On marchera sur Mars by Baldewyns Francis

Francis Baldewyns

On marchera sur Mars

Connaître la planète rouge par la rétrospective des missions martiennes de Viking 1 à Curiosity

Travail effectué dans le cadre du cours d’astrobiologie (GEOL0263, Masters) de Madame Emmanuelle Javaux, Professeur à l’Université de Liège

Table des matières Avant-propos

I. Présentation de la planète Mars.

1.1. Données géodésiques de Mars

1.2. Géographie de Mars

1.2.1. Cartes altimétriques de Mars

1.2.2. Le globe martien

1.2.3. Google Mars

1.3. Echelle géologique de Mars

1.4. Nomenclature officielle de Mars

1.5. Variation des champs physiques

1.5.1. L’atmosphère de Mars

1.5.2. La pression atmosphérique

1.5.3. La gravité martienne

1.5.4. La température martienne

1.6. Les satellites de Mars

1.7. Calcul de la masse de la planète Mars à partir des formules de Kepler.

1.8. Structure interne de Mars

1.8.1. Expériences

1.8.2. Explication

1.9. Voyage au centre de la Terre et de Mars

1.9.1. Le manteau et le noyau terrestres

1.9.2. Le manteau et le noyau martiens.

1.10. Détermination de la répartition des masses au sein de la planète Mars

1.10.1. Moment d’inertie d’un système en rotation.

1.10.2. Moments d'inertie et distributions continues de masse.

1.10.3. Démonstration du moment cinétique d’une sphère pleine en rotation. 1.10.4. Démonstration de la formule du Moment d'inertie d’une sphère pleine. 1.10.5. Calculs de la répartition de la masse des planètes

1.10.6. Utilisation de l’effet Doppler

1.11. Conditions d’habitabilité de Mars

39 40 47

1.11.1. Habitabilité et interactions entre Surface, manteau et noyau.

1.11.2. Habitabilité et extrêmophiles

II. On a roulé sur la Planète Mars !

III. Les lanceurs et sondes spatiales utilisés

3.1. Les lanceurs

3.2. La sonde proprement dite

Table des matières 3.3. La trajectoire Terre-Mars

3.4. L’atterrissage

IV. Historique des principales missions spatiales jusqu’à Curiosity

4.1. Viking 1 et Viking 2

4.2. Mission Mars Global Surveyor lancée en novembre 1996

4.3. Pathfinder et le robot Sojourner, sur Mars le 4 juillet 1997

4.3.1. Objectif de la mission

4.3.2. Les instruments scientifiques.

4.3.3. Atterrissage et Activités sur la planète Mars

4.4. Mars Odyssey 4.5. La mission Mars Express se place en orbiteur et dépose Beagle II sur la planète rouge le 25 décembre 2003 4.6. La mission Mars Exploration Rover et ses deux rovers, Opportunity et Spirit, atteignent Mars en janvier 2004.

4.7. Mars Reconnaissance Orbiter

74 80

4.8. Phoenix, sur mars le 28 mai 2008

101

4.9. « Mars Science Laboratory (MSL) et le rover Curiosity en juillet 2012

105

4.9.1. Principaux objectifs de la mission Curiosity

106

4.9.2. Lieux d’atterrissage

108

4.10. On a marché sur Mars…Enfin presque.

113

4.10.1. Deux astronautes ont marché sur Mars

113

4.10.2. La Mission Mars 500

113

V. On marchera sur Mars…Mais à quelles conditions ?

115

VI. Compléments relatifs aux principaux thèmes abordés.

122

6.1. Les valeurs des propriétés physiques de la Planète Mars et de la Terre

122

6.2. Y-a-t-il de l’eau liquide sur Mars ?

122

6.2.1. L’importance de l’eau pour la vie.

122

6.2.2. Pourquoi la mer est-elle salée ?

124

6.2.3. La piste chimique et la présence d’eau sur Mars

125

6.2.4. Le perchlorate, une pièce qui manquait au puzzle

127

6.2.5. Une molécule chimique très polyvalente : le perchlorate

129

6.2.6. Les carbonates et le passé aquatique de Mars

130

6.2.7. L’eau et la couleur de Mars

131

6.2.8. Olivine et absence d’eau

131

6.2.9. Des avalanches de glace sur Mars

133

6.2.10. Des panaches de Méthane sur Mars

134

6.3. Hypothèse d’un astéroïde sur Mars

135

On marchera sur Mars 6.4. Echelle géologique de Mars

136

6.5. La structure interne de la Terre

138

6.5.1. Succession des couches terrestres

138

6.5.2. La compensation d’Airy

140

6.5.3. La convection

141

6.7. Les scientifiques disent que Mars a un noyau de fer liquide

143

6.8. La théorie sur la Tectonique des plaques

145

6.9. La structure interne de Mars

146

6.9.1. Le champ magnétique et le noyau de la planète Mars

146

6.9.2. Pas de tectonique des plaques et subduction dans le manteau de Mars

147

6.10. Le nombre de Rayleigh

149

6.11. Le processus de fractionnement des magmas

150

6.11.1. Qu’est-ce qu’un magma ?

150

6.11.2. Processus de différenciation magmatique

150

6.11.3. Diagrammes de cristallisation Albite-Anorthite et Albite-Quartz

153

6.11.4. Classification des silicates

155

6.12. L’explication des affleurements grâce à Mars Global Surveyor

157

6.13. L’inversion du champ magnétique

158

6.14. Représentation schématique de l'expansion des fonds océaniques

160

6.15. Les analyses de Sojourner de la composition du sol martien

162

6.16. La recherche de traces de vie sur Mars

163

6.17. Les roches sédimentaires sur Mars

164

6.18. La météorite ALH84001 contient la preuve de l’existence de la vie sur Mars

168

6.19. Résumé des conditions d’habitabilité d’une planète

169

6.20. La mission ExoMars et l’instrument dénommé LaRa

172

6.21. La prochaine mission Mars Science Laboratory

173

Glossaire

175

Bibliographie

181

On marchera sur Mars Avant-propos Définition de l’astrobiologie Je tiens d’emblée à remercier mes professeurs qui m’ont fait découvrir l’immensité des connaissances nécessaires à la compréhension de cette science appelée astrobiologie ou exobiologie. Selon Jacques Reisse et Emmanuelle Javaux, sur le site de l’Académie Royale de Belgique : « L’astrobiologie est l’étude de l’origine, de l’évolution et de la distribution de la vie

dans l’Univers. Les scientifiques unissent leurs savoirs, dans un effort multidisciplinaire, pour comprendre dans quelles conditions et par quels processus la vie est apparue et a évolué sur la Terre, et pourquoi et comment notre planète est devenue une planète biologique. La possibilité d’existence d’une vie extraterrestre est abordée de manière scientifique, et les récents développements technologiques apportent de nouveaux outils, pour répondre aux éternelles questions : d’où venons-nous? Sommes-nous seuls dans l’univers? » Les chimistes et biologistes étudient le passage du «non-vivant» au «vivant» et les conditions dans lesquelles la vie a émergé. Les géologues, géochimistes, paléontologues et géophysiciens reconstituent l’histoire de la planète Terre et cherchent les indices de vie dans les roches anciennes, pour mieux comprendre l’évolution de la biosphère. Les astrophysiciens s’intéressent à la formation des étoiles, des systèmes planétaires, et à l’évolution des planètes et de leurs atmosphères. En étudiant les conditions de vie extrêmes, les microbiologistes caractérisent les habitats potentiels passés et actuels. Construire des phylogénies moléculaires d’organismes ou des voies biosynthétiques améliore notre compréhension de l’évolution et de la diversité de la vie. Les géophysiciens comparent les caractéristiques géodynamiques et atmosphériques des corps du système solaire pour mieux comprendre les processus d’habitabilité. La collaboration de toutes ces disciplines de recherche permet de développer des critères et une instrumentation de pointe pour détecter des biosignatures ou traces de vie dans les environnements passés et actuels de la Terre, et de spéculer sur l’existence d’habitats potentiels sur d’autres corps du système solaire ou exoplanétaires. Que l’on découvre un jour de la vie ailleurs ou non, la démarche multidisciplinaire de l’astrobiologie permet d’accroître notre compréhension globale du fonctionnement de l’univers. Application : la planète Mars Pour étudier Mars et préparer les prochaines missions, tant de la NASA que de l’ESA, vers cette planète, les cours suivants m’ont vraiment été salutaires : Introduction 1-Introduction Astrobiologie (E Javaux) 2-Pluralité des mondes (Y Nazé) Du Big Bang au système solaire 3-Formation et évolution de l’univers, des étoiles et des planètes, description du système solaire (Y Nazé) Histoire de la planète Terre 4-Planète Terre à l’Hadéen et Archéen (P Claeys) 5-Impacts de météorite dans l’histoire de la Terre et du système solaire (P Claeys) TP météorites (F Hatert)

On marchera sur Mars De la Chimie à la vie -l’eau liquide, condition nécessaire pour toute forme de vie? (K Bartik) -Origines de la vie cellulaire(E Javaux) -Coévolution de la vie et de l’environnement (E Javaux) ssiles Habitabilité du système solaire -Habitabilité planétaire et recherche de vie dans le système solaire (V Dehant) Diversité et extrêmes de la vie 10-phylogénie moléculaire et diversité microbienne (A Wilmotte) 11-Les extrêmophiles (A Wilmotte) 12-adaptations biochimiques aux conditions extrêmes (M Galleni) Recherche de vie extrasolaire 13-Recherche de la vie extrasolaire: techniques de détection et d’étude d’exoplanètes (Y Nazé) «Intelligence», astrobiologie et société -L' homme, un animal parmi d'autres ? Qu'est-ce que l'intelligence ? (P Poncin) -la vie ailleurs: le choc d’une découverte à la lumière de l’histoire (P Raxhon) Ce travail tient aussi compte des cours des Professeurs Edouard Poty et Frédéric Boulvain. Grâce à eux, mes anciennes connaissances en géologie, apprises dans mon cursus de licence en sciences chimiques à l’ULg, ont non seulement été rafraîchies, mais approfondies et complétées. Car comment parler de la planète Mars sans faire référence aux connaissances acquises en géologie terrestre ? Nous adopterons, au chapitre IV, l’ordre chronologique des missions martiennes effectuées au cours des 35 dernières années. Le chapitre V abordera les difficultés physiologiques et psychosociologiques pour l’homme de se rendre physiquement sur la planète Mars. Le chapitre VI traitera des compléments scientifiques relatifs à l’astrobiologie appliquée à Mars, en particulier. Enfin, compte tenu de la complexité de certains termes et unités physiques, nous les avons imprimés en caractères gras et les avons définis dans un glossaire en fin de travail.

On marchera sur Mars I. Présentation de la planète Mars. 1.1. Principales données géodésiques de la planète MARS Mars gravite sur une orbite très excentrique à une distance moyenne de 228 millions de kilomètres du Soleil. Son diamètre est deux fois plus petit que celui de la Terre, sa masse est dix fois moins importante. En outre, l'année martienne (période de révolution de la planète autour du soleil) vaut environ deux ans terrestres (687 jours), alors que la durée moyenne des jours martiens (période de rotation de la planète sur elle-même) est proche de la durée des nôtres (24h40 min). (Voir compléments au chapitre 6.1. sur les valeurs des propriétés physiques de la Planète Mars et de la Terre) 1.2. Géographie de MARS Nous utiliserons les cartes altimétriques de la planète Mars et le globe martien. Nous placerons des flèches chaque fois que nous préciserons un lieu significatif de la planète. 1.2.1. Cartes altimétriques de Mars. Les cartes suivantes en fausse couleur montrent le relief martien. Elle furent obtenues par l'altimètre laser de la sonde Mars Global Surveyor. Le rouge et le jaune clair indiquent une forte élévation. Le bleu indique au contraire des régions de basse altitude. Sur cette portion du globe martien, on note sans problème l'imposant bassin d'impact d'Hellas (la zone en bleue foncé, en bas à gauche). L'intervalle d'altitude de la topographie martienne atteint 30 kilomètres (depuis le sommet d'Olympus Mons jusqu'au plancher du plus profond bassin d'impact, Hellas), soit une fois et demi celle de la Terre. Grâce à la mission Mars Global Surveyor, le relief martien est maintenant connu avec une plus grande précision que le relief terrestre. Les mesures d'altitude ont une précision de 13 mètres en moyenne, et l'altitude de larges régions de l'hémisphère nord est connue avec une précision de 2 mètres (Crédit photo : NASA/JPL/MOLA Team).

Olympus Mons

Tharsis Montes

10 Argyre Planitia

Valles Marineris

Hella s Planitia

Syrtis Major

Isidis Planitia

Elysium Mons

On marchera sur Mars

On marchera sur Mars Commentaires sur ces cartes altimétriques. La surface de Mars a été façonnée à la fois par de processus géologiques internes (volcanisme) ou externes (cratères d’impact, érosion) Les données de l’altimètre MOLA ont permis de tracer cet histogramme.

L'histogramme pour la Terre, bimodal (deux bosses), s'explique par la présence des continents (bosse entre 0 et 1.000 m), et des océans (bosse entre -4.000 et -5.000 m). Il existe peu de terres entre 1.000 et 2.000 m dans les océans (5 %), ce sont les marges continentales. De même, il y a peu (en surface) de sommets (au-dessus de 2.000 m), et de fosses marines (au-dessous de 6.000 m). L'histogramme trimodal de Mars montre les plaines basses du nord (-2.000 à -3.000 m sous le niveau moyen), le plateau de Tharsis et ses volcans (de 0 à 1.000 m), et enfin les hauts plateaux cratérisés du sud (entre 2.000 et 3.000 m). « Les données suggèrent que les reliefs sont compensés. Il existe donc soit une différence d’épaisseur de la croûte, soit une différence minéralogique. Sur la Terre, la différence topographique entre la croûte continentale et la croûte océanique est due essentiellement à une différence de minéralogie, la croûte continentale étant constituée de roches plus légères que la roche (basalte) qui constitue la croûte océanique. Sur Terre toujours, la croûte continentale (densité 2,7) et la croûte océanique (de densité 3) reposent sur le manteau. Ces deux croûtes sont en équilibre isostatique avec le manteau. La croûte continentale est d’une trentaine de kilomètres, mais peut atteindre 60 à 70 km dans les zones orogéniques (montagnes). « Les différences d’épaisseur et de densité entre croûte continentale et croûte océanique font que la surface de cette dernière est habituellement à une altitude moyenne inférieure d’environ 5 kilomètres par rapport à celle des continents.1 » Sur Mars, la différence topographique nous fait pencher plutôt pour une différence d’épaisseur, car (nous le verrons dans notre progressive conquête de la planète) les données sur la minéralogie de surface ne donnent pas de différence importante. « On a ré1 Planétologie, Satin, Grasset, Tobie, Dunod 2009, page 255

On marchera sur Mars cemment émis l’hypothèse que cette différence d’épaisseur serait due à un gigantesque impact. Si on suppose la même composition avec une densité moyenne de 2,9 pour la croûte et 3,3 pour le manteau, la différence d’épaisseur serait de l’ordre de 40 Km. 2»

2 Planétologie, Satin, Grasset, Tobie, Dunod 2009, page 255

On marchera sur Mars 1.2.2. Le globe martien Airy-0 (voir flèche) est un cratère d'impact de Mars qui définit la position du premier méridien sur cette planète, les plans méridiens et parallèles forment un angle de 15°.

Au nord, la plus grande partie est en-dessous du niveau moyen du sol, à part un vaste plateau très élevé nommé Tharsis, et au sud, le niveau est plus élevé que la moyenne. Autrement dit, si on ajoutait de grandes quantités d’eau sur la croute martienne, il se formerait un vaste océan dans l'hémisphère nord, dont émergerait le plateau de Tharsis, tandis que l'hémisphère sud serait une vaste zone continentale. Comme il n’existe pas de continents, comme sur la Terre, un résumé de la géologie de la croûte martienne en 8 lieux nous permet ainsi une première approximation pour localiser les atterrisseurs, les rovers ou pour désigner les endroits de la planète photographiés par les orbiteurs. Sur le même secteur du globe martien, on voit aussi, positionné sur l’équateur de la planète Mars, le Tharsis Montes, une chaîne de volcans : du nord au sud, Ascraeus Mons (18.225 m), Pavonis Mons (14.058 m) et Arsia Mons (17.761 m) ; Ascraeus Mons est le second sommet le plus élevé de Mars, après Olympus Mons (21.229 m) situé, quant à lui, au nord-ouest de ces volcans. Photo F.B. du globe martien

On marchera sur Mars Olympus Mons et ses multiples coulées pourraient donc recouvrir la France entière !

Au milieu de la carte ci-dessous se situe Valles Marineris. Il s’agit de larges et profonds canyons ; cette gigantesque balafre qui court sur l'équateur martien indique la possibilité d’une grande quantité d'eau et une activité hydrologique intense (voir compléments au chapitre 6.2. : Y-a-t-il de l’eau liquide sur Mars ?)

La dichotomie martienne fascine les scientifiques et fait souvent l’objet de débats passionnés. On sait aussi que la croûte martienne est bien plus fine au niveau de l'hémisphère nord (35 kilomètres) que sous l'hémisphère sud (80 kilomètres). Deux thèses s’opposent : a) Pour les uns, cette dichotomie provient de processus géologiques internes, qui restent inconnus. b) Pour les autres, elle serait due un impact météoritique catastrophique.

On marchera sur Mars On peut imaginer que la planète Mars serait rentrée en collision avec un astéroïde gigantesque, dont le diamètre serait proche de 1000 kilomètres. Ces événements se seraient produits lors du grand bombardement tardif (communément appelé le cataclysme lunaire, ou LHB : Late Heavy Bombardment). C’est une période de temps environ 4,1 à 3,8 milliards d'années (Ga) au cours de laquelle un grand nombre de cratères d'impact est censé s’être formé sur la Lune et par inférence sur terre, mercure, Vénus et Mars. La preuve de cet événement provient principalement de la datation des échantillons lunaires, qui indique que la plupart des roches fondues par impact se sont formées dans cet intervalle de temps. Alors que de nombreuses hypothèses ont été émises pour expliquer un « spike » dans le flux de matériaux astéroïdes ou comètes interne au système solaire, aucun consensus encore n'existe encore quant à sa cause3 (Voir compléments au chapitre 6.3. : Y-a-t-il de l’eau liquide sur Mars ?)) Les 3 bassins suivants d’impact, d’Ouest en Est, sont : Argyre Planitia (49,7°S, 316°E) ; Hellas Planitia (42,7°S et 70,0°E) et Isidis Planitia, (12,9°N et 87°E) renforcent la thèse du bombardement. Hellas Planitia est la plus grande structure d’impact de la planète Mars.

3 Taylor, G. Jeffrey. "Wandering Gas Giants and Lunar Bombardment"

On marchera sur Mars

De Agyre Planitia jusqu’à Hellas Planitia, (voir flèches des deux photos ci-dessous), on constate que cette partie de l’hémisphère à 60° de latitude Sud (Noachis Terra) est criblée d’impacts

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On marchera sur Mars Syrtis Major est la plus ancienne formation d'albédo identifiée sur la planète Mars, en bordure occidentale d'Isidis Planitia (photo à droite). Elle est facilement reconnaissable grâce à sa teinte sombre, qui contraste fortement avec les terrains qui l'entourent. Arena Peridier est un cratère d'impact de 100 km de diamètre situé à 25,5° N et 83,8° E

On marchera sur Mars Elysium Mons est un volcan qui culmine à 14028 m au-dessus du niveau de référence martien et se situe à 24.8°N 146.9°E. Nous avons ainsi terminé le tour de Mars, car nous voyons revenir sur la droite, Olympus Mons, par où nous avions commencé.

1.2.3. Google Mars Google Mars est un service de Google qui permet de visualiser la surface de la planète Mars. L'interface est très semblable à celle de Google Maps et des liens ont été ajoutés permettant de lister les lieux ou objets remarquables (cratères, canyons et même engins spatiaux comme la sonde Mars Pathfinder). De plus, il est possible de visualiser les clichés pris par les landers et rovers envoyés sur Mars et de suivre la progression des rovers grâce à un système de tracés de leur parcours.

On marchera sur Mars 1.3. Echelle géologique de Mars Selon Wikipedia, voici la définition des trois éons martiens. Le Noachien désigne les époques datant de plus de 3,7 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum, ou de plus de 3,5 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann standard. Les terrains noachiens sont caractérisés par leur forte cratérisation et, notamment, l'abondance de grands cratères d'impact de plusieurs dizaines, voire centaines, de kilomètres de diamètre, ainsi que par la présence de bassins d'impact de plusieurs milliers de kilomètres de diamètre. Le Noachien est la première des trois époques (ou le premier éon) de la géologie martienne — la suivante est l'Hespérien, caractérisé par une intense activité volcanique. L’Hespérien désigne les époques comprises entre 3,7 et 3,2 milliards d'années avant le présent selon l'échelle de Hartmann & Neukum, mais entre 3,5 et seulement 1,8 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann standard. Très sensiblement moins cratérisés que les terrains noachiens, les sols hespériens sont caractérisés par l'abondance des matériaux d'origine volcaniques, roches ignées et cendres volcaniques notamment. C'est la deuxième des trois époques (ou le deuxième éon) de la géologie martienne — la suivante est l'Amazonien, caractérisé par l'oxydation anhydre du fer à la surface de la planète. L’Amazonien désigne les époques datant de moins de 3,2 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum, mais de moins de 1,8 milliards d'années seulement selon l'échelle de Hartmann standard. Très peu cratérisés, les sols amazoniens sont caractérisés par un relief très aplani où dominent les accumulations de débris éoliens à forte teneur en oxyde de fer(III) Fe2O3 donnant sa couleur à toute la planète. Ces rares reliefs de ces régions semblent, la plupart du temps, avoir été formés en présence d'eau liquide, qu'il s'agisse de formations hydrographiques telles que des lits de cours d'eau ou bien de cratères d'impact à éjectas lobés. C'est la troisième et dernière époque (ou le troisième éon) de la géologie martienne, à laquelle appartient l'époque présente.

Voir compléments au chapitre 6.4. sur Echelle géologique de Mars

On marchera sur Mars 1.4. Nomenclature officielle de Mars C’est l'Union Astronomique Internationale qui a établi nomenclature officielle pour la planète Mars. Alors que sur Terre le planisphère est découpé de manière naturelle (en fonction du dessin des côtes pour délimiter des continents et sur le tracé des rivières et des fleuves pour les partager encore plus finement) ; sur Mars, le planisphère a fait l'objet d'un tronçonnage purement géométrique : a) Découpage en 30 régions distinctes, que l'on nomme quadrangles ou provinces. b) Chaque hémisphère comporte 15 provinces : • 8 provinces tropicales situées entre 0 ° et 30 ° de latitude et s'étendant sur 45° en longitude, • 6 provinces situées entre 30 ° et 65 ° de latitude et s'étendant sur 60 ° en longitude. • Une province pour chaque région polaire. Airy-0 est un cratère d'impact de Mars qui définit la position du premier méridien sur cette planète. Il est situé en bordure orientale du plateau de Meridiani Planum dans la partie méridionale d'Arabia Terra, par 5,1°S et 0°E, à la limite des quadrangles de Margaritifer Sinus et de Sinus Sabaeus.

Son nom provient de celui d'un astronome du Roi d'Angleterre, Sir George Biddell Airy (1801-1892). Il a notamment développé une théorie des arcs en ciel. Avec John Henry Pratt il est l'un des initiateurs de la théorie de l'isostasie et son nom reste attaché à l'un des modèles d'isostasie. On lui doit de nombreuses mesures pendulaires tentant de déterminer la masse de la Terre et, ainsi, la constante de gravitation de Newton. Les fonctions d'Airy, reliées aux fonctions de Bessel, sont des fonctions mathématiques dites « spéciales » fort utilisées en physique, en géodésie, en géodynamique et en sismologie théorique.

Chaque quadrangle est désigné par un numéro et un nom, souvent abrégé par trois lettres pour plus de facilité (Ex : la province n° 1 correspond au quadrangle de la calotte polaire boréale, BOR en abrégé).

On marchera sur Mars

Crédit photo : 1.5. Variation des champs physiques 1.5.1. L’atmosphère de Mars Elle est composée principalement de : •dioxyde de carbone CO2 (95,32 %), •d'azote N2 (2,7 % •d'argon Ar (1,6 %). Viennent ensuite : •l'oxygène O2 (0,13 %), •le monoxyde de carbone CO (0,07 %), •la vapeur d'eau H2O (0,03 %) •l’ozone O3 (0,01-0,8 part par million) •l’hydrogène et le monoxyde d'azote NO (15 parts par million, variable) •l’eau oxygénée 40 parts par milliard •Le méthane 10 parts par milliard Le troisième élément le plus abondant est l’Argon qui est un produit de désintégration du potassium 40 (demi-vie = 1277 millions d’années) présent dans la croûte martienne Depuis 2002, quelques observations suggèrent la présence de méthane, mais elles font encore l’objet de débats. Le méthane pourrait résulter d’une activité biologique, mais il pourrait aussi provenir de processus abiotiques qui mettent en œuvre l’interaction entre l’eau et les silicates. En mars 2004, des concentrations de méthane étaient détectées dans l’atmosphère de Mars. Or, puisque celui-ci doit disparaître en quatre siècles par réaction photochimique, ‘est donc que ce méthane est de production récente, soit d’origine volcanique, soit biologique. Au début de l’année 2009, des mesures effectuées par l’observatoire Keck, à Hawaï, confirmaient un dégagement de méthane attribué à la fonte des glaces fossiles sous l’effet d’un volcanisme actif qui reste à détecter. Mais pour Nilton Renno, les saumures apporteraient une meilleure explication : « Si des phénomènes géothermiques étaient à l’origine de ce méthane, ce dégagement s’accompagnerait d’autres gaz, qui n’ont pas été

On marchera sur Mars repérés. La piste des processus géochimiques ou biochimiques en phase aqueuse semble donc plus prometteuse. 1.5.2. La pression atmosphérique Elle dépend de l'endroit où l'on se situe. Sur Terre, elle diminue avec l'altitude de manière exponentielle. Au niveau de la mer, à l’altitude zéro, elle vaut 1 atmosphère (soit 760 mm Hg soit 1013,25 mb) alors qu'à 1000 m elle ne vaut plus que 674 mm Hg, à 4800 m 416 mm Hg et à 8848 m 236 mm Hg. Sur Mars, l’absence de mer oblige à effectuer un autre choix pour décider du

niveau de référence permettant de définir l’altitude. Ce sont les relevés altimétriques de la sonde Mars Global Surveyor qui ont permis de finaliser ces relevés. Le niveau d'altitude 0 est conventionnellement établi sur Mars comme celui auquel la pression atmosphérique moyenne est de 610 Pa. Noter que cette pression standard est très proche — mais distincte — de celle du point triple de l'eau pure, qui est de 611,73 Pa, avec une température de 273,16 K (0,01 C).

En pratique, la pression au sol varie constamment du fait des aléas climatiques — dépressions et anticyclones — et surtout du cycle saisonnier du dioxyde de carbone atmosphérique, en équilibre avec le dioxyde de carbone gelé dans les calottes polaires, ce qui induit des variations de pression considérables sur l'ensemble de la surface martienne. L’Atterrisseur Viking 1 avait ainsi relevé sur son site d'atterrissage des extrêmes allant de 680 Pa en été à près de 900 Pa en automne. C'est ce qui rend si difficile la détermination du niveau de référence martien en fonction de la pression standard au sol, au point qu'avant les années 2000 l'imprécision des altitudes pouvait atteindre 4 à 6 km. Les valeurs extrêmes actuellement publiées par l'USGS (United States Geological Survey) sur la base des relevés du MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) de Mars Global Surveyor sont en fait respectivement 21229 m pour Olympus Mons et -8200 m pour Hellas Planitia5, dont on se demande d’ailleurs s’il n’est pas le résultat d’un impact majeur. Voir le planisphère et le globe, page suivante.

On marchera sur Mars 1.5.3. La gravité martienne La gravité varie en fonction de la planète sur laquelle on se trouve et de l'altitude. Elle est inversement proportionnelle au carré de la distance par rapport au centre. Sur Terre sa valeur est : 9,814 m.s-2 au niveau de la mer, 9,811 m.s-2 à 1000 m 9,802 m.s-2 à 4000 m. Il s'agit là de l'attraction réelle de la pesanteur. Pour un corps immobile dans le repère terrestre (donc non sujet à l'accélération de Coriolis) la pesanteur apparente est égale à la précédente diminuée de l'accélération centrifuge omega2 r où omega est la vitesse de rotation de la terre (360 degrés par jour) et r la distance à l'axe des pôles. Cette accélération centrifuge est nulle aux pôles et vaut approximativement 0,034 m.s-2 à l'équateur ; la pesanteur apparente n'y est donc plus que d'environ 9,780. 1.5.4. La température martienne La température moyenne sur Mars est de -53 °C. A l'équateur, il peut y faire jusqu'à 27°C le jour en été et -73°C la nuit. Au pôle Sud, la température peut descendre jusqu'à 127 °C. Bien que la mieux adaptée pour la vie, on n'y a pas trouvé trace de vie. 1.6. Les satellites de Mars Deux petits satellites naturels orbitent autour de Mars : Déimos et Phobos. Phobos signifie peur en grec, et Déimos signifie terreur, les deux jumeaux que le dieu Arès (Mars pour les Romains) eut de la déesse Aphrodite (Vénus pour les Romains). Déimos a une orbite quasi circulaire d’un rayon de 23460 Km. Phobos a une orbite excentrique avec un demi grand axe de 9377 km. Sa densité est de 2,2 ce qui montre qu’il est sans doute composé de silicates formant une matrice poreuse. Sa forme se rapproche de l’ellipsoïde dont les trois axes mesureraient 15, 12 et 10,4 km. Phobos est le plus gros avec une densité de 1,9 et 3 axes plus importants : 27 km, 21 km et 18 km, ce qui montre qu’il doit encore être plus poreux. Phobos ne se situe qu’à 6000 km de la surface de Mars. Cette distance diminue chaque année d’environ 1,8 m du fait de la dissipation des marées dans le manteau de Mars. Il tombera sur celle-ci dans millions d’années environ. On pense d’ailleurs qu’il se désintégrera avant cela, car il passera sous la limite de Roche4.

4 C’est la distance minimale à laquelle un objet doit se trouver d’une planète pour que les forces d’autogravité soient supérieures aux forces de Marée et de Coriolis.

