I. Les caractéristiques de Mars
Introduction
Comme toutes les autres planètes de notre système solaire, Mars serait apparue il y a 4,6 milliards d’années lors de la condensation de la nébuleuse solaire. Néanmoins, étant trop éloignée du soleil, elle ne s’est pas formée de composés volatils tels que l’eau, le méthane ou l’ammoniac présents sur Terre mais de matériaux essentiellement ferreux ou silicatés. De plus sa haute teneur en soufre lui aurait constitué un noyau liquide de fer en fusion.
On distingue trois périodes géologiques martiennes :
-le Noachien
-l’Hespérien
-L’Amazonien
Selon l’échelle des temps sur laquelle on se base, ces périodes n’ont pas les mêmes limites. Il existe deux échelles des temps martiennes : l’échelle de Hartmann & Neukum et l’échelle de Hartmann standart.
Echelles des temps martiens
Mars est la quatrième planète de notre système solaire en partant du soleil. C’est une planète tellurique de masse et de superficie inférieure à la Terre. Elle est très différente de la Terre mais ne l’a pas toujours été. En effet, il semblerait que les conditions naturelles martiennes au Noachien aient été similaires à celles de la Terre à la même époque. Aujourd’hui c’est une planète aride, froide, avec une atmosphère très mince chargée de dioxyde de carbone où l’on ne trouve plus l’eau que sous forme solide.
les planètes de notre système solaire
Nous allons voir quelles sont les différences entre la Terre et Mars et essayer de comprendre d’où elles proviennent puisque les deux planètes étaient similaires à leur origine.
1. Le Noachien
Introduction
Le Noachien est la première des trois périodes des temps géologiques martiens. Elle tient son nom de Noachis Terra, une zone de l’hémisphère sud de Mars datant de cette époque et fortement cratérisée. Le Noachien s’étend de la formation de la planète il y a 4,6 milliards d’années jusqu’à 3,7 milliards d’années avant le présent selon l’échelle de Hartmann & Neukum, mais 3,5 milliards d’années selon celle de Hartmann standard.
Il semblerait que les conditions naturelles martiennes noachiennes étaient totalement différentes des conditions actuelles, et qu’au début de cette ère, Mars et la Terre étaient encore très semblables.
A. Champ magnétique et magnétosphère
Champ magnétique
Le champ magnétique global d’une planète est d’origine principalement interne. Il serait le résultat de la convection des fluides conducteurs composant la partie externe du noyau. Ce processus est appelé l’effet dynamo. Cet effet ne peut être maintenu que s’il existe un gradient thermique suffisant du noyau vers le manteau. Le noyau liquide et conducteur de Mars, supposé à l’origine de l’effet dynamo, aurait permis la présence d’un champ magnétique global de la planète au Noachien. Ce champ magnétique aujourd’hui disparu a été mis en évidence en 1998 par la sonde Mars Global Surveyor qui montra l’existence d’un magnétisme rémanent des terrains les plus anciens de la planète.
La sonde Mars Surveyvor global en orbite
Le paléomagnétisme des terrains austraux les plus anciens indique l’existence passée d’au moins un pôle magnétique martien au Noachien et confirme l’hypothèse du champ magnétique global. L’absence de paléomagnétisme au niveau des bassins d’Hellas et d’Argyre plaide pour la disparition de ce champ magnétique il y a 3,5 milliards d'années environ, date de création de ces bassins d'impact. Mais ce n’est pas une preuve : les roches en fusion du cratère peuvent s’être solidifiées trop rapidement pour que les éléments magnétiques qui les constituent ai eu le temps de s’aligner sur le champ magnétique martien.
L’absence de paléomagnétisme dans l’hémisphère nord pourrait s'expliquer par la collision d’une protoplanète de la taille de la lune quelques dizaines de millions d’années après la formation de la planète. L’impact aurait eu lieu au niveau de l’actuel pôle nord, entrainant ainsi la disparition du gradient thermique dans l’hémisphère nord. Sans le gradient thermique, l’effet dynamo s’annule et le magnétisme disparait, d’où l’absence de paléomagnétisme dans l’hémisphère nord, la dichotomie magnétique entre nord et sud et l’intensité exceptionnelle du magnétisme rémanent dans certaines parties de l’écorce de l’hémisphère sud.
