Mars

10 - Ciel, paysages et minéraux

D'un simple point rouge dans le ciel, Mars est devenu un monde familier dominé par des volcans, des lits de rivière, des lacs asséchés et des plaines de lave balayées par le vent. Mars a sans doute une des histoires les plus passionnantes du Système solaire.

Les récentes missions ont cartographié le relief, déterminé la minéralogie et livré des images suffisamment détaillées de la surface pour que les chercheurs puissent interpréter les processus géologiques et confronter les résultats orbitaux avec ceux du terrain.

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DEBUT

Nuit martienne

Pour voir la surface de Mars, actuellement nous comptons sur les yeux des robots et pour voir la nuit martienne, il nous faut un calculateur.

Avec l'aide de logiciels d'astronomie tel que Starry Night Pro ou Skymap nous pouvons imaginer une journée virtuelle sur Mars. Nous pouvons atterrir dans le cratère Gusev où s'est posé Spirit, un des 2 rovers américains qui ont atterri en janvier 2004.

De là nous pouvons regarder dans le ciel de Mars et voir les étoiles lointaines ainsi que les planètes proches qui nous sont familières, surtout la Terre.

Mars est presque similaire à la Terre dans sa période de rotation sur elle-même (24h36) et pour l'inclinaison de son axe de rotation par rapport à l'écliptique (25,2° et la Terre 23,5°) nous rendant la nuit familière dans sa durée en fonction de la saison. Seules les saisons sont 2 fois plus longues. Les étoiles et les constellations se déplacent à peu près à la même vitesse sur la voûte céleste.

Par contre la présence d'une faible atmosphère très sèche, une température plus basse et l'absence de Lune font que les conditions d'observations sont meilleures.

Une atmosphère c'est comme un océan d'air. La lumière des objets célestes doit traverser la couche d'air pour atteindre la surface. Le long du chemin, la lumière peut rencontrer des poches d'air de densité et de températures différentes qui créent des ondulations des couches supérieures. C'est la raison du scintillement des étoiles.

La transparence et la vision sont 2 facteurs clé pour le choix, par les astronomes professionnels, d'un lieu d'observation. A la surface de Mars c'est nettement mieux que sur les montagnes terrestres les plus hautes.

Les conditions permettraient à un oeil moyen de voir jusqu'à la magnitude 6,6 lors d'une nuit claire sans tempête de poussière. Ne pas oublier que plus ce chiffre est élevé, plus faible est la brillance de l'objet. A l'inverse plus le chiffre est petit voire négatif, plus la brillance est élevée. Sur Terre un oeil exercé peut distinguer jusqu'à la magnitude 5 par une nuit sans lune et loin de toutes lumières parasites, après avoir accoutumé sa vue, pendant 20 mn au minimum, dans l'obscurité

Si vous installiez votre télescope au Soleil couchant le ciel aurait une teinte rosâtre, provoquée principalement par la dispersion des particules de poussière rougeâtres suspendues dans les basses couches. Lorsque le Soleil est couché, les étoiles plus lumineuses commencent à faire leur entrée et à former lentement des constellations familières.

Vous êtes peut-être surpris par la ressemblance avec le ciel terrestre, c'est normal, les étoiles sont tellement loin que ce n'est pas quelques centaines de millions de km qui vont changer quelque chose. De même que l'éclat des étoiles reste le même pour les mêmes raisons. Sirius reste toujours l'étoile la plus brillante.

Le cratère Gusev se trouve à 15° Sud. De cet endroit, Orion est face à nous, avec dans le coin supérieur gauche le Taureau. Se déplaçant sur l'horizon sud nous voyons Vela (le Voile), la Croix du Sud, la Carène où Canopée est la seconde étoile brillante du ciel. A l'ouest il y aurait le Sagittaire, la Couronne australe et au-dessus de l'horizon le Scorpion. Au nord, il y a Andromède et Pégase, qui forme le carré de Pégase très reconnaissable.

Si pour les étoiles rien ne change, il n'en est pas de même avec les planètes, car elles sont très proches. Mercure et Vénus seront plus petites et plus proches du Soleil, quant à la Terre c'est la différence la plus notable. C'est tout d'abord un des objets le plus brillant du ciel martien, dépassant la magnitude - 3 lorsqu'elles sont proches. La couleur bleuâtre de la Terre est seulement dépassée par Vénus qui possède une atmosphère hautement réfléchissante. Pour la Lune, elle est aussi visible, avec sa magnitude de 0,9, que beaucoup d'autres étoiles. Cependant, la Lune n'est jamais loin de la Terre, pour un observateur martien, la rendant difficilement discernable dans la lueur terrestre.

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ESA/DLR/Freie Universität Berlin

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Deux sondes ont vu la Terre depuis Mars ce sont Mars Express et Mars Global Surveyor ainsi que le rover Spirit.

Un petit télescope pourrait résoudre la Terre au lieu de ne voir qu'un point et voir les phases, tout comme celles de Mercure, Vénus et la Lune vues depuis la Terre. La résolution ne permettrait de voir peut-être les contours des continents à travers les nuages. Par contre, bien que le contraste soit important entre les zones claires et foncées, les cratères lunaires ne seraient pas visibles.

Durant la semaine qui suivit l'atterrissage de Spirit, la Terre et la Lune pouvaient être vues, montant à l'horizon Est, 2 heures avant le lever du Soleil, dans la constellation de la Vierge. La Terre comme étoile du matin, voilà qui n'est pas banal pour un terrien habitué à voir Vénus jouer ce rôle.

Au-dessus de la Terre, légèrement à gauche, se trouve Jupiter sur le côté ouest de la Vierge. Une simple paire de jumelles suffirait à voir les 4 satellites galiléens, comme sur Terre.

Mais il y a une autre différence spectaculaire et indéniable dans le ciel martien.

La Planète Rouge a 2 petites lunes, découvertes en 1877 par Asaph Hall et qui furent appelés selon la mythologie grecque Phobos (la panique) et Deimos (la terreur). A l'inverse de la Lune, se sont des patatoïdes qui sembleraient avoir été capturés. Phobos orbite en moyenne à 9 380 km, soit ~ 6 000 km au-dessus de la surface et Deimos à 23 450 km de Mars, alors que la Lune se trouve à 380 000 km de la Terre.

Phobos, la plus grande des 2 lunes, mesure 27 x 21 x 19 km. A cause de sa proximité, elle est 1/3 de fois plus grande que notre Lune dans le ciel martien. Quant à Deimos il mesure 15 X 12 X 11 km, mais il est 3 fois plus loin. De toute façon, les 2 sont visibles à l'oeil nu, bien que réfléchissant très peu de lumière car ils sont très sombres. Cela présente un avantage, leur faible brillance ne gêne pas l'observation du ciel, comme le fait la Lune pour un observateur terrien.

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Voici une éclipse de Phobos. Ces images furent prises par Opportunity au 45e sol. Cette observation aidera à affiner notre connaissance de son orbite et sa position.