On marchera sur Mars 1.7. Détermination de la masse de la planète Mars à partir des formules de Képler. Théorie Forme newtonienne de la troisième loi de Kepler Isaac Newton comprit le lien entre les lois de la mécanique classique et la troisième loi de Kepler. Il en déduisit la formule suivante : ,    

T est la période de l'objet, a est le demi grand axe de la trajectoire elliptique, G est la constante de la gravitation universelle, M est la masse de l'objet au centre (en l'occurrence le Soleil si l'on applique la loi

aux planètes)

Calcul de la masse de la planète Mars Données Mars a deux Satellites naturels, Phobos et Deimos. Phobos gravite à la distance r P = a= 9380 km du centre de Mars avec une période T P = 7 h 39 min. Deimos a une trajectoire quasi circulaire de rayon r D = a = 23460 km et une période de révolution T D = 30 h 18 min. Calculer la masse MM de la planète Mars à partir des caractéristiques du mouvement de Phobos et de Deimos. Comparer les valeurs obtenues. Masse de la planète Mars, en utilisant les caractéristiques de Phobos.

En utilisant les caractéristiques de Deimos.

Comparaison des 2 masses obtenues : Incertitude relative

On marchera sur Mars 1.8. La structure interne de Mars 1.8.1. Expériences A partir de la masse totale, de la taille et du moment d'inertie de la planète Mars, on peut déterminer sa structure interne. En effet, le champ gravitationnel de tout corps proche de Mars dépend aussi de la répartition des masses à l'intérieur de la planète. Avant d’aborder ce chapitre de manière scientifique, voici une série d’expériences expliquées sur le site Espace Numérique des Savoirs Scientifiques à l'école de Toulouse : Première expérience : Si l’on pose les 2 œufs sur un plat et qu’on les pousse, l’œuf dur roule facilement, l’œuf cru a tendance à freiner.

Deuxième expérience :

Si l’on pose les deux œufs sur une table et qu’on les fait tourner comme une toupie, l’œuf dur tourne rapidement, l’œuf cru plus lentement.

Troisième expérience Si l’on pose les deux œufs et qu’on les fait tourner comme une toupie, puis qu’on pose brièvement le doigt sur chaque œuf comme pour les arrêter, l’œuf dur arrête immédiatement de tourner alors que l’œuf cru reprend une rotation lente dès que l’on enlève le doigt. 1.8.2. Explication L’œuf cuit est entièrement dur. Quand on le fait tourner, on entraîne l’ensemble (coquille, blanc et jaune) comme lorsqu’on fait tourner une toupie en bois, l’ensemble des éléments se met en mouvement et la rotation est parfaite. A l’inverse, pour l’œuf cru, la coquille est solide, mais le blanc et le jaune sont gélatineux et nous ne pouvons pas les mettre en mouvement directement. En fait, lorsque la coquille se met en mouvement, le blanc est toujours immobile. Le frottement de la coquille sur le blanc finit par entrainer ce dernier mais en même temps freine la rotation, ce qui explique que l’œuf tourne moins facilement. A l’inverse, une fois que les 2 œufs tournent et qu’on les arrête, l’œuf dur, d’un seul bloc, s’arrête définitivement. Mais quand on arrête l’œuf cru on n’arrête en fait que la coquille, le blanc et le jaune continuent de tourner pendant quelques instants. Dès que l’on relâche la coquille, c’est cette fois le blanc qui va frotter contre celle-ci et l’inciter à reprendre sa rotation. L’œuf cru recommence donc à tourner un peu. Les résultats des deux premières expériences sont dus au même phénomène.

On marchera sur Mars L'observation de la position d'un satellite artificiel en orbite autour de Mars donne donc de l'information sur la masse, sa répartition (les moments d'inertie) à l'intérieur de Mars. L'étude de la rotation de Mars devrait donc compléter l'information sur l'intérieur de cette planète.

De façon similaire à la Terre, la position de l'axe de rotation de Mars varie au cours du temps à cause de l'attraction gravitationnelle du Soleil, des satellites naturels Phobos et Deimos et des planètes environnantes.

On marchera sur Mars A titre de comparaison, voici ce qui se passe pour la planète Terre.

En fait, la Terre est une sphère légèrement aplatie aux pôles (la différence entre le rayon équatorial et le rayon polaire est égale à environ 21km. Les différences sont semblables pour la planète Mars : Rayon équatorial

3 396,2 ± 0,1 km (0,533 Terre)

Rayon polaire

3 376,2 ± 0,1 km (0,531 Terre)

Pour la Terre, cette géométrie trouve son origine dans la rotation de la Terre qui tend à éloigner la matière de son axe de rotation et cela d'autant plus que cette matière est éloignée de celui-ci. Cela forme une sorte de "bourrelet" sur l'équateur terrestre. Les forces qui s'exercent sur le bourrelet équatorial par de gros corps comme la Lune et le Soleil sont inversement proportionnelles au carré de la distance qui sépare ces gros corps et centre de gravité de la Terre. Par ailleurs, on sait que la véritable accélération gravitationnelle aux pôles est (gp=9,8323 m/s²)5 , et l'accélération gravitationnelle à l'équateur est (ge=9,7805 m/s²)6 La force exercée est donc plus élevée via l’équateur polaire que via l’équateur céleste (perpendiculaire à l’axe de rotation terrestre) et elle produit l’obliquité. L'angle de 23°27' entre ces deux plans reste quasi-constant parce que la Terre, comme elle tourne, réagit à la manière d'une toupie. 5 Tiré de Pierre Kohler, op. cit., p. 284 6 Tiré de Pierre Kohler, op. cit., p. 284.

On marchera sur Mars De façon similaire à la Terre, la position de l'axe de rotation de Mars varie au cours du temps à cause de l'attraction gravitationnelle du Soleil, des satellites naturels Phobos et Deimos et des planètes environnantes. A cause de l'existence d'un bourrelet équatorial (comme la Terre, Mars est aplatie aux pôles), l'attraction du Soleil tend à faire basculer l'équateur dans le plan de l'orbite de Mars (écliptique). Mars étant en rotation sur elle-même (R sur le schéma ci-dessous), elle réagit à ce forçage à la manière d'une toupie et son axe de rotation décrit un large cône autour de la perpendiculaire au plan de l'écliptique : ce mouvement est appelé précession (P sur le schéma ci-dessous). La nutation s'ajoute à la précession (N sur le schéma ci-dessous). C’est un balancement périodique de l'axe de rotation autour de sa position moyenne. « On trouve pour Mars un moment d’inertie I = 0,376MR2 alors que la valeur corrigée est de I = 0,365 MR2. Cette dernière valeur tient compte de la composante liée à Tharsis. (Voir compléments sur la compensation d’Airy au paragraphe 5.5.) La valeur du moment d’inertie montre que la planète Mars est différenciée en un noyau riche en fer et un manteau de densité plus faible. La croûte mesure 7 km dans le Nord et 47 km dans le sud.7 » L'étude des terrains stratifiés des calottes polaires permettra aux géologues de décrypter l'histoire climatique de Mars, tout comme le passé climatique terrestre sur les derniers millions d'années est accessible d'après l'étude des carottes de glace prélevées en Arctique ou en Antarctique. La planète Terre et la planète Mars possèdent à peu prés la même obliquité, comme le montre ce beau graphique de Calvin J. Hamilton. Contrairement à Mars, l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre a été stabilisée par la Lune. La planète rouge a effectivement connu au cours de son histoire des variations chaotiques et importantes de son obliquité, avec des conséquences parfois dramatiques. (Crédit photo : Calvin J. Hamilton).

7 Planétologie, Sotin, Grasset, Tobie pages 272 et 337.

On marchera sur Mars La mesure des variations de la vitesse de rotation de Mars permet de calculer le moment angulaire de la planète dont la variation nous permettra de connaître les quantités transférées. Information importante, car elle conditionne les variations de la vitesse de rotation et, par conséquent, la longueur du jour. Un quart de l'atmosphère martienne participe au phénomène de condensation/sublimation du CO2 au niveau des calottes polaires avec les saisons. C'est pourquoi, la connaissance de la variation de la longueur du jour permettra d'améliorer nos connaissances sur ce phénomène et par la même occasion celles sur la circulation et la dynamique de l'atmosphère martienne. Donc, la précession et la nutation seront étudiées pour améliorer nos connaissances sur l'intérieur de Mars tandis que la variation de la longueur de jour sera étudiée pour élucider nos questions sur l'atmosphère martienne. 1.9. Voyage au centre de la Terre et de Mars Au chapitre 1.2.1., nous avons étudié les données altimétriques de Mars, par comparaison avec les données des croutes continentale et océanique terrestres. Nous avons conclu que sur Terre les différences d’épaisseur entre croûte continentale et croûte océanique est, en moyenne, de 5 kilomètres, alors que sur Mars, cette différence serait de 40 kilomètres.. Dans ce chapitre, nous nous intéresserons à ce qui se passe en profondeur, dans le manteau et le noyau de Mars et, à titre de comparaison aussi, nous commencerons par les données relatives à la Terre. 1.9.1. Le manteau et le noyau terrestres.

On marchera sur Mars

1. croûte continentale, 2. croûte océanique, 3. Manteau supérieur, 4. Manteau inférieur, 5. noyau externe, 6. noyau interne A, B et C sont 3 discontinuités : A : Discontinuité de Mohorovicic, B : Discontinuité de Gutenberg, C : Discontinuité de Lehmann Le manteau terrestre supérieur est divisé en deux parties : un manteau rigide (densité 3,4) et un manteau moins rigide, mais non liquide, capable de fluer (densité 3,4 à 4)

Ce manteau moins rigide porte le nom d’asthénosphère, du grec asthenos, sans résistance. C’est la partie ductile du manteau terrestre, directement située sous la lithosphère rigide. Ce concept apparaît à la fin des années 1960 avec la révolution de la tectonique des plaques en même temps que le concept de mésosphère1. L'asthénosphère est comprise entre la lithosphère et la mésosphère. La profondeur de l'asthénosphère dépend donc directement de l'épaisseur de la lithosphère. Elle varie entre environ 100 km sous les océans (quelques kilomètres au niveau des rifts océaniques) et environ 170 km sous les continents Le manteau terrestre inférieur est rigide et densité variant de 4,6 à 6. Le noyau externe liquide a une densité de 9,8 à 12 tandis que le noyau interne dur (la graine) a une densité supérieure à 12.

On marchera sur Mars

Résumé8 : Les discontinuités dans la Terre sont définies par la sismique et leur interprétation est donnée par la physique des minéraux9. On appelle LVZ (Low Velocity Zone), la zone entre -100 et -200 km de profondeur, dans laquelle on note une diminution de la vitesse des ondes sismiques (par rapport au zones situées au dessus). On appelle asthénosphère la zone située entre 5-100 et 670 km : il s'agit du manteau supérieur non lithosphérique (cette définition ne fait pas l'unanimité, certains arrêtant cette zone à la base de la LVZ, d'autres à 410 km...) On appelle manteau supérieur la zone comprise entre 5km (base de la croûte océanique) ou 50km (base de la croûte continentale) et 670 km de profondeur. Enfin, la zone de transition, située entre 410 et 670 km est une zone bordée par deux transitions de phase majeures de l'olivine. LA LIMITE MANTEAU SUPERIEUR-MANTEAU INFERIEUR Il y a un saut de vitesse sismique assez brusque vers 670 km de profondeur, saut qui correspond à un changement de phase de l'olivine, avec passage de minéraux silicatés à structure tétraédrique (olivine gamma de formule générale (Fe,Mg)2SiO4 ou Mg2SiO4 pour le pôle magnésien qui est dominant dans le manteau) à un mélange de 2 minéraux silicatés sans structure tétraédrique : la pérovskite (Pv, MgSiO3) et la magnésiowustite (Mw, MgO), soit : Mg2SiO4⇄ MgSiO3 + MgO Au dessus de cette limite de 670 km, c'est le manteau supérieur ; en dessous, c'est le manteau inférieur.

8 Les discontinuités dans le manteau terrestre : Frédéric Chambat, Jean Matas et Pierre Thomas, ENS Lyon, 15/03/2002

On marchera sur Mars DISCONTINUITES DU MANTEAU SUPERIEUR ET ZONE DE TRANSITION Dans le manteau supérieur, il y a deux autres changements de phase pour l'olivine : au dessus de 410 km, c'est l'olivine dite alpha (Mg2SiO4), qui correspond à l'olivine banale présente dans toutes les collections de péridotites, basaltes .... A 410 km, cette olivine change de structure cristalline et devient olivine béta (de même formule), qui a son tour change encore de structure à 520 km et devient olivine gamma (même formule). Ces 3 olivines sont formées de tétraèdres silicatés, contrairement à la pérovskite. La zone comprise entre 410 et 670 km est souvent appelée « zone de transition ». Mg2SiO4 se présente avec la structure olivine dans la croûte terrestre et jusqu’à la partie supérieure de la zone de transition du manteau. Au milieu de la zone de transition, aux alentours de 520 km de profondeur, l’olivine se transforme en wadsleyite ou β-Mg2SiO4 à structure spinelle modifiée, contenant des groupes Si2O7. À des profondeurs plus importantes, à la base de la zone de transition du manteau, c’est la ringwoodite ou γ-Mg2SiO4, à structure spinelle, qui devient stable. La figure suivante présente le profil de vitesse des ondes sismiques dans le manteau terrestre.

Voir compléments sur la structure interne de la Terre au chapitre 6.5.

On marchera sur Mars 1.9.2. Le manteau et le noyau martiens.

On peut déduire des données géophysiques, champ magnétique et champ de gravité, que Mars est constituée de trois enveloppes : un noyau liquide riche en fer avec peut-être une graine solide comme sur la Terre, un manteau et une croûte (Schéma tiré de Planétologie pages 265 et 266)10 La lithosphère comporte la croûte et la partie supérieure du manteau. A l’intérieur de cette enveloppe la chaleur est transportée par conduction. Sous la lithosphère, se trouve le manteau qui est suffisamment chaud pour être animé de mouvements de convection à l’échelle des temps géologiques (Voir complément sur convection au chapitre 6.6.) La planète rouge devrait posséder, comme la Terre, un noyau (1300 à 2000 km de rayon), un manteau (1100 à 1800 km) et une croûte (40 à 50 km). - Quant au noyau, de 2000°C, il est composé d'un alliage métallique fait principalement de fer et de nickel. - Le manteau est principalement composé d'olivine et de pyroxènes, des minéraux riches en fer et en magnésium. En fonction de la profondeur, la température et la pression modifient les minéraux, qui changent alors de phase. Le manteau de la planète Mars présente donc une structure en couches. On distingue deux transitions de phase. La première, qui correspond au passage de l'olivine en ß-spinelle, se produit entre 1000 et 1150 km. La deuxième se situe entre 1350 et 1650 km, lorsque la ß-spinelle se transforme en -spinelle (Crédit photo : Philippe Labrot).

10 Planétologie, Géologie des planètes et des satellites, C.Sotin, O.Grasset, G.Tobie (Dunod, Paris, 2009)

On marchera sur Mars D’autre part, la croûte martienne est trois fois plus épaisse que la croûte terrestre et empêcherait toute activité tectonique (sujet controversé). Elle est généralement composée de roches cristallines riches en quartz (ou silice) et de feldspaths (des minéraux contenant de la silice et de l'aluminium). Le modèle courant de l'intérieur de Mars suggère une croûte mince similaire à celle de la Terre, un manteau et un noyau.11 La croûte fait environ 80 km d'épaisseur dans l'hémisphère sud et seulement 35 km dans l'hémisphère nord. L'intérieur de Mars est connu seulement par déduction des données sur la surface et d'autres valeurs. En utilisant comme paramètres, la taille du noyau et sa masse alors, la taille du manteau et sa masse peuvent être déduits. Cependant, seulement 3 des 4 sont connus et incluent la masse totale et la taille de Mars ainsi que le moment d'inertie. Masse et taille furent déterminées précisément à partir des résultats des missions. Le moment d'inertie fut déterminé à partir des données des Viking et Pathfinder en mesurant le taux de précession de Mars. Ceci a pu être réalisé par le tracking Doppler, puisque la présence d'un noyau liquide peut être discernable par son effet sur le nutation (oscillation de l'axe de rotation). Or, l'absence d'un champ magnétique global indique que le noyau de Mars serait probablement solide, mais tout le monde n'est pas d'accord. La détermination du moment d'inertie est une contrainte importante sur les modèles possibles des profondeurs martiennes. Si le noyau est très dense (c.-à-d. complètement en fer) et le manteau similaire au manteau terrestre (ou similaire aux météorites SNC originaires de Mars § 4), alors le rayon minimum est d'environ 1 300 km. Mais la densité relativement faible de Mars, comparée aux autres planètes telluriques, indique que son noyau contient probablement une mixture relativement grande de soufre et de fer avec du nickel. Cela conduit à un noyau de 2 000 km de rayon. Une des choses les plus importantes pour tout savoir sur les planètes est la nature de leurs entrailles parce qu'une grande partie de l'histoire de leur formation et de leur évolution géologique est enregistrée dans la composition chimique et les minéraux à l'intérieur des planètes telluriques. Des évaluations de la composition chimique de l'intérieur de Mars ont été faites sur la base des compositions des météorites martiennes SNC, de raisonnement sur la chimie et d'hypothèses judicieuses. Cependant, jusque récemment, les minéraux à différentes profondeurs pouvaient seulement être devinés parce qu'aucune expérience complète n'avait été entreprise à haute pression et aux températures appropriées à l'intérieur de Mars. Ces expériences ont maintenant été réalisées par les Drs. Constance M. Bertka et Yingwei Fei du Geophysical Laboratory of the Carnegie Institution à Washington. , de raisonnement sur la chimie et d'hypothèses judicieuses. Cependant, jusque récemment, les minéraux à différentes profondeurs pouvaient seulement être devinés parce qu'aucune expérience 11 http://www.psrd.hawaii.edu/Aug97/InsideMars.html

On marchera sur Mars complète n'avait été entreprise à haute pression et aux températures appropriées à l'intérieur de Mars. Ces expériences ont maintenant été réalisées par les Drs. Constance M. Bertka et Yingwei Fei du Geophysical Laboratory of the Carnegie Institution à Washington. Bien que l'application de leurs expériences à Mars exige toujours quelques hypothèses sur la façon dont la température change avec la profondeur et la composition et la taille du noyau métallique à son centre, Bertka et Fei suggèrent que le manteau martien à deux couches principales une s'étendant sur une largeur de 50 km jusqu'à environ 1 100 km et la seconde de 1 100 km jusqu'à environ 1 800 km et une troisième couche occupant une zone de 100 à 200 km au-dessus du noyau. Les expériences de Bertka et de Fei nous donnent une image possible de l'intérieur de Mars. Dans cette image, le manteau le plus élevé se compose d'olivine (voir ci-dessus) et de pyroxène, avec un peu de grenat (un silicate comme l’émeraude ou la topaze) (vert). Ce sont les minéraux assez communs sur Terre, les autres planètes, la Lune, et des astéroïdes. Cependant, à une profondeur de 1100 km l'olivine commence à se convertir en une forme plus dense appelée olivine gamma (gamma-spinel) (Fe,Mg)2SiO4, sans changer de composition chimique. La conversion est complète à 1 300 km. Avec la conversion de l'olivine en structure cristalline, le grenat et le pyroxène sont convertis en un minéral appelé majorite, qui possède une structure cristalline comme le grenat, mais est proche du pyroxène par sa composition chimique (jaune). A plus hautes pressions, par conséquent plus profond, il y a une transition relativement brusque à 1 850 km (noir) en une mixture de pérovskite (lui-même une mixture chimique de MgSiO3 et FeSiO3) et magnésiowustite (une mixture de FeO et de MgO) (olivine pérovskite + magnésiowustite). Le noyau métallique (gris) débute vers 2 000 km et va jusqu'au centre à 3 390 km. Une difficulté pour obtenir le schéma ci-dessus est une grande incertitude dans le taux auquel la température augmente avec la pression interne. Bertka et Fei ont employé un profil de température qui suppose que le noyau est encore fondu. Différents profils ont été supposés par d'autres scientifiques, qui peuvent conduire à de légères différences dans les profondeurs impliquées auxquelles les changements minéralogiques principaux interviennent. De toutes les structures dans le schéma de Bertka et de Fei, la présence de la couche mince la plus basse du manteau est la plus incertaine. Si le noyau est plus froid que Bertka et Fei le supposent, alors la couche peut ne pas exister. C'est sa présence qui peut affecter la formation des zones éruptives du manteau qui pourraient avoir créé le volcanisme répandu sur Mars. La dynamique de la formation des éruptions dépend de la nature du manteau inférieur, ainsi c'est une interrogation importante à résoudre. http://www.psrd.hawaii.edu/Aug97/InsideMars.html (Voir complément sur Noyau de fer liquide au chapitre 6.7.) (Voir complément sur Tectonique des plaques au chapitre 6.8.) (Voir compléments sur la structure interne de Mars au chapitre 6.9)

On marchera sur Mars 1.10. Détermination de la répartition des masses au sein de la planète Mars 1.10.1. Moment d’inertie d’un système en rotation : Le moment d'inertie d'un système en rotation autour d'un axe p quantifie la résistance de ce système à changer sa vitesse de rotation autour de cet axe p. Il caractérise la répartition des masses autour d'un axe. Le moment principal d'inertie dépend de la répartition de la masse dans un corps autour de l'axe de symétrie principal. Plus une masse est éloignée de cet axe, plus elle contribue au moment principal d'inertie. Plus le moment d'inertie est important, plus la force nécessaire pour le mettre en rotation sera importante. L'observation de la rotation d'un corps permet de déduire les moments principaux d'inertie. La connaissance des moments principaux d'inertie d'un corps permet à son tour de déduire de l'information sur la répartition des masses à l'intérieur du corps. Soit un point P de masse notée m en mouvement par rapport à un repère R. L'énergie cinétique de ce point dans son mouvement relatif à R s'évalue comme la moitié du produit de sa masse avec le carré de sa vitesse relative. Ce qui s'écrit

Supposons ce point tournant autour d'un axe fixe (Δ) dans R. On peut écrire à chaque instant V = Rω, R étant le rayon du cercle trajectoire, et l'expression de l'énergie cinétique devient

La quantité mR2 est appelée moment d'inertie de la masse ponctuelle P par rapport à l'axe de rotation (Δ).

On marchera sur Mars 1.10.2. Moments d'inertie et distributions continues de masse12 Lorsqu'un système en rotation est un volume à l'intérieur duquel la masse est uniformément distribuée, il est possible de calculer l'expression de son inertie de rotation (moment d'inertie) en faisant appel à l'intégrale. Le tableau suivant donne l'expression du moment d'inertie de quelques solides, de masse totale M, par rapport à un axe passant par leur centre de masse. Pour le cylindre et l'anneau, cet axe est perpendiculaire à leur rayon.

2MR2/5

2MR2/3

MR2/2

12 http://ici.cegep-ste-foy.qc.ca/profs/rfoy: la physique en ligne

MR2

On marchera sur Mars 1.10.3. Démonstration du moment cinétique d’une sphère pleine en rotation Pour la sphère suivante, le moment d’inertie I par rapport à son axe est égal à l’intégrale de la distribution des masses élémentaires dm constituant le corps multipliée par la distance r’ séparant chacune des masses élémentaires dm de l’axe de rotation, au carré. :

1.10.4. Démonstration de la formule du Moment d'inertie d’une sphère pleine13. Pour un corps sphérique de rayon R et de centre O et ayant une masse volumique constante , on obtient les moments d'inertie au centre de la boule par rapport aux trois axes. Ils sont égaux :

Or dm = dv= Donc,

(avec M=

)

D’où D’où

13 Planétologie, Géologie des planètes et des satellites, C.Sotin, O.Grasset, G.Tobie (Dunod, Paris, 2009)

On marchera sur Mars 1.10.5. Calculs de la répartition de la masse des planètes Le moment d'inertie d'un système en rotation autour d'un axe p quantifie la résistance de ce système à changer sa vitesse de rotation autour de cet axe p. Il caractérise la répartition des masses autour d'un axe. Le moment principal d'inertie dépend de la répartition de la masse dans un corps autour de l'axe de symétrie principal. Plus une masse est éloignée de cet axe, plus elle contribue au moment principal d'inertie. Plus le moment d'inertie est important, plus la force nécessaire pour le mettre en rotation sera importante. L'observation de la rotation d'un corps permet de déduire les moments principaux d'inertie. La connaissance des moments principaux d'inertie d'un corps permet à son tour de déduire de l'information sur la répartition des masses à l'intérieur du corps. Application : moment d’inertie de la Terre : Modèle sphérique homogène : M = 5,977.1024 kg, R=6367,5 km Or Donc I=9,7.1037 kg.m2 Moment d’inertie réel :

I, axe polaire = 8,04.1037 kg.m2 I, axe équateur = 8,01.1037 kg.m2 Sa formule réelle est I = 0,3308

alors que la formule théorique est I = 0,4

Le moment d’inertie terrestre par rapport aux axes polaire et équatorial est donc plus faible d’environ 17,5 % que le moment d’inertie de la sphère homogène. Le modèle de la sphère homogène n’est donc pas convenable. La différence de moment d’inertie par rapport au modèle sphérique homogène est telle qu’elle s'explique par une répartition non uniforme des masses à l'intérieur de la Terre. Il existe une zone de concentration de masse proche de son centre. La Terre est donc constituée d'un noyau plus dense que ses parties périphériques... On constate d’autre part que la Terre n’est donc pas tout à fait sphérique. (elle est un peu aplatie aux pôles, puisque la masse est répartie plus proche de l’axe équatorial que de l’axe polaire : I, axe équateur I, axe Ce constat est également vrai pour la planète Mars. Application : moment d’inertie de Mars : M = 6,4185.1023 kg, Rmoyen=3386,2 km Or Donc I=2,94.1030 kg.m2 La formule du moment d’inertie réel est I = 0,365 Le moment d’inertie de la planète mars par rapport à sa valeur théorique est donc plus faible d’environ 18,5 % que le moment d’inertie de la sphère homogène. Le modèle de la sphère homogène n’est donc pas convenable. La différence de moment d’inertie par rapport au modèle sphérique homogène est telle qu’elle s'explique par une répartition non uniforme des masses à l'intérieur de Mars. Il existe une zone de concentration de masse proche de son centre. La planète Mars est donc constituée d'un noyau plus dense que ses parties périphériques...

On marchera sur Mars Application : calcul des rayons du noyau et du manteau de la planète Mars Partons de la formule théorique d’une sphère pleine homogène et transformons-la pour distinguer les deux rayons : Soient RN, RM et RP, respectivement, le rayon du noyau, du manteau et de la planète. Pour Mars, les seules données dont nous disposons sont les rayons équatorial et polaire de la planète. Soit RP = 3386,2 km, le rayon moyen de la planète. Soient , , respectivement, la masse volumique du noyau et du manteau, que nous ne connaissons pas. En ce qui concerne la masse de la planète

devient : a) Remplaçons les symboles par les données

Nous disposons toutefois d’un graphique nous donnant, en ordonnées, le coefficient du moment d’inertie en fonction de x, c’est-à-dire (

et pour plusieurs valeurs de y, c’est-à-

dire

On marchera sur Mars On constate que pour un coefficient de 0,365, on obtient deux valeurs de x : 0,4 et 0,5. Toutefois, 0,4 correspond à y =2,8 et 0,5 correspond à y = 2,0. Calculons la masse volumique du manteau : en remplaçant dans la formule suivante par 2,8 . On peut également prendre l’autre point où x=0,5 : on aboutit au même résultat. A. Calcul détaillé à partir du moment d’inertie : Introduisons d’abord les symboles correspondant aux données du graphique à partie des formules x=

et y=

)

devient

Mettons

en évidence avant les crochets, c’est-à-dire que nous multiplions

par

(3386200)5 dans le système MKS. Rappelons que la masse de la planète Mars est de 6,4185.1023 kg Nous obtenons ainsi : Dernière transformation : remplaçons x5 par (0,4)5, soit 0,01024 Le résultat est : 2686280.1030 = 3600,9 = 1,018 D’où la masse volumique du manteau de Mars : Et la masse volumique du noyau (

B. Calcul détaillé à partir de la masse de la planète Mars: Introduisons d’abord les symboles correspondant aux données du graphique à partie des formules x=

et y=

)

devient

Mettons

en évidence avant les crochets, c’est-à-dire que nous multiplions

(3386200)3 dans le système MKS. Nous obtenons ainsi : Dernière transformation : remplaçons x3 par (0,4)3, soit 0,064 Le résultat est :

D’où

=3539

Et la masse volumique du noyau (

. c’est-à-dire la même valeur que par la méthode précédente aux arrondis près.

par

On marchera sur Mars Si l’on avait choisit x=0,5 et y=2,0, on aurait aussi trouvé la même valeur pour la masse volumique du manteau ; toutefois la masse volumique du noyau aurait été plus petite : 2 x 3539 = 7078 Kg/m3 au lieu de 9904 Kg/m3 Que pouvons-nous en déduire ? Quelle valeur prendre ? Nous pouvons conclure que la densité du manteau est de 3500 kg par mètre cube et celle du noyau de 8500 (valeur moyenne) par mètre cube D’après nos calculs, le rayon relatif 0,4 à 0,5 (soit 0,45 fois le rayon moyen de la planète) serait donc de 1530 km + ou – 170 km. Nos calculs correspondent assez bien à ce graphique et aux conclusions14

14 Mars Network Science Analysis Group (NetSAG), Bruce Banerdt for NetSAG, July 29, 2009

On marchera sur Mars On trouve assez souvent citée la valeur 1 480 km comme rayon du noyau de Mars74, soit 43,7 % du rayon moyen de la planète elle-même (3 389,5 km). Les caractéristiques physiques (taille, densité) du noyau peuvent être approchées qualitativement par le moment d'inertie de la planète, qui peut être évalué en analysant la précession de son axe de rotation ainsi que les variations de sa vitesse de rotation à travers les modulations par effet Doppler des signaux radio émis par les sondes posées à sa surface (voir chapitre suivant et compléments au chapitre 6.) Les données de Mars Pathfinder ont ainsi permis d'affiner celles précédemment recueillies avec les sondes Viking et d'établir que la masse de Mars est plutôt concentrée en son centre75, ce qui plaide pour un noyau dense et pas trop gros. Le manteau de Mars serait très semblable à celui de la Terre, constitué de phases solides où dominent les silicates riches en fer, ce dernier représentant une fraction pondérale de 11 à 15,5 % du manteau. L'écorce (ou croûte) martienne semble, assez logiquement, bien plus épaisse dans l'hémisphère sud que dans l'hémisphère nord : un modèle simple avec une masse volumique uniforme de 2 900 kg/m3 conduit à une épaisseur moyenne d'environ 50 km, soit 4,4 % du volume de la planète, avec comme valeurs extrêmes 92 km dans la région de Syria Planum et à peine 3 km sous le bassin d'impact d'Isidis Planitia, tandis que l'écorce aurait moins de 10 km sous toute la région d'Utopia Planitia. Conclusion relative au noyau de Mars après la mission Pathfinder Le 8 octobre 1997, la conférence de presse sur la mission Mars Pathfinder conclut : « Si le noyau de Mars est solide, alors il ne peut être inférieur à environ 1 300 kilomètres de rayon, de rayon total de la planète de 3 400 kilomètres (ayant milles) ; Si le noyau est composé de quelque chose de moins dense que le fer, si c'est un mélange, disons, de fer et de sulfure, le noyau serait alors plus gros, mais il ne pourrait pas être plus grand qu'environ 2 000 kilomètres de rayon. » L'expérience radio-science Il s'agit d'une expérience basée sur la liaison radio entre l'orbiteur et la Terre nommée MaRS (pour Mars Radio-Science experiment). Elle permettra entre autre de mesurer le champ gravitationnel de Mars en faisant des mesures de portées et des mesures Doppler sur la ligne de visée. Les scientifiques pourront ainsi caractériser la distribution de masse à l'intérieur de la planète. A partir des mesures du champ gravitationnel global de Mars et de ses variations temporelles, il sera aussi possible de caractériser l'intérieur profond de Mars. L'expérience n'a pas d'instrumentation scientifique, elle se base sur le signal radio entre la sonde et la Terre, envoyé depuis la Terre et observé à l'aide de larges antennes comme celle de Perth (New Norcia, Australie), celle de Madrid (Espagne) ou encore celles du réseau américain DSN (Deep Space Network localisé à Goldstone (Californie), à Madrid (Espagne) et à Canberra (Australie). Ce réseau d'antennes permet de suivre les sondes spatiales en orbite autour des planètes du système solaire. Les mesures d'effet Doppler sont utilisées pour reconstruire la trajectoire de ces sondes dans un but de navigation, dans le but de planifier la mission ou dans des buts scientifiques de détermination des paramètres géophysiques tels que le champ de gravité de Mars.

