9 - Relief, tectonique et magnétisme

      Un grand nombre d'informations se rapportant à des phénomènes contemporains indiquent que Mars possède une activité propre. Le relief de Mars a surpris par sa diversité et son gigantisme dont celui des volcans, qui pourraient être endormis. Dans le Système solaire, elle occupe une place à part.

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 La recherche s'incrémentera sur le 2ième mot et ainsi de suite. Essayez avec Mars.  

1. Nouveau Monde

   Depuis la découverte du monde martien par Mariner 4, beaucoup de choses ont changé. Ce monde commence à nous devenir familier surtout depuis janvier 2004 où 2 petites voitures l'ont parcouru sur une distance considérable si nous la comparons aux prévisions.

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   Tout commença le 3 janvier 2004 pour Spirit lorsqu'il se posa à 17h35 heure européenne sur le fond du cratère Gusev dont les coordonnées sont longitude 175,472636° et latitude sud 14,5684°. Gusev est intéressant car il semblerait que l'eau s'y soit trouvée au début de la vie de la planète. Cette eau se serait écoulée vers une zone grande comme le Mexique et le Texas réunis par l'intermédiaire d'une longue vallée, Ma'adim Vallis (flèche blanche). Elle est profonde de 2 100 mètres et coupe profondément les montagnes méridionales qui sont topographiquement au-dessous du cratère Gusev (voir illustration ci-contre). H. Irwin III, G. Franz du National Air and Space Museum (NASM) et d'autres ont publié des preuves que la zone inférieure a été  remplie,  par le passé, avec de l'eau dans plusieurs lacs dont l'ampleur, si c'était sur Terre, se prolongerait à travers le Texas et le Mexique. Les zones inférieures sombres présentes dans l'image de Mars Global Surveyor de cette région furent leur point de départ. Les courbes de niveaux purent être établies grâce aux données de l'altimètre laser MOLA. Ainsi les lacs d'autrefois apparurent par colorisation en bleu du niveau zéro, avec une différence de teinte selon la profondeur, bleu foncé pour le plus profond.   

    Pour Opportunity cela se passa le 25 janvier à 6h05 heure européenne, de l'autre côté du cratère Gusev, sur Meridani Planum dans le petit cratère Eagle de 22 m de diamètre et 10 m de profondeur, avec pour coordonnées longitude 354,4734° et latitude sud 1,9462°. Les scientifiques furent étonnés par les affleurements rocheux qu'ils y ont découverts et par la consistance du sol qui apparaît être constitué d'un mélange de gros grains gris qui s'avérèrent être de l'hématite qui se forment habituellement en présence d'eau et de fins grains rougeâtres. Aux scientifiques de déterminer si l'eau provient d'un océan disparu, de dépôts volcaniques altérés par de l'eau chaude ou bien d'autres conditions environnement ales des débuts.

http://marsrovers.jpl.nasa.gov/gallery/press/opportunity/20040127a/Sol3_glyph-B003R1_br.jpg
Ce panorama 3D montre l'affleurement à une dizaine de mètres du rover Opportunity. Les scientifiques
 pensent que les roches sont soit des dépôts de cendres volcaniques, soit des sédiments fixés par le vent ou l'eau.

2. Gusev ou une française à l'honneur

http://athena.cornell.edu/images/did_you_know/gusev.jpg    Elle commença à s'intéresser à la planète Mars en septembre 1985 lorsqu'elle prépara son master en géologie planétaire qu'elle défendit en juin 1986. Elle étudia 2 grands chenaux. Le premier Dao Vallis et l'autre Ma'adim avec en bout le cratère Gusev qui, pensait-on, a dû  être un lac temporaire. Ensuite elle prépara un doctorat sur l'évolution de l'eau sur Mars. Elle choisit 5 grands chenaux afin de se forger une idée et parmi ceux-ci figurait (ci-contre) Ma'adim Vallis, 600 km et Gusev, à l'extrémité, d'un diamètre de 160 km pour une profondeur d'environ 1 500 m. Sur l'image ci-dessus, Ma'adim se trouve en haut et à gauche de l'image. Les Columbia Hills se situent à l'entrée (flèche).    En 1990, les russes désirent se poser dans le cratère Gusev. Or, personne n'avait travaillé sur celui-ci sauf Nathalie Cabrol. Naturellement, ils firent appel à elle pour en savoir plus, bien qu'elle n'avait pas encore obtenu son doctorat. Elle fut invitée à Moscou en juillet 1990 et présenta, à 25 ans, son travail à l'Académie des Sciences devant un parterre de sommités du monde scientifiques.