Phobos mérite une attention particulière. D'une magnitude de - 9 (plus que Vénus avec - 4 depuis la Terre) vu sur le sol martien, il tourne autour de Mars en 7h39 sur une orbite rétrograde, c'est-à-dire à l'inverse des autres objets célestes. Il tourne plus vite autour de Mars, que la planète sur elle-même. Sur le sol de Mars, nous le verrions se lever à l'ouest pour se coucher à l'est, 2 fois par jour. Il est en rotation synchrone, présentant toujours la même face à Mars, grand axe pointé vers le centre de la planète. Sa période de rotation sur lui-même est égale à sa période de rotation autour de Mars.

Une autre conséquence de la grande vitesse de Phobos, le nombre élevé d'éclipses partielles, plus de 1 000 au cours d'une année martienne, chacune durant moins d'une vingtaine de secondes. Il y a des éclipses partielles car Phobos ne recouvre qu'un ¼ du disque solaire.

http://nssdc.gsfc.nasa.gov/imgcat/midres/vo2_304b88.gif

Ci-dessus, une image de Phobos au-dessus d'Ascraeus Mons, prise par l'Orbiter de Viking 2. Phobos est à 8 000 km environ au-dessous de l'Orbiter et à 22 km sur le côté. Ascraeus Mons est à 13 000 kilomètres de la sonde et mesure environ 300 kilomètres à sa base, centrée par 11° N et 104° W.

Deimos orbite plus lentement autour de Mars, en 30h. Son mouvement est plus difficile à évaluer. Sa magnitude depuis le sol martien est de - 5,5.

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Voici une éclipse de Deimos. Cette image a été prise par Opportunity au 39e sol. Deimos a passé légèrement plus près du centre du Soleil que prévu et est arrivé environ 30 secondes plus tôt. Cette observation aidera à affiner notre connaissance de son orbite et sa position.

Les images de la surface de Mars pendant la journée arrivent régulièrement sur Terre. Pour des images du ciel nocturne, il faudra attendre que l'homme arrive sur place. De toute façon, le ciel est le même que sur Terre. La distance Terre - Mars est beaucoup trop faible par rapport à celle des étoiles. Spirit a jeté un oeil sur la constellation d'Orion avec la caméra panoramique. Elle apparaît telle que nous la connaissons.....dans l'hémisphère Sud. Effectivement Spirit se trouvant dans l'hémisphère austral, la constellation apparaît inversée, tout comme sur Terre. La nébuleuse se trouve dans la partie supérieure, à peu près à mi-chemin de Rigel et Alnitak. La pause est de 30 s, au-delà le mouvement apparent de Mars sur son axe de rotation crée une traînée, de plus le capteur étant un intégrateur de charges, des artefacts, causés par les rayons cosmiques, deviennent visibles.

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Pedro Braganca support astronomique à Starry Night.

Un instant dans le froid du couchant

Le soleil se couche sur l'horizon défini par les bords lointains du cratère Gusev. Crédit d'image: NASA/JPL/Texas A&M/Cornell
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Le 19 mai 2005, Spirit a capturé cette vue spectaculaire pendant que le soleil descendait au-dessous du bord du cratère de Gusev. Cette mosaïque de la caméra panoramique (Pancam) a été prise à 18h07 au 489e sol. Spirit a été télécommandé pour rester un peu éveillé après l'envoi de ces données à la sonde Mars Odyssey juste avant le coucher du soleil. Ce petit panorama a été obtenu avec des filtres couleur de 750 nm, 530 nm et 430 nm.

Cette combinaison de filtres permet des images en fausse couleur semblables à ce qu'un oeil humain verrait, mais avec les couleurs légèrement accentuées. Sur cette image, nous percevons la lueur bleuâtre dans le ciel au-dessus du Soleil comme si nous y étions, mais un artefact de la caméra infrarouge, avec cette combinaison de filtre, exagère la rougeur du ciel à l'horizon, comparé aux couleurs du ciel en journée. Puisque Mars est plus loin du Soleil que la Terre, le Soleil a un diamètre apparent des 2/3 de ce qu'il est vu depuis la Terre. Le terrain au premier plan est l'affleurement rocheux " Jibsheet " dans les collines Columbia, une structure que Spirit avait étudié pendant plusieurs semaines. Le plancher du cratère Gusev est visible au loin et le Soleil disparaît derrière la paroi de Gusev à environ 80 kilomètres de distance.

Cette mosaïque est encore un autre exemple de la beauté du théâtre martien qui nous donne également une information scientifique importante. Spécifiquement, des images de coucher du Soleil et du crépuscule sont de temps en temps acquises par l'équipe scientifique pour déterminer comment les poussières se comportent dans la haute atmosphère et pour rechercher les nuages de poussière ou de glace. D'autres images ont prouvé que la lueur crépusculaire demeure visible, mais de plus en plus plus faible, jusqu'à deux heures avant lever ou après coucher du Soleil. Le long crépuscule martien (comparé à celui de la Terre) est provoqué par la lumière du Soleil dispersée autour au côté nocturne de la planète par la poussière abondante qui règne aux altitudes élevées. De longs crépuscules semblables ou des levers et des couchers du Soleil rougeoyants se produisent parfois sur Terre quand les grains minuscules de poussière, qui sont éjectés des volcans (ex ceux du Pinatubo aux Philippines, le 15 juin 1991), se dispersent dans la haute atmosphère où le ciel est resté très rouge au couchant, pendant de longs mois, sous nos latitudes.

Les vallées Dao Vallis et Niger Vallis

Lors de l'orbite 528, la caméra stéréo haute résolution à bord de Mars Express a filmé les vallées Dao Vallis et Niger Vallis avec une résolution de 40 m/pxl. Ces vallées sont à la lisière de la zone volcanique Hesperia Planum et du bassin Hellas, par 32° sud et 93° ouest.

Le canal d'écoulement, qui caractérise la vallée, est large, par endroits, d'une quarantaine de km. La partie nord-ouest est plus profonde de 200 m que la sortie. Tandis que la zone la plus au nord de Dao Vallis est profonde, dans sa partie médiane, de 2 400 m, la partie la plus au sud de Niger Vallis est moins profonde de 1 000 m. C'est pour cela que Niger Vallis a un plancher significativement chaotique. Dao Vallis est essentiellement dominée de structures en bassins et de fractures en terrasse, montrant un fond de vallée, avec de nombreux "vestiges montagneux", érodé dans sa partie interne. Les vallées sont entaillées dans une région qui appartient encore à la paroi sud du volcan Hadriaca Patera. A la surface, nous reconnaissons des traces de nombreux flots de lave et peut-être aussi des déversoirs.

Kasei Vallis

Il semblerait que ce soit le plus grand chenal, avec ses 3 000 km, creusé par l'eau. Il rejoint une structure d'effondrement au nord de Valles Marineris. Les boues très liquides ont suivi le sens de la pente. Avec le temps, le flot a davantage raviné le sol, le creusant en profondeur, puis a tourné vers l'est pour se perdre dans Chryse Planitia.