On marchera sur Mars 1.10.6. Utilisation de l’effet Doppler lors des missions martiennes L’effet Doppler est le décalage de fréquence d’une onde acoustique ou électromagnétique entre la mesure à l’émission et la mesure à la réception lorsque la distance entre l’émetteur et le récepteur varie au cours du temps. Ce phénomène physique explique simplement pourquoi par exemple la sirène d'une ambulance paraît plus aiguë quand elle s'approche et plus grave quand elle s'éloigne. L'effet Doppler s'applique à tous types d'ondes : sonores, ultrasonores, lumineuses, de surfaces sur l'eau.

L'amplitude de l'effet Doppler dépend de la vitesse à laquelle la source d'émission se déplace par rapport à l'observateur. Si le signal de la sonde spatiale se dirige vers l'antenne le front d'ondes est comprimé dans cette direction et se décale vers les fréquences plus élevées, les plus courtes longueurs d'ondes, on dit qu'il se décale vers le bleu (blueshift) par comparaison avec un spectre de raies. A l'inverse, lorsque la sonde s'éloigne, le signal se décale vers les basses fréquences et nous observons un décalage vers le rouge (redshift). Le redshift appliqué aux lumières émises par les galaxies C'est ici qu'intervient l'effet Doppler, appliqué aux ondes électromagnétiques de la lumière. L'hydrogène est l'élément le plus répandu dans l'univers, puisqu'il en compose environ les 75 %. Son spectre de couleurs, c'est-à-dire l'ensemble des longueurs d'ondes (raies) de la lumière qu'il émet, est très bien connu. L'espace étant en expansion, la lumière que les galaxies émettent doit "lutter" contre cette expansion pour nous parvenir, ce qui résulte en un allongement de ses longueurs d'ondes, c'est-à-dire leur décalage vers les basses fréquences, vers le rouge : c'est le fameux redshift. En comparant les raies du spectre de l'hydrogène dans la lumière reçue à celles de l'hydrogène au repos, on peut ainsi déterminer le facteur d'allongement des longueurs d'ondes. Ce facteur 1 + z , caractérisé par : 1 + z = λ' / λ où z est le redshift, λ' la longueur d'onde reçue et λ la longueur d'onde émise, permet de déterminer la vitesse de la galaxie étudiée grâce aux formules de l'effet Doppler. Cependant, comme la vitesse v des galaxies devient non-négligeable devant la vitesse c de propagation des ondes lumineuses (vitesse de la lumière, bien sûr), il est nécessaire d'utiliser une formule relativiste qui tient compte du fait que les temps mesurés dans les repères en mouvement sont plus courts du fameux facteur, très utilisé en relativité :

On marchera sur Mars ( 1 - ( v / c )2 )½ En introduisant ce facteur dans les deux formules de l'effet Doppler "conventionnel", on obtient une formule unique, de sorte qu'il n'est plus besoin de préciser qui se déplace, ce qui est plutôt rassurant en relativité puisqu'elle a justement été conçue dans ce but ! Cette formule est : λ' = λ ( ( 1 + v / c ) / ( 1 - v / c ) ) ½ Le redshift appliqué aux sondes spatiales atterrissant sur Mars Les contrôleurs au sol assurant les communications avec les sondes spatiales connaissent la fréquence du signal au repos qui est émis par la sonde spatiale. Mais étant donné que celle-ci se déplace dans l'espace, cette fréquence subit un effet Doppler et est décalée un peu plus haut ou un peu plus bas en fréquence. Connaissant la vitesse des ondes électromagnétiques, un simple calcul permet de déterminer la vitesse de la sonde spatiale. Mesure de la distance15 Le "ranging" permet de calculer la distance nous séparant de la sonde spatiale avec précision. Les ingénieurs envoient un code à la sonde qui le renvoie immédiatement à la Terre en utilisant sa propre antenne. Le retard entre l'envoi et la réception du code, soustraction faite du retard engendré par le traitement dans la sonde elle-même, est de deux fois le temps lumière qui nous sépare de la sonde spatiale. Ainsi, en divisant le résultat par deux et en le multipliant par la vitesse de la lumière nous pouvons calculer la distance de la station à la sonde spatiale. Cette distance est précise à 5-10 m près, bien que la sonde se trouve à 200 millions de kilomètre de distance !

15 Projet Luxorion http://www.astrosurf.com/luxorion/mars-communication2.htm

On marchera sur Mars 1.11. Conditions d’habitabilité 1.11. 1. Conditions d’habitabilité dues aux interactions entre Surface, manteau et noyau.16 (Traduction F.B.) De la tectonique des plaques Aucun corps planétaire dans le système solaire, autre que la terre, ne semble avoir mis au point un système avec une lithosphère (croûte continentale ou océanique plus la partie supérieure solide du manteau) faite de plaques tectoniques (…) La tectonique des plaques réglemente la composition de l'atmosphère terrestre, car elle permet de recycler les substances volatiles comme le CO2 et favorise ainsi les températures à effet de serre et la présence de l'eau de surface liquide. La tectonique des plaques semble donc cruciale dans le maintien de conditions habitables sur de longues échelles de temps géologiques. Les relations entre la tectonique des plaques et autres processus géodynamiques sont également examinées dans les sections suivantes. Convection du manteau17 La convection du manteau, selon Breuer et Spohn [2003], par exemple, peut se produire dans les trois cas suivants : la convection sous couvercle stagnant (stagnant lid en anglais), la convection intermittente et la convection sous couvercle mobile. La planète Mars a un régime de couvercle stagnant, tandis que la terre possède une tectonique des plaques (c'est-à-dire la convection sous couvercle mobile ; la lithosphère est décomposée en ce que l'on appelle des plaques tectoniques) Vénus et Mars pourraient avoir connu la tectonique des plaques dans le passé, ce qui n'est certainement plus le cas actuellement. La tectonique des plaques est le moyen le plus efficace pour refroidir le manteau. Le refroidissement du manteau terrestre est pour cette raison appréciable. Le type de la convection du manteau dépend principalement de l'évolution de la dimension de la planète et de son évolution thermique. Les paramètres suivants sont les plus importants pour déterminer quel régime est en vigueur : •Le premier paramètre est le Nombre de Rayleigh, une mesure de la taille du manteau planétaire, le taux de chaleur interne et la viscosité. (Voir complément sur le nombre de Rayleigh au chapitre 6.10) •Le second paramètre est le gradient de viscosité à travers le manteau, •Le troisième décrit le seuil entre la déformation élastique et visqueuse du manteau. Les profils de température sont différents d'un régime à l'autre. Interaction Surface-manteau18 Les réservoirs intérieur et de surface interagissent via la tectonique des plaques et via l'échange des substances volatiles, l'eau et dioxyde de carbone. Ces substances volatiles induisent la déformabilité de la lithosphère, permettant la subduction de se produire, permettant ainsi la tectonique des plaques. La présence d'eau est considérée comme cruciale dans la génération de la tectonique des plaques(…) Les substances volatiles jouent donc un rôle important dans la mécanique de la tectonique des plaques. Elles augmentent la convection et, par conséquent, le refroidissement du manteau. En l'absence de substances volatiles, le volcanisme et le manteau de convection ne peuvent pas être entretenus. Ainsi, la tectonique des plaques, associée à la convection du manteau, peut être requise pour fournir des minéraux/nutriments pour que la vie puisse exister et persister. L’évolution du climat et l'intérieur de la planète sont liés par fusion partielle et convection du manteau (p. ex., Phillips et al., 2001b).

16 DOI 10.1007/s00159-010-0030-4, Habitability: from stars to cells, E. J. Javaux, V. Dehant, Fev 2008, 17 Traduit de Emmanuelle J. Javaux, V. Dehant, Op. Cit. 18 Traduit de Emmanuelle J. Javaux, V. Dehant, Op. Cit.

On marchera sur Mars Un processus de rétroaction positive peut fonctionner par la sortie de l'eau dans l'atmosphère par l'intermédiaire de la fusion du manteau, conduisant à une augmentation de l’opacité atmosphérique et le gradient de température rayonnante. L'amplification de la température à effet de serre qui en résulte élève la température du manteau menant ainsi à une augmentation du taux de fusion partielle. Les mouvements du noyau19 L'origine d'un champ magnétique est généralement liée à l'existence des mouvements forts au sein du noyau, avec une géométrie particulière. Ces mouvements sont liés à toutes les accélérations subies par le fluide dans le noyau, et peuvent donc être liés à un éventail de facteurs comme, par exemple, les effets thermiques, les effets de la flottabilité/pression, les effets de rotation, les effets de viscosité, les effets gravitationnels, la taille du noyau, la taille du manteau. Décrire une dynamo nécessite de simplifier les équations, donc, de ne pas tenir compte de certaines de ces contributions. Le rôle de la rotation et la dynamo sans l’influence rotationnelle sont examinés dans Lammer et coll. [2009]. Certains auteurs ont en effet estimé les moments magnétiques des planètes avec différentes dimensions des noyaux, des masses et périodes de rotation (voir Griessmeier al 2005) ; d'autres auteurs ont examiné les conditions thermiques pour qu’une dynamo puisse exister (voir Christensen et Aubert 2006). Ces conditions seront discutées dans la prochaine section car elles dépendent de l'état de convection du manteau et de la température. L’interaction Noyau-Manteau20 Le refroidissement du manteau joue, à son tour, un rôle important dans la génération du champ magnétique, comme il contrôle le gradient de température entre le noyau et la surface. Une planète de régime « couvercle stagnant », comme c’est le cas de Mercure ou Mars, où la convection du manteau se produit sous une lithosphère intacte et immobile, est supposée moins volatile, donc avec un moindre manteau de convection. La convection thermique exige en effet un gradient de température entre le noyau et le manteau afin de pouvoir évacuer la chaleur du noyau. Cela se produit uniquement audessus d’une valeur critique du gradient de température (un gradient de température suffisamment grand entre le noyau et le manteau est nécessaire afin de permettre la convection thermique dans le noyau ; S’il est trop faible alors le noyau se refroidit par conduction) ; Cela correspond à un flux de chaleur « critique » hors du noyau. Pour produire le mouvement dans le noyau, un noyau chaud et un fort gradient de température dans le manteau sont nécessaires. La tectonique des plaques crée ce gradient quand la chaleur s'éloigne du manteau. Pour un noyau surchauffé (lorsque le rapport de la chaleur du noyau sur la chaleur du manteau est élevé), le gradient de température est grand et un champ magnétique est possible. Puis, après seulement quelques 100 millions d'années seulement après la formation de planète, la valeur critique est atteinte et le champ magnétique disparaît. Il peut durer un peu plus dans le cas où la tectonique commence au début de l’histoire de la planète. Sans noyau surchauffé (lorsque le rapport entre la chaleur hu noyau de chaleur et le manteau est faible) juste après la planète la formation, produire de la chaleur dans le noyau nécessite un peu de temps pour atteindre une température au-dessus de la valeur critique (augmentation du ratio entre la chaleur du noyau et la chaleur du manteau). Mais cela se produit uniquement lorsque la tectonique des plaques est là pour fournir le transfert de chaleur à l'extérieur de la planète et pour diminuer la chaleur dans le manteau (voir Breuer et Spohn, 2006). Le rôle de l'eau et de la tectonique des plaques dans le transfert de chaleur est examiné par Lammer et al.

19 Traduit de Emmanuelle J. Javaux, V. Dehant, Op. Cit. 20 Traduit de Emmanuelle J. Javaux, V. Dehant, Op. Cit.

On marchera sur Mars [2009] qui indiquent que la grande quantité d'eau et de la tectonique des plaques connexe pourraient avoir joué un rôle dans le maintien en vie d’une dynamo magnétique sur des échelles de temps géologiques. Produire la convection de flottabilité exige que la température dans le noyau soit entre le solidus et le liquidus de l'alliage du noyau (fer ou nickel avec une petite fraction d'un élément léger comme le soufre). Cette température est très élevée pour fer pur, ce qui implique que la solidification du noyau est atteinte rapidement après sa formation. Le noyau de Mars (ou n'importe quelle planète monoplaque) serait solide maintenant si cela avait été le cas. Mais lorsqu'il y a une petite quantité d'un élément léger, la température de solidification diminue, ce qui permet de garder le noyau liquide plus longtemps dans l'histoire de Mars. Plus la proportion de l’élément léger est grande, plus il faut de temps avant la solidification (pour les mêmes conditions de manteau). Quand commence la solidification, la partie liquide du noyau obtient moins de fer et le pourcentage relatif de l'élément léger augmente (si la composition est sur le côté gauche du point eutectique, où l'alliage cristallise avec précipitation de l'élément lourd ; le point eutectique étant le point de fusion d'un mélange de deux ou plusieurs solides (comme un alliage) où la cristallisation se déroule sans passer par une phase de précipitation ; Cela dépend de la proportion relative de ses ingrédients). (Voir complément sur le processus de fractionnement des magmas au chapitre 6.11) Ceci abaisse la température de solidification. Afin de garder cette convection résultant des précipitations de fer dans la partie solide du noyau — le noyau intérieur, un refroidissement de la planète est nécessaire. Le champ magnétique existera ensuite au début de la formation d'une planète (important transfert de chaleur): en raison du fort gradient de température au sein de la planète, il y a convection thermique dans le noyau liquide et, par conséquent, un champ magnétique. Après un certain temps, comme la température décroît, l'intensité du champ magnétique diminue également. A nouveau, après un certain temps, la température est suffisamment basse pour le noyau atteigne l'état du solidus ; le mélange de fer et d’un élément léger dans le noyau liquide est tel que les particules de fer Précipitent et de participent à une convection chimique. Ce mouvement dans le noyau induit un champ magnétique tandis que le noyau intérieur solide (la graine) se met en place et le noyau se refroidit. C'est ce qui se passe actuellement pour la terre. L'amplitude du champ magnétique devrait être inférieure à ce qu’il était au début de la vie de la planète. Quand cette convection se produira, elle se poursuivra et se maintiendra longtemps jusqu’à ce que l’eutectique de l’alliage du noyau soit atteint. (Voir compléments au chapitre 6.9.1. sur le champ magnétique de Mars) (Voir compléments au chapitre 6.9.2. sur l’absence de tectonique des plaques et subduction sur la planète Mars) Le redshift appliqué aux lumières émises par les galaxies 1.11.2. Habitabilité et extrêmophiles

Un organisme est dit extrêmophile lorsque ses conditions de vie normales sont mortelles pour la plupart des autres organismes : températures proches ou supérieures à 100 °C (hyperthermophiles) ou inférieures à 0 C (psychrophiles), pressions exceptionnelles (grands fonds marins), milieux très chargés en sel (halophiles), milieux très acides ou hyper-alcalins, milieux radioactifs ou anoxique (sans oxygène) ou non-éclairé. Selon Wikipedia, les extrêmophiles se répartissent en :  Acidophile : organisme vivant dans des environnements acides (pH optimum de croissance proche de 3).  Alcalophile : organisme vivant dans des environnements basiques (pH optimum de croissance proche de 9 et plus).

On marchera sur Mars        

Halophile : organisme vivant dans des milieux très salés (forte concentration en NaCl). Métalotolérant : organisme tolérant de hautes concentrations en métal (cuivre, cadmium, arsenic, zinc). Psychrophile ou psychrotolérant : organisme vivant dans des environnements froids (abysses, glaciers, voire réfrigérateur où ils peuvent affecter l'hygiène alimentaire en rendant moins efficace la chaine du froid). Piézophile ou barophile : organisme vivant dans des environnements soumis à des pressions élevées (fonds océaniques profonds jusqu'à -11 000 mètres ; fosse des Mariannes) Radiorésistant : organisme pouvant survivre à des radiations ionisantes élevées. Thermophile : organisme vivant dans des environnements chauds avec des optimums de croissance proche de 60 °C. Hyperthermophile : organisme vivant dans des environnements très chauds avec des optimums de croissance proche de 90 °C à plus de 100 °C. Xérophile : organisme capable de résister à la dessiccation (ayant besoin de peu d'eau pour survivre).

Olympus Mons : hypothèse de la présence d’extrêmophiles21 Le volcan martien Olympus Mons est le plus grand du Système Solaire. Il pourrait abriter des thermophiles, un type d'organisme extrêmophile se développant dans les sources chaudes ! C'est du moins la conclusion d'une équipe de scientifiques de l'Université Rice. Olympus Mons est situé sur la bordure nord-ouest du dôme de Tharsis, un vaste plateau de 5500 km de diamètre où sont situés les édifices volcaniques les plus importants de la planète. Avec un diamètre de 600 km et une superficie de 500 000 km², ce volcan bouclier de 26 km de hauteur est le plus grand du Système Solaire. Sa structure particulière fait que son sommet est accessible à pied ! En cause, ses pentes qui ne dépassent pas 5 à 10° d'inclinaison. C'est justement ce qui a incité une équipe de scientifiques à mieux comprendre sa structure et comment il s'est formé. Sa modélisation montre qu'il pourrait recouvrir des couches imperméables de sédiments argileux de centaines de mètres d'épaisseurs renfermant des poches d'eau où les conditions seraient favorables à l'existence de créatures thermophiles. La présence d'argile signifie que de l'eau était présente au moment de la formation du volcan de sorte que dans le passé, des réservoirs d'eau ont très bien pu abriter de petites créatures lorsque la planète était plus chaude et active qu'elle ne l'est maintenant. Cet état liquide à vraisemblablement perduré plusieurs millions d'années après le refroidissement de Mars en raison de la géothermie et la chaleur résiduelle du magma. Aujourd'hui, ces chercheurs n'excluent pas l'existence de poches d'eau maintenues à l'état liquide par une source de chaleur qui reste encore à identifier. Ce que n'ont toujours pas réussi à faire les sondes qui tournent autour de Mars qui ont la capacité de détecter des anomalies thermiques. Protégées des rayonnements solaires et cosmiques qui rendent la vie impossible sur la surface, ces niches biologiques pourraient très bien abriter de petits organismes.

Les "extrêmophiles" aident les chercheurs en quête d'une vie extraterrestre22 La présence d'étranges microbes dans des environnements extrêmes sur Terre suscite l'intérêt des scientifiques à la recherche d'une vie extraterrestre, une quête qui est également celle de la sonde américaine Phoenix Mars, arrivée sur la planète Rouge le 25 mai.

21 Flashespace.com 22 Par Alicia Chang AP - 21 Juin LOS ANGELES sur Internet Phoenix Mars Site.

On marchera sur Mars D'étranges micro-organismes prospèrent dans les milieux les plus hostiles sur Terre, comme le désert de l'Atacama au Chili, les sources d'eau bouillante du parc national de Yellowstone aux Etats-Unis ou des failles du plancher océanique dans les profondeurs ténébreuses du Pacifique. Une telle forme de vie exotique est-elle possible dans la froide région arctique, proche du pôle nord de Mars, où Phoenix s'est posé le mois dernier? Le robot géologue, qui ramasse des échantillons de sol pour les étudier à l'aide d'un minuscule four et d'un microscope, n'a pas encore apporté la réponse. Mais il a découvert une piste prometteuse dans deux sillons qu'il a creusés: ce qui semble être de la glace. Les astronomes espèrent que les instruments scientifiques de la sonde permettront de savoir si les échantillons prélevés contiennent de l'eau et des éléments comme le carbone, l'hydrogène et l'azote. "Nous cherchons les ingrédients de base qui permettraient à la vie de prospérer dans cet environnement", explique le chef scientifique de la mission Peter Smith, de l'université d'Arizona. La découverte ces dernières années de formes de vie extrêmes, connues sous le nom d'extrêmophiles, dans les lieux les plus inhospitaliers de la Terre, aide les astronomes dans leur quête d'une possible vie extraterrestre. "Cela laisse penser que de nombreux mondes pourraient abriter la vie alors qu'à première vue ils ne présentent pas les meilleures conditions", souligne l'astronome Seth Shostak, de l'Institut SETI, une organisation à but non lucratif qui se consacre à la recherche d'une intelligence extraterrestre. Il n'existe actuellement aucune preuve que la vie soit jamais apparue sur Mars. Mais si la planète Rouge a abrité dans le passé ou abrite actuellement une forme de vie, ce qui relève de la pure hypothèse, elle pourrait être très similaire à certains extrêmophiles terrestres: microscopique et résistante. "Ce seraient des microbes, pas un petit homme vert", souligne Kenneth Stedman, un biologiste du Centre pour la vie dans les environnements extrêmes de l'université d'Etat de Portland. Les extrêmophiles sont de taille et de forme variable. Vus au microscope, certains ressemblent à des tire-bouchons miniatures quand d'autres sont semblables à des bâtonnets ou de forme irrégulière. Phoenix ne possède pas d'instrument permettant d'identifier des fossiles ou des êtres vivants. Mais il est doté de huit minuscules fours et d'un analyseur de gaz capables d'analyser le sol pour détecter des éléments favorables à la vie, comme de l'eau. La plupart des chercheurs estiment que la vie ne peut se développer à la surface de Mars, qui est bombardée par des doses létales de radiation. Mais la planète pourrait abriter une vaste étendue de glace sous la surface dans les régions polaires. Reste que même si Phoenix découvre des conditions permettant la présence de microbes, une autre sonde plus sophistiquée sera nécessaire pour déterminer si une forme de vie a jamais existé et existe encore sur Mars. La dernière fois que la NASA a cherché des matières organiques sur Mars remonte à 1976 avec les missions Viking, qui ont prélevé des échantillons du sol près de l'équateur martien mais n'ont rien trouvé. Les scientifiques ont cette fois choisi de prospecter dans la région arctique car ils pensent qu'elle est analogue aux régions polaires terrestre, qui préservent dans la glace des constituants essentiels de la vie et parfois la vie elle-même. Des chercheurs ont montré que des microbes sur Terre peuvent être inactifs en étant congelés pendant des milliers d'années et "ressusciter" si les conditions sont réunies. Pour Kenneth Stedman, il faut continuer à étudier les extrêmophiles sur Terre pour pouvoir mieux chercher d'éventuelles traces de vie sur Mars et ailleurs dans l'univers. AP Des bactéries extrêmophiles chiliennes se développent dans des conditions semblables à celles de Mars23 Le désert d'Atacama se trouve sur le bord occidental de l'Amérique du Sud, couvrant une grande surface du Chili et des régions du nord de l'Argentine. Il est le plus étroit peut 23 Ars Technica : Chilean extremophile bacteria thrive in Mars-like conditions by Matt Ford (traduction F.B.)

On marchera sur Mars obtenir à Mars tout en restant fondé sur terre. Le volcan de Socompa est situé sur le bord oriental du désert d'Atacama, son atmosphère est mince, le rayonnement ultraviolet est intense, et le climat est sec. Néanmoins, l'improbable a été trouvé : la vie. Au bord du volcan à hauteur de 6.600 mètres, les chercheurs de l'université du Colorado (l'observatoire microbien alpin de Boulder) ont découvert une communauté microbienne complexe qui semble être soutenue par des émanations gazeuses volcaniques. Le désert d'Atacama est l'endroit le plus sec de la terre. Les stations météorologiques dans la région d'Antofagasta enregistrent un millimètre de précipitation par an, et un certain nombre de stations météorologiques dans l'Atacama n'ont jamais enregistré de précipitations pendant toute leur vie opérationnelle. Ce climat extrême est souvent comparé à celui de la surface de Mars. On pense qu'il est tellement semblable que la revue Science a signalé en 2003 son utilisation pour recréer les expériences que Viking un et deux a effectuées sur la surface martienne. C'est également un terrain d'essai pour l'équipement que la NASA prévoit d’envoyer sur Mars. Etant donné les similitudes géologiques, la découverte de la vie dans un endroit si hostile suggère que la vie pourrait aussi exister ailleurs. Les communautés microbiennes sur Socompa « sont de petites oasis uniques dans le paysage vaste et stérile du désert d'Atacama et elles sont entretenues par des gaz issus des profondeurs de la terre, » selon le professeur Steven Schmidt de l’université du Colorado. Les anciens océans de Mars étaient... très salés !24 Ayant détecté de possibles rivages sur Mars marquant la frontière entre terre et mer il y a plusieurs milliards d’années, des scientifiques ont réalisé une reconstitution de la planète rouge telle qu’elle aurait pu être observée il y a environ… 2 milliards d’années ! La planète aurait donc été recouverte par un ancien océan gigantesque mais qui, selon d’autres chercheurs américains, aurait bénéficié d’une eau extrêmement salée et acide, réduisant de beaucoup les probabilités que se développe une vie primitive marine. « Il y a des limites physiologiques au-delà desquelles même les microorganismes les plus résistants ne peuvent pas se développer, notamment en raison d’un taux trop élevé de sel ou d’acide » explique Andrew Knoll de l’Université d’Harvard.

24 http://www.mondeinconnu.com/dossiers/alaune/ufologie-ovni-extraterrestres/dernieres-nouvellesde-mars/; 7 janvier 2011.

On marchera sur Mars II. On a roulé sur la Planète Mars ! Bien que la toute première sonde spatiale fût un succès, quand le 28 novembre 1964 la sonde Mariner 4 réalisa le premier survol de Mars et envoya 21 photographies, nous analyserons les missions effectuées au cours des 35 dernières années, depuis qu’un atterrisseur s’est déposé sur Mars puis que, peu à peu, l’homme a entrepris de rouler sur Mars.. Mission

Lancé Année

Agence

Module dans la sonde

Apports scientifiques et technologiques

Viking1 et Viking2

1975

NASA

2 lancements distincts

Mars Global Surveyor

1996

NASA

Orbiteur

Mars Pathfinder

1996

NASA

Atterrisseur

MarsOdyssey

2001

NASA

Orbiteur

Détection de la présence d’eau sur la surface

Mars Express + Beagle II Mars Exploration Rovers : Opportunity et Spirit

2003

ESA

Orbiteur + Atterrisseur

2003

NASA

2 lancements distincts

Cartes minéralogiques et cartes stéréographiques de la surface. Echec de Beagle II Découverte de l’hématite et d’autres minéraux hydratés

Mars Reconnaissance Orbiter Phoenix

2005

NASA

Un Orbiteur

2007

NASA

Un Atterrisseur

Mars Science Laboratory Curiosity

2011

NASA

Absence de traces de vie en surface

avec un Atterrisseur

+ Sojourner

Altimétrie, champ magnétique, image haute résolution Démonstration technologique des Rovers

+ Rover

avec un Rover

Un Rover

Observation détaillée de la surface de Mars Analyse de la subsurface près du pôle Nord où de la glace doit être présente Rover en développement : objectifs exobiologiques

Et voyons quelles furent les contraintes technologiques nécessaires à leur accomplissement.

III. Les lanceurs et sondes spatiales utilisés 3.1. Les lanceurs Pour ces missions, les lanceurs Delta II ont été utilisés par la NASA pour le lancement de ses sondes spatiales, en particulier à destination de Mars, ainsi que de satellites scientifiques. Le lanceur Delta II est une fusée non récupérable. Sa masse est comprise, selon le modèle, entre 152 tonnes et 232 tonnes. Un lanceur Delta II est composé de 2 à 3 étages auxquels s’ajoutent un nombre variable de propulseurs d’appoint :  Premier étage : le premier étage est propulsé par un unique moteur-fusée de 105 tonnes de poussée qui brule durant 265 secondes un mélange de kérosène et d’oxygène liquide.  Deuxième étage: le deuxième étage est doté d’un moteur-fusée d’une poussée de 4 tonnes qui consomme des carburants hypergoliques (peroxyde d'azote et hydrazine) et peut être rallumé plusieurs fois. Le carburant très corrosif nécessite que le lancement intervienne moins de 37 jours après le remplissage sous peine d’un reconditionnement de l’étage en usine. Le moteur qui peut être allumé plusieurs fois fournit une poussée d’une durée totale de 431 secondes.  Troisième étage: il utilise un propulseur à propergol solide ATK-Thiokol qui permet d’injecter les sondes orbitales sur leur trajectoire interplanétaire vers Mars. Les lanceurs de la famille Delta II ou Delta 7000 sont identifiés par un code à 4 chiffres7 : –Le premier chiffre 7 correspond à la série la plus performante à haute altitude.

On marchera sur Mars –Le deuxième chiffre désigne le nombre de propulseurs d’appoint généralement 9. Lorsqu’il y en a 9, six sont allumés au décollage et trois sont mis à feu 1 minute plus tard. Lorsque le lanceur n’a que 3 ou 4 propulseurs d’appoint, tous sont allumés au décollage. –Le troisième chiffre est toujours égal à 2 ce qui désigne un deuxième étage propulsé par un moteur-fusée qui peut être rallumé plusieurs fois et permet de mener des missions complexes. –Le quatrième et dernier chiffre est utilisé pour caractériser le troisième étage. Lorsque cet étage n’existe pas il prend la valeur 0, tandis que 5 désigne un étage doté d’un propulseur à propergol solide Star 48B. Une fusée 7925 dispose de la version du premier étage la plus récente avec 9 propulseurs d’appoint de type GEM et un troisième étage PAL. Une Delta 7320 désigne un lanceur à 2 étages avec 3 propulseurs d’appoint. Le modèle le plus puissant (Heavy) est désigné sous le code 79xx H. Par exemple, les deux lanceurs qui ont amené les deux rovers de la mission MER se nommaient 7925H et 7925 respectivement pour Spirit et Opportunity. 3.2. La sonde proprement dite Au sommet de la fusée se trouve la sonde entourée par un cercle rouge.

