120 km, elle est 10 fois plus dense que celle de la Terre. Une conséquence de cette dilatation est la faible décélération subie par un objet en provenance de l'espace, qui pénètrent dans l'atmosphère martienne: 20 g contre 400 g pour la Terre. Cela à une conséquence sur la chute des météorites qui tombent sur Mars sans connaître le processus de décélération destructive.
Opportunity a trouvé une météorite métallique, c'est la première
météorite de ce type, jamais identifiée sur une autre planète.
Cet objet plein de trous, de la taille d'un ballon de basket, n'a
jamais été recuit par la traversée d'une atmosphère. Il contient
du fer et du nickel. Les
spectromètres Mössbauer et X, du rover, ont confirmé
la nature de la météorite au cours du week-end dernier.
Seule, une très petite fraction de ce type de météorite est trouvée
sur Terre. Les autres sont constituées de roche. Comme exemple, les
chercheurs citent la météorite qui forma Meteor Crater en Arizona,
dont la composition est similaire. Le Dr Steve Squyres de
l'université Cornell, principal responsable des instruments
scientifiques des rover a déclaré que c'est une des plus grandes
surprises à laquelle il ne s'attendait pas. La météorite baptisée "Heat Shield Rock" est située à proximité des débris du bouclier thermique de Opportunity, sur la surface de Meridiani Planum, une plaine plate, cratérisée, qui est le refuge du rover depuis son atterrissage, il y a déjà un an. Squyres ajouta que jamais il n'avait songé à étudier une telle roche sur Mars. Il était inimaginable qu'une météorite métallique, provenant du manteau d'un planétoïde en formation, capable de différencier le métal et la roche, puisse, un jour, être étudiée sur une planète autre que la Terre. C'est une chance incroyable, surtout qu'elle n'a pas été polluée.
Maintenant, les scientifiques du rover se demandent si certaines roches, aperçues par Opportunity sur la surface, sont bien des météorites rocheuses. Normalement, la planète Mars devrait avoir été percutée par beaucoup plus de météorites rocheuses que métalliques. Pour Squyres, beaucoup de "galets" furent aperçus sur la plaine, augmentant les possibilités que certains soient des météorites. Les semaines à venir vont être mises à profit pour en savoir plus sur ces objets. Le but n'est pas de connaître les météorites, il y en a suffisamment sur Terre, mais d'en apprendre plus sur Meridiani Planum. La quantité est déjà une information sur la manière dont s'érode la plaine ou bien si elle est en train de se constituer. L'étude des météorites fait partie des plans scientifiques vitaux de la Nasa et leurs découvertes sur Mars ouvrent de nouvelles possibilités qui incitent à utiliser des robots pour effectuer ce travail. Spirit et Opportunity en montre un exemple éclatant. Avec les missions de retour d'échantillons, ce sera une nouvelle orientation des recherches complémentaires. Opportunity et Spirit ont rempli largement leur contrat. Les missions furent étendues de trimestre en trimestre compte tenu de l'excellent état dans lequel ils se trouvent. C'est nettement plus que ce que le trimestre contractuel prévu. C'est ainsi, qu' à peu de frais, sinon le maintien en place du personnel scientifique, une mission supplémentaire a pu être envisagée, pour arriver à une année d'activité sur le sol martien. Les chercheurs ont ainsi trouvé assez d'éléments pour penser que Mars a eu un passé humide, il y a très longtemps et que les conditions ont peut-être été favorables à l'apparition des premières molécules du vivant. Opportunity en route vers le cratère Victoria avait parcouru 5 350 mètres au sol 446 (26 avril 2005). Mais au sol 463 les pilotes luttaient toujours contre un problème bien connu des pilotes du Dakar: l'enlisement dans la région "Etched Terrain". Cela dura jusqu'au 5 juin 2005, où il sortit enfin du piège.
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Quant à Spirit au sol 484, il totalise au compteur 4 310 mètres. Il progresse lentement, au sommet de Husband Hills, à l'intérieur du cratère Gusev. Nous le voyons ci-dessous en train d'étudier un affleurement rocheux.
http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/mer-011905.html |
Mars est aujourd'hui un désert froid et sec mais les satellites et les rovers ont trouvé que par le passé, il y a 3,5 milliards d'années, le climat était chaud et humide et il est possible que les conditions furent favorables à l'installation de la vie.
Les géologues du Smithsonian
National Air and Space Museum's Center for Earth and Planetary Studies
ont découvert 21 chenaux dans des vallées martiennes, qui
accréditent une nouvelle fois un climat passé favorable.
Les chercheurs ont déterminé que les fleuves
martiens étaient à peu près de la même taille que leurs homologues
terrestres, suggérant des quantités de ruissellement semblables lors des orages
ou du fonte des neiges rapides. Les résultats apparaîtront dans l'édition
de juin 2005 du mensuel Geology.