Magnétosphère
La présence d’un champ magnétique global sur une planète permet l’existence d’une magnétosphère. On peut donc penser qu’au Noachien, Mars avait une magnétosphère. Elle aurait été idéale à la présence d’une atmosphère plus épaisse et plus tempérée qu’aujourd’hui, la protégeant du vent solaire.
B. Tectonique
A cette époque, Mars aurait connu un début de tectonique comme le prouve les bandes parallèles d’anomalies magnétiques mesurées par la sonde Mars Global Surveyor. On retrouve des anomalies semblables sur Terre au niveau de la croûte océanique, de chaque côté des dorsales. Cette structure du magnétisme montre une activité tectonique de divergence qui part de la dorsale. L’inversion de polarité entre chaque bande suppose aussi que le champ magnétique martien aurait connu des inversions de polarité, tout comme ce qui se serait passé sur Terre.
De plus, la présence d’eau liquide au Noachien (voir paragraphe sur l’eu) aurait favorisé cette tectonique en diminuant les frottements entre les plaques, jouant le rôle de l’eau sur Terre (l’absence de tectonique sur Vénus est expliquée par l’absence d’eau).
Cependant, contrairement aux anomalies terrestres, aucune symétrie n’est enregistrée sur Mars au niveau de ces bandes, ce qui laisse un doute quant à la théorie de la tectonique au Noachien.
Valles Marineris est la plus grande strucutre tectonique de Mars
C. Atmosphère et effet de serre
Atmosphère
Une autre particularité du Noachien est la présence d’une atmosphère épaisse rendue possible par la magnétosphère qui la protège du vent solaire. Cette atmosphère se serait créée en même temps que la planète il y a 4,6 milliards d’années et serait principalement constituée de vapeur d’eau, de dioxyde de carbone, de diazote et de dioxyde de soufre. On suppose toutefois que 100 millions d’années plus tard, la vapeur d’eau condensée est retombée sur la surface de la planète et a réagi avec le fer pour donner du dihydrogène. Celui-ci étant très léger, il se serait échappé dans l’espace pour ne laisser dans l’atmosphère que le dioxyde de carbone, le diazote, le dioxyde de soufre et de grandes quantités de méthane. Cette supposée atmosphère aurait aussi été à l’origine d’un effet de serre sur Mars.
Effet de serre
Aujourd’hui l’effet de serre martien est négligeable mais la présence avérée d’eau liquide par le passé (voir paragraphe sur l’eau) met en évidence l’existence d’un effet de serre conséquent au Noachien. On trouve plusieurs explications à ce phénomène :
-la condensation possible du dioxyde de carbone présent dans l’atmosphère en nuages aurait permis le renvoi de la chaleur émise par le sol et sa conservation
-le dioxyde de soufre présent en haute altitude absorbe beaucoup les ultraviolets et aurait ainsi réchauffé l'atmosphère (couche d’ozone sur Terre)
-un effet de serre dû au méthane atmosphérique
Toutes ces explications requièrent une atmosphère significative.
A cette époque, l’existence d’une atmosphère aurait permis une pression moyenne au sol de plusieurs centaines de fois supérieure à aujourd’hui. Ajoutée à une température, elle aussi plus importante grâce à l’effet de serre, les conditions semblent réunies pour la présence d’eau liquide.
Eau
Le Noachien se distingue des autres périodes géologiques martiennes par la présence de grandes quantités d’eau liquide, rendue possible par une supposée atmosphère. En effet, de nombreux éléments attestent cette théorie. Des traces d’écoulement sont visibles sur les terrains noachiens, certainement des lits de cours d’eau asséchés. On a retrouvé des sédiments dans des cratères, preuve de l’ancienne présence de lacs. Enfin, des études minéralogiques réalisées par l’instrument OMEGA de la sonde Mars Express ont révélé la présence significative de phyllosilicates dans le sol martien qui prouvent la présence passée d’eau sur Mars.
Par ailleurs, les traces de ces anciens cours d’eau et étendues liquides laissent supposer l’existence passée d’un océan (Oceanus Borealis) représentant le tiers de la planète au niveau de l’actuel Vastitas Borealis. Néanmoins d’autres théories proposent une origine volcanique à ces structures interprétées comme la marque d’un ancien océan. Cependant, le lit des cours d’eau se rétrécie du nord vers le sud : cela prouverait l’existence d’un océan au nord de la planète (la largeur des cours d’eau atteignant leur maximum le long du supposé rivage).