Les plaines du nord révèlent de nombreuses traces d'événements violents tels que écoulements de boues et de laves, fractures, cratères.

http://www.esa.int/images/0061_context_L.jpg

La vue ci-dessous est un gros plan de l'image ci-dessus. Elle fut prise à l'aplomb, depuis une altitude de 272 km, par la caméra de Mars Express, le 29 janvier 2004. Elle montre une partie de l'impressionnante embouchure de la plus grande vallée martienne, Kasei Vallis. La résolution est de 12 m/pxl. La centre de l'image est à 29,8°N et 309°E. L'image couvre 130 km et le nord est en haut. C'est une vallée géante que les scientifiques supposent avoir été creusée par des glaciers géants ou par des fontes colossales ou les deux, il y a peut-être 1 milliard d'années et qui correspondent aux Jökulhlaups sur Terre. Ce mot islandais traduit une inondation catastrophique par le déversement d'un lac subglaciaire, causé par exemple par le volcanisme. En effet, Kasei Vallis aurait peut-être été formée au départ par le vidage catastrophique d'énormes volumes d'eau souterraine, qui ont entraîné des écoulements torrentiels de boues. Il est possible que plusieurs dizaines de milliers d'années furent nécessaires pour former un tel chenal.

http://www.dlr.de/mars-express/images/180204/018-170204_1-0061_01-6-v-270-072.jpg
Copyright ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

La couleur d'un noir bleuté provient des sédiments et les bandes claires, qui vont du nord-est vers le sud-ouest indiquant un vent fort. L'image fut choisie d'une part en raison des diverses formes impressionnantes causées par l'érosion dans la vallée, d'autre part, elle indique aussi, combien est problématique une grande partie de la poussière atmosphérique pour voir des couleurs proches de la réalité.

http://esamultimedia.esa.int/images/marsexpress/KaseiValles02_H.jpg
Copyright ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Les parois de Kasei Vallis, montrant de nombreuses traces d'érosion glaciaire interprétées comme étant causées par le déplacement des glaciers, dépassent les 4 000 m de hauteur. C'est une grande découverte qui va à l'encontre de ce que pensaient les chercheurs auparavant.

Le glacier qui a causé la vallée a été alimenté par l'eau de la région d'Echus Chasma, qui a jailli du sous-sol par activité volcanique. L'eau aurait été libérée lors d'éruption de lave à une époque récente (peu de cratères), il y a peut-être 20 millions d'années.

http://esamultimedia.esa.int/images/marsexpress/EchusChasma_H.jpg
Copyright ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

Perspective sur Echus Chasma

Echus Chasma (coin supérieur gauche de la carte ci-dessous) est la source de Kasei Valles. L'image ci-dessus a été prise par Mars Express à partir de la caméra stéréoscopique à haute résolution, durant l'orbite 97. Elle montre que l'eau liquide était présente il y a peut-être plusieurs milliards d'années. L'eau jaillissaient de gigantesques cascades hautes de 4 000 m pour s'écouler ensuite dans la vallée qui menait à un lac. Plus tard, lorsque Mars se refroidit, le lac gela et les glaciers se formèrent, creusant Kasei Vallis très profondément. De gigantesques effondrements sont visibles. Le Mt-Blanc tiendrait facilement dans cette vallée.

Dépôts sédimentaires ?

Un des premiers buts de Mars Global Surveyor, atteint dès le début des investigations en mars 1997, était de découvrir des affleurements de roches sédimentaires, atteignant les profondeurs de la croûte martienne, sur les parois de Valles Marineris. Depuis cette période, des milliers d'images ont révélé des roches sédimentaires dans des endroits variés, fonds de cratères, intérieurs de canyons, escarpements exposés par accidents de terrains.

http://www.msss.com/mars_images/moc/dec00_seds/wcandor/FHA-01278suba.jpg

L'image ci-dessus, en haute résolution, fut la première reçue par les scientifiques de la caméra de Mars Global Surveyor qui fit voir la grande histoire des roches sédimentaires martiennes. La surface couverte est de 1,5 km sur 2,9 km et se situe dans la partie sud-ouest de Candor Chasma. Les images de Viking et de Mariner 9 n'avaient pas permis de voir ces couches sédimentaires, ce qui provoqua une énorme surprise parmi les scientifiques à la vue de ces images. L'image indique que le plancher de la partie occidentale de Candor Chasma, à cet endroit, est en effet composé de couches. Ce qui est le plus frappant dans cette image est le grand nombre et l'uniformité des couches ou lits. Il y a plus de 100 lits dans cette zone et chacun à environ la même épaisseur estimée à une dizaine de mètres.

Chaque couche a une surface en pente relativement douce et chacune doit être assez résistante pour former des falaises aux bords raides. Les couches indiquent le changement. Ce que nous voyons ici, des lits aux propriétés similaires et de la même épaisseur répétés plus de 100 fois, suggèrent que les dépôts de matériaux qui ont fait ses couches furent interrompus à intervalles réguliers ou épisodiques. Sur Terre, de tels structures indiquent habituellement des sédiments déposés dans un environnement sous-marin dynamique. Sur Mars de tels structures pourrait bien indiquer que des matériaux se sont déposés dans un lac ou une mer peu profonde.

D'autres images suggèrent que ces couches n'auraient pas été formées dans un lac de Candor Chasma, mais à la place, auraient été déposées dans un cratère ou un bassin qui existait avant qu'une faille forma Candor Chasma. Cependant, les chercheurs ne sont pas certains que ces structures ont réellement été formées sous l'eau, parce qu'il est possible qu'il y ait eu uniquement des processus qui se sont produits dans un passé éloigné qui imiteraient le modèle de sédimentation dans l'eau. Par exemple, si l'atmosphère martienne d'autrefois était plus dense qu'aujourd'hui et si la pression atmosphérique de la planète changeait selon une base cyclique, comme aujourd'hui, alors, il est possible que ces matériaux soient simplement des dépôts de poussières qui furent plus tard ensevelis et cimentés pour créer des roches en forme de falaises.

Anciennes roches sédimentaires dans le cratère Schiaparelli
Photo: NASA/JPL/Malin Space Science Systems
http://spaceflightnow.com/news/n0111/02marsancient/

Cet exemple spectaculaire pris par la caméra en 2001 a été découvert sur le plancher d'un cratère d'impact, localisé au nord-ouest du bassin Schiaparelli (0,15°N et 345,6°W). Cette image couvre une surface approximative de 3 km de large. L'éclairage solaire vient d'en haut à gauche.

Les couches d'épaisseur et d'apparence uniforme font penser que ce sont des matériaux d'anciens sédiments, peut-être déposés dans l'eau, ou bien par le vent. Le vent a, plus tard, érodé et exposé les couches. Des raies sombres sur le sable, dans la partie centrale inférieure, et les ondulations en demies teintes emportées par le vent dominent le centre et la partie en haut et à droite.