Gusev et Ma'adim Vallis

   En décembre 1991, elle défendit sa thèse et fut post-doc à Meudon. Devant les difficultés à pratiquer sa spécialité, elle partit aux Etats-Unis où elle fut invitée par Edmond Grin pour travailler sur le cratère Gusev. Puis, en 1994, le destin est intervenu sous la forme de Chris McKay, un scientifique planétaire au centre de recherches du NASA's Ames Center (Seti) en Californie. Il consacrait son temps à Meudon deux fois par an. Ils s'étaient rencontrés aux cours de conférences, mais ne s'étaient jamais parlés. C'est au cours d'une rencontre qu'ils en vinrent à parler de Gusev et que l'idée d'une exploration fut émise. Compte tenu des problèmes de survie de Meudon, Chris McKay lui proposa de venir aux Etats-Unis, ce qu'elle fit en 1994. A partir de ce moment sa carrière était toute tracée. Elle devint la spécialiste du cratère Gusev au NRC (National Research Council). En 1998, elle faisait partie des spécialistes de Mars à la NASA. Sa principale recherche  se situe autour des environnements favorables à la vie sur Mars, l' exploration (robotique et humaine) et l'étude des analogues terrestres.

     Après son choix de quitter la France, son 2e grand moment fut lorsqu'elle fut choisie comme scientifique à la mission Mars Exploration Rover 2003 (Spirit et Opportunity). Tout commença en 1999 lorsque Bob Haberle du Nasa Ames Center, lui montra une carte où il avait mentionné les zones où l'eau liquide pourrait avoir été présente. Qu'elle ne fut pas la surprise de Nathalie Cabrol de constater que la carte correspondait à 86 % à ce qu'elle avait mentionné sur la sienne. Lors de la conférence de Sciences lunaires et planétaires en Mars 2000 à Houston, après 25 ans, le visage de Mars changea. D'autres études montrèrent que l'eau pouvait être encore présente, tout au moins dans le pergélisol, sinon dans les calottes polaires.

   C'est en quelque sorte sa faculté à convaincre qui décida la NASA à envoyer Spirit dans le cratère Gusev. Elle et son mari Edmond Grin ont convaincu leurs collègues de choisir le cratère Gusev parmi plus de 184 projets d'atterrissage.

   Pendant des années Nathalie Cabrol et Edmond Grin ont étudié le cratère de Gusev de loin, en utilisant des informations glanées lors des missions précédentes. Mais le 3 janvier 2004 à 17h35 heure européenne, leur rêve était de venu réalité lorsque le rover Spirit atterrit en douceur dans le cratère et qu' ils pouvaient le guider, par procuration, depuis le centre de contrôle sur Terre. Au cours des semaines suivantes, l'équipe du rover annonça avoir découvert des preuves sur la circulation de l'eau il y a bien longtemps, confirmant les espoirs du couple Cabrol - Grin.

    En étudiant les images prises avec les caméras panoramiques à bord des rovers, Nathalie Cabrol et Edmond Grin obtiennent également des instantanés de la jeune Terre. A la différence de Mars, la surface de la Terre est constamment en transformation, effaçant les enregistrements géologiques passés. En conséquence, nous n'avons
aucun enregistrement des organismes qui peuvent avoir vécu avant les roches les plus anciennes, il y a 3,9 milliards d'années.

   Contrairement à la Terre toujours en bouleversement, Mars est une planète relativement stable, avec peu ou pas d'activité tectonique pour modifier les couches géologiques. En conséquence, la surface de Mars présente le rêve d'un géologue, avec des roches très vieilles prêtes à être examinées de manière approfondie et leur composition chimique contrôlée par les instruments scientifiques des rovers. Puisque Cabrol et Grin en apprennent plus sur la surface de Mars aujourd'hui, ils espèrent également gagner en perspicacité dans l'étude des structures de la Terre primitive.

   En 2004 elle a reçu une première récompense (award) pour son travail dans l'équipe scientifique des rovers martiens MER, pour la planification et la mise en application exceptionnels des opérations scientifiques, permettant l'obtention de données qui ont dépassé les espérances d'avant le lancement.

   La deuxième récompense fut pour son support technique et ses efforts pour le développement des équipements scientifiques, pour le support technique, les tests des logiciels et la caractérisation de l'environnement martien dans le cadre des préparatifs des missions MER 2003.