On marchera sur Mars La sonde est composée de son étage de croisière (A), du bouclier thermique (B) et du module d’atterrissage (C). Ce schéma considère que la sonde est en cours d’atterrissage, car le bouclier thermique est situé en bas.

L’étage de croisière est composé de : 1 antenne moyen gain, 2 liaison avec le lanceur, 3 antenne faible gain, panneaux solaires (en transparence), 5 détecteur solaire, 6 réservoir carburant, 7 suiveur stellaire, 8 électronique détecteur solaire, 9 électronique de l'étage de croisière, 11 grappe de moteurs, 12 radiateurs; Le bouclier thermique est en B Le module d'atterrissage est en C avec la fusée de freinage en 10.

On marchera sur Mars

Les deux flĂ¨ches montrent successivement, au-dessus le module de freinage et, en dessous, le rover repliĂŠ.

On marchera sur Mars La photo ci-jointe, prise à la fin de l’assemblage de la sonde montre que l'étage de croisière, situé en bas, est surmonté par le véhicule de rentrée en forme de cône très aplati. Contre lequel sont encapsulées les pièces du module. Le bouclier thermique n’est pas encore posé. Les trois lettres JPL sont l’abréviation de Jet Propulsion Laboratory. Nous avons visité ce centre à Pasadena aux Etats-Unis. Les projets dirigés par JPL sont, entre autres, la sonde Galileo vers Jupiter, la mission vers Mars Pathfinder (1997) et les deux robots de la mission Mars Exploration Rover. Au fil des ans, le JPL a envoyé des missions inhabitées vers toutes les planètes. De plus, le JPL a aussi effectué une cartographie complète de la Terre et dirige le réseau international d'antenne radio Deep Space Network. En plus de son travail pour la NASA, le JPL assiste aussi l'industrie cinématographique toute proche (Hollywood) en conseillant sur les aspects scientifiques des productions.

Le JPL a été fondé dans les années 1930, lorsque le professeur Theodore von Karman du Caltech commença sur le site des expériences de propulsion de fusées. Pendant la Seconde Guerre mondiale, l'armée de l'air des États-Unis demanda au JPL d'étudier les fusées V2 développées par le Troisième Reich ainsi que d'autres projets pour l'effort de guerre. Ces études menèrent le JPL à développer la fusée Caporal qui fut utilisée durant la guerre de Corée; ce projet évolua vers la fusée Sergent jusqu'à sa fin en 1958. En réaction au programme Spoutnik des soviétiques, la NASA fut créée le 1er octobre 1958. Elle comprenait alors 8000 employés et trois laboratoires de recherche. La NASA intégra rapidement d'autres organisations dans sa nouvelle agence, dont le JPL qui commença alors sa mission d'exploration planétaire. Le JPL garda son nom original mais cessa toute activité de recherche en propulsion.

On marchera sur Mars 3.3. La trajectoire Terre-Mars A cause du changement continuel de position de Mars par rapport à la Terre, les lancements ne peuvent avoir lieu que lors de certaines périodes, que l'on appelle fenêtre de tir. Les lancements ne sont possibles que lorsque la planète Terre est située à 44° en arrière par rapport à Mars. Cette situation ne se présente que tous les 26 mois, à proximité des périodes d'opposition. Les sondes MER effectuent un voyage d’environ six mois et parcourent 500 millions de kilomètres. Cinq manœuvres de correction de trajectoire sont prévues durant ce transit dont la dernière, facultative, est exécutée le jour de l'arrivée pour améliorer la probabilité de poser l'atterrisseur près du site martien visé.

Trajet accompli par la mission MER pour l’envoi des Rovers Opportunity et Spirit 3.4. L’atterrissage Pendant les phases de rentrée atmosphérique, de descente et d'atterrissage (EDL pour Entry, Descent and Landing), la sonde rencontre des conditions turbulentes. Les navigateurs doivent manoeuvrer les sondes avec beaucoup de précautions durant ces phases critiques du vol afin qu'elles atteignent avec précision leur zone d'atterrissage respective à la surface de Mars. En seulement six minutes, la sonde spatiale doit passer de la vitesse incroyable de 5.3 km/s ou 19600 km/h à presque zéro, soit six fois plus rapidement qu'une navette spatiale. Pendant ces quelques minutes, la sonde spatiale subit un échauffement intense provoqué par le frottement atmosphérique, elle est secouée lorsque le parachute se déploie et malmenée lors des rebonds successifs du Lander lorsque les ballons d'air rebondissent sur la surface de Mars. Ces mouvements rapides et intenses rendent difficile la localisation exacte de la sonde spatiale durant ces différentes phases de l'EDL. C'est pour cette raison que les ingénieurs ont installé des canaux supplémentaires de communications qui sont chargés d'envoyer des tonalités particulières à la station

On marchera sur Mars pendant les différentes phases de la manoeuvre et tout le long du processus d'atterrissage. Afin que les ingénieurs sachent si le parachute s'est déployé par exemple, une tonalité bien particulière retentit dans la salle de contrôle. Lorsque les ballons d'air se déploient une autre tonalité est émise. Les ingénieurs sur Terre peuvent ainsi suivre les différences phases de l'EDL en écoutant simplement la succession des 128 tonalités distinctes (sur 256), qui toutes ont un sens particulier. Si l’on utilisait seulement des fusées pour annuler la vitesse, il faudrait qu'une grande partie de la masse de la sonde soient consacrée au carburant. Les sondes MER utilisent successivement quatre méthodes pour se freiner. a) Le frottement de l'atmosphère, pour faire chuter sa vitesse : 99,6 % de l'énergie cinétique accumulée est dissipée par ce moyen. b) Un parachute permet d'éliminer 98% de l'énergie cinétique restante, alors que la vitesse est de Mach 1,8. C’est-à-dire 1,8 fois la vitesse du son (1224 Km/heure dans l’air à 15°C), soit 2203 Km/h. c) La sonde doit annuler la vitesse résiduelle en utilisant des fusées. d) Enfin sur les derniers mètres elle utilise des coussins gonflables.

On marchera sur Mars

On marchera sur Mars IV. Historique des principales missions spatiales jusqu’à Curiosity Nous les analyserons chronologiquement. Et nous attribuerons à chaque mission les observations, mesures et photos qu’elles ont produites, même si celles-ci ont eu lieu plusieurs années après leur lancement.

4.1. Viking 1 et Viking 225 Le programme Viking comprenait deux sondes spatiales, Viking 1 et Viking 2. Chaque vaisseau était composé de deux parties principales, un orbiteur conçu pour photographier la surface martienne depuis l'orbite et un atterrisseur conçu pour étudier la planète à partir de la surface. Les orbiteurs pouvaient aussi servir de relais de communication pour les atterrisseurs dès qu'ils touchaient le sol. Viking 1 a été lancé le 20 août 1975, et le deuxième métier, Viking 2, a été lancé le 9 septembre 1975, les deux sondes se trouvaient au sommet de fusées Titan III-E avec les étages supérieurs Centaur. On considère aujourd'hui que cette mission fut un grand succès, et qu'elle permit de constituer une base de données sur la planète Mars qui est restée la plus riche jusqu'à la fin des années 1990, début des années 2000. Tant pour Viking 1 que Viking 2, chaque sonde, après s’être placée en orbite autour de Mars et après avoir envoyé des images (qui furent utilisées pour la sélection des sites de débarquement), déclencha la séparation de son orbiteur et son atterrisseur. Celui-ci entra dans l'atmosphère martienne et atterrit en toute souplesse à l'emplacement choisi. La paire orbiteur-atterrisseur avait une masse de 3527 kg. Après la séparation et l'atterrissage, l'atterrisseur avait une masse d'environ 600 kg et l'orbiteur 900 kg. Pendant que l’atterrisseur déploya ses instruments sur la surface, l’orbiteur poursuivit la photographie et effectua d'autres opérations scientifiques depuis l'orbite. Quand l’orbiteur passa au-dessus de Cydonia, région située près de Sklodowska et Curie, deux endroits qui rendent hommage au couple de physiciens français.

25 Traduit et synthétisé par l’auteur à partir des textes de la NASA.

On marchera sur Mars Quelle ne fut pas la surprise des contrôleurs de mission depuis leur Jet Propulsion Lab (JPL) quand ils virent apparaître une photo prise par Viking 2. C’était un visage dont la longueur atteignait deux miles. Ce visage présentait des ombres inhabituelles et était entouré de formes pyramidales, comme s’il s’agissait d’un pharaon égyptien. Situé à 41° de latitude nord et 12,8° de longitude ouest. Il mesure 2,5 kilomètres de long, 1,5 kilomètres de large et 400 mètres de hauteur.

On marchera sur Mars La sensation fut éphémère. Les scientifiques pensèrent que c'était juste une autre mesa martienne, assez courant autour de Cydonia. Une mesa (table en espagnol et portugais) désigne en géomorphologie une élévation de terre dont le dessus est plat et les côtés constitués de falaises. La mission suivante fera toute la clarté sur ce site. En 1976, les sondes Viking ont réalisé des analyses directes depuis la surface de la planète : L'atmosphère de Mars contient 95,32 % de CO2, 2,7 % d'azote et 1,6 % d'argon. Il y a également des traces d'oxygène (0,13 %), de monoxyde de carbone (0,07 %) et d'hydrogène. L'oxygène proviendrait de la décomposition du CO2 des calottes polaires. La présence à l'état de traces d'hydrogène atomique dans l'atmosphère, qui comme l'hélium ne peut être retenu par la gravité martienne, s'explique par la photodécomposition des molécules d'eau. 4.2. Mission Mars Global Surveyor lancée en novembre 1996 Mars Global Surveyor est une mission conjointe de la NASA et du Jet Propulsion Laboratory, destinée à cartographier la planète Mars. Elle est la première mission américaine réussie depuis les sondes Viking vingt ans auparavant. Il y lieu de souligner à cette époque l’augmentation de longévité des vaisseaux spatiaux. Ce qui a permis aux scientifiques de comprendre la façon dont le paysage martien et les saisons ont changé au fil du temps. Lorsque la sonde Mars Global Surveyor a été lancée le 7 novembre 1996, elle emmenait une quantité limitée de propergol et la sonde devait manquer de carburant en avril 2003, ce qui allait mettre fin prématurément à une mission qui aurait pu se prolonger. En août 2001, deux ans avant cet événement, l'équipe de la NASA responsable de la sonde Mars Global Surveyor mit en œuvre une habile stratégie « la gestion du moment angulaire »dont nous rappelons que c’est la grandeur physique qui joue dans le cas d'une rotation, un rôle analogue à celui de la quantité de mouvement pour une translation. qui réduit la nécessité pour les propulseurs d’aider à stabiliser et équilibrer la sonde tout en poursuivant l’observation des zones sur la surface de Mars. Ce qui diminua la consommation de carburant de 800 %. Mars Global Surveyor a été conçu pour une orbite polaire (voyageant au-dessus du pôle Nord vers le pôle Sud, puis du pôle Sud vers le pôle Nord) une fois toutes les deux heures, douze fois par jour, collectant ainsi des photos depuis une hauteur de 400 kilomètres (249 milles) au-dessus de la surface martienne. Alors que la sonde n'est plus opérationnelle en 2011, les données scientifiques que Mars Global Surveyor transmit continueront à être étudiées pendant les décennies à venir. Au cours de la mission, les scientifiques ont récolté de précieux renseignements sur les régimes météorologiques quotidiens et saisonniers, les caractéristiques géologiques et la migration de la vapeur d'eau d'un hémisphère à l’autre au cours du temps. L’altimètre laser de la sonde a donné aux scientifiques leurs premières vues en 3D de la saisissante topographie de Mars. Parmi les instruments scientifiques de la mission, se trouvaient une caméra à haute résolution et un détecteur de minéraux. Ils ont contribué à choisir les d'atterrissage les plus sécurisés et riches en minéraux. L’hématite est un minéral souvent formé dans l'eau liquide ce qui permit d’aider les missions futures des rovers en les orientant vers des sites où ils pouvaient éventuellement obtenir des indices de l’ l'histoire de l'eau sur Mars.

On marchera sur Mars Alors que toutes les missions actuelles vers Mars visent à comprendre le rôle de l'eau sur cette planète, et l’éventuelle possibilité de vie passée, présente et future, Mars Global Surveyor a pu également caractériser la topographie, la gravité, le champ magnétique, les propriétés thermiques, la composition de surface et l'atmosphère de Mars. Et si le 5 avril 1998, lorsque la sonde Mars Global Surveyor a survolé le Cydonia pour la première fois, Michael Malin et son équipe de Mars Orbiter Camera (GPM) une image dix fois plus marquées que les photos originales de Viking. Des milliers d'internautes anxieux attendaient lorsque l'image est apparue sur un site web JPL, révélant... un relief naturel. Il n'y n'avait aucun monument alien après tout. Rappelons que la carte en fausse couleur montrant le relief martien, que nous utilisons depuis le début de cet ouvrage, a été obtenue par l'altimètre laser de la sonde Mars Global Surveyor.

Approchons de Terra Sirenum, une vaste région de l'hémisphère sud de la planète Mars (centrée à 39.7°S et 150°W) qui couvre 3 900 km, se trouve le cratère Newton.

On marchera sur Mars

La Mars Global Camera nous offre ce superbe cliché en noir et blanc qui montre l'une des parois d'un cratère situé dans le Bassin d'impact Newton. (plan à droite). On observe des couches géologiques affleurant le long des remparts de l'impact. Le Bassin Newton comme du reste toute la zone alentour, concentre un nombre très important de ravines et autres chenaux de ce type. (Voir compléments au chapitre 6.12.) Certaines ravines comportent même des méandres et se répandent sur des tabliers d'éboulis le long des versants. Bien que leurs origines soient encore inconnues, il est probable que ces formations ont été mises en place par des mécanismes d'érosion liquide guidés par la gravité, par des effondrements et des mécanismes d'érosion régressive (sapements amonts...). Des mouvements de masse ont pu également amplifier localement certains processus. On notera qu'aucun petit cratère d'impact n'est venu se superposer à ces terrains. On notera également que toute la scène offre une apparente fraîcheur et que la poussière semble être absente de ces versants dénudés en forme d'éperons rocheux du type de ceux que l'on rencontre par exemple dans les Pyrénées Orientales, aux alentours du Canigou ou du Carlit... Enfin, il est remarquable que la zone est composée de couches géologiques superposées les unes aux autres. Cette disposition est probablement due à l'impact même qui - c'est bien connu - a tendance à renverser les couches initiales et à inverser les séquences géologiques locales. Ci-dessous, l’image de gauche date de mars 2001 et couvre 3 km de diagonale. Le Soleil éclaire la scène par le haut gauche. Images : NASA/JPL/Malin Space Science Systems L’image de droite date de mars 2011 et a été prise par l’auteur au cap Blanc-Nez dans le Pas-de-Calais. Elle couvre deux mètres de diagonale.

On marchera sur Mars Qui peut encore douter qu’il y ait eu de l’eau sur la planète Mars ?

Les données de MGS (Mars Global Surveyor, orbiteur de la NASA) suggèrent que le noyau de la planète Mars pourrait encore être partiellement liquide. Mais cela fait l’objet de controverses. Quant à la présence d’hématite et sa localisation dans Sinus Meridiani, elle a été détectée grâce à la mission 2001 Mars Odyssey. Elle a emporté une caméra d'imagerie infrarouge appelée THEMIS (abréviation de thermique des émissions système d'imagerie) qui peut identifier les minéraux surfaces depuis l'orbite en analysant leurs spectrales « empreintes ». «Il s'avère que tous les matériaux vibrent à l'échelle atomique, » explique Hamilton. THEMIS est un instrument de « nouvelle génération » qui peut capturer des images plus nettes que TES, le spectromètre d'émission thermique qui est en orbite autour de Mars maintenant à bord de Mars Global Surveyor. THEMIS est capable de discerner la teneur en minéraux à une distance de 100 mètres, comparativement à 3 km pour TES.

On marchera sur Mars Ci-dessous, l’analyse spectrale de l'hématite. Les sommets et les vallées de ce graphique sont caractéristiques des émissions infrarouges d'hématite26 . De nombreux candidats d'atterrissage des sites pour les Rovers d'Exploration de Mars 2003 de la NASA, la région de Sinus Meridiani est un des scientifiques les plus fascinantes. Les données de THEMIS pourraient aider les planificateurs à localiser les meilleurs sites qui pourraient révéler d’autres dépôts de minéraux formés en zone aqueuse, comme les carbonates ou de sulfates

Une tectonique des plaques sur Mars, selon le magnétomètre de MGS. Le magnétomètre de la sonde Mars Global Surveyor vient d'aboutir à une découverte pour le moins spectaculaire. L'instrument aurait détecté à la surface de Mars, sur les terrains de l'hémisphère sud, une alternance de bandes qui montrent chacune une inversion du champ magnétique fossile de Mars. Les premiers résultats basés sur ses observations ont été publiés le 30 avril 1999 dans la fameuse revue Science. (Voir complément sur l’inversion du champ magnétique au chapitre 6.13.)

26 Avec la permission de l'émission thermique de l'Arizona State University Library

On marchera sur Mars Cette structure en peau de zèbre est tout à fait similaire à celle que l'on a découverte dans les années 70 sur le plancher des fonds océaniques. La découverte de cette peau de zèbre, nous allons le voir, a été à l'origine de l'hypothèse de l'expansion des fonds océaniques et a constitué l'une des preuves indéniables de la réalité du concept de tectonique des plaques. Les bandes observées par Global Surveyor pourraient bien être à leur tour la preuve d'une tectonique des plaques martiennes ! (Voir compléments au chapitre 6.14. sur la représentation schématique de l'expansion des fonds océaniques) L'hypothèse d'une tectonique des plaques martienne par MGS semble compléter à merveille (un peu trop) la découverte par la sonde Pathfinder et son compagnon monté sur roues, Sojourner, d'andésites sur Mars (Chapitre suivant). Effectivement, ces roches volcaniques se forment sur Terre principalement au niveau des zones de subduction ! De plus, on sait que l'eau joue un rôle majeur dans le mécanisme de la tectonique des plaques, en jouant par exemple le rôle de lubrifiant. De la à associer tectonique des plaques martiennes et océans martiens, il n'y a qu'un pas que l'on est tenté de franchir assez vite Si l'hypothèse audacieuse d'une tectonique des plaques martiennes est confirmée, il va falloir revoir sérieusement notre vision de la planète Mars. La planète rouge aurait été, dans sa jeunesse, un astre beaucoup plus actif et dynamique que ce que l'on croyait jusqu'à maintenant. La tectonique des plaques a favorisé une grande diversité d'environnements sur Terre, et par la même, a joué un rôle prépondérant dans l'apparition de la vie, grâce au volcanisme, au maintien de sources hydrothermales, etc. 4.3. Pathfinder et le robot Sojourner, sur Mars le 4 juillet 1997 Lancement : Le 4 décembre 1996 Atterrissage, le 4 juillet 1997 4.3.1. Objectif de la mission La mission Mars Pathfinder avait pour but initial de démontrer la technologie permettant de livrer un atterrisseur instrumenté et un rover robotisé, tous deux étant libres à la surface de la planète rouge. Masse totale atterrisseur + robot : 870 kilogrammes. 4.3.2. Les instruments scientifiques : Pour le Lander Mars Pathfinder : 1. Un magnétomètre 2. Un anémomètre 3. Un spectromètre à rayon X 4. Senseurs atmosphériques et météorologiques Pour le Robot Sojourner: 1. Un système d'imagerie, comprenant trois caméras. 2. Une foreuse utilisant un laser 3. Des accéléromètres. 4. Des potentiomètres 4.3.3. Atterrissage et Activités sur la planète Mars Pathfinder a non seulement atteint son objectif mais il a aussi transmis un nombre sans précédent de données. Les durées de vie du Lander et du Robot ont aussi dépassé les prévisions : 3 fois plus que prévu pour le Lander et 12 fois plus pour le Robot. Mars Pathfinder a utilisé une méthode novatrice : il fut assisté par un parachute permettant de ralentir sa descente dans l'atmosphère martienne, et par un système de coussins gonflables pour amortir l'impact.

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Sojourner et le test des Air bags

Le site d'atterrissage est une ancienne plaine d'inondation dans l'hémisphère nord de Mars appelé Ares Vallis, 10°20′N 25°40′W, située au Nord-Est de Valles Marinieris (un vaste système de canyons situé à proximité de l'équateur de la planète, que l’on distingue facilement sur un globe ou un planisphère comme une déchirure de la croute martienne) Ares Vallis fait partie des régions les plus rocheuses de Mars. Il a été choisi parce que les scientifiques pensaient qu’il s’agissait d'une surface relativement sécurisé pour atterrir et qui contenait une grande variété de roches déposées durant une inondation catastrophique.

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Ci-contre, on constate que Viking 1 s'était posé le 20 juillet 1976, dans l'ouest de Chryse Planitia (30° à l’Ouest de Ares Vallis) à 835 Km du site d’atterrissage de Pathfinder.

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Ci-dessus, le robot Sojourner utilise son spectromètre APXS sur le rocher Yogi. A l’avant-plan, on voit les airbags dégonflés et la rampe déployée du Lander. L'analyse de « Yogi » (en gros plan sur la photo de droite) avec l'outil APXS démontra qu'il était principalement composé de basalte. De par sa forme et sa texture, on peut penser que le rocher Yogi fut déposé là grâce à un flux, probablement de l'eau.

Les résultats confirmèrent que le rocher Barnacle Bill (ci-contre) ressemble beaucoup aux roches terrestres de la famille des andésites, c’est-à-dire des roches magmatiques volcaniques de couleur grise. Elles sont caractéristiques du volcanisme des zones de subduction (convergence). Cette roche confirme ainsi le passé (volcanique de la planète rouge.

On marchera sur Mars Un autre rocher, appelé « Moe » semblait érodé. Les scientifiques en déduirent que l'érosion éolienne pouvait modifier la forme des roches martiennes.

La plupart des roches analysées sur le site de Mars Pathfinder contenaient de fortes concentrations de silicium. Dans un secteur dénommé « Rock Garden » (littéralement en français, le « jardin de roches ») le robot Sojourner observa des petites dunes en forme de croissant de lune, en tout point similaires aux dunes paraboliques terrestres. Quant au lander, il renvoya 16 500 images, et effectua 8,5 millions de mesures liées à la pression atmosphérique, la température et à la vitesse des vents martiens. Les analyses de Pathfinder ont pourtant mis en évidence une différence fondamentale. Le sol sur lequel le petit robot Sojourner a fait ses premiers pas est en effet beaucoup plus riche en potassium (0,6 % de K2O contre une limite supérieure de 0,15 % pour les sols des Viking). A moins que l'un des deux résultats ne soit totalement faux, nous n'avons pas vraiment d'explication pour expliquer cette différence. Contrairement à toute attente, Pathfinder s'est retrouvé devant des roches riches en potassium et en silicium, et pauvre en fer. Composition du sol martien par le rover Sojourner27

Composition (exprimée en oxydes)

Sol de Chryse Planitia (Viking 1)

Sol d'Utopia Planitia (Viking 2)

Sol d'Ares Vallis (Pathfinder)

SiO2

44 %

43,0 %

48,6 %

Al2O3

7,3 %

7,0 %

8,6 %

Fe2O3

17,5 %

17,3 %

16,5 (% FeO)

MgO

6,0 %

7,8 %

CaO

5,7 %

K2O

0,15 % (au maximum)

0,6 %

TiO2

0,6 %

0,5 %

0,9 %

SO3

6,7 %

7,9 %

5,9 %

0,8 %

0,4 %

0,6 %

Na2O

2,4 %

MnO

0,4 %

(Voir compléments au chapitre 6.15 sur les analyses de Sojourner de la composition du sol martien).

27 Voir aussi Mars : the mystery unfolds page 156, Peter Cattermole, oxford university press, 2001

On marchera sur Mars 4.4. Mars Odyssey28 L’année 2001 marque le retour des missions spatiales vers Mars. Deux ans après les échecs cuisants des sondes américaines Mars Climate Orbiter et Mars Polar Lander (que nous n’avons pas évoquées dans cet ouvrage), la sonde 2001 Mars Odyssey a été lancée avec succès le 7 avril 2001 par une fusée Delta II 7925. Cette dernière a décollé du pas de tir 17 du complexe de Cap Canaveral en Floride, dès l'ouverture de la fenêtre de tir. Mars Odyssey a été injectée sur une trajectoire de type 1, qui va lui permettre de rejoindre Mars en six mois et demi (Crédit photo : NASA/JPL). Elle part du Cap Canaveral le 7 avril 2001 et, après un périple de 460 millions de kilomètres, se mettra en orbite autour de la planète rouge à partir d’octobre. Son principal objectif est d’étudier la composition géologique de la surface martienne et rechercher des traces d’eau, sous forme liquide ou de glace, jusqu’à un mètre de profondeur dans le sol martien. La sonde emportait trois appareils : - THEMIS (Thermal Emission Imaging System) - GRS (Gamma Ray Spectrometer) - MARIE (Martian Radiation Environment Experiment). THEMIS fonctionne dans les domaines visible et ultraviolet et est chargé de déterminer la répartition des minéraux à la surface de Mars. GRS a pour mission de mesurer l’abondance et la répartition d’une vingtaine d’éléments chimiques, dont l’hydrogène, dans les premiers centimètres de la croûte martienne. Cela devrait aider à comprendre comment la surface de la planète rouge a évolué au fil du temps. MARIE a la charge de caractériser les radiations dans l’environnement martien. Car celles-ci pourraient se révéler dangereuses pour l’homme (risques de cancers ou de dommages dans le système nerveux central).

28 Source principale : NASA, Jet Propulsion Laboratory

On marchera sur Mars Sur cette carte en fausses couleurs ont été reportées en bleu vif les zones où les chlorures ont été découverts. Mars Odyssey a enregistré ce cliché le 11 décembre 2003, par 221° de longitude est et 38,8° latitude sud, à l’aplomb de Terra Sirenum, une région accidentée de l’hémisphère sud martien. Dépôts de chlorures sur Mars ; Crédit image : NASA, JPLCaltech, University of Arizona, Arizona State University, University of Hawaï. Voici la zone annotée par un encadré noir sur l’image précédente. Elle a été prise par la caméra haute résolution HiRISE, installée sur MRO, le 30 mars 2007. Les deux vues détaillées à droite, en fausses couleurs, montrent des craquelures ressemblant fort à la physionomie des dépôts salins asséchés sur notre Terre. Les gisements découverts se situent généralement au fond de dépressions topographiques. Ces terrains font partie des plus anciens de la planète Mars. Les scientifiques estiment que les dépots de sel se sont formés entre 3,5 et 3,9 milliards d’années. On sait déjà que Mars a connu dans le passé des périodes au climat plus chaud et plus humide que maintenant. Les scientifiques, à la recherche d’éventuelles traces de vie sur Mars, se sont intéressés aux terrains martiens riches en argiles et en sulfates. Les auteurs de l’article proposent de nouvelles pistes pour la quête de la vie martienne. (Voir complément au chapitre 6.16. sur la recherche de traces de vie sur Mars) Par nature, souligne Philipp Christensen, membre de l’équipe et chercheur en titre de la caméra THEMIS de Mars Odyssey, les dépôts salins impliquent la présence de beaucoup d’eau, sur une période assez longue. Or la vie a besoin de longues périodes pour se développer. De plus sur Terre les dépôts salins se sont révélés d’excellents conservateurs de matière organique. Des bactéries emprisonnées pendant des millions d’années dans de telles conditions se sont «réveillées» normalement en laboratoire. Cette découverte, commente Jeffrey Plaut, du JPL et responsable scientifique de Mars Odyssey, témoigne de la pérennité de la sonde qui est maintenant dans sa septième année d’existence. Plus nous étudions Mars, plus la planète devient fascinante. Le résultat est important pour l’avenir de la sonde. Il n’est pas passé inaperçu aux yeux d’Alan Stern, directeur scientifique de la NASA. 4.5. Mission Mars Express se place en orbiteur et pose Beagle II sur la planète rouge le 25 décembre 2003 Le Beagle 2 a été conçu et construit par des universitaires britanniques (dont le professeur Colin Pillinger) pour le compte de l'ESA (European Space Agency). Il avait pour mission de rechercher des signes de vie actuelle ou passée dans le soussol de Mars. Son nom provient du vaisseau Beagle au bord duquel Charles Darwin a fait son voyage. Comme celui-ci avait révolutionné la connaissance humaine de la vie sur la Terre, le professeur Pillinger dit : «Nous espérons que Beagle 2 en fera autant pour Mars.»

On marchera sur Mars Beagle 2 était un atterrisseur qui n’était pas conçu pour explorer la planète, mais seulement d’effectuer des mesures physico-chimiques en vue de déceler des traces fossiles de vie bactérienne. Beagle 2 pouvait déployer un bras articulé après l'atterrissage et il était muni d’une paire d'appareils photos, d’un microscope, de spectromètres, d’une perforeuse pour prélever des échantillons de roche et un système d'éclairage. Un spectromètre de masse devait permettre de mesurer les proportions des différents isotopes de carbone. Le carbone étant supposé être à la base de toute vie, ces analyses auraient pu révéler si l'échantillon contenait les restes d'organismes vivants. Le 25 décembre 2003, la sonde Mars Express, de l'Agence spatiale européenne se met en orbite autour de la planète pendant que le module Beagle 2 se pose. Mais le module n'a pas répondu après son atterrissage.

Le 27 décembre 2003, l'Agence spatiale européenne a admis que Beagle 2 s'était probablement écrasé à l'atterrissage. Et à Augustin Chicarro, Directeur de la mission Mars Express, de rappeler que celle-ci, malgré l’échec du Lander, a permis de commencer une couverture globale de la planète en ce qui concerne l’imagerie de haute résolution en 3 dimensions et en couleur. Cet avantage joue un rôle important pour les sites d’atterrissage, de même que pour la localisation de la présence d’eau. Grâce à un radar installé sur Mars Express, on a pu détecter de l’eau glacée sous la surface de Mars jusqu’à des profondeurs de 4 à 6 kilomètres. La mission permit toutefois d’obtenir de Mars Express les premiers clichés haute résolution de la surface de la planète. Exemple : ci-dessous, à gauche, la photo de la caldera prise par Mars Expess, 15 miles au dessus du chevauchement de cratères de l’Olympus Mons. Celui-ci se trouve à 18,4° Nord et 226° Est. C'est le plus haut relief connu du système solaire. Il culmine à 21,23 Km au-dessus du niveau de référence martien3. Sa superficie atteint 500 000 km2.