Meridiani Planum

Il y a beaucoup de signes sur la présence de l'eau dans un passé lointain, cachée dans le sous-sol de la planète rouge comprenant des inondations catastrophiques, des coulées, des couches sédimentaires... et l'hématite. L'hématite a la même formule (Fe₂O₃) que sa cousine la rouille, mais une structure cristalline différente. La rouille est composée de grains minuscules de quelques centaines de nanomètres à quelques micromètres, tandis que les grains d'hématite sont gros comme des grains de sable. C'est un oxyde de fer qui sur Terre, se forme toujours dans un environnement contenant de l'eau liquide. Aujourd'hui Mars est très aride, alors, comment l'hématite est-il arrivé là ? Y avait-il de l'eau à cet endroit ? Si oui, où a-t-elle disparu ? La surface estimée de cette zone serait de 330 000 km².

Il y a 5 ou 6 hypothèses qui permettent d’expliquer la présence d’hématite sur Mars, mais aucune ne met tout le monde d’accord " reconnaît John Grant, le coordinateur scientifique des sites d’atterrissage martiens. " Il faut donc nous y rendre pour découvrir laquelle est la bonne ".

Une possibilité serait par exemple que l’hématite fut produite directement à partir de laves riches en fer, un processus qui permettrait de se passer de l’hypothèse de l’eau liquide. Mais si cette dernière est bien impliquée – ce qui est considéré comme très probable – alors l’hématite s’est soit formé lorsque l’eau contenue dans les terrains martiens a diffusé au travers de couches de cendres volcaniques, soit plus probablement à partir des eaux riches en fer d’un ancien lac disparu depuis bien longtemps.

En 1998, le spectromètre infrarouge de Mars Global Surveyor a détecté de substantiels dépôts d'hématite proche de l'équateur martien, dans un région large de 500 km, appelée Sinus Meridiani. La découverte a soulevé la possibilité que les chauds printemps étaient par le passé plus actifs.

C'est pour cela qu'Opportunity s'est posé dans une région proche de l'équateur, Meridiani Planum. Meridiani planum intéresse les scientifiques car cette vaste plaine, une des plus plates du Système solaire, contient d'anciennes couches d'hématites. Elle évoque le fond d'un lac. C'est la première fois qu'une mission est choisie en fonction de la minéralogie.

Opportunity est arrivé le 24 janvier 2004. Au cours de la descente, lorsque la sonde s'est approchée du sol, les vents ont changé son cours de l'est vers le nord, selon l'analyse des données enregistrées pendant l'atterrissage. " C'est comme si le cratère Eagle nous attiraient d'une façon ou d'une autre, " a dit le Dr. Andrew Johnson, ingénieur au JPL. La sonde a rebondi 26 fois et a roulé sur environ 200 mètres avant de venir se poser à l'intérieur du cratère, dont l'affleurement représente une aubaine pour des géologues de la mission.

Voici déjà plus de 550 jours (juillet 2005) que les rovers Spirit et Opportunity se sont posés sur Mars. L'image de Mars Global Surveyor nous montre le site d'atterrissage d'Opportunity sur Meridiani Planum. C'est une grande plaine désertique où la lassitude guettera peut-être les futurs visiteurs. Sur cette image prise au sol 91 (26 avril 2004), un oeil averti remarquera les traces d'Opportunity. C'est le premier jour de la première mission étendue. A ce moment-là, nul ne pensait que plus d'un an plus tard, les petits véhicules fonctionneraient toujours. Opportunity venait de visiter le cratère Fram et se dirigeait vers le cratère Endurance, où il resta 6 mois. Nous pouvons distinguer le rover sur cette vue prise à 400 km d'altitude.

Pour réaliser cette image, un traitement spécial a été nécessaire permettant d'améliorer la résolution dans un rapport de trois par compensation de l'espacement entre pixels.

http://marsrovers.jpl.nasa.gov/gallery/press/opportunity/20050124a/R1602188annot100-B357R1_br.jpg

Les traces faites par Opportunity sur la surface sablonneuse de Meridiani Planum ne sont pas aussi visibles en orbite que celles de Spirit dans le cratère Gusev. Une surface plus poussiéreuse accroît le contraste entre les traces et les surfaces environnantes. De ce fait, quelques portions des traces faites par Opportunity ne sont pas visibles sur cette image. La lumière du Soleil éclaire la scène par la gauche. Le nord est en haut de l'image. Le cratère Endurance, dominant la moitié droite de l'image, mesure environ 130 mètres de diamètre.

Hématite

L'hématite, un oxyde identifié pour la première fois par Mars Global Surveyor, se forme souvent en présence d'eau. L'hématite est présente sous forme de billes minuscules de quelques millimètres de diamètre. Dans l'édition de juillet 2005 de "Pour la Science", Philip Christensen nous dit que les roches contenant l'hématite, présentent dans Meridiani Planum, semblent être finement stratifiées et érodées. Elles se situent dans des zones plus anciennes, constellées de cratères, ce qui suggère un dépôt sédimentaire. Ces billes furent trouvées dans des canaux préexistants ainsi que dans des régions basses, suggérant un dépôt dans un écoulement d'eau (des cendres volcaniques ou des poussières portées par les vents auraient recouvert l'ensemble du paysage). Elles se seraient formées plus tardivement que Burns Cliff à partir des fluides riches en fer qui circulaient dans les sédiments. Il ajoute que dans Valles Marineris, des dépressions abritent de fines couches de roches tendres où l'hématite est présente, configuration compatible avec une eau stagnante.

Philip Christensen - Pour la Science n° 333 p 29 - juillet 2005

Sulfates

Opportunity a trouvé des preuves de la présence de l'eau sur Meridiani Planum dans un passé lointain, dans le cratère Eagle. Pour la première fois, des roches sédimentaires furent découvertes. Elles contiennent de grandes quantités de sulfates, environ 30% de leur masse, que seule l'évaporation d'une eau riche en soufre peut en rendre compte. De façon similaire, les poussières de Valles Marineris recèlent des quantités de sulfates tout comme les autres zones équatoriales. C'est un indice révélateur de sédiments recouverts d'eau.

Philip Christensen - Pour la Science n° 333 p 29 - juillet 2005

Carbonates

Si Mars a été jadis plus chaude et plus humide, elle devrait posséder d'épaisses couches de carbonates. Cependant aucune couche ne fut découverte. Cela signifierait que tout océan passé était froid, éphémère, couvert de glace ou encore hostile aux carbonates. La poussière martienne, omniprésente, contient, certes des carbonates, mais en petites quantités, sans doute formés par interaction directe avec la vapeur d'eau atmosphérique, plutôt qu'au contact d'eau de surface.