Hydrosphère
Le fait que Mars possède une atmosphère au Noachien rend possible l’existence d’une hydrosphère à la même époque. Les études menées grâce aux deux sondes, Mars Exploration Rovers Spirit et Mars Exploration Rovers Opportunity, suggèrent en effet la présence passée d’une hydrosphère concentrée dans l’hémisphère nord, au niveau du grand océan. Une autre étude fondée sur l’abondance de thorium, de potassium et de chlore révélée par le spectromètre gamma de sonde Mars Odyssey confirme cette hypothèse.
l'évolution de l'hydrosphère Martienne (en milliards d'années)
E. Volcanisme
Le Noachien est une période de très faible volcanisme martien. Il est quasiment nul jusqu’à 4,2 à 4,0 milliards d’années avant le présent, période qui correspond à peu près au Grand Bombardement Tardif, et atteint son maximum durant l’Hespérien. Cependant, sa taille et ses laves autrefois très fluide laissent à penser qu’Alba Mons, le plus large volcan de notre système solaire, serait apparu à cette époque suite à l’impact à l’origine du bassin d’Hellas Planitia.
Des plaines de lave, étendues basaltiques, planes et lisses qui recouvrent le fond des bassins d’impact d’Argyre Planitia et d’Hellas Planitia, ont été daté de cette époque. Le principe de ce volcanisme n’est pas très bien compris. On trouve aussi ces formations dans les régions de Malea Planum, Hesperia Planum et Syrtis Major Planum.
Le cratère d'Argyre Planitia en simulation
Conclusion
Au Noachien, les conditions naturelles martiennes auraient vraisemblablement été similaires aux conditions naturelles sur Terre à la même époque. On trouve sur la planète un champ magnétique, une magnétosphère, une atmosphère, un effet de serre, une température et une pression convenables, de grandes quantités d’eau et une hydrosphère. On y trouve aussi un volcanisme naissant.
Les conditions semblaient réunies pour que la vie se développe comme sur Terre mais le Grand Bombardement Tardif va avoir de très graves répercutions sur la planète.
2. Le Grand Bombardement Tardif
Introduction
Le Grand Bombardement Tardif n’est pas une période spécifique de Mars mais un épisode de l’histoire de notre système solaire, pendant lequel le nombre d’impacts de météorites ou de comètes avec les planètes telluriques a atteint son maximum. Il a eu lieu sur une période s’étendant vraisemblablement d’environ 4,1 milliards d’années à 3,9 milliards d’années avant le présent (sur Mars, cela correspond à la fin du Noachien : c’est d’ailleurs cet évènement qui y met fin).
C’est une période très importante pour Mars, puisque c’est à cette époque que les conditions naturelles martiennes et terrestres se seraient différenciées. En raison de sa plus petite taille, Mars aurait été plus affectée.
A. Champ magnétique et magnétosphère
Champ magnétique
La disparition du champ magnétique de Mars est datée de la période du Grand Bombardement Tardif. On suppose que les impacts ont permis à l’énergie cinétique des météorites d’être transmise dans le manteau de la planète sous forme d’énergie thermique. Par conséquent, ce phénomène aurait annulé le gradient thermique entre le manteau et le noyau, indispensable aux convections au sein de la phase liquide du noyau à l’origine de l’effet dynamo. Une fois l’effet dynamo annulé, le champ magnétique martien qui en dépendait aurait disparu.
Magnétosphère
Ces deux phénomènes étant étroitement liés, la disparition du champ magnétique aurait entrainé celle de la magnétosphère martienne qui protégeait l’atmosphère du vent solaire, qui subit alors une lente érosion.
B. Atmosphère et effet de serre
Atmosphère
Une fois la magnétosphère de Mars disparue, l’atmosphère n’aurait plus eu de protection contre le vent solaire. Le champ magnétique du vent solaire a la propriété d’accélérer les ions de la haute atmosphère et de les disperser dans l’espace. Une fraction significative de l’atmosphère martienne aurait ainsi disparu. On explique ainsi facilement la perte de 100 kPa de pression de dioxyde de carbone au sol en 3,5 milliards d’années.