   J'ai connu Nathalie Cabrol avec Audouin Dollfus à la SAF au cours d'un après-midi consacré à la planète Mars. J'en ai gardé un très bon souvenir. Je conseille la lecture de ses nombreux ouvrages.

Nathalie Cabrol: http://web99.arc.nasa.gov/~ncabrol/

Son CV élogieux: http://web99.arc.nasa.gov/~ncabrol/NathLife_new/CV03.html

   Cette photo est issue d'un tour d'horizon fait par Spirit au sommet Husband Hill des Columbia Hills dans le cratère Gusev. Ces collines sont situées à l'embouchure de Ma'adim Vallis. 

  

http://www.msss.com/mars_images/moc/ 2005/01/26/2005.01.26.M0204443.medium.jpg

   Au contraire, c'est dans l'hémisphère sud que sont identifiés les cratères plus anciens, formés par l'impact de gros planétésimaux. Hellas (à droite) n'est pas sans rappeler les grands cirques lunaires et les bassins observés sur Mercure. Situé à 45° Sud et 290° Ouest, il représente un disque de plus de 2 000 km de diamètre avec une profondeur de 4 000 m. Presqu'à la même latitude, mais à 45° Ouest se trouve Argyre (à gauche), un autre cratère d'impact de grande dimension. Ces grands basins, tout comme Elysium, sont habituellement recouverts de givre qui leur donne une apparence d'un blanc très brillant.

     Quand on s'intéresse aux cratères d'origine plus récente, ceux pour lesquels les géométries dessinées par les impacts météoritiques sont relativement altérés, on s'aperçoit que leur morphologie dépend de leur diamètre. Par exemple lorsqu'il dépasse 15 km, une sorte de monticule apparaît au centre au milieu d'un terrain plat. La différence avec la Lune doit provenir de la gravité plus forte, retenant la matière éjectée par l'impact. Sur Mars cette particularité offre des possibilités d'observer des images inattendues. Comme par exemple celui aperçu par Mars Global Surveyor.  Ce cratère est situé dans Chryse Planitia, non loin du site de Viking 1, et il ressemble à une tête de mouche. Les 2 dépressions, les yeux, ont été creusées par le vent ou de l'eau. Cette zone a été modifiée par les 2 types d'érosion, avec d'une part l'action de l'eau se produisant dans un passé très lointain par l'intermédiaire d'inondations qui ont traversé la partie occidentale de Chryse Planitia, Maja Valles,  et d'autre part l'action du vent dans une histoire plus récente. Ce cratère est localisé par 22,5° N et 47,9° W.

4. Plateau Tharsis

    Un autre aspect apparaît sur l'image globale ci-dessus et qui est significatif de l'histoire de la planète. D'après la répartition générale du relief, il est indiscutable que la croûte a dû "travailler". Celle-ci, à l'origine uniformément répartie, à l'image de la croûte lunaire, a probablement subi une redistribution, à cause de mouvements convectifs à l'intérieur du manteau. En effet les scientifiques ont observé que la plupart des terrains où apparaissent d'innombrables cratères, dans l'hémisphère sud, sont relativement anciens et s'élèvent à plus de 3 000 m au-dessus du niveau moyen. Dans l'hémisphère nord, au contraire, les larges plaines immergées de laves sont en général à plusieurs milliers de mètres au-dessous du niveau moyen. Enfin, le plateau Tharsis, dans la région équatoriale (0° de latitude et 115° de longitude Ouest), apparaît comme un renflement de la croûte martienne. C'est sur ce plateau haut de 8 000 m que se situe les volcans les plus hauts. De plus c'est à cet endroit qu'une anomalie positive a été mesurée dans le champ de gravité. On a vu là une indication montrant que les couches immédiatement sous-jacentes au plateau, soit sur une profondeur de 150 km, sont composées du matériau plus dense appartenant au manteau supérieur. Cela, ajouté à la présence des volcans, suggère fortement que cette région est, de toute la planète, celle où doit se trouver localisée la plus grande activée interne. Or, celle qui s'est déroulée au niveau de Tharsis, remonte à une époque relativement récente, il y a 500 millions d'années. Cela signifie-t-il qu'il s'est passé quelque chose qui a contraint le manteau et provoqué le dôme Tharsis ? Il est certain que, lors du processus de formation de ce plateau , il a pu se produire une ponction des matériaux appartement au manteau supérieur. Celle-ci aurait pu provoquer des fractures importantes de la croûte. Or, nous pouvons effectivement apercevoir la trace de cette redistribution dans ce qui ressemble à un fossé d'effondrement, long de 7 000 km, traversant toute la région Tharsis, du nord à l'est. A cause de cette faille, des zones pour le passage du magma ont pu s'ouvrir par la suite dans la chambre magmatique. Ce serait là l'origine de l'activité volcanique dans cette région (apparemment les chercheurs n'ont pas trouvé de tectonique des plaques). Le gigantisme des formations volcaniques et la composition basaltique des roches très résistantes qui couvrent la région de Tharsis se trouvent ainsi expliqués.