On marchera sur Mars

Ci-dessous, autre exemple de cliché haute résolution pris par Mars Express au dessus de la Valles Marineris qui longe l’équateur dans l’hémisphère sud.

On marchera sur Mars Se basant sur les images de Mars Global Surveyor (lancée en 1996), et deux ans après le lancement de la mission Mars Express et du Beagle II (en 2003), le professeur Pillinger, chef de projet du Beagle II, annonce sur le site officiel de cette mission qu'il a peut-être localisé l'emplacement où se trouve Beagle 2. Ce serait près d'un cratère dans le bassin d'Isidis Planitia, site d'atterrissage prévu de Beagle 2. Par cet exemple, on prend toutefois confiance des interactions qui peuvent se produire entre les différentes missions et de tout l’intérêt que celles-ci procurent encore longtemps après l’atterrissage sur Mars. L’image suivante montre plusieurs formes blanches qui pourraient être les ballons de protection qui devaient amortir l'impact avec le sol du robot. Fantasme ou réalité ?

On marchera sur Mars Principales données des missions OMEGA/Mars Express Les données rapportées par les robots des missions (OMEGA/Mars Express) ont mis en évidence des surfaces riches en soufre ainsi que la surprenante absence de carbonates sédimentaires. (Voir compléments au chapitre 6.17 sur les roches sédimentaires sur Mars) Le sol martien est constitué de roches basaltiques meubles comprenant 5 à 50 % en poids de minéraux sulfatés magnésiens et ferrifères. Ceci tranche avec la surface de notre planète Terre, et l'absence de carbonate suggère que les eaux qui ont ruisselé sur Mars étaient très corrosives et fortement chargées en acide sulfurique (H2SO4). Pourquoi le sulfate domine-t-il la chimie du sol martien alors que le carbonate domine sur Terre ? Une cause majeure concerne les conditions de dégazage aux évents volcaniques. Sur Terre, 80 % du volcanisme est produit au fond des océans à des pressions de 100 à 500 fois supérieures à la pression atmosphérique au sol impliquant qu'une grande partie des gaz magmatiques en général et du soufre en particulier reste dissoute dans la lave. Sur Mars, l'essentiel du volcanisme de la province de Tharsis a été libéré dans une atmosphère ténue, à des pressions très inférieures à la pression de l'atmosphère terrestre au sol. Les auteurs montrent que, de ce fait, le volcanisme martien a libéré des gaz en moyenne de 10 à 50 fois plus riches en soufre que les gaz volcaniques terrestres. De plus, les basaltes des fonds océaniques émettent le soufre sous la forme S2 et hydrogène sulfuré, H2S, alors que les gaz volcaniques martiens, en raison de la très basse pression de dégazage, ont émis du soufre sous la forme S2 et sulfite, SO2. En comparaison, les gaz volcaniques terrestres sont dominés par le CO2 et l'eau, les espèces soufrées représentant en moyenne ~1 à 5%, voire moins. A partir de ces données, et en accord avec les observations et analyses du sol Martien les plus récentes, Fabrice Gaillard et Bruno Scaillet estiment que la quantité de soufre émis par les volcans martiens de la région de Tharsis a pu former un dépôt de sulfate recouvrant de façon uniforme la surface de la planète sur une épaisseur de 10 à 60 mètres !

Graphiques donnant la composition chimique des gaz volcaniques de la Terre et de Mars en fonction de la pression de dégazage. Les domaines grisés illustrent la pression de dégazage sur Terre et sur Mars. La flèche horizontale, à gauche, désigne la pression moyenne de dégazage des basaltes terrestres au fond des océans.© ISTO (CNRS-INSU, Univ. Orléans)

On marchera sur Mars Les Traces blanches laissées dans le sol martien par les robots marquent la présence massive de sulfate

Ces résultats suggèrent que l'atmosphère martienne pendant cette activité volcanique était également riche en soufre sous les formes S2 et SO2. Une conséquence importante de forte teneur en SO2 dans l'atmosphère martienne est l'acidification des eaux. Les eaux martiennes ont dû être fortement chargées en acide sulfurique ce qui aurait alors eu pour effet d'empêcher la précipitation des carbonates et la formation de calcaires sédimentaires qui, au contraire, dominent la surface de la Terre. Par ailleurs, le SO 2 est reconnu pour son effet de serre important et pourrait alors avoir joué un rôle sur Mars similaire à celui du CO2 dans l'atmosphère terrestre. Alors que plusieurs travaux ont montré que le CO2 émis par les volcans ne permettait pas de maintenir des conditions suffisamment chaudes pour stabiliser l'eau liquide sur Mars, les auteurs suggèrent que le SO2 aurait pu jouer ce rôle pendant la période d'activité volcanique.

On marchera sur Mars 4.6. La mission Mars Exploration Rover et ses deux robots : Opportunity et Spirit, atteignent Mars en janvier 2004.

Mars Exploration Rover (MER) est une mission double de la NASA lancée en 2003 et

composée de deux robots mobiles ayant pour objectif d'étudier la géologie de la planète Mars et en particulier le rôle joué par l'eau dans l'histoire de la planète. Les deux robots ont été lancés au début de l'été 2003 et se sont posés en janvier 2004 sur deux sites martiens susceptibles d'avoir conservé des traces de l'action de l'eau dans leur sol. Chaque rover (ou astromobile), piloté par un opérateur depuis la Terre, a alors entamé un périple en utilisant une batterie d'instruments embarqués pour analyser les roches les plus intéressantes :

On marchera sur Mars MER-A rebaptisé Spirit a atterri dans le cratère Gusev, une dépression de 170 kilomètres de diamètre qui a peut-être accueilli un lac. MER-B renommé Opportunity s’est posé le 24 janvier 2004 sur Meridiani Planum.

Choix du lieu d’atterrissage de Spirit : Gusev Crater Gusev est un cratère météoritique martien situé par 14°35′S 175°25′E -14.583, 175.417. Son diamètre est d'environ 166 kilomètres, et il date approximativement de trois à quatre milliards d'années.

Pourquoi ce lieu ? Voici ce qu’écrit Steve Squyres, le chef de la mission MER (Mars Exploration Rover)29 : « Gusev doit avoir eu un lac. Malheureusement c’était aussi un pari. Le sol du cratère Gusev qui a dû être recouvert de sédiments déposés dans le lac, est âgé de plusieurs milliards d’années. Un tas de choses peuvent se produire pendant des milliards d'années. La lave volcanique ou les poussières soufflées par le vent pourraient avoir enterré les sédiments, les mettant ainsi hors de portée pour notre petit rover. Il n’y avait aucun moyen de s’en assurer à partir des photos prises à partir des orbites. Si cela était, alors la meilleure chance serait de se rendre à l'un des centaines de petits cratères qui criblent le sol de Gusev. Le pari à Gusev n'était pas que l'eau n'ait jamais existé là-bas, mais bien que nous descendions éventuellement sur le terrain et y constater que les preuves du passé avaient été enterrées. Meridiani et Gusev étaient les sites favoris, chacun avec ses propres attractions et chacun avec ses propres risques. »

Le Gusev Crater se trouve pratiquement aux antipodes de Terra Meridiani. Sur la photo ci-dessus, c’est le méridien qui passe sur la lettre « v » de Gusev.

29 Traduit de l’Américain par l’auteur

On marchera sur Mars Choix du lieu d’atterrissage d’Opportunity : Terra Meridiani, pourquoi ce lieu ? Voici ce qu’écrit encore Steve Squyres, le chef de la mission MER (Mars Exploration Rover)30 : « Une fois que les 155 sites furent localisés, nous avons invité des scientifiques de partout dans le monde à venir en discuter. Certains sites ont été supprimés de la liste parce qu'ils n'étaient pas assez sécuritaires lorsqu’on y regardait de plus près. D'autres furent retirés parce qu’il n’y avait pas une bonne raison scientifique d’atterrir là-bas. Après beaucoup de discussions, pendant plusieurs mois, la liste ne contenait plus que trois candidats : Melas Chasma, Meridiani Planum et le cratère Gusev. Le site de Valles Marineris, le gigantesque ensemble de canyons qui s'étend sur des milliers de kilomètres le long de l'Équateur martien nous apportait une preuve que l'eau avait jadis rempli ces canyons, bien que certains scientifiques en doutaient encore. (...) L’élimination de Melas fut causée par les vents. Des vents forts pourraient tuer nos rovers. Restaient Meridiani et Gusev. Merifiani était le site plus sécuritaire que nous ayons dans l’un des endroits les plus calmes, les plus plats, et moins venteux de Mars. En fait, il était tellement calme et plat que beaucoup de scientifiques se demandaient s’il y avait vraiment quelque chose d’intéressant à regarder. Mais il y a une chose qui nous tentait à choisir Meridiani, c’était l’hématite. L’Instrument TES de Phil Christensen utilisé lors de la mission Mars Global Surveyor avait repéré de l’hématite à partir de l’orbite. Donc l'hématite à Meridiani était comme un phare minéralogique visible de l'espace, qui nous disait : « Il peut y avoir eu de l’eau » Les deux sites, pratiquement aux antipodes, l’un de l’autre sont repris sur le planisphère ci-dessous avec les endroits où se sont déposés les autres atterrisseurs : VL1 (Viking Lander 1), VL2 (Viking Lander 2), B2 (Beagle II), et MP (Mars Pathfinder)

Bien que le mot « rouille », évoque des choses qui sont rouges--comme la planète Mars ou de vieux clous--tous les oxydes de fer n’ont pas la même couleur. Sur terre une variété grise d'oxyde de fer existe. Ce minéral appelé hématite, peut précipiter en présence d’eau. L’hématite grise n'est pas le genre de rouille qu’on peut s'attendre à trouver sur une planète sèche comme Mars. Mais peut-être Mars ne fut-elle pas toujours aussi sèche

30 Traduit de l’Américain par l’auteur

On marchera sur Mars qu'elle est aujourd'hui. Il y a, en effet, de nombreux signes géologiques qui témoignent d’un passé où l’eau aurait pu exister. Comme le soulignait Squyrves, déjà en 1998, un spectromètre infrarouge sur la sonde Mars Global Surveyor (MGS) avait détecté un important dépôt d'hématite grise dans un lieu proche à la fois de l’équateur et du méridien zéro martien. Terra Meridiani (latitude 2° sud, longitude 0° à 5° ouest). La zone concernée (relief noir ci-dessous) mesure 750 km de longueur sur 350 km de large. L’hématite grise y serait présente à des concentrations variant entre 5 et 15 %. Les plages foncées du globe correspondent à des zones ensablées, comme c’est le cas ci-dessus de la plaine de Terra Meridiani (l’endroit où passe le méridien). Le sable martien est noir sans que les chercheurs comprennent pourquoi. C'est probablement à mettre en relation avec sa composition, étant donné que différents matériaux peuvent jouer sur sa brillance. La première des 2 photos suivantes indique les lieux d’atterrissage sur le planisphère. La deuxième photo fait un gros plan sur le globe où se trouvent Terra Meridiani et Airy0 (pointé par une flèche).

On marchera sur Mars Sauf si l’homme découvre des roches sédimentaires carbonatées (calcaire) ou siliceuse (chert), l'hématite de Terra Meridiani est le dépôt minéral dans lequel la probabilité de découvrir des fossiles d'organismes martiens est la plus élevée. Cependant, on peut aussi imaginer que l’hématite puisse être formée en l’absence d’eau, car il existe sur terre des exceptions. Les deux principaux mécanismes qui peuvent aboutir à la formation d’hématite sont les suivants : a) les processus de formation primaires, ou l’hématite se forme en même temps que les roches environnantes. b) les processus de formation secondaires, ou l’hématite se dépose sur des roches préexistantes. Les formations de fer rubanées (également connues sous le nom de Banded Ironstone Formations ou BIFs) sont un type particulier de roche que l’on trouve dans les roches sédimentaires du Précambrien. Les structures sont constituées de couches minces répétées de deux oxydes de fer, la magnétite (Fe3O4) et l'hématite (Fe2O3), alternant avec des bandes de schiste pauvre en fer et de chert (Microcristaux de quartz). Les plus anciennes formations rocheuses connues datent de 3 700 millions d'années. Les formations sont abondantes au moment de la grande oxygénation31, vers 2 400 millions d'années et deviennent moins communes après 1800 millions d’années. Le montant total de l'oxygène enfermé dans les BIFs est estimé à vingt fois le volume d'oxygène présent dans l'atmosphère moderne. Selon Jack Farmer, chef de l'Institut astrobiologie NASA Mars Focus Group : « Pour obtenir ce genre de granocroissance de la cristallinité de l’hématite, vous devez avoir une quantité raisonnable d'eau disponible » « L’Egress time» que l’on pourrait traduire « Temps de sortie du Rover » est le nom donné à la période de temps nécessaire au placement du rover dans un état opérationnel et sécuritaire lui permettant d’être guidé sur la surface martienne, au large de l’atterrisseur. Ci-dessous, la photo 3D de Spirit à la fin de l’Egress time.

31 Cloud, P. (1973). "Paleoecological Significance of the Banded Iron-Formation". Economic Geology 68: 1135.

On marchera sur Mars

Déployer le mât de Pancam et l'antenne. Après le déploiement du mât Pancam, un sondage visuel du rover et de la zone environnante est effectué en vue d’effectuer les ajustements au sol menant à la sortie du rover. Décrire l’état de l'atterrisseur, du site d'atterrissage et du terrain environnant à partir des images du Pancam. Puis les caméras techniques vérifient que les airbags ne recouvrent pas les pétales de l’atterrisseur et déterminent par où le rover devra descendre pour commencer son périple martien. Ensuite, les 6 roues du rover sont dépliées et les instruments scientifiques sont calibrés. Enfin, les pétales de l'atterrisseur sont abaissés, le cordon technique reliant le rover à l'atterrisseur est coupé. Le véhicule démarre alors son périple sur le sol rouge-orangé du cratère Gusev, pour Spirit, ou de Meridiani pour Opportunity Le Rover est maintenant à environ 30 cm de plus au large de l'atterrisseur et a donc une meilleure vue du terrain environnant. Des photos supplémentaires du paysage martien sont à nouveau prises. Attention, terrain poussiéreux !

On marchera sur Mars Avec Spirit dans Gusev et surtout Opportunity dans Terra Meridiani, la donne se précise. Les surfaces observées ne sont pas plus recouvertes de poussières qu'ailleurs, mais munies de microscopes, les rovers vont pouvoir observer de très près cette poussière martienne tant décriée... Les photos suivantes montrent qu’Opportunity, qui a atterri dans un cratère d'impact de 20 mètres de diamètre, a de ce point de vue beaucoup à faire. La poussière du sol est en effet si fine que les coutures des airbags protégeant la sonde à son arrivée y ont laissé des empreintes bien définies. Bien sûr le vent les effacera vite, d'autant plus vite d'ailleurs que la poussière est fine ! En fait, on pourrait la comparer à du talc. En sédimentologie, les grains compris entre 2 microns et 20 microns sont classés dans les limons et ceux compris en dessous de 2 microns sont classés dans les argiles. Nous saurons de quoi il retourne dans les jours qui viennent... La composition de la poussière recouvrant la surface martienne a été obtenue pour la première fois lors de la mission Mariner 9 avec un interféromètre de Michelson qui analysait l'atmosphère martienne. Il mit en évidence une bande d'absorption intense vers

1000 cm-1, attribuée à la présence de particules projetées dans l'atmosphère lors de la tempête de 1971 - 1972. Des résultats plus importants furent obtenus avec les atterrisseurs de la mission Viking grâce à l'utilisation d'un spectromètre X. Tout comme le sol, la poussière est principalement constituée d'oxydes de silicium et d'oxydes de fer. La concentration en soufre est beaucoup plus importante que sur Terre (100 fois plus), mais le potassium est plus rare que sur notre planète (5 fois moins). C'est sans doute un mélange d'argiles (montmorillonite, nontronite et saponite). Les poussières pourraient également contenir, en faible proportion, des oxydes de fer doués de propriétés magnétiques, la magnétite (Fe3O4) et la maghémite. La poussière martienne renferme enfin 2 à 5 % de carbonate de magnésium (MgCO3). Notons ici qu'il est parfois assez difficile de faire une réelle différence entre le sol martien lui-même et la poussière. Forant et grattant la surface de l'affleurement baptisé El Capitan, Opportunity a découvert une forme spiralée ou cannelé. Malheureusement il est impossible sans autre instrument d'analyse de déterminer s'il s'agit d'une structure minérale ou organique. Document NASA/JPL/Cornell.

On marchera sur Mars Les trajets des deux rovers de la mission MER Trajet d’Opportunity (Source : Google Mars) Première étape : le cratère Endurance. Le 25 janvier 2011, sept ans jour pour jour

On marchera sur Mars après avoir atterri sur la planète Mars, en vue d'explorer quelques centaines de mètres des plates étendues de Meridiani Planum, est en bon état de marche. Le Rover Opportunity affiche 26,7 km au compteur et a toujours pour mission de rallier Endeavor, un gros cratère d'impact de 22 km de diamètre, encore situé à plus de 6 km. S'il est déjà le robot à avoir parcouru la plus longue distance sur une autre planète, il est encore en retrait par rapport au Lunokhod 2 qui a couvert en 1973 plus de 37 km à la surface de la Lune (qui n'est pas une planète). La carte martienne extraite de Google Mars, montre une première halte, 3 mois et demi pus tard (le 3 mai 2004), au cratère Endurance. Celui-ci est situé à 730 mètres de l’endroit où s’est posé le rover. Avec un diamètre de 200 m, Endurance présentait un intérêt géologique, car il découvre plusieurs strates mises au jour par l'impact.

Vue sur l'intérieur du cratère Endurance.

Opportunity passe le reste de l'année 2004 à explorer Endurance, s'aventurant même à l'intérieur où il observe d'étranges roches.

Cap au sud vers Victoria En janvier 2005, après avoir croisé la tôle froissée de son bouclier thermique (éjecté peu avant son atterrissage, un an plus tôt), Opportunity met le cap au sud vers un autre cratère, plus gros : Victoria. Celui-ci mesure 750 m de diamètre mais distant de 5,6 km, il semble inaccessible. Opportunity avance avec précaution, mais progresse parfois de plus de 120 m par jour. En avril 2005, toutefois, l'engin s'ensable profondément dans une dune trop haute pour lui. Il y reste planté pendant des semaines. Opportunity a photographié la dune où il s'est ensable en 2005.

On marchera sur Mars

Le 21 juin 2005, il s'échappe enfin de son piège de sable et poursuit sa route. Jusqu'au bord occidental du cratère Victoria, où il s'arrête en septembre 2006. Comme pour Endurance, le robot s'aventure sur les parois internes de la dépression météoritique.

Vue panoramique sur le cratère Victoria.

Opportunity a exploré le cratère Victoria, un cratère d'impact érodé, formé dans les roches sédimentaires riches en sulfates. La stratigraphie liée à l'impact est conservée dans les parois du cratère et des débris météoritiques sont présents près du cratère. La taille de concrétions riches en hématite décroît dans la section supérieure du cratère ce qui nous informe sur la variation de l'intensité des eaux souterraines. La stratification dans les parois du cratère (photo de droite) nous apporte la preuve qu’il doit s’agir d’anciennes dunes soufflées par le vent.

On marchera sur Mars Fin 2010, Opportunity est arrivé au bord du cratère Santa Maria, 80 mètres de diamètre, qu'il a photographié et contourné. Vue panoramique de Santa Maria Crater. Il lui reste environ 6 km à parcourir à travers les dunes jusqu'à son objectif...

L'infatigable robot martien va passer son septième Noël sur la Planète rouge. En bordure de Santa Maria, un petit cratère de 80 mètres de large, il n'est plus qu'à six kilomètres du but ultime de son extraordinaire aventure, le cratère Endeavour. Des roches et rochers qui jonchent le sol, de petits monticules sableux et au loin les remparts du cratère d'impact Endeavour : Opportunity nous a envoyé des images d'un petit coin de paradis pour géologue en mal d'exotisme au cœur de Meridiani Planum, là où ce petit robot se déplace tranquillement depuis son arrivée en janvier 2004, ayant parcouru un peu plus de 26 kilomètres à ce jour. Les superlatifs finissent par manquer pour décrire l'odyssée martienne d'Opportunity, conçu initialement pour ne fonctionner que 90 jours et qui fêtera dans quelques semaines ses sept ans sur Mars. Objectif fou : le cratère Endeavour (dont on devine l’important diamètre sur la carte Google Mars) Les pilotes du robot, au Jet Propulsion Laboratory, gagnent en confiance et décident alors, en septembre 2008, de l'engager dans une improbable traversée du désert de dunes de Meridiani Planum, jusqu'au cratère Endeavour, distant cette fois de 11 km. L'objectif mesure 22 km de diamètre et promet de révéler des couches géologiques encore plus profondes que ses deux prédécesseurs.

On marchera sur Mars Des météorites et encore des cratères Dans son périple depuis 2004, Opportunity a découvert quatre météorites ferreuses. Au cours de son périple, Opportunity a rencontré quatre météorites. La première, Heat Shield Rock, une météorite de la taille d'un ballon de basket, a été découverte en janvier 2005, à proximité du bouclier thermique de la sonde dans Meridiani Planum (une région martienne où la présence d'hématite laisse supposer que ce lieu était anciennement immergé).

Après plus de quatre ans sans autre rencontre, Opportunity vient de découvrir successivement trois météorites en quelques semaines. En août c'est Block Island,

puis un mois plus tard c'est au tour de

Shelter Island, 700 mètres plus loin.

Enfin, le 17 octobre, Mackinac s'ajoute à la liste.

On marchera sur Mars « Pourquoi une telle concentration de météorites à cet endroit ? S'agit-il d'impacts différents conservés sur ce terrain très ancien, ou au contraire ces météorites ont-elles une origine commune ? Ce dont on est sûr, c'est que toutes se ressemblent beaucoup : elles sont ferreuses avec 93% de fer et 7% de nickel. Ces informations ont été fournies par le spectromètre infrarouge miniature d'émission thermique, Mini-TES, un instrument qui étudie la composition minéralogique des roches et des sols en mesurant leur rayonnement naturel infrarouge. Il est fixé sur le mât du rover, à côté de la caméra panoramique. Les météorites découvertes présentent également une surface très érodée qui rappelle l'érosion éolienne terrestre observée sur les roches dans le désert. Sur Mars aussi, le vent souffle... Suivez toute l'actualité astronomique sur le Blog Astro 2009. » Philippe Henarejos, le 25 janvier 2011 (Voir compléments au paragraphe 5.18 sur La météorite ALH84001, qui contient la preuve de l’existence de la vie sur Mars.) Sur l’image suivante, Opportunity a utilisé, les 10 et 11, 2005, son outil de « rock abrasion » sur un rocher officieusement nommé « Gagarine ». Cette image en fausses couleurs montre la marque circulaire créée sur cette où l'outil exposés l'intérieur de la roche Gagarin sur une cible appelée « Yuri. » Le cercle a 4,5 centimètres de diamètre). Gagarine est au bord d'un cratère fortement érodé, nommé officieusement Vostok pour commémorer la sonde du cosmonaute Youri Gagarine lors du premier vol spatial humain, le 12 avril 1961. Cette image combine les expositions prises par le biais de trois différents filtres par caméra panoramique de possibilité sur Sol 405 (14 mars 2005). La vue est présentée en fausses couleurs mettre l'accent sur les différences entre les matériaux dans les roches et les sols. Image crédit : NASA/JPL-Caltech/Cornell Univ.-USS

On marchera sur Mars Trajet de Spirit

On marchera sur Mars C’est la fin du chemin pour Spirit. « Spirit n’est pas mort, il est seulement entré dans une nouvelle phase de sa longue vie », a assuré Doug McCuiston, directeur du programme d’exploration de Mars à la Nasa, précisant que le robot sera désormais une plate-forme fixe de recherche scientifique. « Nous avions annoncé au monde l’an dernier que nos tentatives pour sortir de l’ornière le robot bien-aimé pourraient être infructueuses et il semblerait que Spirit va rester à jamais dans l’endroit où il se trouve actuellement », a-t-il ajouté. Les tentatives successives pour le dégager ont échoué. La dernière, fin novembre, l’a non seulement enfoncé davantage dans son ornière de sable mais a aussi endommagé sa roue arrière droite. Une panne affectait déjà sa roue avant droite depuis 2006. L’increvable robot de 180 kilos doté de six roues est coincé dans le sable depuis avril 2009, à l’extrémité du cratère de Troie, à l’ouest du plateau de Home Plate, dans l’hémisphère sud de la planète rouge. Il était arrivé sur Mars le 4 janvier 2004, suivi trois semaines après par son jumeau, Opportunity, qui s’est posé aux antipodes et continue à avancer vers le cratère Endeavor. Selon « Headline News » de la NASA du 24 février 201032, « Durant ces dernières six années, le rover martien Spirit, avec ténacité, a extrait des secrets de la redoutable surface de Mars en l’essuyant, en la grattant, en la pressant. Maintenant, immobilisé avec du sable jusqu’à hauteur du ventre, il a lutté pour incliner ses panneaux solaires vers le soleil afin de recevoir juste assez d’énergie pour survivre au terrible hiver martien. Si Spirit peut arriver au printemps, le hardi robot prouvera qu’il est toujours dans la course, en résolvant les mystères du noyau de la planète Mars. » « Dans ce cas, c’est une bonne chose que Spirit soit immobile » dit Steve Squyres, directeur de recherche de la mission. « Nous pouvons suivre son signal radio pour déterminer son mouvement dans l’espace ». Mars est en rotation autour de son propre axe tout en parcourant une orbite autour du soleil. Le rover étant immobile, les seuls mouvements de l’émetteur du signal radio seront ceux de la planète. Comme les scientifiques connaissent déjà les caractéristiques de l’orbite de Mars, ils pourront utiliser les signaux de Spirit pour se concentrer exclusivement sur la manière dont la planète tourne autour de son axe. « L’axe de rotation de Mars oscille lentement en subissant un mouvement de précession en même temps qu’elle tourne », dit Bruce Banerdt du JPL de la NASA. « Nous mesurerons cette oscillation en examinant l’effet Doppler qu’elle produit sur le signal radio provenant de Spirit. Mars effectue une oscillation complète en 170.000 ans. Nous mesurerons donc un mouvement extrêmement petit, en observant des changements minuscules mais ces toutes petites différences donneront des informations à propos du noyau. D’abord elles aideront les scientifiques à savoir si le noyau est solide ou liquide. Il y a des indices pour nous dire qu’il y a très longtemps, il était fondu. Un noyau fondu est un fluide qui se déplace et conduit l’électricité de telle sorte qu’il créé un puissant champ magnétique. Les chercheurs en voient les vestiges aujourd’hui mais ne savent pas si le noyau reste encore en partie fluide.

32 Auteur: Dauna Coulter ; rédaction : Dr Tony Phillips ; credit : Science@NASA Traduction et commentaire: Pierre Brisson

On marchera sur Mars Selon Squyres, « selon que le noyau soit complètement solide ou qu’il soit liquide, la nature de l’oscillation sera légèrement différente ». Et il rappelle les expériences de notre chapitre I.5. : « Faites tourner un œuf dur puis faites tourner un œuf cru, vous verrez une différence nette dans la façon dont ils tournent. Les signaux radios de Spirit révèleront également la vitesse précise d’oscillation. Cela permettra aux chercheurs de calculer le moment d’inertie (« MOI ») de la planète. Le moment d’inertie d’un objet en rotation, dans le cas présent une planète, est une grandeur qui exprime combien il est facile, ou difficile, de modifier son mouvement. Selon Banerdt, « le MOI affecte la vitesse à laquelle l’axe de Mars oscille, de telle sorte que l’oscillation nous dit indirectement quel est son MOI ». On ajoutera le MOI à ce qu’on sait déjà sur Mars, sa taille et sa masse. « En combinant ces trois données avec ce qu’on sait du comportement du fer et des roches à l’intérieur d’une planète, on pourra mettre des limites à la taille et à la densité du noyau martien et la densité nous dira quels éléments doivent être mélangés au fer pour constituer le noyau ». « Cette recherche a des implications qui ont des conséquences sur toutes sortes de questions fondamentales que l’on se pose sur la formation du système solaire et de ses planètes. Je dois tirer mon chapeau bien bas devant Spirit. Il continue à nous produire des tours toujours nouveaux ». Mais d’abord le rover doit survivre au long et dur hiver martien. Le grand joueur de baseball, Roger Hornsby résumait ainsi la situation : « les gens me demandent ce que je fais en hiver quand il n’y a pas de baseball. Je vais vous dire ce que je fais : je regarde par la fenêtre et j’attends le printemps ». Commentaire de Pierre Brisson : Ce genre d’information, à un moment où les perspectives de la continuation des vols habités au-delà de l’orbite basse terrestre, sont rendues moins claires, ravive l’intérêt pour l’exploration martienne. Spirit, cette machine extraordinaire est d’une résilience stupéfiante et les scientifiques qui la commandent font preuve d’une créativité remarquable que l’adversité ne parvient pas à décourager. Après nous avoir montré à l’occasion des tentatives de désensablement que les sulfates affleuraient presque dans cette région où l’eau, à première vue, semblait ne pas avoir joué de rôle majeur, voilà une autre utilisation du rover pour laquelle on aurait pu créer une mission spécifique depuis la Terre. En effet, la constitution du noyau est un élément essentiel de la compréhension de Mars. La connaissance de son volume, de sa densité et donc de sa composition, nous permettra de comprendre ce qu’il en était dans le passé et comment Mars s’est formée en comparaison avec la Terre. De par cette nouvelle étude, Mars méritera bien, encore une fois, le qualificatif de « pierre de Rosette » que Robert Zubrin lui a plusieurs fois attribué. (Fin de l’article du Headline News)

On marchera sur Mars

Voici le même paysage vu sans zoom au début de l’enlisement.

Spirit et Opportunity, dotés de neuf caméras, d’un bras robotisé, de panneaux solaires et de deux batteries rechargeables, étaient initialement prévus pour durer 90 jours et parcourir 600 mètres. Mais ils ont en fin de compte pu faire chacun plusieurs kilomètres, Opportunity ayant couvert la plus longue distance (19 km), retransmettant des dizaines de milliers d’images.