Vue en 3 dimensions de l'énergie dégagée par le soleil ( vent solaire)
Une autre cause de la disparition de l’atmosphère martienne serait la ventilation due aux impacts météoriques du Grand Bombardement Tardif. Les principaux constituants de l’atmosphère (l’eau, le diazote et le dioxyde de carbone) auraient été soufflés dans l’espace, accélérant son érosion.
Effet de serre
La disparition de l’effet de serre martien est directement liée à celle de l’atmosphère qui le contient. En effet, l’effet de serre est maintenu par le dioxyde de carbone. Avec sa dispersion dans l’espace, l’effet de serre a lui aussi progressivement disparu, entrainant une baisse de la température.
C. Eau et hydrosphère
La disparition de l’atmosphère eut pour conséquence une baisse de la température et de la pression à la fin du Noachien et entraina un net changement de l’eau sur Mars. Avec une pression et une température trop basse, l’eau s’est solidifiée et sa présence sous forme liquide est devenue très occasionnelle, pratiquement impossible. Seules quelques saumures ou solutions aqueuses d’acide semblent pouvoir rester liquide dans ces conditions.
Evidemment la disparition de l’eau sur Mars entraina aussi celle de son hydrosphère.
D. Volcanisme
Bien que le Noachien soit une période pratiquement dépourvue de volcanisme, on remarque une période de transition s’étendant d’environ 4,2 à 4,0 milliards d’années avant le présent, et qui marque le début de l’activité volcanique martienne. Cette période correspond à celle estimée du Grand Bombardement Tardif. Les scientifiques ont daté l’apparition des grands bassins d’impact aujourd’hui visibles sur Mars tels qu’Hellas, Argyre ou Utopia de cette même époque.
D’après ces observations, on peut dire que le Grand Bombardement Tardif aurait initié la plus intense période de volcanisme sur Mars. Cependant on ne peut que supposer la responsabilité des impacts qui auraient libéré une quantité d’énergie thermique suffisante pour accroitre significativement l’activité interne de la planète. On remarque aussi que les grandes régions volcaniques martiennes bordent au moins un bassin d’impact datant du Noachien.
E. Oxyde de fer
La couleur rouge de Mars est due à l’oxyde de fer présent en abondance à la surface de la planète. Cependant, on constate une nette différence de concentration entre la Terre et Mars (Terre : 8% du manteau, Mars : 18% du manteau). On suppose que l’origine de cette différence remonte au Grand Bombardement Tardif. Les impacts météoriques qui ont eu lieu sur la Terre auraient liquéfié une partie du manteau, portant sa température jusqu’à 3200 °C. Cette température est suffisante pour transformer l’oxyde de fer en fer et en dioxygène. Le fer serait alors passé dans le noyau, ce qui explique la teneur résiduelle d’environ 8% de son manteau. Sur Mars, au contraire, la température n’aurait atteint que 2200 °C, ce qui ne permet pas la transformation. La teneur en oxyde de fer est alors restée inchangée sur Mars, soit environ 18%.
F. Satellites
Se serait à la fin du Noachien que se serait formé les deux satellites de Mars, Deïmos et Phobos. Une hypothèse explique que Mars aurait capturé ces deux petits astéroïdes alors qu’il passait à proximité lors du Grand Bombardement Tardif. Toutefois leur orbite semble contredire cette hypothèse. Peut-être qu’à l’origine ses deux astéroïdes étaient doubles et que seule une moitié est passée en orbite.
Une autre théorie veut que les matériaux propulsés dans l’espace par les impacts météoriques se soient agglomérés pour formés ces deux satellites.
Le plus petit et le plus lointain satellite de Mars (17000 km), Deimos
Phobos, le plus gros satellite de Mars, éloigné de 6000 km de la planète.
Conclusion
A la suite du Grand Bombardement Tardif, le champ magnétique martien dont dépendait la magnétosphère aurait disparu. S’ensuit une érosion de l’atmosphère à cause du vent solaire, la disparition de l’effet de serre, une chute de la température et de la pression, l’évaporation et la dispersion de l’eau dans l’espace ou sa solidification.
Il serait aussi à l’origine du volcanisme martien, de la formation des deux satellites de Mars et de l’oxyde de fer qui donne à la planète sa couleur rouge caractéristique.