http://ltpwww.gsfc.nasa.gov/tharsis/tharsis-valles-s1.jpg

     La figure ci-dessus montre la topographie du dôme Tharsis. Elle montre aussi comment la formation de ce soulèvement volcanique  a pu affecter le climat et l'écoulement précoce de l'eau sur la surface martienne. le Nord est en haut. (Image Credit: MOLA Science Team)

En haut Alba Patera

Situé au nord du dôme Tharsis, Alba Patera montrent les 2 faces d'un vieux volcan de 1  500 km de diamètre. Il est entouré par un réseau de grandes failles qui prirent naissance lorsque le dôme se souleva de 10 000 m sur 6 000 km. Les failles forment un réseau parallèle bordant des dépressions à fond plat d'une centaine de mètres de profondeur.

Au-dessous à gauche Olympus Mons avec ses 25 000 m de hauteur. Les flancs sont recouverts par des coulées successives de lave qui se sont largement étalées dans les plaines. La caldeira est formée de cratères successifs formés par l'effondrement de leur plancher lors des éruptions.

A droite: Ascraeus Mons

Au centre du triplet: Pavonis Mons

Et enfin, le plus au sud, Arsia Mons avec ses  21 000 m de hauteur, ses 300 km de diamètre et sa caldeira de 80 km de diamètre. Mars Odyssey nous envoie cette image prise avec la caméra infrarouge THEMIS.

http://themis.la.asu.edu/medimages/20050613A-med.jpg

    Les structures en forme d'arc le long des parois indiquent plusieurs périodes d'activité, avec éruptions et effondrements après une éruptions. Le plancher de la caldeira est très plat et a été rempli de lave.

   Cette image est une mosaïque de plusieurs images en infrarouge. Les enchancrures au SW et NE sont alignées avec Pavonis Mons et Ascreaus Mons. Cela peut indiquer un large système de fracture qui serait responsable des éruptions qui formèrent les trois volcans.

   Appelés volcans boucliers, ces formations sont de type effusif, car ils doivent à des coulées successives de lave, leur morphologie externe. La grande taille de ces volcans s'explique par l'épaisseur de la croûte martienne qui empêche la tectonique des plaques. Les modèles de structure interne prévoient une écorce de 50 à 60 km d'épaisseur moyenne avec par endroits 80 km et 8 km sous les grands bassins. Elle envelopperait un manteau riche en olivine et en oxyde de fer et au cœur, un noyau métallique de 1 500 à 2 000 km dont la température serait de 2000°C. Il serait constitué de sulfure de fer, moins dense que le métal pur.

    Le volcanisme martien apparaîtra à tous égards "normal". Le moindre volume de laves s'explique par une plus petite dimension. La surface de Mars est 3,53 fois plus faible que la surface terrestre, tandis que sa masse est 9,3 fois plus faible. cela se traduit par un rapport masse/surface 2,6 fois plus petit. C'est ainsi que l'intérieur de Mars fut moins chaud que celui de la Terre, entraînant une croûte plus épaisse. Le magma a eu beaucoup de mal à sortir, mais les effets furent spectaculaire aux endroits où il put le faire. 

  En restant toujours à la même place, les volcans se développent tant que la source magmatique est présente. Ayant tous la même altitude, il est possible que cela corresponde à la limite au-delà de laquelle, le magma ne peut plus monter, en raison de la gravité. La source magmatique se situerait à 200 km de profondeur contre 60 km pour les volcans hawaïens qui ne montent pas si haut (9 000 m depuis le fond océanique) et ont un diamètre à la base de 120 km. Les volcans de Tharsis semblent relativement jeunes et leur activité paraît s'être étendue sur des milliards d'années.

   Les laves martiennes doivent être regardées comme moins abondantes que les laves terrestres. Elles apparaissent plus siliceuses que celles d'Hawaï. Pour une pente de 4% la proportion de silice serait de 50,5% et pour 8%, de 56%. Elles seraient similaires à la croûte terrestre.