Le 26 octobre 2005, un article du CNRS nous informait que des résultats acquis récemment par le télescope ISO (Infrared Space Observatory) ont mis en évidence des signatures spectrales caractéristiques de carbonates autour d'étoiles en fin de vie et de proto-étoiles, suggérant l'éventualité de la présence d'eau liquide à l'extérieur de notre système solaire. Grâce à un nouveau dispositif expérimental susceptible de reproduire au laboratoire les processus de condensation hors-équilibre se produisant dans ces environnements astrophysiques, des chercheurs du CRPG ont montré que la condensation de carbonates était possible à partir d'un gaz de composition élémentaire cosmique, en absence d'eau liquide mais en présence de vapeur d'eau et de dioxyde de carbone gazeux, deux molécules aisément détectées par ISO dans ce type d'environnements circumstellaires. La future détection de carbonates extra-solaires n'implique donc plus nécessairement la présence d'eau liquide. L'utilisation de la détection de carbonates dans notre galaxie comme traceur d'environnements favorables à l'apparition de la vie est dès lors fortement remise en cause.

Faut-il en conclure que c'est la même chose sur Mars ?

http://www.insu.cnrs.fr/web/article/art.php?art=1600

Jarosite

Un étudiant du Virgina Tech a publié son étude dans la revue Nature en octobre 2004 qui montre que Mars n'a probablement eu de l'eau liquide que jusqu'à un certain point et seulement durant peu de temps, géologiquement parlant.

Megan Elwood Madden de Jacksonville, Illinois, étudiant diplômé en géosciences sous la direction de Donald Rimstidt, professeur de géosciences tous les deux au Collège scientifique ont publié dans l'édition de Nature du 14 octobre 2004 que la jarosite , ci-contre, (KFe₃(SO₄)₂(OH)₆ est un sulfate qui peut-être associé à l'hématite) est un indicateur de l'eau laquelle est un facteur d'érosion chimique sur Mars, selon le communiqué de Presse de Nature.

Le rover Opportunity a trouvé de la jarosite dans la roche "el capitan" ci-dessous, et probablement du gypse sur la surface de Mars, qui seraient une preuve supplémentaire de l'existence de l'eau dans un passé lointain car ces minéraux se forment dans un environnement humide, toujours selon l'article de Nature.

El Capitan, la croix 'X' indique la cible du RAT
Image Credit: NASA/JPL

D'autre part pour Elwood Madden, il y a longtemps que les scientifiques savent que le basalte serait une roche commune sur Mars et les météorites. En modélisant par ordinateur les données thermodynamiques pour déterminer le type de minéraux qui se forment par réactions entre la roche et l'eau, Elwood Madden a regardé comment les basaltes survivent ou réagissent avec de l'eau, dans les conditions trouvées sur Mars et a utilisé les résultats pour interpréter comment la jarosite et le gypse pourraient avoir été formés. Ils pensent que la jarosite a probablement été formée à partir d'une réaction de basalte avec de l'eau liquide.

Cependant, la jarosite est préservée seulement dans des régions arides. Selon Elwood Madden et Rimstidt, la jarosite ne se forme que lorsque seulement des réactions en petites quantités se produisent et se décompose complètement s'il y a plus d'eau disponible. Pour Elwood Madden ceci démontre que la réaction sur Mars a manqué de l'eau. Et Rimstidt ajoute qu'il n'y avait pas assez d'eau ou bien elle a disparu rapidement. Pour Elwood Madden, Bodnar et Rimstidt cela signifie que l'eau, dans laquelle les minéraux se sont formés, s'est rapidement évaporée ou infiltrée dans le sous-sol.

Puisque l'eau est essentielle à la vie, la découverte pourrait avoir des implications sur son temps passé sur Mars et la probabilité de découvrir des organismes vivants. Pour Rimstidt, il n'y a certainement plus aucune chance de trouver des organismes vivants aujourd'hui, mais il est impossible de dire s'il y a eu assez d'eau et pendant combien de temps.

Quant à la quantité d'eau qui a coulé sur Mars, les chercheurs ne savent pas s'il y en avait une grande quantité pendant une courte période ou une petite pendant une plus longue période. Rimstidt ajoute que cependant, ils peuvent dire s'il y a eu une fenêtre géologiquement courte dans laquelle l'eau liquide était présente, suggérant qu'il y ait également eu une période de temps limitée où les conditions ont pu avoir été hospitalières pour la vie. Les chercheurs présenteront leurs résultats en novembre à la conférence de la Geological Society of America à Denver.

Autres minéraux

"La goethite, de la classe des hydroxydes, comme la jarosite découverte par Opportunity dans "El Capitan" , est la plus sérieuse des preuves d'une activité hydraulique" a déclaré le Dr. Goestar Klingelhoefer de l'université de Mayence en Allemagne, responsable scientifique pour l'analyse du minerai de fer sur chaque rover avec le spectromètre Moessbauer. La goethite, constituée d'hydrogène, d'oxygène et de fer, se forme seulement en présence d'eau soit sous forme liquide, de glace ou de vapeur. Spirit en a également découvert dans une roche baptisée "Clovis".

Les argiles, liés à la présence de l'eau, sont également rares sur Mars. Tous ces indices s'accordent avec la présence généralisée de minéraux dégradés par l'eau, tels l'olivine et le pyroxène, pour dresser le portrait d'une planète majoritairement sèche.

Signatures martiennes

Par bonheur pour les scientifiques, Opportunity s'est posé dans un petit cratère de 22 m de diamètre, le cratère Eagle, dans lequel de l'hématite fut découvert. Il se trouve par 1,95° S et 354,47° E, à l'opposé du site de Spirit qui se trouve par 14,57° S et 175,47° E.

Nous voyons le cratère ainsi que la plateforme d'atterrissage. Le rover a réalisé cette image sur le bord du cratère, après en avoir étudié l'intérieur pendant plusieurs semaines.

Cette carte, créée à partir des données du mini spectromètre infrarouge TES d'Opportunity, montre l'abondance de l'hématite détectée par l'instrument, à l'intérieur du cratère Eagle dans lequel le rover s'est posé. La carte de l'abondance l'hématite a été mise en surimpression sur une image de la caméra de navigation pour indiquer les zones de localisation. L'abondance a été codée en allant de la plus faible (bleu) à une abondance de 20% (rouge). Chaque cercle indique une zone de mesure et fournit une visualisation du surprenant résultat.

Sur Terre ou sur Mars, les roches sédimentaires fournissent un enregistrement des environnements passés. Naturellement, il est difficile de lire l'enregistrement sans pouvoir visiter le site. Cependant, la caméra de Mars Global Surveyor (MGS) a révélé des centaines de lieux où se trouvent des roches sédimentaires. Le cratère Eagle, ci-dessus, affiche des centaines de couches d'épaisseur similaire et de propriétés physiques identiques. Certains chercheurs ont spéculé que ces couches peuvent être le résultat de l'évaporation d'un lac ou d'une mer ancienne.

Mars est une planète tellurique avec un passé volcanique, mais les nouvelles découvertes montrent qu'elle est plus complexe et plus active à certains endroits que ce que les chercheurs pensaient.

Pour découvrir ces lieux, cependant, il faut être plus rusé qu'observateur des paysages tels que les vallées ou le lit des lacs ou des fleuves ou bien chercheur de minerais spécifiques.