On marchera sur Mars Les ingénieurs de la Nasa vont s’efforcer désormais de modifier l’inclinaison de Spirit pour que ses panneaux solaires puissent capter un maximum de rayons du soleil à l’approche de l’hiver, qui commencera en mai. Dans sa position actuelle (incliné vers le sud), Spirit n’aura pas suffisamment de puissance électrique pour continuer à communiquer avec la Terre pendant la longue saison hivernale martienne, selon Ashley Stroupe, qui pilote les robots martiens depuis le Jet Propulsion Laboratory de la Nasa à Pasadena (Californie)33. Les températures peuvent plonger à moins 100 degrés Celsius pendant l’hiver, qui dure six mois sur Mars, la planète faisant une rotation autour du soleil en deux ans. En été, le thermomètre monte au maximum à 20 degrés. « Survivre à l’hiver dépendra en fin de compte des basses températures auxquelles les équipements électroniques pourront résister », explique John Callas, le responsable du projet des robots martiens. « La moindre quantité d’électricité produite par les panneaux solaires de Spirit servira à maintenir à tout prix suffisamment au chaud les éléments électroniques essentiels », insiste-t-il. Immobilisé, Spirit a déjà commencé à mesurer les faibles variations dans la rotation de Mars, une observation requérant d’être immobilisé durant de très longues périodes puisque ces calculs sont faits à partir d’un point fixe sur la planète. Ces calculs pourraient peut-être permettre de déterminer si le noyau de Mars est liquide ou solide, ce qui serait une découverte majeure. Avec les instruments de son bras robotique, Spirit peut aussi étudier les variations dans la composition du sol sur lequel il se trouve, qui a apparemment été au contact de l’eau. A force de patiner, les roues de Spirit ont creusé une tranchée et révéler en novembre des traces de sulfate, qui se forme par évaporation de l’eau. »

33 Crédit NASA

On marchera sur Mars 4.7. Mars Reconnaissance Orbiter Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) est une sonde polyvalente conçue pour effectuer la reconnaissance et à l'exploration de Mars depuis l'orbite. Elle rejoignit cinq autres engins spatiaux déjà en orbite : Mars Global Surveyor, Mars Express, Mars Odyssey et deux Rovers. La sonde a été lancée le 12 août 2005 et a atteint martien orbite le 10 mars 2006. MRO contient une foule d'instruments scientifiques tels que des caméras, des spectromètres et radar, qui sont utilisés pour analyser les reliefs, stratigraphie, minéraux et glace de Mars. Elle ouvre la voie pour les futurs engins spatiaux pour la surveillance des conditions météorologiques quotidiennes et les conditions de surface. D’autre part, le nouveau système de télécommunications du MRO transférera plus de données vers la terre que toutes les missions interplanétaires précédentes combinées. La caméra haute résolution HIRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) est un télescope, le plus important jamais porté sur une mission spatiale deep space. Il permet une résolution de 1 microradian (μrad), ou de 0,3 m d'une altitude de 300 km. En comparaison, les images satellite de la terre sont généralement disponibles avec une résolution de 0,5 m, et les images satellite sur Google Maps sont disponibles à 1 m.

De plus, la caméra HIRISE a permis de réaliser des images extraordinaires d’une résolution jusqu’ici inégalée de la planète Mars. A titre d’exemple, voici trois photos représentant le sol martien. On se croirait dans un musée d’art contemporain. Ci-dessous, à gauche, Juventae Chasma ; à droite, contorsions sur le bassin Hellas

On marchera sur Mars Ci-contre, dunes sur le plancher du cratère de Noachis Terra Quant au 3D, c’est tout simplement époustouflant de découvrir la planète Mars comme si on la survolait réellement ; ou même, comme si l’on marchait à côté de Spirit.

On marchera sur Mars

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On marchera sur Mars 4.8. Phoenix, sur mars le 28 mai 2008 « Phoenix est un atterrisseur qui visait à faire de l'eau l'élément central de son exploration. Sa mission se différenciait et complétait celle des deux rovers Spirit et Opportunity, qui étudiaient aussi le passé aquatique de Mars, mais en explorant les roches, les cratères, les monticules de matières rocheuses. Phoenix est un atterrisseur qui s'est posé sur Mars, le 25 mai 2008, à proximité de la calotte polaire Nord, dans la région de Vastitas Borealis où d’importants stocks de glace ont été détectés juste au-dessous de la surface (68° de latitude nord et 233° de longitude est). Il s'agit d'une plaine, apparemment dépourvue de blocs rocheux (ce que souhaite la NASA pour un atterrissage sans problème) et dont la température avoisine les –100 °C. Phoenix reprenait ainsi les composantes déjà réalisées de la sonde Mars Surveyor dont le programme avait été annulé en 2001 suite à l'échec de la mission Mars Polar Lander, d'où son nom qui fait référence au Phénix, l'oiseau fabuleux qui pouvait renaître de ses cendres. La durée de la mission était estimée à 3 mois au sol. Phoenix a notamment permis de confirmer le 31 juillet 2008 la présence d'eau gelée sur le sol martien du pôle nord grâce à l'analyse d'un échantillon prélevé par le bras robotique de la sonde relevant des vapeurs dégagées par la chaleur1. La dernière communication établie entre la Terre et la sonde Phoenix date du 2 novembre 2008. Elle est depuis considérée officiellement comme perdue. »34

34 Résumé Wikipedia

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On marchera sur Mars Tharsis35

Le dégazage de La pelle mécanique de la sonde Phoenix et la sublimation de la glace Voilà un phénomène naturel qui n'existe pas sur Terre et qui pour la première fois est observé en direct sur Mars : la sublimation de la glace. On ne sait pas encore s'il s'agit de glace d'eau ou de glace carbonique, bien qu'il soit plus probable que cela soit de la glace d'eau... si on regarde les deux diagrammes reprenant les points triples correspondants.

1,013 bar = 1 atmosphère 1 bar = 100 000 Pa 1 atm = 101 325 Pa

Une chose est sure toutefois, cette matière blanche, rencontrée au fond de la petite tranchée creusée par la pelle mécanique de la sonde Phoenix, n'est pas du sel mais est bien de la glace. Ce sont les rayons solaires qui, une fois pénétrés dans la petite tranchée, ont fait disparaître cette glace mise à jour, dénudée ! La glace est passée directement de l'état so35 http://www.insu.cnrs.fr/a2898,pourquoi-sol-martien-est-il-riche-soufre.html [12-02-2009]

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On marchera sur Mars lide à l'état gazeux, sans passer par la phase liquide. Et ceci en raison, bien entendu, des conditions stoechiométriques qui règnent sur Mars, c'est-à-dire en raison de la température (très basse) et de la pression atmosphérique (très basse aussi). Ces conditions physiques ne permettent pas à de la glace d'eau d'être en phase liquide de manière durable, surtout si la glace d'eau est pure et qu'elle ne contient aucun antigel naturel... Ces deux clichés ont été pris au Sol 20 (15 juin) et au Sol 24 (19 juin) par la caméra SSI (Stereo Surface Imager). La tranchée creusée a été nommé par les scientifiques "Dodo-Goldilocks". Elle a été réalisée lors du Sol 18 (12 juin), en plusieurs fois. Cette tranchée mesure environ 22 cm de large et 35 cm de long, pour 7 à 8 cm de profondeur au plus profond (près de la sonde), dans la partie basse de l'image. Notez la disparition au Sol 24 dans le coin bas-gauche du cliché, des petites taches blanches, mais aussi une légère diminution de la surface de la glace dans le coin supérieur droit. Cette partie là précisément de la tranchée a été exposée aux rayons solaires. (Nov 2010)

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On marchera sur Mars

Cette recherche de l’eau sur Mars a conduit les agences spatiales à envoyer deux radars sondeurs : Marsis sur Mars Express et Sharad sur Mars Reconnaissance Orbiter. En 2008, aucun aquifère n’a encore été trouvé. En revanche, ces instruments ont obtenu des informations sur la stratification des calottes polaires.36 La calotte polaire sud est composée principalement de glace d’eau (85%) contenant 15% de silicates. La calotte ne serait recouverte que d’une fine pellicule de glace de CO2. Son volume est estimé 1,5 million de km3 et il est équivalent à celui trouvé pour la calotte Nord de Mars. Les calottes polaires représentent donc le plus grand réservoir connu pour l’eau. Il serait de l’ordre de 3.1018 kg soit 5.10-6 fois la masse de Mars. Ce rapport est 100 fois inférieur à la valeur terrestre. « Une particularité de l’atmosphère de Mars est l’importance de son échange de matière avec les calottes polaires. Ces calottes sont constituées de glace, mais se recouvrent en hiver d’une couche de neige carbonique (composée de dioxyde de carbone (CO2)). La taille de ces calottes varie beaucoup de manière saisonnière. Leur accroissement (en hiver) est dû à la condensation (passage de l’état gazeux à l’état solide) du CO2 atmosphérique, leur diminution en été à la sublimation (passage de l’état solide à l’état gazeux), processus par lequel le CO2 est alors rendu à l’atmosphère37. »

Processus de sublimation/condensation des calottes polaires

36 Planétologie, page 253 37 Véronique Dehant, Programme scientifique d’exploration de Mars à l’Observatoire royal de Belgique dans le cadre de la mission Mars Express

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On marchera sur Mars 4.9. La prochaine mission « Mars Science Laboratory (MSL) » et le rover Curiosity.

Curiosity. C’est le nom de baptême du prochain robot de la Nasa en partance vers Mars. Actuellement en cours de montage au Jet Propulsion Laboratory, en Californie, cet impressionnant véhicule – connu jusqu’ici comme le Mars Science Laboratory – doit en principe embarquer à bord d’une fusée Atlas V en novembre 2011, direction la planète Mars, qu’elle devrait atteindre en juillet 2012, après huit mois de croisière interplanétaire… Curiosity est le dernier rejeton d’une longue lignée de véhicules spatiaux, tous américains, qui ont réussi à se poser sur la planète rouge. Ainsi, en 2012, Curiosity succèdera t-il à la surface de Mars à Viking 1 et 2 (1976), Mars Pathfinder (1997), Spirit et Opportunity (2004) et enfin Phoenix (2008). Si les deux Viking et Phoenix étaient des stations fixes, Mars Pathfinder, fixe elle aussi, disposait d’un minuscule robot mobile, Sojourner ; enfin, Spirit et Opportunity sont des laboratoires mobiles, tout comme le sera à son tour Curiosity. Mais quel progrès et quel changement d’échelle en quelques années ! Le premier « rover » martien, Sojourner, pesait seulement 10 kg, Spirit et Opportunity pèsent 175 kg et Curiosity pèsera 775 kg. Il est prévu pour fonctionner une année martienne, soit 668 jours martiens, ce qui représente 686 jours terrestres. Son objectif premier est d'évaluer l'habitabilité passée et présente de la planète rouge (voir compléments au chapitre 6.19. sur le résumé des conditions d’habitabilité d’une planète), et il est également conçu pour mener des recherches sur la géologie martienne, notamment des analyses de roches prélevées aussi bien en surface qu'en profondeur par forage6. Le nouveau rover à six roues motrices de la Nasa ne sera pas alimenté, comme Mars Pathfinder, Spirit, Opportunity et Phoenix, par de simples panneaux solaires rechargeant des batteries, mais, comme Viking 1 et 2, par des RTG, c’est à dire des piles atomiques miniatures au Plutonium 238, qui lui assureront une puissance suffisante pour résister des années durant aux conditions climatiques terribles de la surface de Mars. Cette énergie nucléaire lui assurera aussi, et surtout, une mobilité exceptionnelle. Sur le papier, en effet, ce robot mobile est capable, a minima, de parcourir une vingtaine de km à la surface de Mars pour trouver un « spot » scientifique intéressant, mais, si la mission de Curiosity est

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On marchera sur Mars prolongée (comme l’ont été celles de tous ses prédécesseurs sur Mars) il est possible de rêver à un rayon d’action réel bien supérieur à cent kilomètres, l’énergie produite par ses RTG lui permettant de fonctionner une bonne douzaine d’années… Fantasme ? Pas sûr : Viking 1, qui était lui aussi alimenté par des RTG, a fonctionné un peu plus de six ans sur Mars. Quant à Spirit et Opportunity, ils fonctionnent toujours, six ans et demi après leur atterrissage, bien qu’alimentés seulement par le Soleil ! Véritable laboratoire ambulant, Curiosity, outre de puissantes caméras, sera équipé d’une station météorologique et d’instruments d’analyse physico chimique, capables de déterminer la nature géochimique du sol et du sous-sol martien. L’objectif scientifique de Curiosity est d’écrire l’histoire de l’eau martienne ; quand, comment a t-elle coulé, existe telle encore dans le sous-sol ? Curiosity recherchera aussi des marqueurs chimiques ou biologiques, afin de découvrir si la vie est apparue dans le passé lointain de la planète rouge, voire, on peut toujours rêver, si elle ne se cache pas encore aujourd’hui derrière quelque caillou. Mais pour trouver d’anciens cours d’eau sur Mars, il faut viser juste… Des années durant, les scientifiques américains – mais aussi français, russes, allemands, espagnols et ,canadiens, qui participent à cette mission de deux milliards d’euros – ont cherché des sites potentiels d’atterrissage pour Curiosity. Plusieurs dizaines de « spots » ont été repérés sur les images des sondes Mars Global Surveyor, Mars Odyssey, Mars Express et Mars Reconnaissance Orbiter, qui scannent la surface de la planète depuis leur orbite martienne. Mais en juin 2010, la Nasa a publié la « short list » des sites d’atterrissage de Curiosity. Il en reste quatre : Holden Crater, Eberswalde Crater, Mawrth Vallis et Gale Crater. Leur dénominateur commun ? Avoir un passé hydrologique et en avoir gardé des traces, sous formes de séries sédimentaires, parfois riches en argiles. Le choix définitif des planétologues ne sera pas arrêté avant début 2011. Parions ici que ce sera le cratère Holden ou le cratère Eberswalde : les deux sites n’étant séparés que de quelques dizaines de km, ils pourraient, rêvons un peu, être tous les deux visités par Curiosity, si en plus de curiosité, le nouveau robot de la Nasa est aussi doté de deux autres qualités, la patience et l’endurance… 4.9.1. Principaux objectifs de la mission Curiosity38. La mission de Curiosity (Mars Science Laboratory) poursuit quatre objectifs principaux:  déterminer si la vie a pu exister sur Mars ;  caractériser le climat de Mars ;  préciser la géologie de Mars ;  préparer l'exploration humaine de la planète rouge. Dans cette optique, et particulièrement du point de vue de l'habitabilité de la planète,

Mars Science Laboratory devra travailler selon huit axes principaux :

1. recenser les composés organiques présents à la surface de Mars et établir leur distribution ainsi que leur concentration 2. quantifier les éléments chimiques fondamentaux de la biochimie : carbone, oxygène, hydrogène, azote, phosphore et soufre 3. identifier d'éventuelles traces de processus biologiques 4. caractériser la composition de la surface martienne et des couches superficielles du sol d'un point de vue minéralogique, isotopique et chimique 5. comprendre les processus de formation et d'altération des sols et des roches sur Mars 6. déterminer le schéma d'évolution de l'atmosphère de Mars sur les quatre derniers milliards d'années 7. établir le cycle de l'eau et le cycle du dioxyde de carbone sur Mars ainsi que la distribution actuelle de ces deux molécules sur la planète 8. mesurer le spectre large des radiations à la surface de Mars issues des rayons cosmiques, des bouffées de protons énergétiques émis par les éruptions solaires ou par 38 Science Objectives of the MSL, JPL, NASA.

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On marchera sur Mars les ondes de choc d'éjections de masse coronale, voire des neutrons secondaires issus de réactions de fission nucléaire dans l'atmosphère sous l'effet des rayonnements incidents. Nous avons vu que l’analyse des terrains, réalisée par le spectromètre Omega de Mars Express, a mis en évidence de nombreuses traces de systèmes aquifères anciens, notamment des dépôts d’argile vieux de 4 milliards d’années. C’est vers ce type de terrain que sera envoyé le rover Curiosity. La sélection sera faite entre d’anciens deltas de fleuves, probablement riches en sédiments, et le fond d’un océan fossile, où les traces d’une vie éventuelle ont pu s’accumuler il y a plus de 3,5 milliards d’années. Curiosity sera suivi en 2018 par le rover d’exobiologie européen ExoMars accompagné de son homologue américain MAX-C. (Voir compléments sur ExoMars au chapitre 6.20.) Curiosity sera cinq fois plus lourd que les rovers Spirit et Opportunity, et emportera dix fois plus de matériel que ces sondes7, Cette mission a une singularité : elle fonctionne au plutonium 238. Alors que les petits frères, qui travaillent à merveille depuis des années, fonctionnent à l’énergie solaire, le nouveau rover fonctionnera avec une pile atomique qui lui assurera une autonomie de prés de douze ans. Les poussières martiennes qui s’accumulaient sur les panneaux solaires de Spirit et d’Opportunity perturbaient régulièrement le bon fonctionnement des petits robots. Ce ne sera plus le cas pour Curiosity. Le coût total de la mission est estimé à 2,3 milliards de dollars US8.

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On marchera sur Mars L’assemblage du rover Curiosity par les ingénieurs de la NASA est terminé- Crédit: NASA / JPL- Caltech Mars Science Laboratory, la nouvelle sonde de la NASA succèdera aux missions des robots Spirit et Opportunity à partir de l’été 2012 avec comme particularité, son mode de fonctionnement: au plutonium 238. Tandis que ses deux prédécesseurs fonctionnent grâce à l’énergie solaire, le nouveau rover sera doté d’une minuscule pile atomique qui lui assurera une autonomie d’une douzaine d’années. Les poussières martiennes qui s’accumulaient sur les panneaux solaires de Spirit et d’Opportunity retardaient souvent leurs progressions. (Voir compléments au chapitre 6.21. sur la prochaine mission Mars Science Laboratory) 4.9.2. Lieux d’atterrissage de Curiosity39. Curiosity cherchera des traces de vie fossile ou éventuellement actuelle (ce qui n’est pas encore à exclure), dans une des régions qui ont pour point commun d’avoir un passé hydrologique et d’en avoir gardé des traces, c’est-à-dire dans l’une des régions sui-

vantes : -Holden Crater ou Eberswalde Crater, Mawrth Vallis, Gale Crater

Marwth Vallis

Gale Crater Eberswalde Crater

39 Science Objectives of the MSL, JPL, NASA.

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On marchera sur Mars Eberswalde, anciennement NE Holden (24°S, 33°W,) Eberswalde, anciennement NE Holden, est un cratère d'impact partiellement enfoui dans Margaritifer Terra. Eberswalde cratère se situe juste au nord du cratère Holden, un grand cratère qui peut avoir été un lac. Le cratère de 65,3 km de diamètre, centré à 24°S, 33°W, est nommé d’après la ville allemande du même nom, conformément aux règles de l'Union astronomique internationale nomenclature planétaire. Les reliefs dans le cratère fournissent des preuves solides de l'existence préalable de coule l'eau sur Mars.

dans une de ces quatre régions -Mawrth Vallis -Gale Crater

Mawrth Vallis (22,4° N • 343,5° E)

-Mawrth Vallis est une vallée fluviale de 636 km de long située sur la planète Mars dans le quadrangle d'Oxia Palus, en bordure occidentale d'Arabia Terra sur le littoral de Chryse Planitia.

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On marchera sur Mars Mawrth Vallis est l'un des plus anciens lits de cours d'eau martiens, présentant des sédiments stratifés2 riches en argiles, qui donnent une teinte claire aux terrains des environs3. L'abondance et la complexité des dépôts de phyllosilicates4,5 ainsi que la découverte de jarosite6 constituent autant d'indices de la longue histoire hydrologique de la région. C'est ce qui explique l'intérêt prononcé des agences spatiales occidentales pour cette vallée, étudiée intensivement par la sonde européenne Mars Express (et son instrument OMEGA)7 et par la sonde américaine Mars Reconnaissance Orbiter (et son instrument CRISM)8,9. En raison de son histoire hydrologique particulière10, Mawrth Vallis figure parmi les quatre sites encore en lice en 2009 pour l'atterrissage du Mars Science Laboratory — alias « mission Curiosity » — prévu en août 201211, cette mission ayant pour objectif de déterminer l'habitabilité passée et présente de Mars, et donc d'identifier d'éventuelles traces de vie passée ; pour cette raison, son site d'implantation doit a priori avoir été le plus propice à la vie et à la préservation de ses traces éventuelles. Gale Crater (4,6 ° S, 137,2°E) Le cratère Gale se trouve au sud d'Elysium Planitia, au nord-ouest de Terra Cimmeria et en bordure d'Aeolis Mensae. Située à la limite entre les hautes terres de l'hémisphère sud et les basses plaines de l'hémisphère nord, cette zone est par ailleurs entourée de volcans assez lointains, Elysium Mons au nord, Tyrrhena Patera au sud-ouest et Apollinaris Mons à l'est. Elle est également située à l'extrémité occidentale de la formation de Medusae Fossae, une vaste structure assez énigmatique constituée de monticules lobés à la surface ondulée qui rappelle par certains aspects la formation centrale du cratère Gale. La datation du cratère Gale donne des dates de l'ordre de 3,8 à 3,5 Ga2, ce qui place sa formation à la fin du Noachien, avec une histoire géologique subséquente particulièrement complexe3. Le monticule central présente une structure stratifiée4 qui se serait formée sur au moins 2 milliards d'années2 à la suite de processus impliquant l'action durable de grandes quantités d'eau liquide. La structure actuelle ne serait d'ailleurs que le résidu d'une couche sédimentaire s'étendant sur toute la surface du cratère — voire au-delà — et qui aurait subi l'érosion éolienne soutenue observée par ailleurs dans toute la région. Le vent ne serait cependant pas seul en cause5, et d'autres processus complémentaires doivent également être envisagés. Les matériaux constituant ce monticule sont sans doute assez fragiles, car il est traversé de multiples entailles par lesquelles il s'effrite, mais sans jamais laisser apparaître de blocs de grande taille6. Gale avait été retenu en 2003 par la NASA pour y déposer le rover Spirit, avant d'être écarté au profit du cratère Gusev en raison de sa topographie rendant trop incertain l'atterrissage dans cette zone avec la technologie de l'époque.

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On marchera sur Mars En raison de son histoire lacustre particulière7, le cratère Gale figure parmi les quatre sites encore en lice en 2009 pour l'atterrissage du Mars Science Laboratory — alias « mission Curiosity » — prévu en août 20128, cette mission ayant pour objectif de déterminer l'habitabilité passée et présente de Mars, et donc d'identifier d'éventuelles traces de vie passée ; pour cette raison, son site d'implantation doit a priori avoir été le plus propice à la vie et à la préservation de ses traces éventuelles. L'ellipse d'atterrissage envisagée pour MSL se situe cette fois au nord-ouest de son monticule central9, contrairement à celle qui avait été envisagée pour le rover Spirit. Le cratère Gale figure également parmi les sites potentiels actuellement retenus par l'Agence spatiale européenne dans le cadre de sa mission ExoMars10, planifiée pour la fin de la décennie.

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On marchera sur Mars 4.10. On a marché sur Mars…Enfin presque. Voici deux textes publiés sur ce sujet : 4.10.1. Deux astronautes ont marché sur Mars40 http://www.planet.fr/dossiers-de-la-redaction-deux-astronautes-ont-marche-surmars.54204.1466.html - block-gc_forum-0 Quarante-deux ans après les premiers pas sur la Lune de Neil Amstrong, le sol de la planète Mars a été foulé par deux astronautes le 14 février 2011... Enfin presque. La conquête de l'espace a franchi une nouvelle étape. Deux astronautes ont participé le 14 février 2011 à une expérience scientifique unique au monde : marcher sur Mars. Mais ces premiers pas sur la planète rouge à bord d'un vaisseau spatial ne sont en fait qu'une simulation. Trois "sorties" prévues sur Mars Six astronautes volontaires de diverses nationalités, dont un Français, sont enfermés depuis huit mois dans la réplique d'un vaisseau spatial située, non pas au milieu de l'espace mais à Moscou. Après 250 jours de "voyage", deux astronautes ont été choisis pour fouler "fictivement" le sol de la planète Mars : le Russe Alexandre Smolevski et l'Italo-Colombien Diego Urbina. La première "sortie" sur Mars a eu lieu le 14 février, mais deux autres sorties sont prévues le 18 et le 22 février prochain. Pendant un mois, les deux membres de l'équipage vont simuler une expédition sur la planète rouge dans un module spécifique conçu pour représenter la surface de Mars avec du sable et des roches. Six volontaires triés sur le volet. Cette expérience intitulée Mars-500, a débuté le 3 juin 2010. Six volontaires, agés de 26 à 38 ans ont été triés sur le volet pour participer à cette expédition fictive : trois ingénieurs de profession, un médecin, un chirurgien et un physicien. Mars-500 a pour but d'observer comment les deux astronautes sortis de la navette pourront supporter le poids de leur combinaison (32 kg), et de tester leur condition physique après une longue période d'isolement sans aucune autre activité. L'IBMP (Institut des problèmes médicaux-biologiques) et l'Agence spatiale européenne, à l'origine de cette expérience, cherchent surtout à étudier les effets de l'isolement sur l'Homme, ainsi que l'absence de lumière du jour et le manque de contact humain, même si une expédition sur la planète Mars n'est pas prévue avant 20 ou 30 ans. 4.10.2. La Mission Mars 50041 Les six volontaires impliqués dans l'expérience simulant un voyage vers Mars ont atteint leur 365e jour d'isolement. Le « retour » sur Terre n'est pas prévu avant la fin de novembre. Les membres de l'équipage, trois Russes, un Français, un Chinois et un ItaloColombien, ont profité de cette nouvelle étape de leur mission pour écrire à leurs proches. Ils y décrivent les faits saillants, leur vie plutôt monotone, l'esprit d'équipe, mais surtout leur détermination à mener à terme l'expérience.

40 Site Planet-Fr : Le 14/02/2011 à 01:0, Alexia Gautier 41 Site Internet Radio-Canada-CA, 7 juin 2011

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On marchera sur Mars L'équipage séjourne dans une réplique de vaisseau spatial privé de fenêtres depuis le 3 juin 2010. Le but de l'expérience Mars 500 est de fournir des données sur les effets psychologiques et physiques d'un isolement prolongé. L'Institut des problèmes médicaux biologiques de Russie et l'Agence spatiale européenne (ASE), coorganisateurs de l'expérience, veulent ainsi étudier les effets sur les participants de l'absence de lumière du jour, d'air frais et la restriction des contacts humains qu'auront à subir les astronautes qui iront un jour sur Mars. Les journées des participants sont divisées en trois sections de huit heures consacrées au travail, au sommeil et aux loisirs. Ils doivent entre autres rationner leur nourriture, comme les astronautes à bord de la Station spatiale internationale (SSI). Si cette mission était réelle, les astronautes seraientsur le chemin du retour. La routine semble être le principal obstacle pour les participants qui expliquent que le fait de se lever à la même heure et de faire les mêmes tâches chaque jour devient très aliénant. L'arrivée « virtuelle » sur Mars a toutefois mis un peu de piquant dans leur quotidien. Trois des participants se sont alors entraînés à fouler la surface martienne. La fausse navette est divisée en cinq modules : un entrepôt, un module d'habitation pour les six hommes, un pour les expériences médicales et psychologiques, un autre imitant la capsule qui ira se poser sur Mars avec trois passagers et un dernier imitant la surface martienne. Deux autres missions du genre ont déjà été organisées :  un premier groupe est resté enfermé pendant 14 jours en 2007  un deuxième groupe a passé 105 jours dans le module en 2009 Le processus de sélection a été le même que celui des astronautes.Les qualifications professionnelles, la santé et la motivation des candidats ont été des facteurs déterminants. Direction Mars Les États-Unis et la Russie projettent tous deux de construire un vaisseau pour une mission vers Mars, mais le voyage n'est pas pour demain. La phase de conception de l'engin n'en est encore qu'au stade initial, si bien qu'une expédition de ce type n'est pas envisageable avant 20 ou 30 ans.

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On marchera sur Mars V. On marchera sur Mars…Mais à quelles conditions ?42 Ce chapitre est un résumé d’un DVD que je conseille à tous ceux qui sont intéressés par la conquête de Mars. Dans le monde entier, des ingénieurs étudient déjà comment transporter des hommes jusqu’à Mars. Un sérieux casse-tête quand on sait que l’aller et retour durera près d’un an, car quand Mars est la plus proche de la Terre, près de 60 millions de kilomètres les séparent. « Emmener sur Mars 6 personnes avec tout l’équipement technologique constitue un énorme défi » dit James Garvin, le directeur du programme Mars-NASA. Cent-dix tonnes d’eau 20 tonnes de nourriture lyophilisée, en tout 520 tonnes de fournitures. Aucune fusée n’est capable pour le moment d’arracher à la terre une masse pareille. La quantité de matériel dont on aura besoin pour y aller et en revenir pèse plus que la station internationale.

Rappelons que celle-ci est un habitat placé en orbite terrestre basse, occupé en permanence par un équipage international qui se consacre à la recherche scientifique dans l'environnement spatial. La station spatiale est occupée en permanence depuis 2000. À son achèvement, prévu pour 2011, elle s'étendra sur 110 m de largeur, 74 m de longueur et 30 m de hauteur et aura une masse d'environ 400 tonnes. La station comportera à cette date une quinzaine de modules pressurisés, dont quatre dédiés aux expériences scientifiques, représentant un volume d'espace pressurisé d'environ 900 m³ dont 400 m³ habitable. La station spatiale se déplace en orbite autour de la Terre à une altitude d'environ 350 kilomètres et à une vitesse de 27 700 km/h (7,7 km/s), en faisant le tour de la planète 15 fois par jour. Depuis novembre 2009, la station a un équipage permanent de 6 personnes : chaque astronaute, au cours de son séjour, d'une durée de 3 à 6 mois, partage son temps de travail entre les opérations d'assemblage, de maintenance, et les tâches scientifiques.