    Mars est un monde sismique relativement calme. 2 secousses furent enregistrées pendant une année martienne: la première, de magnitude 7 sur l'échelle de Richter, le 22 novembre 1976 et l'autre de magnitude 3, le 3 janvier 1977. Cela pourrait être la preuve d'une activité qui se déroulerait encore de nos jours.

Voir les volcans martiens.

5. Olympus Mons

   L'épaisseur de la croûte empêche la tectonique des plaques et de ce fait le dégazage s'effectue au même endroit, créant les volcans les plus grands du système solaire. Le plus célèbre est Olympus Mons (ex Nix Olympica) dont la caldeira de 90 km de diamètre, culmine à 27 km avec une base de 700 km. C'est le plus jeune des volcans de Tharsis. Il serait né il y a 2,5 milliards d'années, tandis que les autres seraient apparus il y a 3 milliards d'années. Arsia et Olympus auraient été encore très actifs, il y a 200 millions d'années.

  Situé à 1 500 km et au NW des volcans de Tharsis, sa base fait environ 700 km de diamètre. Sa hauteur de 25 000 m et sa caldeira de 90 km furent la grande surprise des premières photos de la planète Mars. Sur les 2 vues ci-dessous, un grand escarpement de 6 000 m est visible au premier plan. Olympus Mons fut constitué lors des épanchements successifs. Les coulées successives ont par ailleurs laissé des traces spectaculaires. Sur son sommet, on distingue un complexe de caldeiras. Celui-ci correspond à un enchevêtrement de petits cratères volcaniques formés à la suite de véritables explosions qui se produisirent lorsque la pression, due aux remontées de laves, fut trop grande, et que les bouchons de laves, solidifiés lors de précédentes éruptions, furent projetés violemment à grande distance de la cheminée. Le plus grand cratère effondré mesure 25 km de diamètre pour une profondeur de 3 000 m.

http://www.space4case.com/mars/mars99.html

  Il y a une différence entre les flancs est et ouest. A l'est, la lave a été produite entre 200 et 20 millions d'années. Elle a fusionné avec une couche de glace sur le bouclier volcanique. Ce qui signifie que de l'eau liquide était présente il y a 20 millions d'années. Sur le versant ouest, la lave a été produite entre 200 et 2,5 millions d'années. Elle a emprunté l'eau souterraine pour former des glaciers, il y a 4 millions d'années. 

http://www.xtec.es/recursos/astronom/mars/mgs/mgs2/nov10-4-s.gif

  La figure ci-dessus montre une coupe du relief d'Olympus Mons relevé par l'altimètre laser MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter). Le profil fut mesuré à partir de Mars Global Surveyor au cours d'une orbite elliptique de 35 heures. Avec une base de 600 km, Ce profil ne respecte pas l'altitude du volcan, mais indique sa taille dynamique. En comparaison, l'Everest ne mesure pas la moitié.

  Le profil montre le flanc nord qui s'est effondré, formant comme une auréole gigantesque de presque 500 km de large, au pied du volcan. La topographie détaillée fourni par MOLA sera utilisé pour comprendre le mécanisme d'effondrement. A la lumière des dernières données, l'effondrement serait provoqué par des dégels successifs, occasionnant des coulées de boue monstrueuses.

  La résolution spatiale de ce profil est de 330 m et la résolution verticale de 40 cm. L'exagération verticale est dans un rapport de 40.

 Credit: MOLA Science Team. 

http://www.dlr.de/mars-express/images/110204/ 

6. Hauteur limite

     Tous les matériaux solides ont une résistance limite, au-delà de laquelle ils se fluidifient. Ceci implique que les montagnes sont limitées en hauteur, car au-delà de cette limite, elles s'affaissent sur elles-mêmes par suite de la liquéfaction de la base.

    Les chercheurs pensent que cela s'est produit pour Olympus Mons et ses confrères qui semblent limités à 25 000 m. Sur Terre, c'est le Mauna Kea qui bat l'Everest, avec ses 10 200 m depuis sa base, au fond du Pacifique. L'influence gravitationnelle intervenant, cette hauteur limite sera différente selon la taille du corps céleste. Cela explique aussi pourquoi certains petits objets (astéroïdes comme Cérès avec ses 600 km) sont sphériques et d'autres, un peu plus petit, patatoïdes.