Pour Philip Christensen, responsable du spectromètre infrarouge (TES) de Mars Global Surveyor (MGS) et de l'imageur infrarouge (THEMIS) de Mars Odyssey ainsi que scientifique du mini TES des rovers Spirit et Opportunity, le contexte est un tout.

Il y a eu beaucoup d'enthousiasme à la recherche des structures ou des minerais spécifiques, mais THEMIS, ainsi que TES, donne une vue d'ensemble en trouvant tous les minerais. Ils donnent la géologie fondamentale de l'endroit.

Christensen a rédigé un papier dans Nature du 6 juillet 2005 décrivant comment un examen détaillé des minerais à la surface de la Planète Rouge, en utilisant les données de THEMIS et de TES, donne des résultats surprenant dans certains lieux bien localisés.

Tandis que les missions en cours ont largement prouvé que dans un passé éloigné Mars a pu avoir eu un lac ou deux, les cartographies sur plusieurs orbites différentes ont trouvé une planète riche en basalte, produit d'une histoire volcanique ancienne. Géologiquement, elle semble être une simple planète à grande échelle, mais localement elle montre une bien plus grande complexité.

"A partir de ce que nous avons vu jusqu'à ce jour (8/7/05), on imaginerait aller sur Mars et ne voir que du basalte" a dit Christensen et il ajoute: "De nombreux indices ont montré que la planète avait été active très tôt, avec la création des grands volcans qui se sont éteints depuis, du moins le pensons nous ! Mais quand nous avons regardé plus soigneusement nous avons vu qu'il y a d'autres endroits... Quand vous regardez la géologie de ces zones, il y a autant de diversité que sur la Terre. Une fois que vous obtenez un aperçu de cette complexité, vous vous rendez compte qu'il y a un monde très complexe sous le basalte".

Christensen et son équipe ont trouvé des dépôts localisés montrant une distribution de minéraux volcaniques, rivalisant avec la diversité terrestre, à partir des roches volcaniques primitives allant des basaltes riches en olivine aux roches riches en silice comme des granits. La diversité des minéraux volcaniques est importante, car elle implique que les roches de surface ont continué à être façonnées de nombreuses fois sur des périodes plus ou moins longues. Ainsi en fondant le manteau on obtient de l'olivine, qui se transforme en basalte lors d'une nouvelle fonte, qui se transforme en andésite lors d'une nouvelle fonte, qui se transforme en dacite à la fonte suivante, puis en granit . A chaque fonte, la silice se dégage en premier, pour se raffiner de plus en plus, lors de la fonte suivante.

Sur Terre, une telle évolution minérale se produit généralement dans les roches volcaniques primitives qui retournent à nouveau dans la croûte terrestre, refondues et raffinées plus rapidement comme la silice séparée du matériau d'origine, un processus connu sous le nom de fractionnement minéral.

Mars, à l'inverse de la Terre, possède une croûte plus épaisse donc pas de plaques pour la recycler. Cependant les résultats de Christensen montrent que, comme la Terre, Mars a évolué et peut encore évoluer sous la surface.

Mars est une planète plus compliquée que prévu - la géologie a évolué par intermittence dans le temps. Bien qu'ils ne soient pas répandus, de la dacite (appelé aussi basalte vitreux) et du granit ont été trouvés. Les granits prennent naissance grâce aux énormes pressions qui se créent sous le poids d'un volcan. A partir d'une certaine taille, la pression fait fondre les minéraux situés en profondeur, notamment les basaltes qui se transforment en granit.

Ce sont d'assez petits événements. Sur Terre, nous avons des variétés de montagnes faites en granit, sur Mars il a été trouvé jusqu'ici seulement une paire de globules. Ce n'est pas comme sur Terre avec l'ampleur de l'évolution géologique, mais Mars serait comme la Terre dans des lieux bien localisés. Cela nous est caché, pour l'instant, mais c'est une planète sophistiquée en évolution.

Parce que les zones où les roches volcaniques évoluées sont peu nombreuses, il faut utiliser la caméra multispectrale à haute résolution THEMIS (résolution 100 m) de Mars Odyssey pour trouver des minéraux depuis une orbite, en utilisant la signature spécifique de chaque zone.

Les cartes minéralogiques sont 1500 fois plus détaillées que celles du TES, bien que le spectromètre infrarouge (avec sa résolution de 3 000 m) détecte une gamme beaucoup plus détaillée d'émissions infrarouges, le rendant plus sensible à différentes compositions minérales.

THEMIS identifie un secteur, puis les rovers iront sur place pour affiner la recherche. Finalement sera trouvé ce qui au départ était un simple pixel sur TES. Les 2 instruments sont faits pour travailler ensemble.

Bien que la cartographie martienne ait débuté il y a de nombreuses années, le plus intéressant reste à venir et à explorer.

Si vous vidiez les océans terrestres et les regardiez depuis l'espace, vous tireriez probablement la même conclusion: une planète silencieuse et basaltique. Mais puis, si vous recherchiez soigneusement, vous pourriez trouver Yellowstone et vous rendre compte qu'il y avait un terrain sous la surface que vous ne soupçonniez pas auparavant. Nous en sommes au stade où nous regardons Mars.

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Les abords du cratère Endurance. Nous voyons les éjectats créés lors de l'impact.

Burns Cliff

Burns Cliff doit son nom au défunt scientifique Roger Burns, qui fut un des premiers à évoquer l'importance du sulfate et de la jarosite (famille des sulfates) (KFe₃³⁺(SO₄)₂(OH)₆) et membre du groupe des alunines, dans l'étude de l'histoire géologique de Mars.

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Burns cliff et le dessin d'Opportunity, afin de montrer l'amplitude de la parois.

Les ingénieurs à la NASA savaient qu'ils prenaient un risque lorsqu'ils envoyèrent Opportunity dans le cratère Endurance, grand comme un stade, parce qu'il a des bords assez raides. La sortie Est ,qui avait été prévue, possédait d'une part, une pente trop raide (> 30°) et d'autre part, elle était couverte de sable que le rover ne pouvait pas traverser. Opportunity a dû faire un retour en arrière et repartir par où il est entré.

Avant de repartir, Opportunity a examiné l'escarpement rocheux appelé "Burns Cliff" qui mesure 8 à 10 m de hauteur. De cet endroit, à gauche du pied de la falaise, le rover utilisa la caméra panoramique et le mini spectromètre thermique pour collecter des informations avec lesquelles les scientifiques espèrent déterminer si certaines couches furent déposées par le vent ou bien par de l'eau. Le rover ne pourra pas atteindre une zone, à l'est, éloignée d'environ 15 m, où 2 couches à des angle différents se réunissent à la base de la falaise.

"Nous avons exploité le rover au maximum de ses possibilités et nous avons finalement atteint un endroit où nous allons pouvoir répondre aux questions que nous nous sommes posés sur cet emplacement pendant des mois, mais après y être arrivé, il est temps d'en faire le tour. Aller plus loin pourrait nous couper notre ligne de retraite et ce n'est pas ce que l'équipe veut faire a déclaré le Dr. Steve Squyres, un des responsables du rover à l'université de Cornell, Ithaca, N.y.