3_L'Hespérien
L'échelle d'Hartmann & Neukum
A. Champ magnétique
Il semble qu’à partir de l’Hespérien, des précipitations d’acide est eu lieu jusqu’au milieu de l’Amazonien, comme en témoigne les arêtes sinueuses identifiées par exemple à l’est d’Aeolis Mensae. Cette atmosphère sèche et chargée d’ions oxydants aurait pu favorisée l’oxydation du fer sur Mars et former ainsi l’oxyde de fer, qui donne à Mars sa couleur rouge caractéristique.
D. Volcanisme
L’Hespérien est la plus intense période de volcanisme qu’aie connue la planète. Les principales formations volcaniques seraient apparues à cette époque, comme les volcans d’Elysium Planitia ou le renflement de Tharsis. Bien qu’apparu à la fin du Noachien, Alba Mons concentrerait son activité lors de l’Hespérien.
La plupart des volcans martiens seraient apparus à l’Hespérien, suite au Grand Bombardement Tardif. La plupart des volcans hespériens sont des volcans boucliers. Ces volcans font parti des plus grands de notre système solaire : on trouve parmi eux Olympus Mons, le plus haut volcan du système solaire (22,5 km) et Alba Mons, le plus large volcan du système solaire (6600 km). Lorsqu’un volcan bouclier s’éteint, il est parfois remplacé par un lac d’acide, ce qui semble confirmer la présence d’acide sulfurique dans l’eau martienne de l’Hespérien.
4. L'Amazonien
Introduction
L’Amazonien est la troisième et actuelle période des trois périodes des temps géologiques martiens. Ce sont des terrains très plats recouvert d’oxyde de fer. L’amazonien commence il y a 3,2 milliards d’années selon l’échelle de Hartmann & Neukum mais 1,8 milliards selon celle de Hartmann standart et s’étend jusqu’à nos jours.
C’est une période de décroit de l’activité interne de Mars et de son volcanisme.
A. Atmosphère
Découverte et analyse
Le premier qui ait émis l’hypothèse d’une atmosphère martienne est l’astronome germano-britannique William Herschel en 1783. Il attribua aussi à la météorologie certains changements à la surface de la planète mais fut contesté dès le siècle suivant grâce aux télescopes à miroir, qui montrait au contraire une structure statique.
Cependant, l’astronome américain William Wallace Campbell, pionnier de la spectroscopie, reste sceptique quant à l’existence d’une atmosphère martienne et annonce en 1909 n’avoir pas détecté de traces de vapeur d’eau dans cette éventuelle atmosphère.
En 1952, c’est l’américain G.H Kuiper qui compare les spectres de lumière de Mars et de la Lune. De ces observations il déduira que l’atmosphère martienne est composée en grande partie de dioxyde de carbone.
Ce n’est qu’en 1976 que la composition et la pression de l’atmosphère martienne sont connues, grâce aux sondes Viking 1 et Viking 2.
La sonde Viking 2 après son atterissage
Composition
L’atmosphère martienne est constituée à 95,32 % de dioxyde de carbone, à 2,7 % d’azote, à 1,6 % d’argon, à 0,13 % de dioxygène et à 0,07 % de monoxyde de carbone. On y trouve aussi des traces d’hydrogène et de vapeur d’eau.
La pression atmosphérique martienne varie de 30 à 1155 Pa alors que celle de la Terre est d’environ 101325 Pa en moyenne.
Il semblerait qu'aujourd'hui le peu d'atmosphère qui reste sur Mars ne soit retenue que par la force gravitationnelle de la planète.
Effet de serre
L’atmosphère de Mars ne contient que 0,3 ppm d’ozone se qui est très insuffisant pour permettre un effet de serre martien et protéger la planète des rayonnements (voir paragraphe sur les radiations). L’absence d’effet de serre empêche aussi la rétention de chaleur et a pour conséquence des températures extrêmes sur la planète.
A cause des conditions atmosphériques martiennes, la température et la pression ne permettent pas la présence d’eau pure liquide sur Mars. Toutefois des solutions aqueuses liquides semblent envisageables.