42 Tiré de Mars rising, DVD Galafim Production Inc. 2007 Published by Bright Vision Entertainment BV.

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On marchera sur Mars Pour réaliser ce voyage les ingénieurs empruntent beaucoup au scénario visionnaire que Werner Van Braun avait développé au cours des années cinquante.43 Et notamment de recourir à de multiples lancements pour acheminer sur l’orbite terrestre les éléments du vaisseau de transfert martien avant de l’assembler et de l’envoyer vers Mars. Mais aujourd’hui, il faut développer un lanceur d’une puissance jamais encore atteinte. Le véhicule de lancement est la clé de l’expédition vers Mars. Une nouvelle génération de lanceurs baptisés ARES est développée par la NASA « ARES sera tout le pivot de l’opération pour acheminer tous les composants dans l’espace. SI ARES ne fonctionne pas bien alors, nous n’irons pas sur Mars » dit Paul Delaney, professeur d’astronomie au Canada. Trois modèles de lanceur Ares vont être développés conjointement : Ares I : lanceur permettant d'envoyer la capsule habitée Ares IV : lanceur lourd pouvant permettre d'envoyer une capsule habitée Ares V : lanceur lourd satellisant le reste de la charge utile de la mission (Photo à droite Ares V et ci-dessous Ares V et Ares 1)

43 DVD Galafim Production Inc. 2007, op. cit.

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Ares I est un lanceur en ligne à 2 étages d'environ 94 mètres et d'une masse au décollage de plus de 900 tonnes. Il sera capable de positionner jusqu'à 25 tonnes en orbite basse. Le lanceur cargo Ares V est constitué de deux étages ainsi que de boosters. D'une hauteur d'un peu moins de 110 mètres, sa masse au décollage sera de près de 2900 tonnes. Il sera capable de lancer jusqu'à 55 tonnes sur une trajectoire de rencontre avec la Lune et un peu plus dans le cas d'un lancement combiné avec le CEV lunaire.44 L’étape suivante consistera à construire en orbite le futur vaisseau martien. Les astronautes, aidés par des robots, mettront des mois à assembler ce gigantesque meccano (photo de droite). Lorsqu’il sera terminé, six astronautes le rejoindront avant d’entamer leur long voyage vers Mars

44 DVD Galafim Production Inc. 2007, op. cit.

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On marchera sur Mars Aujourd’hui, la recherche scientifique et technologique nécessaire à l’exploration de Mars requiert de tels investissements que de nombreux projets sont développés conjointement par plusieurs agences spatiales. « Ce serait pure folie que de faire bande à part, il faut collaborer », insiste le professeur Paul Delaney. Et Gorshkov trouve que c’est une très bonne chose que la concurrence entre la Russie et les Etats-Unis se poursuive, car c’est une chose naturelle que de vouloir être les premiers. Didier Smitt, le Chef des sciences de la vie à l’Esa, trouve nécessaire que les différentes agences spatiales se rendent interdépendantes, certaines agences étant plus fortes dans un domaine que d’autres et vice et versa. Dans la perspective de l’exploration de Mars, la NASA envisage d’établir sur la Lune un habitat permanent.45

La Lune est très différente de Mars. Il n’y a pas d’atmosphère, le sol lunaire est très agressif, c’est comme de la poussière de verre mais les opérations développées sur la Lune vont servir pour les opérations sur Mars.

Le choix de la fenêtre de tir sera prépondérante pour la mission. Mars et la Terre sont en rotation autour du soleil à des vitesses sur des orbites différentes. Le véhicule martien devra viser une cible mouvante éloignée à plusieurs dizaines de millions de kilomètres. A l’ESA, comme dans d’autres agences, on cherche à établir la meilleure trajectoire possible. Ce sera le choix de la trajectoire qui déterminera la durée du séjour. Celle-ci sera soit un saut de puce très court, soit un très long séjour.

45 DVD Galafim Production Inc. 2007, op. cit.

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On marchera sur Mars Il y a deux possibilités. La première, partir pour Mars quand elle se trouve le plus proche de la Terre, c’est-à-dire environ à 60 millions de kilomètres, C’est l’option qui demande le moins de carburant, car il est lourd et donc c’est un point positif. L’inconvénient, c’est que les astronautes ne pourront pas rentrer tant que Mars et la Terre ne seront pas à nouveau proches l’une de l’autre. Autrement dit, ils devront passer dixhuit mois sur la planète rouge. Il y a la deuxième possibilité : une mission plus courte, mais plus risquée : le vaisseau spatial frôle Vénus et se sert de la gravité de cette planète comme d’un lance-pierre afin d’économiser du carburant, mais le créneau qui permet de se caler sur Vénus est très bref, si les astronautes le manquent, ils ne reviendront jamais. A l’Esa, on pense que la deuxième solution est trop risquée : les astronautes devront donc passer dix-huit mois sur Mars sans pouvoir modifier la date de leur retour.

Première possibilité Photo ci-jointe extraite de 46

Deuxième possibilité : les 4 photos suivantes extraites de 47

46 DVD Galafim Production Inc. 2007, op. cit. 47 DVD Galafim Production Inc. 2007, op. cit.

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On marchera sur Mars Propulsion chimique ou nucléaire ?48 L’arrachement à la Terre nécessite une quantité énorme de carburants. Or dans l’espace le poids est l’ennemi numéro 1. Stan Borowski, ingénieur à la NASA, travaille sur une solution nucléaire qui aurait l’avantage d’éliminer les problèmes de masse causés par les propulseurs conventionnels. Sur le papier, l’hypothèse est séduisante, étant donné les nombreuses rotations entre la terre et l’orbite où l’on doit assembler le vaisseau, cette solution présente beaucoup d’économie. La durée du voyage vers Mars représente à elle seule un facteur de risque inédit. Plus l’on reste longtemps dans l’espace, plus le risque de percuter des météorites est grand, plus le risque de panne est élevé.

Cependant, le plus grand danger pour les astronautes est le confinement et la promiscuité auxquels sont soumis les astronautes pendant leur mission. Six personnes réussiront-elles à partager un tout petit espace pendant plus de 1000 jours sans risquer la crise de nerf ? L’ennui sera aussi au menu des astronautes au cours de leur voyage, les jours se succèdent avec leurs procédures routinières et leurs inévitables exercices physiques. Il faut inclure simulateur grâce auquel les astronautes peuvent voir et revoir les tâches critiques qui les attendent six mois plus tard. Les Russes ont réalisé des batteries de test pour éprouver la résistance psychologique de leurs cosmonautes. La question cruciale selon les experts est la compatibilité des profils des membres d’équipage. Si les menaces d’ordre psychologique sont sérieuses, les conséquences d’un aussi long séjour en apesanteur sont dévastatrices pour le corps : les os se fragilisent et les muscles s’affaiblissent de façon spectaculaire. Un homme de 45 ans faisant l’aller-retour sur Mars reviendrait avec l’ossature d’un individu de 90 ans. Sur un mois, on a à peu près, u ne perte osseuse d’un pour cent, et ce phénomène est proportionnel au temps. Après 6 mois six pour cent, etc…

48 DVD Galafim Production Inc. 2007, op. cit.

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On marchera sur Mars Ce qui est beaucoup plus inquiétant, c’est que la microstructure de l’os change et il peut se produire au bout de 6 mois, ce qu’on appelle des fractures de fatigue Le moyen le plus efficace pour lutter contre les méfaits de l’apesanteur consiste à créer de la gravité artificiellement dans le vaisseau. Borovski planche sur une solution : mettre le vaisseau en rotation dans l’espace comme une hélice49 Ce problème peut être résolu plus facilement que les menaces qui planent à l’extérieur du vaisseau spatial tout particulièrement les tempêtes solaires et les radiations électromagnétiques. Ces dernières vont même casser les chromosomes des astronautes ce qui entraîne la mort à relativement court terme.

La solution serait d’envelopper le véhicule martien dans un champ de forces.

49 DVD Galafim Production Inc. 2007, op. cit.

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On marchera sur Mars VI. compléments relatifs aux principaux thèmes abordés. 6.1. Valeurs des propriétés physiques de la Planète Mars et de la Terre Propriété Rayon équatorial Rayon polaire Rayon moyen volumétrique Surface Volume Masse Masse volumique moyenne Gravité de surface à l'équateur Vitesse de libération Période de rotation sidérale Durée du jour solaire Inclinaison de l'axe Albédo de Bond Albédo géométrique visuel Demi-grand axe de l'orbite Excentricité orbitale Période orbitale Aphélie Périhélie Rayonnement solaire Température moyenne au sol Température la plus élevée Température la plus basse

Valeur martienne Valeur terrestre (Mars % Terre) 3 396,2 ± 0,1 km 6 378,1 km (53,3 %) 3 376,2 ± 0,1 km 6 356,8 km (53,1 %) 3 389,5 km 6 371,0 km (53,2 %) 2 144 798 500 km 510 072 000 km2 (28,4 %) 11 3 1,6318×10 km 1,0832073×1012 km3 (15,1 %) 6,4185×1023 kg 5,9736×1024 kg (10,7 %) 3 933,5 ± 5 515 kg/m3 (71,3 %) 0,4 kg/m3 3,711 m/s2 9,780327 m/s2 (37,9 %) 5 027 m/s 11 186 m/s (44,9 %) 1,02595675 d ≈ 86 164,098903691 s 88 642,663 s (102,9 %) 1 sol ≈ 1,02749125 d ≈ 1 d = 86 400 s (102,75 %) 88 775,244 s 25,19° 23,439281° 0,25 0,29 0,15 0,367 227 939 100 km 149 597 887,5 km (152,4 %) 0,093315 0,016710219 (558,4 %) 668,5991 sols ≈ 365,256366 d (188,1 %) 686,971 d 249 209 300 km 152 097 701 km (163,8 %) 206 669 000 km 147 098 074 km (140,5 %) 2 492 à 715 W/m 1 321 à 1 413 W/m2 -63 °C ≈ 210 K 14 °C ≈ 287 K -3 °C ≈ 270 K 58 °C ≈ 331 K -133 °C ≈ 140 K -89 °C ≈ 184 K

6.2. Y a-t-il de l’eau liquide sur Mars ? 6.2.1. L’importance de l’eau pour la vie. Madame Kristin Bartik de l’ULB a montré, lors de sa conférence au cours d’astrobiologie, que l’eau est un constituant actif en biologie. Pas seulement un solvant, mais un réactif. En effet, l’eau joue un rôle •dans la structure et stabilité des protéines •dans la structure et stabilité des acides nucléiques •dans les processus de reconnaissance moléculaire Il faut une grande diversité de solutés (cations, anions, polaires, ...) pour avoir une chimie qui est «riche». Des macromolécules sont indispensables. •Elles doivent être chimiquement stables. •Elles doivent pouvoir adopter une structure stable mais aussi être flexibles. •Elles doivent pouvoir former des complexes d’associations. Il faut aussi un milieu qui puisse «tamponner» les fluctuations environnementales (T°, pression, …).

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On marchera sur Mars Chimie et transmission d’information Tout cela est possible dans l’eau. A La fin de sa présentation, Madame Kristin Bartik conclut : « L’eau est bien plus qu’un «simple » solvant. Elle est un réactif, un transporteur de protons, un complexant d’anions et cations, un élément constitutif de la structure des macromolécules. Elle est une «marieuse» moléculaire. L’eau est vraiment UNIQUE ! Qu’une vie puisse exister dans un autre solvant n’est pas totalement exclue mais c’est vraiment très peu probable !! » Propriétés des ponts hydrogènes de l’eau, selon Wikipedia Trois grandes caractéristiques définissent les liaisons hydrogènes ainsi que leur interactivité : 1. Les liaisons hydrogènes sont des liens intermoléculaires dont les atomes qui la compose, respectent une certaine directionalité. Dans un réseau de ponts H, leur architecture est donc très optimisée. Cette propriété des ponts H permet à l’eau de cristalliser de façon définie pour se changer en glace. Les conditions de refroidissement affectent la géométrie du réseau cristallin de la glace. Ces interactions sont aussi responsables d’une propriété de l’eau: la densité de celle-ci à l’état liquide qui, à 4 °C, est supérieure à celle de la glace. En conséquence, la glace tend à flotter sur l’eau liquide. 2. Due à leur intensité plus faible, les liaisons hydrogènes peuvent se modifier à température ambiante, contrairement aux liaisons covalentes. En effet, à environ 27 °C, les ponts H peuvent évoluer en se modifiant par bris ou formation de nouvelles interactions. C’est de cette flexibilité qu’ont besoin, entre autres, les molécules biologiques afin d’être en constante évolution. Cette propriété est également indispensable à la solubilisation des espèces hydrophiles dans l’eau. Plusieurs molécules d’eau contiennent suffisamment de liaisons hydrogènes souples à température pièce, pour former une « cage » flexible de solvatation autour des ions afin de les empêcher de former d’autres liens avec différents ions de charge opposée. 3. Les structures secondaires des protéines, comme l’hélice alpha et le feuillet beta, sont formées grâce à un agencement spécifique de ponts H. Ces structures secondaires sont reliées les unes aux autres par des boucles de forme non définie pour former une structure tertiaire. Les hélices de l’ADN sont également maintenues par des liaisons hydrogènes. On peut donc supposer que les liaisons hydrogènes dans l’eau et dans les protéines auraient joué des rôles cruciaux dans le développement de la vie sur Terre et même de son apparition. Le schéma suivant montre que 4 liens H par molécule d’eau établissent des interactions non covalentes hautement directionnelles. On constate aussi que les liaisons H ne contiennent que 20 kilojoules par môle, tandis que les liaisons covalentes en contiennent plus de 400 kilojoules par môle.

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On marchera sur Mars Ce qui amène Madame Bartik à ajouter à son exposé deux citations : La première est tirée de « Demain la physique », Odile Jacob Science, 2004 ; Introduction: L’étendue de notre ignorance :

«Il n’est nul besoin d’aller loin pour atteindre les limites de notre connaissance. L’eau, ce liquide omniprésent, essentiel à la vie, est loin d’avoir révélé tous ses secrets, qu’il s’agisse des propriétés physiques de l’eau pure ou des propriétés physico-chimiques précises qui en font le solvant qui a permis l’éclosion de la vie.» La deuxième est de Philip Ball dans «Water as a Biomolecule» ; ChemPhysChem, 2008 :

« L’eau n’est pas un solvant passif en biologie, mais joue un rôle actif par son seul talent dans de nombreux processus biomoléculaires et cellulaires en adaptant sa structure et sa dynamique aux macromolécules biologiques et solutés cellulaires qu’elle rencontre. En particulier, l’eau détient la clé de la manière dont certaines protéines interagissent, se déforment et se lient à leurs substrats. » Monsieur Philippe Claeys de la Vrije Universiteit te Brussel, dans son exposé sur le concept d’habitabilité, a repris les critères essentiels suivants : 1) 2) 3) 4) 5) 6)

Les besoins élémentaires de “notre” vie Environnement planétaire stable Chimie appropriée: majeurs: C, H, O, N, S, P + traces Fe, Mg ... Un solvant: H2O, ... mais aussi CH4, NH3... Températures “raisonnables”, rôle d’une “bonne” atmosphère Une source d’énergie fiable: lumière, chimie, etc.

Et il insiste sur l’eau, ce liquide très approprié pour faciliter le libre mouvement des molécules, et favoriser les réactions chimiques, ainsi que la formation de molécules complexes 6.2.2. Pourquoi l’eau de mer est-elle salée ? Pas besoin de capteurs ou d'appareillages compliqués pour se rendre compte que les océans sont salés. Boire la tasse suffit. Mais d'où vient tout ce sel ? 35g de sels dont: - 27,21g de chlorure de sodium - 3,81g de chlorure de magnésium - 1,66g de sulfate de magnésium - 1,26g de sulfate de calcium - 0,86g de sulfate de potassium - 0,12g de carbonate de calcium - 0,07g de bromure de magnésium - 0,01g d'autres sels Le goût salé de l'océan provient essentiellement d'un sel, le chlorure de sodium (le même que le sel de table). Ce n'est pas le seul mais il représente, en masse, plus de 77 % des sels présents dans l'eau de mer. Et comme tous les sels, le chlorure de sodium est formé de plusieurs ions : les ions chlorure (Cl-) et les ions sodium (Na+). Une vieille histoire Ces ions se sont retrouvés en mer à cause d'une vieille histoire qui remonte à environ 3,7 milliards d'années. A cette époque, la Terre connaît un intense volcanisme, libérant notamment de la vapeur d'eau, du gaz carbonique et du chlore. Cent millions d'années plus tard, la Terre refroidit. La vapeur d'eau se condense et retombe en pluies acides qui forment les premiers océans. Selon une théorie, le sodium

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On marchera sur Mars présent dans les roches de la croûte terrestre, aurait alors été arraché à ces roches par ces eaux de pluie très acides. Selon une autre théorie la vapeur d'eau de l'atmosphère primitive se serait condensée en un océan qui aurait aussitôt arraché ces éléments aux fonds sous-marins. Quant aux ions chlorures, ils ont peut-être été amenés par le déluge qui s'est produit après la période volcanique. A moins qu'ils ne proviennent plutôt d'un dégazage de l'intérieur du globe. Salinité stable Toujours est-il qu'aujourd'hui, les ions chlorure sont dans l'océan et n'en bougent quasiment pas. Les ions sodium, eux, sont arrachés aux roches en permanence par les pluies qui lessivent les sols. Entraînés par les fleuves, ils aboutissent à la mer. Avec un tel scénario, les océans devraient donc être de plus en plus salés, enrichis en sodium. Or, les mesures montrent que ce n'est pas le cas : la concentration saline est stable depuis au moins 200 millions d'années. Il existe donc un autre phénomène qui fait disparaître les ions sodium des océans. Il semble que les dorsales océaniques soient responsables. Dans ces failles sousmarines responsables de la "dérive des continents" qui renouvellent la croûte océanique en permanence, il fait très chaud. Les ions sodium, à ces hautes températures, s'associent à d'autres particules : ils "précipitent", se retrouvent piégés dans les roches et quittent donc les eaux. Ce cycle d'approvisionnement et de disparition des ions sodium dans les océans aboutit à un équilibre. Ce n'est pas le cas dans certains lacs ou certaines mers : plus ils sont anciens, et plus ils ont de chances de s'être enrichis en sodium. Certes, on y flotte mieux… mais gare à la tasse salée ! 6.2.3. La piste chimique et la présence d’eau sur Mars50 Une chimie favorable et des périodes où se matérialisent de fines pellicules d’eau liquide durant des cycles climatiques longs et continus, peuvent à certains moments constituer, dans la région où la sonde Phoenix de la NASA s’est posée sur Mars (68.22°N), un environnement favorable à certains microbes. « Les interprétations de données que Phoenix a envoyées durant les cinq mois de son fonctionnement dans une plaine arctique de Mars, font l’objet de quatre articles dans l’édition de cette semaine du journal américain Science (www.sciencemag.org ). Ce sont les premiers rapports notables, de qualité scientifique, sur les résultats de la mission. Phoenix a mis fin à ses communications en Novembre 2008 lorsque l’approche de l’hiver martien l’a privé de l’énergie que lui apportaient ses panneaux solaires. Peter Smith, directeur de la recherche pour la sonde Phoenix, de l’Université d’Arizona (Tucson), déclare : « Non seulement nous avons trouvé de la glace d’eau, comme nous nous y attendions, mais la chimie et les minéraux du sol que nous avons observés, nous conduisent à penser que ce site a connu un climat plus humide et plus chaud dans un passé récent (ces derniers millions d’années) et que cela pourrait se reproduire ». Un article sur la recherche d’eau par Phoenix, pour lequel Smith est l’auteur principal (avec 36 co-auteurs appartenant à 6 pays différents), cite les indices justifiant l’interprétation que des pellicules d’eau liquide ont couvert le sol durant un passé récent. Les auteurs concluent que les preuves de présence d’eau et de nutriments potentiels, « impliquent que cette région pourrait avoir, dans le passé, satisfait aux critères d’habitabilité » durant des portions de cycles climatiques persistants. La surprise la plus importante fut de trouver dans le sol martien une molécule chimique très polyvalente, le perchlorate. Selon Michael Hecht du JPL de la NASA, qui publie avec dix co-auteurs, un article sur les découvertes de Phoenix dans le domaine de la chimie des solubles, cette découverte de Phoenix souligne l’importance grandissante de la chimie dans la recherche concernant la planète. L’étude de Mars est en train de passer d’une époque où l’on suivait la piste aqueuse à une époque où l’on suit la piste chimique » dit-il. « Avec le perchlorate, par exemple, nous 50 Communiqué du Jet Propulsion Laboratory de la NASA du 2 juillet 2009 (« 2009-106 »). Par Et Guy Webster 818-354-6278 Johnny Cruz 520-621-1879 Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif. University of Arizona, Tucson. Traduction et commentaire de Pierre Brisson.

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On marchera sur Mars voyons des liens avec l’humidité atmosphérique ou celle du sol, une source possible d’énergie pour des microbes et même, une ressource possible pour les hommes ». Le perchlorate, qui est un absorbeur très fort d’humidité, constitue quelques dixièmes de pour cent de la composition de trois échantillons de sol analysés par le laboratoire de chimie humide de Phoenix. Il serait capable d’extraire de l’humidité de l’atmosphère martienne. A de plus fortes concentrations, il pourrait se combiner avec de l’eau pour constituer une saumure qui resterait liquide aux températures martiennes de surface. Sur Terre, certains microbes utilisent le perchlorate comme nourriture. Les explorateurs humains pourraient l’utiliser comme combustible pour propulser leurs fusées ou comme source d’oxygène. Une autre surprise de Phoenix a été d’observer des nuages de glace et des précipitations plus semblables qu’on s’y attendait, à celles observées sur Terre. Le laser canadien embarqué sur la sonde pour étudier l’atmosphère, a détecté de la neige tombant des nuages. Dans l’un des articles de cette semaine, Jim Whiteway de l’Université de York, à Toronto, et 22 co-auteurs, écrit que, en avançant plus loin dans l’hiver que n’a pu le faire Phoenix, ces précipitations devraient donner lieu, à la surface et dans le sol, à la constitution d’une couche de glace d’eau saisonnière. « Avant Phoenix nous ne savions pas s’il y avait des précipitations sur Mars » dit Whiteway. « Nous savions que la glace de la calotte polaire descendait jusqu’au site de Phoenix en hiver mais nous ne savions pas comment la vapeur d’eau passait de l’atmosphère à la glace sur le sol. Maintenant nous savons qu’il neige bien et que cela fait partie du cycle de l’eau sur Mars ». La preuve que, dans la région, la glace d’eau fond parfois suffisamment pour humidifier le sol, vient de ce qu’on a trouvé du carbonate de calcium dans des prélèvements de sol qu'on a chauffés dans les fours analytiques de la sonde, ou que l’on a mêlés à des acides dans le laboratoire de chimie humide. William Boynton et 13 co-auteurs de l’Université d’Arizona rapportent que la quantité de carbonate de calcium est « tout à fait compatible avec une formation dans le passé, par interaction entre le dioxyde de carbone de l’atmosphère et une pellicule d’eau sur des particules de surface ». Les nouveaux articles de Science laissent non résolu le problème de savoir si les échantillons de sol ramassés par Phoenix, contenaient des composés organiques à base de carbone. Le perchlorate pourrait avoir détruit des composés organiques simples durant le chauffage des échantillons dans les fours, empêchant ainsi une détection claire. Le chauffage dans les fours n’a pas permis d’extraire de vapeur d’eau à moins de 295°C, indiquant ainsi que le sol ne contenait pas d’eau adhérant aux particules de sol. Les cycles climatiques résultant de changements dans l’inclinaison de l’axe de rotation de la planète ou dans son orbite, sur des échelles de centaines de milliers d’années ou davantage, pourrait expliquer pourquoi les effets d’humidification du sol sont aujourd’hui présents. La mission Phoenix était dirigée sur le plan scientifique par Peter Smith de l’Université d’Arizona, le projet était dirigé par le JPL et il a été réalisé techniquement chez Lockheed Martin, à Denver (Colorado). Les informations et les images de la mission sont disponibles en ligne sur les sites : http://phoenix.lpl.arizona.edu et http://www.nasa.gov/phoenix . Commentaire: Décidemment, plus on avance dans la connaissance de Mars, plus on revient sur les mauvaises impressions initiales qui nous faisaient comparer Mars à la Lune. Certes Mars n’est pas la Terre mais son histoire géologique très riche pendant son premier milliard d’années a continué sous des formes originales tout au long du temps qui s’est écoulé depuis que son noyau s’est refroidi et que son atmosphère s’est appauvrie et asséchée. Les premières altérations des roches par l’eau, effectuées dans les premiers âges de Mars, ont peut-être suffi pour déclencher des processus qui plus tard ont permis la vie. Le perchlorate, fonctionnant comme le préservateur d’un minimum d’humidité, est peut-être le lien original qui a permis au processus de continuer.

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On marchera sur Mars En ce qui concerne la Lune, au contraire, plus la recherche progresse, plus il se confirme que cet astre est resté inerte, sec et stérile depuis ses origines. Le 6 juillet 2009 Spaceflightnow.com rapporte ainsi que "les capteurs à haute résolution embarqués par la sonde japonaise Kaguya n'ont pu détecter aucun signe d'eau dans les cratères de la zone polaire qui sont en permanence dans l'obscurité". Retournons sur Mars. La publication des résultats de la mission Phoenix doit être l’occasion de saluer les prouesses extraordinaires réalisées par les scientifiques du monde entier qui ont conçu et fait fonctionner les différents équipements de la sonde puis qui ont interprété les données transmises. On en parle peu mais la coopération dans ce domaine est remarquable. On est là dans une vraie mondialisation qui fonctionne sans àcoups et sans bruit inutile en faisant travailler ensemble les meilleurs esprits de l’humanité. Après les premières études, il y en aura évidemment d’autres et nous les attendons avec impatience, mais il faudra que les données du prochain laboratoire mobile de la NASA (« Curiosity », lancement prévu en 2011) nous parviennent pour faire un nouveau saut dans la connaissance. Il reste peu de temps mais les scientifiques peuvent sans doute encore (sans retarder le lancement) adapter et affiner leurs programmes de recherche en fonction des acquis de Phoenix pour qu’ils puissent nous envoyer des informations encore plus pertinentes et passionnantes. 6.2.4. Le perchlorate, une pièce qui manquait au puzzle51 « L’absence de composés organiques fut une grosse surprise des résultats Viking.» dit McKay. « Mais, pendant trente ans, on a regardé un puzzle avec une pièce qui manquait. Phoenix nous a fourni la pièce manquante : le perchlorate. La découverte du perchlorate par Phoenix a été l’un des résultats les plus importants obtenus concernant Mars depuis l’époque des sondes Viking». Le perchlorate qui est un ion de chlore et d’oxygène, devient un oxydant fort quand il est chauffé. « Il peut subsister dans le sol martien à coté de composés organiques pendant des milliards d’années et ne pas les dissocier mais, quand on chauffe le sol, pour chercher ces composés organiques, le perchlorate les détruits rapidement, » dit McKay. Cette interprétation proposée par Rafael Navarro-González et ses quatre co-auteurs remet en question celle des scientifiques de Viking selon laquelle il n’y avait pas de composés organiques martiens dans leurs échantillons dans les limites de détection de leur expérience. Selon ces derniers, les composés chlorés devaient être des contaminants importés de la Terre. On attend maintenant des futures missions sur Mars et d’un examen plus approfondi des météorites martiennes sur Terre, qu’elles permettent de résoudre définitivement ce problème. Le rover Curiosity que la mission Mars Science Laboratory de la NASA posera sur Mars en 2012, embarquera l’instrument « Sample Analysis at Mars » (analyseur d’échantillons sur Mars, « SAM ») fourni par le Centre de vol spatial Goddard de la NASA (Maryland). Contrairement à Viking ou Phoenix, Curiosity peut se déplacer et peut donc analyser un plus grand nombre de roches et d’échantillons. SAM est équipé pour chercher des composés organiques dans le sol martien et dans des roches moulues en poudre, en chauffant des échantillons au four à des températures encore plus élevées que celles que pouvaient atteindre Viking et aussi en utilisant une méthode alternative d’extraction liquide, à une température beaucoup plus basse. Combiner ces méthodes sur une série d’échantillons peut permettre de vérifier la nouvelle hypothèse de cette étude selon laquelle l’oxydation par les perchlorates chauffés qui auraient pu être présents dans les échantillons de Viking, aurait détruit les composés organiques. L’une des raisons pour lesquels les composés chlorés trouvés par Viking furent interprétés comme des contaminants provenant de la Terre, était que le ratio des deux isotopes de chlore identifiés, correspondait au ratio 3/1 de ces isotopes sur Terre. Leur ratio sur Mars n’a pas encore été clairement déterminé. Si on trouve qu’il est très différent de 51 Etude dirigée par Rafael Navarro-Gonzalez de l'Universidad Nacional Autonoma de Mexico Info NASA ("Release 10-76AR du 3 Sept. 2010") Rachel Hoover et Ruth Dasso Marlaire, Ames Research Center, Moffet Field, Californie. Traduction et commentaire de Pierre Brisson

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On marchera sur Mars celui de la Terre, cela confirmera l’interprétation de 1970. Si vraiment les composés organiques peuvent persister dans le sol à la surface de Mars, contrairement à la pensée dominante pendant trente ans, une des façons de chercher des preuves de vie sur Mars sera de rechercher de grosses molécules organiques complexes, telles que l’ADN, qui sont des indicateurs d’activité biologique. « Si les composés organiques ne peuvent subsister à la surface, cette approche ne serait pas raisonnable, mais s’ils le peuvent, c’est une autre histoire » dit McKay. La mission Phoenix a été conduite par le directeur de recherche Peter H. Smith de l’Université d’Arizona (Tucson) avec la gestion du projet au JPL de la NASA (Pasadena, Californie). La découverte du perchlorate par Phoenix a été documentée par Michael Hecht du JPL et ses co-auteurs. Le JPL, division du CalTech, gère aussi la mission Mars Science Laboratory pour la Direction des Missions d’Exploration de la NASA (Washington).