Opportunity est entré dans le cratère le 8 juin 2004 à partir du site "Karatepe" le long du bord sud. A l'intérieur du cratère, il a trouvé et examiné de multiples couches de roches qui mettent en évidence, dans ce secteur, un environnement humide dans le passé.

Les couches visibles se présentent sous la forme d'une série de dunes de sable mouillées par des eaux de surface et souterraines. Elles comportent de nombreux grains de sulfates formés par l'évaporation d'eau stagnante, peut-être dans les dépressions entre les dunes. En comparant aux modèles terrestres, les chercheurs évaluent la durée de formation centaines de milliers d'années.

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Traces de sulfates en rouge dans le cratère Endurance.

Gros plan sur "Burns Cliff"

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"Burns Cliff" durant le 277e sol (Nov. 3, 2004). Nous voyons une partie du chaos régnant dans l'affleurement rocheux sur le sommet de la paroi interne du cratère Endurance grâce à la caméra panoramique. Cet affleurement a été étudié minutieusement car il a révélé de nombreuses traces de sédimentation, notamment visibles sur certaines roches et le flanc. D'autre part des sédiments riches en sulfates y furent découverts. Le rover se faufila le long de la paroi pour trouver un chemin de sortie du cratère. L'équipe de pilotage fut contrainte de renoncer à sortir de ce côté, la pente devenant trop importante, non sans avoir étudié les roches. La sortie fut effectuée du côté de l'entrée. Sur cette vue, la pente est de 30°.

La sédimentation pourrait avoir été provoquée par de l'eau qui s'évapora lentement au fil des années, voire des siècles, à moins que ce fut provoqué par des tourbillons de vent à l'intérieur du cratère.

Insaisissable 'Tipuna'

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Sur la route de sortie du cratère Endurance, Opportunity a fait des observations le long de la paroi du cratère, un chemin plein de révélations géologiques. Une différence apparente a immédiatement attiré l'attention des scientifiques: les roches claires et les roches sombres le long du bord. La roche baptisée "Tipuna" repose juste sous la ligne de division, dans une zone sombre. La caméra panoramique a pris cette image au sol 306 (3 décembre 2004). Le gros plan révèle un complexe en couches qui pourrait être occasionné par de l'eau ou des dépôts éoliens. Grâce à l'outil capable d'abraser les roches (RAT - Rock Abrasion Tool) les scientifiques ont pu analyser les roches à proximité et l'intérieur de Tipuna.

Merveilleuse Wopmay

Munissez-vous d'une paire de lunettes stéréoscopiques équipées de 2 filtres un rouge (oeil gauche) et un bleu (oeil droite) pour admirer cette image. Attendre plusieurs secondes pour que les yeux s'habituent.

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Ci-dessus, l' image stéréoscopique nous montre une inhabituelle roche granuleuse baptisée "Wopmay", qui fut découverte au pied de Burns Cliff du cratère Endurance (ci-contre). Cette image fut prise au cours du sol 250 (6 octobre 2004). Opportunity est resté plusieurs jours autour de cette roche pour l'étudier avec les outils du bras robotisé.

Le nom fait référence à Wilfrid Reid "Wop"May, un pilote canadien. Les scientifiques pensent que les zones de Wopmay, tout comme les traits d'" Escher " et d'autres roches au fond du cratère "Endurance", peuvent être liés à un processus de fissures et d'érosion, probablement provoqués par exposition à l'eau. Les zones entre les fissures semblent avoir été érodées donnant un aspect grumeleux.

Wopmay mesure 1 m dans sa partie la plus large.

Escher

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Opportunity a pris, le 24 août 2004 au 208e sol, une image en fausse couleur d'une roche surnommée "Escher", sur les pentes sud-ouest du cratère Endurance. Les scientifiques pensent que les fractures de la roche, qui divisent la surface en polygones, peuvent avoir été provoquées par un ou plusieurs processus. Par exemple, par l'impact qui a créé le cratère Endurance ou bien elles peuvent avoir été produites quand le reste de l'eau s'est évaporée. Une troisième possibilité est que beaucoup plus tard, après que la roche se soit formée et après que le cratère fut créé, la roche s'est humidifiée, puis l'eau s'est évaporée et la roche s'est fissurée. Opportunity a passé les 14 derniers sols à étudier Escher et d'autres roches semblables avec ses instruments scientifiques. Les scientifiques, après avoir découvert que les roches au fond du cratère furent plus modifiées que les roches avoisinantes, en ont déduit que l'eau pourrait en être la cause. La roche "Escher" a été comparée à la roche" Virginia". Avant que le rover ait creusé un trou dans les roches, les niveaux relatifs de chlore d'Escher sont plus élevés que ceux de Virginia, tandis que le soufre est à un niveau plus bas. Ceci implique que la surface d'Escher a été plus modifiée chimiquement que celle de Virginia. Actuellement les scientifiques étudient le rôle que l'eau aurait pu joué. Les scientifiques espèrent que l'étude de "Wopmay" aidera à trouver une explication. Une sorte de preuve que Wopmay pourrait ajouter, en cas de conditions humides après que le cratère fut formé, serait une croûte de mineraux hydrosolubles.

L'accumulation de gel fondant partiellement pendant des changements climatiques serait une source possible d'humidité, Mars ayant vacillé plusieurs fois sur son axe de rotation au cours de cycles millénaires. Selon Grotzinger, la fonte de la glace ou bien un dégagement d'eau souterraine en assez grande quantité pour créer un petit lac dans le cratère serait possible.

Myrtilles

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L'image ci-dessus, en fausse couleur, prise par la caméra panoramique d'Opportunity, montre un champ de myrtilles alors que le rover se trouve au bord du cratère Endurance. Devant le rover, la pente, où sont répandues les myrtilles, contient une couche de roches découvertes qui recouvre la partie supérieure du cratère. Les scientifiques suspectent que cette couche fournisse des indices sur le lointain passé de Mars. Cette image, issue d'une mosaïque qui comporte des images prises de 10 positions différentes à l'aide de filtres centrés sur 750, 530 et 430 nanomètres, fut acquise sur au sol 131 (6 juin 2004).


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Les scientifiques sont à la recherche d'une recette pour les " myrtilles " qu'ils ont découvertes sur Mars. Prises avec une des caméras du rover au 45e sol (10 mars 2004), l'image ci-dessus à gauche montre un creux dans une roche en forme de bol baptisé "Berry Bowl" (le bol de myrtilles) contient de nombreuses sphérules mystérieuses, noires comme des myrtilles. L'image de droite est une vue microscopique du même secteur prise le lendemain. Le champ est de 3 cm.