    Supposons une roche à la base d'une montagne de hauteur h avec une surface de base S comprenant cette roche. Le poids F exercé sur cette surface est égal à la masse de la colonne de roche de hauteur h, multiplié par le champ gravitationnel : F = mg = rVg = rShg ou r est la densité (masse volumique) de la roche et Sh le volume de la colonne. La pression P (force par unité de surface)) sur la surface S donne donc P = F/S = rhg. Avec P _max la pression maximale que peut supporter le matériau dont la montagne est constituée, il vient:

   A partir de cette équation supposons une montagne constituée de silicates. Ceux-ci supportent une pression max d'environ 6,5.10⁸ N/m² et la densité peut-être estimée à 2,6 c'est-à-dire 2 600 kg/m³. Pour une telle montagne terrestre avec g = 9,81, l'équation donne une valeur max de 25 500 m. Or, le Mauna Kea ne fait que 40% de cette valeur. Pourquoi ? Un autre effet entre en ligne de compte. Sur la Terre, l'intérieur est encore chaud et fluide. La croûte a tendance à s'enfoncer sous le poids de la montagne.

7. Activité récente

   Tout d'abord, les images de la sonde  européenne Mars Express ont révèlé que de récents dépôts glaciaires et de lave ont coulé sur Mars suggérant que la planète rouge est plus active que beaucoup de scientifiques ne le pensaient.

   Mars Express a photographié des écoulements de lave qui se seraient produits il y a deux millions d'années et cela implique, selon les scientifiques, que les volcans martiens pourraient encore éjecter du magma sur la surface.

   Sur les flancs d'Olympus Mons, des images montrent des matériaux laissés par des glaciers qui étaient en
activité il y a encore quatre millions d'années. Les chercheurs concluent que le gigantesque volcan pourrait encore être couvert de neige, de glace et de poussières à très haute altitude.

   Pour dater les événements, les scientifiques utilisent le comptage des impacts météoritiques par unité de surface. Les régions qui sont lisses comme une peau de bébé ont dû être " resurfacées " récemment, géologiquement parlant.
Le " resurfaçage " peut être fait par de la lave, par l'usure des glaciers ou même l'érosion par le vent. Les structures géologiques révèlent une sorte de processus au travail. 

   Certains champs de lave ont dû être créés très récemment à l'échelle géologique, en raison d'un petit nombre de  cratères d'impact pour le professeur Gerhard Neukum responsable scientifique de la caméra stéréoscopique à l'université libre de Berlin.

   Mais si les volcans sur Mars sont encore en activité, comme Neukum et ses 10 collègues de plusieurs pays le suspectent, pourquoi l'activité n'a-t-elle jamais été repérée ? Des  manifestations se produisent de temps en temps sur de brèves périodes, a déclaré le professeur Neukum et d'ajouter qu'ils seraient extrêmement chanceux si cela se produisait lors d'un survol de Mars Express.

  Les preuves de l'activité glaciaire passée comportent des structures taillées dans la surface tout comme les glaciers terrestres, avec les roches transportées au bas de la pente. En particulier, une arête  mis en évidence sur Olympus Mons s'élevant à plus de 400 mètres au-dessus du terrain environnant. Neukum et ses collègues pensent que c'est une calotte de glace recouverte de poussière.

   D'autres études ont prouvé que les deux pôles martiens contenaient de la glace de l'eau mélangée avec la neige carbonique, et d'autre part, la glace persisterait également sous terre loin des pôles à faible épaisseur.

   D'autre part, les scientifiques ont longtemps cherché à déterminer si la planète Mars avait été géologiquement active  ces derniers millénaires. Une étude en 2001 basée sur des images de Mars Global Surveyor, confirmée récemment par Mars Express, a laissé entrevoir une activité volcanique récente.

   Cette  nouvelle étude, rapportée dans l'édition du 23/12/04 de Nature, concerne cinq volcans: Olympus Mons, Ascraeus Mons, Arsia Mons, Albor Tholus et Hecates Tholus.

   Chaque volcan est dominée par une caldeira, une dépression au sommet qui est le reste effondré des éruptions précédentes. De multiples activités, jusqu'à cinq dans certains cas, se sont produits dans chaque caldeira.

    Pour le professeur Neukum, les coulées de lave furent similaires à celles des volcans hawaïens.

    En déterminant l'âge de différents écoulements de lave, les chercheurs ont constaté que certains des volcans semblent avoir été en activité approximativement 3,5 milliards d'années. Les volcans terrestres, en revanche, naquirent et s' éteignirent en un million d'années, en moyenne.