B. Eau
Eau
De l’abondance d’eau du Noachien, il ne reste aujourd’hui que des traces dans l’atmosphère et d’importantes quantités de glace dans le sol et les calottes polaires (voir paragraphe sur les calottes polaires). L’absence d’eau liquide sur Mars est due à la trop basse pression (30 à 1155 Pa) et à la trop basse température (-133 °C à -3 °C) qui entraine une sublimation de l’eau. De nos jours, la présence d’eau liquide sur Mars ne semble possible que dans la mesure où elle serait chargée de chlorures ou d’acide sulfurique (voir paragraphe Hespérien/eau).
Ecoulements
Le 14 novembre 2003, l’instrument THEMIS de la sonde Mars Odyssey photographie une « structure qui ressemble à un lac » au centre d’un cratère. En 2005, la sonde Mars Express trouve un lac de glace dans un autre cratère. En 2007, c’est le radar MARSIS de cette même sonde qui met à jour la présence de grandes quantités d’eau dans le sol à proximité de la calotte australe. Enfin, le 10 septembre 2005, c’est la sonde Mars Global Surveyor qui prouve des écoulements d’eau sur Mars, en permettant de constater l’apparition d’une trainée blanche (sûrement de la glace) inexistante 6 ans auparavant ; hypothèse confirmée en 2011 par l’instrument HIRISE de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter qui relève en plusieurs endroits de la planète des traces saisonnières d’écoulement (notamment sur les pentes du cratère Newton exposées au soleil).
30 août 1999 10 septembre 2005
on constate qu'un dépôt de glace d'eau s'est formé
Ces écoulements peuvent s’expliquer par la différence de pression due à la différence d’altitude dans certains cratères de la planète : par exemple dans le bassin d’impact d’Hellas Planitia, où elle est 89% plus importante qu’au niveau 0, et permettrai ainsi avec une température de 0,01 °C la présence d’eau liquide (une température inférieure suffirait pour de l’eau salée). Cependant, ces traces sont retrouvées en des points trop chauds pour qu’il s’agisse de dioxyde de carbone gelé et trop froid pour que se soit de l’eau pure : elles plaident donc pour des saumures.
C. Calottes polaires
Calottes polaires
On trouve sur Mars deux calottes polaires, une au sud et une au nord. Il y a deux types de calottes : une calotte résiduelle (ou estivale) qui se forme durant l’été et une calotte saisonnière (ou hivernale) qui apparait à l’automne. Ainsi, quand on observe une calotte résiduelle au nord, au sud c’est une calotte saisonnière et inversement. La plus grande calotte est la calotte saisonnière du sud en raison de la longueur et du rude hiver austral de la planète.
Vue oblique de la calotte polaire boréale de Mars
Impact sur l’atmosphère
Ces calottes ont un impact important sur l’atmosphère de Mars. En effet, les calottes saisonnières sont principalement constituées de glace carbonique (la calotte résiduelle australe en est également recouverte d’une couche de plusieurs dizaines de mètres). En hiver, le dioxyde de carbone se condense en glace carbonique au niveau des pôles, et en été il se sublime : c’est le cycle de condensation et de sublimation du dioxyde de carbone. Ce cycle entraine une variation de la pression atmosphérique d’environ un tiers.
De plus, les calottes résiduelles sont elles constituées de glace d’eau et de terre. Pendant l’été boréal, la glace d’eau de la calotte résiduelle nord se sublime et injecte de grandes quantités de vapeur d’eau dans l’atmosphère.
Réchauffement climatique
La couche supérieure de glace carbonique de la calotte résiduelle australe est très alvéolée. Des photos prises par la sonde Mars Global Surveyor en 1999 puis en 2001 ont permis de constater que la taille de ces alvéoles augmentent. Ces observations s’ajoutent à d’autres telles que l’apparition de ravines sur les bords de cratères ou de dépressions, et ont conduit les scientifiques à la conclusion que Mars connait actuellement une période de transition entre une période glaciaire et une période interglaciaire : une sorte de réchauffement climatique martien (qui contredit alors la théorie de l’origine humaine du réchauffement climatique (quatrième rapport du GIEC)).
Toutefois, avec du recul on constate que les observations de cette calotte ont toujours montré un réchauffement climatique localisé et non total. Les dernières observations de Mars Express établissent aussi une tendance de la sublimation des calottes polaires annuelle autour d’une valeur stable. Enfin, il est risqué de faire des parallèles entre le Terre et Mars puisque le climat martien dépend surtout des tempêtes de poussières (voir paragraphe atmosphère), et non du rayonnement solaire comme sur Terre.