Avant
la découverte des canaux, les scientifiques ne pouvaient
pas déterminer la quantité d'eau qui avait traversé ces vallées.
L'auteur
de l'article, Ross Irwin, géologue
au musée, explique: " nous avons pensé qu'il a probablement plu ou
neigé, au début et pendant un certain temps, sur Mars, mais jusqu'à ce que nous
ayons trouvé des chenaux fluviaux nous n'avions aucune idée sur le
fait de savoir si ce fut de la bruine ou des orages ".
De
grandes inondations périodiques découpent des chenaux plus larges, ainsi en mesurant la largeur d'un
chenal, les géologues peuvent estimer la taille de l'inondation qui l'a
creusé.
Pour expliquer la largeur des canaux
martiens, quelques bassins hydrographiques ont probablement reçu 20 mm ou plus de pluie par jour pendant
les orages ou plus de 250 mm de neige fondue lors de journées particulièrement
chaudes.
De plus grands
bassins ont provoqué de plus grands chenaux, comme cela se produit sur
Terre. Même en restant prudent dans l'estimation de la quantité d'eau
véhiculée par les fleuves, cela concorde toujours avec leurs contreparties
terrestres en volume d'eau par seconde au cours de ces
anciens épisodes de ruissellement.
Auparavant, seulement huit chenaux avaient été trouvés dans des vallées
martiennes, deux de ces derniers par Irwin et Howard en 2002. Les nouvelles découvertes ont été faites en utilisant
la caméra THEMIS (Thermal
Emission
Durant 3,5 milliards d'années, depuis que l'eau
s'est écoulée dans ces chenaux, le fond des vallées fut en partie
comblé par le sable soufflé par le vent et les débris d'impacts météoritiques, ainsi
le fond des chenaux fut seulement en partie exposé.
Pour Irwin les chenaux martiens ne semblent pas avoir été actifs presque aussi
longtemps que les fleuves terrestres. S' il
La découverte d’une vaste région martienne riche en olivine renforce les arguments de
ceux qui ne pensent pas que l’eau ait un jour coulé en abondance à la
surface de Mars. Or l’olivine est un silicate de fer et de magnésium de
couleur verte, qui se dégrade en présence d’eau.
En utilisant des nouvelles données infrarouges en haute résolution de la sonde Mars Odyssey, Victoria Hamilton de l'université de Manoa à Hawaï et Philip Christensen de l'université d'état d'Arizona ont conclu qu'une région connue pour contenir des roches riches d'un minéral commun aux roches éruptives l' olivine (Mg,Fe)2SiO4 (Volume molaire: 43,67 cm3/mol voir la structure), est actuellement 4 fois plus grande que les estimations précédentes. Sur Terre l' olivine se trouve dans les nodules de péridotites remontés par les volcans. Quand elle est comprimée, elle se transforme en wadsleyite, plus dense, et dont volume molaire est moins élevé.
Le socle en question est adjacent à Syrtis Major. Cette région présente un intérêt pour les scientifiques parce qu'elle se situe dans une région martienne relativement vieille, contenant des quantités significatives d'olivine, un minerai qui peut s'éroder rapidement en présence de l'eau. Ces résultats sont rapportés dans l'édition de juin du journal Geology publié par la Geological Society of America,. Basé sur ses signatures
infrarouges, cette région avait été précédemment identifiée par le spectromètre thermique
de Mars Global Surveyor (MGS TES) (lancé en 1996) comme ayant un enrichissement
en olivine (le composant minéral dominant de plusieurs météorites
martiennes) par rapport aux basaltes typiques de Mars. Dans un article
publié dans la revue Science en 2003, Philip Christensen et ses collègues
soulignaient déjà l’absence de grandes étendues de carbonates, des sédiments
qui auraient témoigné de la présence passée d’océans. Sur Terre, les
carbonates sont très répandus. L'exemple le plus connu n'est autre que le
calcaire, un carbonate de calcium. Evidence for extensive, olivine-rich bedrock on
Mars Hawaii Institute of Geophysics and Planetology http://www.msss.com/moc_gallery/e01_e06/images/E05/E0500782.html
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Intérieur de Mars
Le modèle courant de l'intérieur de Mars
suggère une croûte mince similaire à celle de la Terre, un manteau et un
noyau. La croûte fait environ 80 km d'épaisseur dans l'hémisphère
sud et seulement 35 km dans l'hémisphère nord. L'intérieur de Mars est connu seulement par déduction des données
sur la surface et d'autres valeurs. En utilisant
comme paramètres, la taille du noyau et sa masse alors, la taille du manteau et
sa masse peuvent être
déduits. Cependant, seulement 3 des 4 sont connus et incluent la masse totale
et la taille de Mars ainsi que le moment d'inertie. Masse et taille furent
déterminées précisément à partir des résultats des missions. Le moment
d'inertie fut déterminé à partir des données des Viking et Pathfinder en
mesurant le taux de précession de Mars. Ceci
a pu être réalisé par le tracking Doppler, puisque la présence d'un noyau liquide peut être
discernable par son effet sur le nutation (oscillation de l'axe de rotation).