   Dans l'article consacré à cette recherche, les chercheurs écrivent que la très longue activité des volcans martiens implique également  des points chauds permanents à l'intérieur de la planète. Aujourd'hui, le défi est de savoir pourquoi ces points chauds diffèrent entre les deux planètes

http://www.esa.int/images/181-170305-0451-6-3d-01_L.jpg

    Cette image, prise par la caméra stéréo à haute résolution de Mars Express, montre des écoulements très probablement constitués par un ou des glaciers. Cette forme de sablier inhabituelle est située dans Promethei Terra à l'est de Hellas Basin, localisée par 38° S et 104° E.

  Ce (ou ces) glacier, avec une grande quantité d'éboulis, s'écoula du flanc d'un massif dans un cratère en forme de cuvette d'impact (celui de gauche) large de neuf kilomètres, qui a été rempli presque à ras bord. Le glacier s'est ensuite écoulé dans un cratère de 17 kilomètres de largeur, 500 mètres en contrebas, tirant profit de la pente de haut
en bas.

   La surface de Mars aux latitudes moyennes et même près de l'équateur, était formée par des glaciers il y a encore quelques millions d'années. Aujourd'hui, la glace d'eau pourrait exister aux faibles profondeurs comme les restes fossiles de ces glaciers. 

   De nombreuses arêtes concentriques sont visibles et ressemblent à des fins de moraines (tas d'éboulis qui se forment lorsqu'un glacier pousse devant lui des roches  qui restent après le retrait). En outre, il y a des bandes parallèles qui sont interprétées comme des moraines moyennes, montrant le sens d'écoulement de ces glaciers.

   Dans les zones où les glaciers glissent sur une pente élevée, des fissures sont visibles, tout comme pour les glaciers terrestres où des fissures se forment quand les tensions à l'intérieur de la glace augmentent, provoquées par la pente et le terrain irrégulier.

   L'âge de ces surfaces glacées, qui semblent être intactes au-dessus d'une large zone de terrain glacé, présente un intérêt particulier. La preuve typique d'une perte significative du volume de glace, comme les dépressions (kettle hole) actuelles dans des régions exemptes de glace en Islande (ci-dessous), est presque entièrement absente. L'analyse statistique du nombre de cratères formés par des impacts de météorites utilisés pour la détermination de l'âge, montre aussi qu'une partie de la surface, avec ses caractéristiques glaciaires actuelles, a été formée  il y a seulement quelques millions d'années. En planétologie, cet âge est considéré extrêmement jeune.

http://www.fettes.com/Cairngorms/images/kettle.JPG

    Sous ces latitudes, la glace à la surface de Mars n'est pas stable sur une longue période à cause de la très faible atmosphère. En théorie, il ne fait pas assez froid pour permettre l'existence de glaciers à l'équateur, certaines journées d'été voient la température atteindre les 20°C cependant que pendant les nuits d'hiver elle descend sous la barre des - 50°C. Mais sous la pression atmosphérique régnante, la glace se sublime (de la glace à l'état gazeux) sans passer par l'état liquide, et elle s'échappe  dans l'espace où elle est dissociée par le vent solaire.

   Par conséquent, les glaciers doivent s'être il y a quelques millions d'années, à une période où il faisait un peu plus chaud et probablement que l'atmosphère était plus épaisse et sont  inactif par suite d'un manque d'approvisionnement continu en glace. Depuis lors, ils ont été protégés contre la sublimation par une mince couche de poussière. Sur Mars, la poussière est presque omniprésente et expliquerait pourquoi de la glace fossile actuelle se trouve à  quelques mètres de profondeur, ne pouvant être détectée que par d'autres instruments tels que des spectromètres ou le radar Marsis de la sonde européenne Mars Express à partir du 17 juin 2005, date à laquelle le radar sera pleinement opérationnel.

   Si ces conclusions s'avèrent exactes, les résultats indiqueraient un changement de climat sur Mars au cours des derniers millions d'années. Un changement si spectaculaire qui a été débattu pendant quelques années par des chercheurs. Il pourrait avoir été provoqué par un décalage à l'axe de rotation en quelques millions d'années, un phénomène connu depuis de longtemps par les scientifiques. 