D. Nuages
Dans l’atmosphère martienne actuelle, l’eau n’existe que sous forme de vapeur d’eau. Parfois elle se condense en glace et forme des nuages de cristaux d’eau. Généralement présents à une altitude de 10 à 20 km, ces nuages sont visibles au télescope dès le XIX° siècle et d’abord pris pour de la glace.
Mais les nuages martiens peuvent aussi être constitués de cristaux de dioxyde de carbone, plus élevés que les nuages de glace d’eau. En 2007, l’instrument OMEGA de la sonde Mars Express a déterminé que ces nuages absorbent jusqu’à 40 % du rayonnement solaire et diminuent ainsi la température de 10 K. cette baisse pourrait avoir une conséquence sur le régime des vents martien.
E. Poussières
Poussières
L’atmosphère de Mars est constamment chargée de poussières, c’est ce qui donne au ciel sa teinte ocre rosé. Cette poussière est injectée par des tourbillons de poussière (dust devils). La ténuité de l’atmosphère martienne et la faible gravité permettent à des vents de deux mètres par seconde de soulever les grains de poussière et à des turbulences de 0,8 mètre par seconde de les maintenir en suspension.
En 2001, lors d’une grande tempête généralisée à toute la planète, les poussières sont montées jusqu’à 60 kilomètres d’altitude.
photo de la grande tempête de sable de 2001 prise par le téléscope Hubble
Impact sur l’atmosphère
Il semblerait que la poussière puisse jouer le rôle d’effet de serre, toutes proportions gardées, en augmentant l’absorption du rayonnement solaire. Sans ces poussières, l’atmosphère martienne serait sûrement plus froide encore. Il semble aussi que pendant les tempêtes comme celle de 2001, la température atmosphérique augmente.
F. Radiations
Nous avons vu que Mars n’avait pas de magnétosphère. Cette absence expose la planète aux rayons cosmiques et aux protons solaires à l’origine d’une grande radioactivité. Au niveau du sol, elle a été mesurée à 200 mSv/an alors qu’en France, elle équivaut 3,5 mSv/an.
Sur Terre, la couche d’ozone protège aussi les êtres vivants des rayons ultraviolets émis par le soleil. Sur Mars elle n’existe pas : si des êtres vivants y vivaient, ils devraient donc développer une résistance à ces rayons bien plus grande que celle de l’Homme.
G. Tectonique et volcanisme
Tectonique
La taille de Mars et sa masse étant inférieure à celle de la Terre, la planète se serait refroidie plus vite, ce qui a diminué l’activité interne plus rapidement. C’est pourquoi il n’existe pas de tectonique martienne actuelle.
Volcanisme
L’Amazonien correspond à une période de décroit du volcanisme martien. On trouve actuellement sur mars d’énormes volcans boucliers, des stratovolcans, des petits volcans et des plaines de lave. La taille exceptionnelle des volcans martiens est due à l’absence de tectonique des plaques sur la planète, ainsi les remontées de magma se font toujours au même endroit de la surface. Olympus Mons est le plus haut volcan de notre système solaire et Alba Mons est le plus large : ces deux volcans sont martiens.
Olympus Mons, le plus haut volcan du système solaire (21 229 m au-dessus du niveau de référence martien)
De nos jours, le volcanisme martien semble presque entièrement éteint mais de récentes coulées de lave attestent que certains volcans sont toujours en activité et que la planète n’est pas totalement refroidie (elle confirme aussi la théorie que Mars possède un noyau liquide).
Conclusion
La découverte de l’atmosphère martienne est très récente ; son analyse encore plus. On sait aujourd’hui qu’elle est saturée de dioxyde de carbone et très mince. Elle ne permet pas la présence sur Mars d’eau liquide, seulement de solution aqueuse d’acide ou de saumures. Toutefois il y en a de grandes quantités gelées dans le sol ainsi qu’au niveau des pôles.
Il semble aussi que l’atmosphère martienne est constamment saturée de poussières et balayée par les ultraviolets. Elle est donc froide, aride mais un être vivant terrestre y serait totalement carbonisé.
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