Or, l'absence d'un champ magnétique global indique que le noyau de Mars
serait probablement solide, mais tout le monde n'est pas d'accord. La détermination du moment
d'inertie est une contrainte importante sur les modèles possibles des
profondeurs martiennes. Si le noyau est très dense (c-à-d complètement
en fer) et le manteau similaire au manteau terrestre (ou similaire aux
météorites SNC
originaires de Mars §
4),
alors le rayon minimum est d'environ 1 300
km. Mais
la densité relativement faible de Mars, comparée aux autres planètes
telluriques, indique que son noyau contient probablement une mixture relativement grande de soufre
et de fer avec du nickel. Cela conduit à un noyau de 2 000 km de rayon.
Une des choses les plus importantes pour tout
savoir sur les planètes est la nature de leurs entrailles parce qu'une grande partie de
l'histoire de leur formation et de leur évolution géologique est enregistrée dans la composition chimique et les
minéraux à l'intérieur des planètes telluriques. Des évaluations de la composition chimique de l'intérieur de Mars
ont été faites sur la base des compositions des météorites martiennes SNC Les expériences de Bertka et de Fei nous donnent une image possible
de l'intérieur de Mars. Dans cette image, le manteau le plus élevé se compose
d'olivine (voir ci-dessus) et de pyroxène, avec un peu de grenat (un silicate comme
l’émeraude ou la topaze) (vert). Ce sont les minéraux assez communs sur
Terre, les autres planètes, la Lune, et des astéroïdes. Cependant, à une profondeur Une difficulté pour obtenir le schéma ci-dessus est une grande incertitude dans le taux auquel la température augmente avec la pression interne. Bertka et Fei ont employé un profil de température qui suppose que le noyau est encore fondu. Différents profils ont été supposés par d'autres scientifiques, qui peuvent conduire à de légères différences dans les profondeurs impliquées auxquelles les changements minéralogiques principaux interviennent. De toutes les structures dans le schéma de Bertka et de Fei, la présence de la couche mince la plus basse du manteau est la plus incertaine. Si le noyau est plus froid que Bertka et Fei le supposent, alors la couche peut ne pas exister. C'est sa présence qui peut affecter la formation des zones éruptives du manteau qui pourraient avoir créé le volcanisme répandu sur Mars. La dynamique de la formation des éruptions dépend de la nature du manteau inférieur, ainsi c'est une interrogation importante à résoudre. http://www.psrd.hawaii.edu/Aug97/InsideMars.html Pour en savoir plus sur la structure interne de Mars: http://www.geokhi.ru/~planetology/theses/81_gudkova_and_zharkov.pdf et aussi: http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00974 Reference: Bertka, Constance M. and Yingwei Fei, 1997, Mineralogy of the
martian interior up to core-mantle boundary pressures. |
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La carte de la rémanence magnétique de Mars est très contrastée.
Dans la zone sud pourtant aimantée, il n'y a plus de trace autour
des deux cratères géants Hellas et Argyre. Les géophysiciens
Pierre Rochette, du CEREGE 1 (CNRS et Université d'Aix Marseille
3) et Lon Hood de l'Université d'Arizona aux Etats-Unis, en
association avec les physiciens Gérard Fillion et Rafik Ballou du
Laboratoire CNRS Louis Néel et Bachir Ouladdiaf de l'Institut
Laue-Langevin à Grenoble, expliquent cette particularité dans la
revue EOS de décembre 2003. Lors de l'impact créant Argyre et
Hellas, les minéraux soumis à de fortes
pressions ont connu un phénomène
physique de transition de phase qui leur a fait perdre leur magnétisme.
Mais pour ALH84001, ce n'est pas au fond de l'eau que ce sont
formés ces carbonates. C'est en effet une roche volcanique qui
s'est cristallisée sous la surface (taille des grains de
pyroxène). Plus tard des cristaux de carbonates se seraient
déposés dans de fines fractures précipités à partir d'eau ou de
carbone. Certains scientifiques pensent que cette incrustation se
serait produite vers 3,5 milliards d'années. A cette époque, un
climat tempéré devait peut-être exister à la surface martienne
avec une atmosphère relativement dense de CO2 et d'eau.