 

La caméra de Mars Global Surveyor vient de nous faire découvrir (17/4/03) un flot de lave qui a commencé à remplir un cratère d'impact. Ce cratère mesure environ 3 km de diamètre, soit 2 fois Meteor Crater. Nous sommes au Sud du plateau Tharsis par 33,5° Sud et 137,5 ° Ouest. Le Soleil éclaire par le haut gauche. http://www.msss.com/mars_images/moc/ 2003/04/17/2003.04.17.R0400338.medium.jpg

MGS MOC Release No. MOC2-333

Image format supérieur:

http://www.msss.com/mars_images/moc/2003/04/17/2003.04.17.R0400338.jpg

9. Cratère fracturé

   Au nord de Valles Marineris la caméra stéréo à haute résolution de Mars Express a vu un cratère dont la caldeira est fracturée. Avec une résolution de 12,5 m/pxl, les chercheurs ont pu saisir les détails du cratère sud, une partie d'un système double situé par 0,6° S et 309° W, qui possède une structure en plaques polygonales. Le cratère a un diamètre de 27,5 km pour environ 800 m de profondeur.

  Jusqu'à maintenant les chercheurs ne peuvent qu'émettre des suppositions sur la naissance de cette structure. Sur Terre, de telles structures polygonales naissent par étirement d'un matériau qui casse dans les zones les plus faibles. Les modèles polygonaux terrestres peuvent apparaître entre autres dans de la lave qui refroidit, dans l'argile qui sèche ou dans les sols qui gèlent.

   La couleur a été déterminée au nadir et la perspective fut déterminée à partir des voies stéréoscopiques. La résolution a été fortement réduite pour une présentation sur internet.

10. Cratère Henri en 3D

11. Cratère Holden en 3D

Pour voir en 3D, pas besoin de lunette, il suffit de loucher. Si vous avez acquis la méthode avec l'image ci-dessus, vous devez admirer le plongeon offert par cette image.

12. Chaos sur Mars

  Le terrain sur Mars peut être terriblement chaotique. En fait une région est appelée avec précision par la distribution aléatoire des monticules qui ne suivent aucune logique.

   La région d'Aureum Chaos (3º S et 335º E) est ponctuée de grands mesas et de protubérances distribuées de façon anarchique à la différence des chaînes de montagnes bien alignées rencontrées souvent  sur la Terre. Mais les scientifiques ne savent pas pourquoi.

   Sur Terre, des chaînes montagneuses sont généralement forgées par les collisions entre les plaques tectonique. Sur Mars, il y a peu d'activité tectonique mais d'autres forces remodèlent le paysage. Une grande partie de l'activité géologique martienne a eu lieu il y a bien longtemps et aujourd'hui, elle semble s'être arrêtée, en attendant que la contradiction vienne des volcans.

   Aureum Chaos est située dans la partie est de Valles Marineris, l'énorme faille martienne avec ses 5 000 km de longueur et ses parois de 6 000 à 8 000 m. Les mesas d'Aureum Chaos s'étendent de quelques km à des dizaines de km. 

   La sonde européenne, Mars Express, a permis de révéler les détails de ce terrain chaotique. Sur une image une nette séparation  s'est produite entre le terrain chaotique à gauche et une plaine lisse, à droite. Une zone très brillante est visible au milieu de l'image. Les scientifiques pensent qu'elle est faite de couches successives créées par l'évaporation de liquide ou par une activité hydrothermique. Une autre image (ci-dessus) montre la même région en perspective.

    Les scientifiques européens sont frappés par la complexité de ce chaos. Il est possible que le bassin ait été rempli de sédiments il y a très longtemps et c'est ensuite que le chaos serait apparu. Le terrain extrêmement rocailleux pourrait avoir été créé par effondrement de la surface quand la glace, le magma ou l'eau était à fleur de terre ou d'une manière ou d'une autre déplacés hors de la région.

    En examinant la lumière réfléchie de la région, les scientifiques comptent en apprendre plus sur les minéraux qui la composent, ainsi que les diverses structures géologiques.

    Les chercheurs commencent à peine à comprendre ce qu'il y a sous la surface de la Planète Rouge. Mars Express a révélé des blocs de glace énormes proches de l'équateur. Et en 2002, Mars Odyssey a trouvé des signes forts de la présence de glace d'eau en grandes quantités, à peine cachées sous la surface de Mars.

   D'autres études récentes suggèrent qu'il puisse encore y avoir les volcans actifs sur Mars (ci-dessus).

    Les scientifiques pensent de plus en plus au passé chaud et humide de Mars. Aujourd'hui par suite de modification climatique, l'eau qui a jadis coulé en surface pourrait être enfouie dans le sous-sol sous forme de glace. Si cette vision s'avère exacte, alors les conditions nécessaires à la vie pourraient être présentes quelque part, sous la surface.

13. Valles marineris