Pour déterminer la composition chimique des myrtilles, les scientifiques ont analysé le secteur avec les spectromètres du rover. Le champ visuel du spectromètre X est environ égal au champ de l'image microscopique et le champ visuel du spectromètre de Mössbauer est environ la moitié de la taille de cette image, ainsi les spectromètres ont observé un mélange de sable, de roche et de myrtilles. Les myrtilles étaient trop petites pour être analysé individuellement. Les scientifiques ont pu discerner le spectre des myrtilles en soustrayant les spectres connus du sable et de la roche. Fondamentalement, trouver la recette des myrtilles c'est comme faire une recette à l'envers. Des mesures chimiques du sable avaient été prises auparavant et une mesure de la roche, dans un espace libre de myrtilles, fut prise avec les spectromètres au sol 48.

La "triple baie" vue au centre de l'image microscopique intriguent les scientifiques parce qu'elle montre la manière dont les myrtilles se sont formées. Les sphérules formées à partir d'impacts ou de volcans n'ont pas tendance à se former ensemble comme les sphérules vues sur l'image microscopique. Les sphérules d'impacts ou de volcans s'arrondissent habituellement ou prennent la forme de larmes en volant dans les "airs" et gelant avant de toucher le sol. Toutes les gouttelettes de magma qui se combinent avec d'autres gouttelettes se développent habituellement en une simple masse de forme sphérique, d'haltère ou de larmes. En revanche, les concrétions ont pu former cette forme de triple baie. Des concrétions sont des structures minérales sphériques formées par des eaux souterraines filtrées par des roches poreuses. Sur Terre, lorsque des concrétions se développent l'une contre l'autre, leurs bords externes s'accolent souvent, donnant l'aspect d'une triple bulle de savon.

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Myrtilles dans le cratère Eagle
Images credit: NASA/JPL

Pour analyser séparément la teneur minéralogique des trois caractéristiques principales de ce secteur -- myrtilles, poussière et roche -- il était important que la brosse de l'outil d'abrasion (RAT) ait pu nettoyer une zone relativement libre de baies. Le balayage de la petite surface et la quantité de sphérules furent un défi pour les pilotes du rover et cela leur prit une dizaine de minutes. Aucun meulage de la roche ne fut nécessaire car les données spectrales obtenues sur la surface sans poussière étaient suffisantes pour vérifier que la composition chimique de la roche différait de manière significative des baies riches en hématite.

Le géologue responsable de la mission, S. Squyres, a déclaré que les sphères ont pu se former quand la roche fondue a été pulvérisée dans l'air par volcanisme ou par un impact météoritique. Ou, elles peuvent être des concrétions ou de la matière accumulée, constituées par des minéraux issus d'une solution telle que de l'eau répandue dans la roche.

Pour vous permettre d'être à même d'interpréter et de comprendre, voir le bref survol de ce que Pierre Thomas connaît sur des structures analogues sur Terre. En effet, une des bases de la planétologie comparée est d'essayer de trouver des équivalents terrestres à ce qu'on observe sur d'autres planètes.

Que connaît-on comme structures analogues sur Terre ? On en connaît beaucoup. Celle dont la taille est identique aux myrtilles martiennes sont appelées "pisolite". C'est une variété de calcite ou carbonate de calcium consistant en un agrégat de concrétions globulaires de la taille d'un petit pois.

La suite sur le site de Pierre Thomas professeur à l'ENS Lyon:
http://www.ens-lyon.fr/Planet-Terre/Infosciences/Planetologie/Description/Articles/marsspherules.html

Spirit au sommet de Husband Hill

Voici un panorama réalisé par Spirit au sommet de Husband Hill après une ascension qui dura 14 mois dans les collines Columbia. Cette vue spectaculaire montre un terrain, précédemment caché, au sud, où les membres de l'équipe espèrent y diriger Spirit. Après avoir vécu 581 sols sur le sol martien, Spirit avait parcouru 4 810 mètres le 21 août 2005. Le rover n'est resté que 5 sols car il a encore beaucoup de travail à accomplir.

Le sommet est modérément plat et la navigation y fut facile. Les ingénieurs de la navigation prirent leur temps (12h) pour réaliser une vue panoramique.

Columbia Hills

Peu de temps après que Spirit ait débarqué, il a observé un groupe de sept collines à environ 3 kilomètres à l'est de son site d'atterrissage. La NASA a proposé d'appeler ce groupe " Colombia Hills " en hommage au dernier équipage de la navette spatiale Colombia qui explosa lors de son retour le 1er février 2003. La colline la plus haute commémore Rick Husband, le commandant de Colombia d'où son nom "Husband Hill".

Le vol STS 107 avait débuté le 16 janvier pour une mission de 15j22h11 min, afin de pratiquer des expériences scientifiques à bord du Spacehab. L'équipage était composé de 7 astronautes dont 6 américains et un israélien (5 hommes et 2 femmes). Ce furent:

http://spaceflightnow.com/mars/mera/images/040202columbiahills.jpg
Vision sur les Columbia Hills depuis le site d'atterrissage de Spirit.

Rick Husband (2e vol) commandant de la mission STS107, pilote d'essais et colonel de l'USAF,
William McCool (1er vol) co-pilote, pilote d'essais et commandant de la Navy,
Michael Anderson (2e vol) spécialiste de mission, pilote-instructeur et lieutenant-colonel de l'USAF,
David Brown (1er vol) spécialiste de mission, médecin militaire et capitaine de la Navy,
Ilan Ramon, israélien (1er vol d'un israélien) spécialiste de la charge utile, colonel de l'armée de l'air et les 2 femmes
Kalpana Chawla (2e vol) spécialiste de mission, ingénieur aéronautique et
Laurel Clark (1er vol) spécialiste de mission, médecin militaire et commandant de la Navy.

Les roches volcaniques couvrent la plaine sur laquelle a progressé Spirit en route vers ces collines à la recherche d'un passé humide. Quand Spirit a atteint le pied de ces collines, 5 mois après son atterrissage, il a immédiatement commencé à rechercher des roches trahissant la présence de l'eau autrefois.

L'ascension fut le but scientifique. Chaque fois que Spirit gagnait de l'altitude, des roches différentes étaient découvertes, ce qui ravit les géologues restaient sur Terre.

Le site d'atterrissage et les collines Colombia sont situés dans le cratère Gusev, une cuvette environ 150 kilomètres diamètre.

Le cratère a été choisi comme site pour Spirit, car la forme du terrain suggère qu'il fut, par le passé, un lac. Des dépôts volcaniques semblent avoir recouvert les indices du lit d'un lac ancien , mais les scientifiques pensent que les couches exposées, plus anciennes, ont été soulevées et inclinées par un impact météoritique ou tout autre événement.

De nombreux indices d'altération des roches dans un environnement aqueux ont été trouvés. L'ascension a donné un bon aperçu de l'inclinaison des couches.

Spirit et son jumeau Opportunity avait accompli en avril 2004 leur mission initiale de 3 mois. Depuis ils ont inspecté des centaines de points cibles et continuent leur aventure pour encore 1 année martienne (2 années terrestres) si tout va bien. La compréhension des diverses strates observées est équivalent à de multiples forages.

Au 686e sol (8 dec 2005) Spirit a parcouru 5 510 m et Opportunity, au 681e sol (23 dec 2005) 6 502 m.

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