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On marchera sur Mars Commentaire : Une surface martienne couverte de perchlorate n’est pas pour réjouir ceux qui envisageraient Mars comme un jardin où il ferait bon se promener. Le perchlorate est en effet un produit terriblement corrosif. Mais les « Martiens » de la Terre ne se laisseront pas décourager pour autant, bien au contraire. En effet ce perchlorate peut être simplement l’agent dissimulateur de ce que nous recherchons en priorité même si parfois nous pensons à autre chose : des preuves de vie sur une autre planète. Certes, nous ne les avons pas encore trouvées mais on est en train d’effacer une hypothèse contraire bien décevante. A cette occasion, admirons comment progresse la science : les chercheurs buttaient sur un problème qu’ils n’avaient pas pu expliquer tout à fait. Il restait comme un arrière gout d’insatisfaction. Pendant ces trente ans on était déçu mais on continuait à espérer car les résultats des expériences de Viking n’étaient pas logiques. La pièce manquante du puzzle trouvée, tout devient lisible. Il ne faut jamais accepter une approximation ou une démonstration non entièrement convaincante. La faiblesse d’un raisonnement peut cacher une énormité. Il faut continuer à chercher et quand on trouve, on a la satisfaction d’une logique impeccable. Pierre Brisson 6.2.5. Une molécule chimique très polyvalente : le perchlorate Pour mémoire, la sonde Phœnix a atterri près du pôle nord martien le 25 mai 2008 et a étudié pendant 5 mois le sol martien, pour décider si les conditions étaient réunies pour une possibilité encore actuelle de vie microscopique. Les résultats avaient été contradictoires. Les prélèvements avaient bien révélé la présence d’eau glacée dans le sol, ce qui n’est pas une surprise. Dans les temps anciens, lorsque Mars était plus chaude, de l’eau liquide s’est bien écoulée sur Mars, les reliefs subsistants d’érosion par l’eau sont très nombreux sur l’ensemble de la planète rouge. La sonde avait aussi détecté la présence de perchlorate dans les échantillons, présence guère compatible avec une possibilité de vie au sol, le débat scientifique à ce sujet continue. Les conditions de température et de pression sur Mars ne permettent pas à l’eau, en principe, de subsister à l’état liquide. En fonction des changements climatiques, la glace d’eau se sublime, c’est à dire qu’elle passe directement de l’état solide (la glace) à l’état gazeux (la vapeur d’eau). Or les scientifiques de Phœnix, en observant les pieds de l’atterrisseur, ont découvert de curieuses transformations. Sur ces photos prises aux 8, 31 et 44iéme Sols de la mission les deux sphéroïdes délimités par le cercle blanc semblent vouloir fusionner. Mars, l’affaire de l’eau liquide rebondit. Voici le résumé de l’article de Stefan Barensky.52 Non sans bonne raison, car certains savent que l’analyse du sol par Phoenix a mis en évidence des sels de perchlorate de sodium, de calcium et de magnésium. A certaines concentrations et températures, une phase liquide n’est pas incompatible avec la pression atmosphérique martienne. Au-dessus de -76°C, le perchlorate de calcium peut exister sous forme hydratée et pendant les 149 journées de la mission Phoenix, la température du site a fluctué de -20°C à -95°C avec une température moyenne de -60°C. Ce sont ces images de la boue projetée sur la sonde qui ont permis aux chercheurs ce type de déduction. Et ces taches variaient au cours du temps. Une analyse spectrométrique a démontré qu’une boue sale et liquide pouvait réfléchir la lumière et évoluer de cette façon. Pour la première fois, de l’eau liquide était observée sur la surface de Mars. Des études complémentaires ont mis en évidence que sur le cratère Richardson, situé à haute altitude, des traces pouvaient correspondre à des flaques d’eau liquide. L’analyse de la réflectance l’a confirmé. Et il n’y a qu’un pas à franchir pour déduire que des organismes extrêmophiles puissent exister

52 Science et Vie n°1121 de février 2011 :

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On marchera sur Mars

Dans un communiqué du Jet Propulsion Laboratory de la NASA du 2 juillet 2009, écrit par Guy Webster (JPL) et Johnny Cruz de l’Université d’Arizona à Tucson, on peut lire : « Les interprétations de données que Phoenix a envoyées durant les cinq mois de son fonctionnement dans une plaine arctique de Mars, font l’objet de quatre articles dans l’édition de cette semaine du journal américain Science (www.sciencemag.org ). Ce sont les premiers rapports notables, de qualité scientifique, sur les résultats de la mission. Phoenix a mis fin à ses communications en Novembre 2008 lorsque l’approche de l’hiver martien l’a privé de l’énergie que lui apportaient ses panneaux solaires. La surprise la plus importante fut de trouver dans le sol martien une molécule chimique très polyvalente, le perchlorate. Selon Michael Hecht du JPL de la NASA, qui publie avec dix co-auteurs, un article sur les découvertes de Phoenix dans le domaine de la chimie des solubles, cette découverte de Phoenix souligne l’importance grandissante de la chimie dans la recherche concernant la planète. « L’étude de Mars est en train de passer d’une époque où l’on suivait la piste aqueuse à une époque où l’on suit la piste chimique » dit-il. « Avec le perchlorate, par exemple, nous voyons des liens avec l’humidité atmosphérique ou celle du sol, une source possible d’énergie pour des microbes et même, une ressource possible pour les hommes ». Le perchlorate, qui est un absorbeur très fort d’humidité, constitue quelques dixièmes de pour cent de la composition de trois échantillons de sol analysés par le laboratoire de chimie humide de Phoenix. Il serait capable d’extraire de l’humidité de l’atmosphère martienne. A de plus fortes concentrations, il pourrait se combiner avec de l’eau pour constituer une saumure qui resterait liquide aux températures martiennes de surface. Sur Terre, certains microbes utilisent le perchlorate comme nourriture. Les explorateurs humains pourraient l’utiliser comme combustible pour propulser leurs fusées ou comme source d’oxygène. 6.2.6. Les carbonates et le passé aquatique de Mars53 Dans un article publié dans la revue Nature Geoscience, des chercheurs présentent leur découverte de carbonates affleurant dans un cratère d’impact à la surface de Mars. Une équipe d’astronomes de la Planetary Science Institute a récemment mis en évidence des traces de carbonates sur les parois du python rocheux central d’un cratère d’impact dans la région de Syrtis Major. La météorite qui a percutée la surface de Mars à cet endroit a brisée en partie la croûte de lave volcanique qui recouvre cette région et excavée des fragments carbonatés issus d’anciennes sources hydrothermales, ensevelies à environ 6 kilomètres de profondeur. La présence discrète de ces roches calcaires a été repérée avec le spectromètre Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) – instrument de grande précision à bord de la sonde spatiale Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) -, dans la vaste région « enduite » de lave nommée Syrtis Major (grande tache sombre visible depuis la Terre !). Une nouvelle fois, les carbonates et autres minéraux hydratés découverts suggèrent aux scientifiques, planétologues et géologues, que Mars eut un passé aquatique … L’hypothèse avancée pour expliquer ces gisements enfouis est la précipitation d’une par53 Publié le 24 octobre 2010 par Pyxmalion

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On marchera sur Mars tie du dioxyde de carbone (CO2) de l’atmosphère martienne dans les océans de l’époque. Par la suite, la fureur des volcans recouvrit ces dépôts. Un phénomène qui n’est pas sans évoquer aux scientifiques auteurs de l’article, le plancher de nos océans terrestres et les nombreuses sources hydrothermales qui y ont été découvertes, chacune étant le théâtre animé d’une prolifération de formes microscopiques de vie … Autant de questions qui attendent leurs réponses. Reste à dépêcher des missions humaines et robotisées sur ces sites uniques et intriguant, tel le futur Mars Science Laboratory (MSL), aussi nommé Curiosity, en quête de son site d’atterrissage. 6.2.7. L’eau et la couleur de Mars Pourquoi la planète Mars est-elle rouge ? Voici la réponse de Pierre Thomas, professeur au Laboratoire de Sciences de la Terre de l’Ecole Normale Supérieure de Lyon54. Les études IR montrent la présence d'eau dans les couches les plus superficielles du sol martien. L'absorption IR à 2,85 microns suggère une teneur en H2O totale du sol entre 0,3 et 3 %. Le sol de cette planète tellurique contient donc une faible quantité d'eau: H2O dans les minéraux (argiles ...), H2O glacée sous forme de givre nocturne hivernal, H2O vapeur entre les grains du sol. L'atmosphère martienne (Figure 1) contient de la vapeur d'eau, donc le sol aussi (surtout lorsque le givre se sublime). Le sous sol profond est riche en glace comme le laisse supposer l'existence de cratères à éjecta lobé (voir photographies prises par la Camera Mars Orbiter (MOC)) . Un peu de cette glace se sublime et passe donc dans le sol proche. L'atmosphère de Mars étant très ténue (0,08 bar) et transparente aux UV, des photons UV frappent la pellicule la plus superficielle. Les photons UV sont assez énergétiques pour casser la molécule d'eau, même sans catalyseur. Cette photolyse est partielle parce que les probabilités que cette réaction se fasse sont faibles (voir les lois d'équilibre chimiques). Les molécules d'H2O sont donc très partiellement photolysées "in situ" suivant la réaction globale: H2O + photon Ultra Violet --> H2 + O Bien que l'eau sur Mars soit rare et la photolyse quantitativement faible, il y a, millions d'années après millions d'années, production d'oxygène naissant * à l'intérieur du sol. Cet oxygène oxyde les silicates ferreux. Ces silicates ferreux pourraient être comme sur Terre de l'olivine, des pyroxènes, ou encore de l'amphibole ou de la biotite. Il se produit alors la réaction : 2 FeO + O (naissant) --> Fe2O3. D'où la couleur rouge. CQFD. 6.2.8. Olivine et absence d’eau La découverte d’une vaste région martienne riche en olivine renforce les arguments de ceux qui ne pensent pas que l’eau ait un jour coulé en abondance à la surface de Mars. Or l’olivine est un silicate de fer et de magnésium de couleur verte, qui se dégrade en présence d’eau.

54 Site Eduscol Planet Terre, 26/11/2000

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On marchera sur Mars La minéralogie de Mars entourant Nili Fossae (283° W et 22° N ), a été observée par la sonde américaine Mars Odyssey. Cela a permis d'obtenir cette mosaïque dans diverses bande fréquences: bandes 5 (9,35 µm soit 1070 cm-1), 7 (11,04 µm soit 906 cm1), et 9 (12,57 µm soit 796 cm-1) . Elles apparaissent respectivement en bleu, vert et rouge. Dans cette région en grande partie basaltique, les expositions riches en olivine vont du magenta à violet – bleu C'est sur les images de Mars Global Surveyor (ci-dessous) que fut repéré les traces d'olivine. Quelques concentrations à haute teneur en olivine sont associées à de petites zones dominées par des sédiments. Les chercheurs favorisent les basaltes riches en olivine comme origine de l'enrichissement observé, bien que plusieurs hypothèses soient viables. Le rectangle fait 3,03 km sur 37,38 km.

En utilisant des nouvelles données infrarouges en haute résolution de la sonde Mars Odyssey, Victoria Hamilton de l'université de Manoa à Hawaï et Philip Christensen de l'université d'état d'Arizona ont conclu qu'une région connue pour contenir des roches riches d'un minéral commun aux roches éruptives l' olivine (Mg,Fe)2SiO4 (Volume molaire: 43,67 cm3/mol voir la structure), est actuellement 4 fois plus grande que les estimations précédentes. Sur Terre l' olivine se trouve dans les nodules de péridotites remontés par les volcans. Quand elle est comprimée, elle se transforme en wadsleyite, plus dense, et dont volume molaire est moins élevé. Magnésium 25,37 %

Mg 42,06 % MgO

Fer

14,57 %

Fe 18,75 % FeO

Silicium

18,32 %

Si 39,19 % SiO2

Oxygène

41,74 % O ______ 100 %

______ 100 % = OXYDE TOTAL

Olivine est le nom commun pour une suite de minerais de silicate de fer et de magnésium connus pour se cristalliser d'abord à partir d'un magma et pour survivre en présence d'eau dans des argiles ou des oxydes de fer. Le fait que de l'olivine se trouve sur la surface de Mars et sa sensibilité à l'érosion chimique intéresse les géochimistes étudiant le temps passé à cet endroit et ce que cela signifie pour l'histoire du climat global de Mars. Le socle en question est adjacent à Syrtis Major. Cette région présente un intérêt pour les scientifiques parce qu'elle se situe dans une région martienne relativement vieille, contenant des quantités significatives d'olivine, un minerai

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On marchera sur Mars qui peut s'éroder rapidement en présence de l'eau. Ces résultats sont rapportés dans l'édition de juin du journal Geology publié par la Geological Society of America,. Basé sur ses signatures infrarouges, cette région avait été précédemment identifiée par le spectromètre thermique de Mars Global Surveyor (MGS TES) (lancé en 1996) comme ayant un enrichissement en olivine (le composant minéral dominant de plusieurs météorites martiennes) par rapport aux basaltes typiques de Mars. Le spectre infrarouge des roches est équivalent à une empreinte digitale qui permet aux scientifiques de déterminer leur composition. En utilisant des données de résolution plus élevée, fournies par le système thermique de formation image de Mars Odyssey (THEMIS) (lancé dans 2001), les chercheurs sont capables d'élargir la limite des régions possédant un fort taux d'olivine en comparant les spectres infrarouges et les mesures de température, acquises par THEMIS, avec des images de structures géologiques prises dans le visible par THEMIS et Mars Global Surveyor. La région, au Nord Est de Syrtis Major, fut auparavant estimée à 30 000 km 2. Dans la nouvelle étude, les dépôts en question couvrent 113 000 km2, soit 4 fois plus grand. En comparaison, la Grande Ile hawaïenne (Big Island) avec ces 5 volcans couvre une surface de 10 500 km2, soit 11 fois plus petite. Ces basaltes riches en olivine semblent être présents sous forme blocs de roches disposées en couches, exposées par soulèvement tectonique et l'érosion des plus jeunes. Un des résultats de l'étude est qu'au moins certaines de ces roches ont été éclatées sur la surface de Mars, où elles pourraient avoir été exposées à beaucoup plus d'eau et d'érosion que si elles avaient été enterrées, comme ce fut suggéré précédemment. Quelle quantité d'eau fut présente sur la surface et pendant combien de temps ? Ce sont de grandes questions qui sont pour l'instant sans réponse. Dans de nombreuses conditions, l'olivine se transforme très rapidement en présence d'eau, ainsi la conservation de toute cette olivine dans une région très vieille est intrigant. Une hypothèse est que ce secteur de Mars n'aurait pas vu beaucoup d'eau. Maintenant que les chercheurs connaissent la distribution détaillée de ces roches riches en olivine, ils vont rechercher plus de données sur les minéraux qui pourraient s'être formés si l'olivine avait été exposée à l'eau à un certain moment de son passé martien. Dans un article publié dans la revue Science en 2003, Philip Christensen et ses collègues soulignaient déjà l’absence de grandes étendues de carbonates, des sédiments qui auraient témoigné de la présence passée d’océans. Sur Terre, les carbonates sont très répandus. L'exemple le plus connu n'est autre que le calcaire, un carbonate de calcium. L'importance des carbonates est multiple. Ces minéraux ne se forment qu'en présence d'eau et ils constituent donc des indicateurs précieux pour la recherche de régions dans lesquelles l'eau liquide a pu séjourner. Les carbonates peuvent précipiter (c'est-à-dire se transformer en petite particules solides) par simple réaction chimique, mais des microorganismes peuvent également intervenir dans le processus. Enfin, lors de leur formation, les roches carbonatées emprisonnent bien souvent des êtres vivants. Elles sont donc très prometteuses pour la chasse aux fossiles martiens. Mais pourquoi y auraitil des carbonates sur Mars ? 6.2.9. Des avalanches de glace sur Mars !55 Nouvelle preuve spectaculaire que Mars est tout sauf un monde immobile et figé : la sonde Mars Reconnaissance Orbiter vient de prendre des clichés de plusieurs avalanches de glace et de poussière à proximité du pôle nord de la planète ! L’engin spatial a transmis aux scientifiques de la NASA des images mettant en scène au moins 4 avalanches tombant d'une falaise escarpée sur une colline située 700 mètres plus bas… « Nous examinions les changements climatiques du printemps dans la couche gelée de dioxyde de carbone recouvrant un champ de dunes, et la découverte de ces

55 http://www.mondeinconnu.com/dossiers/alaune/ufologie-ovni-extraterrestres/dernieres-nouvellesde-mars/; 7 janvier 2011.

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On marchera sur Mars avalanches est totalement inattendue » raconte Candice Hansen, une scientifique du Jet Propulsion Laboratory. L’endroit où s’est produit ce glissement de terrain impressionnant sera réexaminé lors de chaque passage du satellite martien, afin de déterminer si ces avalanches se produisent seulement au début du printemps, ou si le phénomène se déclenche toute l’année. 6.2.10. Des panaches de Méthane sur Mars56 Des scientifiques du centre Goddard de la NASA affirment avoir découvert des panaches de méthane, s'estompant rapidement et à localiser de façon très précises ces sources. Sur Terre, le méthane est un gaz qui est produit principalement par l'activité biologique. Il va de soi que cette découverte est à confirmer. Un article doit être publié prochainement dans la revue Science, dès qu'il aura été validé par la revue américaine. Méthane La présence de méthane sur Mars rend perplexe la plupart des scientifiques parce que cet élément est lié à la vie (du moins sur Terre). Sa découverte n'est pas une surprise. Ce qui l'est ce sont ces fameuses sources tant recherchées depuis que des quantités dérisoires, environ 10 particules par million (PPM) dans l'atmosphère, ont été découvertes il y a quelques années sur Mars par Mars Express. Les conditions martiennes font que ce gaz ne peut pas subsister plus de 600 ans. Cela signifie que le méthane est produit d'une façon ou d'une autre et que cette source doit générer au moins 150 tonnes chaque année, quantité minimum pour que les instruments de Mars Express détectent ces 10 PPM dans l'atmosphère. Plusieurs hypothèses La présence de méthane peut s'expliquer par une activité volcanique ou hydro thermique. Sous la surface, il pourrait exister une activité chimique où le méthane serait le résultat de l'activité volcanique avec de l'eau et le basalte. Toutefois, aucune sonde en orbite autour de la planète Mars n'a jamais détecté le moindre signe de telles activités. Reste l'hypothèse la plus fascinante, celle de la présence d'une forme de vie, le méthane étant un marqueur biologique. Le méthane serait ainsi produit par des bactéries productrices de ce gaz. Enfin, il n'est pas exclu, mais cela nous apparaît peu probable que le méthane détecté proviendrait d'une comète qui serait écrasée il y a quelque centaines d'années. L'hypothèse de l'activité volcanique est corroborée par des observations qui montrent à l'évidence une activité récente de la sorte sur la planète. Des cônes volcaniques, certains de 600 m de hauteur ont également été découverts, ce qui semblerait indiquer qu'une activité volcanique récente, voire toujours existante. Ces volcans, en formation pousseraient vers le haut la glace. Toutefois, les scientifiques ne sont pas encore en mesure de le prouver. Il semble également y avoir activité volcanique récente dans les caldeiras - grands cratères provoqués par l'effondrement de la chambre de magma après une éruption volcanique. L'âge des caldeiras peut être mesuré en comptabilisant les cratères d'impacts à l'intérieur. Les observations de Mars ont montré que certaines caldeiras sont finalement bien plus jeune qu'initialement pensé et n'on pas plus de 100 à 150 millions d'années. Le plus surprenant, c'est que certaines semblent âgées de seulement quelques millions d'années, ce qui à l'échelle géologique est tout récent.

56 Flashesspace.com ; www.flashespace.com/html/nov08/07a_11_08.htm

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On marchera sur Mars 6.3. Hypothèse d’un astéroïde sur Mars, par Jean Etienne, Futura-Sciences Une collision cataclysmique de la planète Mars avec un astéroïde pourrait en avoir modelé la surface et provoqué la différence entre ses deux hémisphères telle que nous l’observons actuellement. Une équipe d’astronomes dirigée par Jeffrey Andrews-Hanna, du Massachusetts Institute of Technology (MIT), a retiré par traitement informatique tous les éléments de relief formant la région montagneuse de Tharsis, afin de tenter d’expliquer la transition brutale observée entre les différentes parties de la croûte martienne, mince d’un côté, épaisse de l’autre. Ce nettoyage virtuel a mis au jour les traces d’un immense cratère de 10.600 kilomètres de long sur 8.600 km de large, quatre fois plus grand que tout ce qui est connu dans notre Système solaire. Selon Andrews-Hanna, seule une collision avec un astéroïde ou une comète pourrait expliquer une telle dépression, ce qui correspond aussi à une des deux hypothèses émises jusqu’à présent pour expliquer pourquoi l’hémisphère nord est constitué de plaines présentant un relief faible, alors que le sud comporte une croûte plus épaisse et accidentée. Sur base de simulations en trois dimensions, une équipe dirigée par Margarita Marinova, du California Institute of Technology (Caltech) à Pasadena (Californie), a déterminé que l’objet devait mesurer entre 1.600 et 2.700 km de diamètre et être animé d’une vitesse relative de 6 à 10 km/seconde lors de l’impact, qui se serait effectué sous un angle de 30 à 60 degrés. Vue d’artiste de la collision entre Mars et un astéroïde. Crédit Nasa Trois équipes parviennent à la même conclusion Une autre confirmation de cette hypothèse est venue d’une troisième équipe, dirigée par Francis Nimmo (université de Californie à Santa Cruz), qui a simulé, toujours sur ordinateur et en 3D, le comportement de la surface martienne après un tel choc. Selon ses travaux, la collision entraînerait la formation d’un cratère correspondant à celui qui est observé, modifierait le champ magnétique, événement dont la planète conserve d’ailleurs des traces, et provoquerait la formation de plaines. D’autres bassins de la surface présentent un tel aspect elliptique, note Andrews-Hanna. Ainsi, une météorite aurait formé la vaste dépression, le bassin Borealis, et les énormes quantités de matière éjectées seraient retombées de l’autre côté de la planète, augmentant l’épaisseur de sa croûte. Steven Squyres, connu comme le directeur du programme MER des robots martiens Spirit et Opportunity, estime que ce faisceau d’indices ne démontre pas de façon irréfutable qu’une ou plusieurs météorites sont à l'origine de l’aspect actuel de Mars, mais qu’il s’agit d’une hypothèse raisonnable et d’un pas en avant significatif. Ces études paraissent en ce moment sous la forme de plusieurs articles dans la revue scientifique Nature.

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On marchera sur Mars 6.4. Evolution géologique de Mars

Argiles

Sulfat

Oxydes de fer anhydres

De gauche à droite : périodes géologiques terriennes et martiennes, et les minéraux identifiés sur Mars par l’instrument OMEGA à bord de la sonde européenne MarsExpress. L’étroite zone blanche des minéraux correspond à une activité volcanique de surface et à un changement climatique global.

A partir des données récoltées par les différentes sondes spatiales, trois périodes décrivent l’évolution géologique de Mars : a) Le Noachien pendant laquelle la majeure partie de la surface est acquise b) L’Hespérien pendant laquelle l’eau liquide coule à la surface de Mars c) L’Amazonien qui suit l’Hespérien jusqu’à la période actuelle

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On marchera sur Mars La seule méthode de datation est la technique de densité des cratères. L’étude minéralogique a montré qu’il y avait une corrélation entre les minéraux d’altération de la croûte martienne et les périodes géologiques. Les argiles ou phylosilicates sont présents sur les terrains très anciens du Noachien. Ils nécessitent des conditions d’hydratation importante, ce qui signifie que l’eau liquide était présente en abondance à cette période. Les sulfates sont présents sur les terrains de l’Hespérien. Leur formation en milieu acide semble indiquer une quantité d’eau beaucoup plus faible. Entre le Noachien et l’Hespérien, un changement climatique global s’est opéré, sans doute lié à la disparition de l’eau liquide à la surface de Mars. Enfin, l’Amazonien est caractérisé par la formation de minéraux en condition anhydre. Cette période est la plus longue de l’histoire de Mars, ce qui signifie que l’eau à sa surface a disparu depuis très longtemps. La comparaison des échelles de temps géologique pour Mars et la Terre semble indiquer que les conditions sur Mars auraient pu permettre la formation d’organisme seimples à la fin du Noachien. Des roches de cette période renferment peut-être des indices du passage d’une chimie prébiotique aux premiers organismes vivants. Après l’accrétion, la différentiation en un noyau et un manteau s’effectue rapidement (environ 50 millions d’années) d’après l’analyse des météorites martiennes57.

57 Planétologie, Sotin, Grasset, Tobie, page 268

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On marchera sur Mars 6.5. La structure interne de la Terre 6.5.1. Succession des couches L'intérieur de la Terre est constitué d'une succession de couches de propriétés physiques différentes: au centre, le noyau, qui forme 17% du volume terrestre et qui se divise en noyau interne solide et noyau externe liquide; puis, le manteau, qui constitue le gros du volume terrestre, 81%, et qui se divise en manteau inférieur solide et manteau supérieur principalement plastique, mais dont la partie tout à fait supérieure est solide; finalement, la croûte (ou écorce), qui compte pour moins de 2% en volume et qui est solide. Deux discontinuités importantes séparent croûte, manteau et noyau: la discontinuité de Mohorovicic (MOHO) qui marque un contraste de densité entre la croûte terrestre et le manteau, et la discontinuité de Gutenberg qui marque aussi un contraste important de densité entre le manteau et le noyau. Une troisième discontinuité sépare noyau interne et noyau externe, la discontinuité de Lehmann.

La couche plastique du manteau supérieur est appelée asthénosphère, alors qu'ensemble, les deux couches solides qui la surmontent, soit la couche solide de la partie supérieure du manteau supérieur et la croûte terrestre, forment la lithosphère. On reconnaît deux types de croûte terrestre: la croûte océanique, celle qui en gros se situe sous les océans, qui est formée de roches basaltiques de densité 3,2 et qu'on nomme aussi SIMA (silicium-magnésium); et la croûte continentale, celle qui se situe au niveau des continents, qui est plus épaisse à cause de sa plus faible densité (roches granitiques à intermédiaires de densité 2,7 à 3) et qu'on nomme SIAL (silicium-aluminium). La couverture sédimentaire est une mince pellicule de sédiments produits et redistribués à la surface de la croûte par les divers agents d'érosion (eau, vent, glace) et qui compte pour très peu en volume.

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On marchera sur Mars

L'intérieur de la Terre est donc constitué d'un certain nombre de couches superposées, qui se distinguent par leur état solide, liquide ou plastique, ainsi que par leur densité. Comment savons-nous cela? C'est par une sorte d'échographie de l'intérieur de la Terre qui a été établie à partir du comportement des ondes sismiques lors des tremblements de terre. Les sismologues Mohorovicic, Gutenberg et Lehmann ont réussi à déterminer l'état et la densité des couches par l'étude du comportement de ces ondes sismiques. La vitesse de propagation des ondes sismiques est fonction de l'état et de la densité de la matière. Certains types d'ondes se propagent autant dans les liquides, les solides et les gaz, alors que d'autres types ne se propagent que dans les solides. Lorsque qu'il se produit un tremblement de terre à la surface du globe, il y a émission d'ondes dans toutes les directions. Il existe deux grands domaines de propagations des ondes: les ondes de surface, celles qui se propagent à la surface du globe, dans la croûte terrestre, et qui causent tous ces dommages associés aux tremblements de terre, et les ondes de volume, celles qui se propagent à l'intérieur de la terre et qui peuvent être enregistrées en plusieurs points du globe. Chez les ondes de volume, on reconnaît deux grands types: les ondes de cisaillement ou ondes S, et les ondes de compression ou ondes P.

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On marchera sur Mars 6.5.2. Compensation de type Airy

L'hypothèse d'Airy indique que la croûte terrestre est une coque plus rigide flottant sur un substratum plus liquide de plus grande densité. Sir George Airy Biddell, un mathématicien et astronome anglais, suppose que la croûte a une densité uniforme. L'épaisseur de la couche dans la croûte n'est pas uniforme

Airy suggère que, les montagnes qui sont très lourdes, ne peuvent pas être supportées par l'écorce terrestre, et elles "flottent" sur une substance de forte densité selon le principe d'Archimède. Plus les montagnes sont élevées, plus leur racine est importante. Dans ce modèle et à une certaine profondeur, il existe une surface dite de compensation, où les pressions seront hydrostatiques. Les reliefs seront donc compensés par une racine crustale et les dépressions par une anti-racine. Compensation isostatique et flexure lithographique58 Une topographie positive se traduit par un excès de masse au-dessus du géoïde. La charge en surface induite par cette masse excédentaire doit être contebalancée au niveau de la lithosphère pour maintenir la lithographie. Un équilibre peut être atteint si des variations de densité en profondeur induisent une force opposée en vertu du principe d’Archimède, ou bien si la lithosphère a une rigidité suffisamment élevée pour empêcher sa déflexion. Si on néglige cette rigidité, la charge due à une chaîne de montagne entraîne une déflexion de la lithosphère vers le bas. Comme les roches crustales ont une densité inférieure à celle du manteau, cela entraîne la formation d’une racine crustale de faible densité qui compense la masse associée à la topographie du relief. On parle alors de compensation isostatique.(…) La profondeur à laquelle l’équilibre isostatique est atteint s’appelle la profondeur de compensation. Ce mode de compensation est décrit par le modèle d’Airy. Dans ce modèle, la masse volumique de la croute et celle du manteau sont considérées comme constantes. 58 Extrait de Planétologie, pages 182 et 183

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On marchera sur Mars On note Hc l’épaisseur moyenne de la croûte, à une altitude nulle par rapport au géoïde, h la topographie, b la racine crustale. D’où :

6.5.3. La Convection59 Origine du phénomène La convection existe à toutes les échelles : on peut l'observer dans sa casserole, dans une pièce, et... au niveau du manteau. Le principe reste le même pour ces trois exemples. L'air chaud a tendance à monter, tandis que l'air froid redescend. Cela est dû au fait que l'air chaud a une masse volumique plus faible que l'air froid (on peut vérifier simplement cette tendance à l'aide du modèle des gaz parfaits). Or le principe d'Archimède fait que les corps de plus faible masse volumique subissent une force verticale ascendante. Ainsi dans une pièce, l'air au dessus du radiateur monte, se refroidit dans sa montée et redescend de l'autre côté de la pièce, comme le montre le schéma ci-dessous. Description et expérience Ainsi, l'on peut effectuer une expérience de convection dans un laboratoire. Prenons une cuve avec un liquide ayant un gradient vertical 59 Océane Arboun et Laurent Guyon(http://perso.ens-lyon.fr/laurent.guyon/svt/main.htm#1d)

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On marchera sur Mars de température (i.e. une variation verticale de la température). Si la température est plus chaude au dessus, rien ne se passe : le liquide est stable. Si au contraire le liquide est chaud en dessous, le liquide ne se met en mouvement que lorsque le gradient est suffisamment important, c'est-à-dire lorsque la température inférieure est suffisamment importante par rapport à la température supérieure : c'est le phénomène de convection. On observe alors des cellules de convection dans lesquelles le liquide a globalement un mouvement circulaire. Le liquide chaud monte, se refroidit dans son ascension et "retombe" sur les bords de la cellule. Analyse On connaît déjà la présence d'un moteur : la poussée d'Archimède due au gradient de température. Puisqu'on observe une température critique (à partir de laquelle la convection s'amorce), on peut supposer qu'il existe plusieurs effets contraires. Les équations et l'expérience prouvent que coexistent deux sortes de freins: * Un frein dynamique : la viscosité du matériau considéré. * Un frein thermique : le coefficient de diffusion de la chaleur du matériau considéré. Pour caractériser la convection dans un matériau, on considère son nombre de Rayleigh. Celui-ci est une quantité proportionnelle au "moteur" (la poussée d'Archimède, elle même proportionnelle à la différence de température), et inversement proportionnelle aux "freins" (qui sont la viscosité et le coefficient de diffusion de la chaleur du matériau). Ainsi, un grand nombre de Rayleigh signifie une forte différence de température, ou/et une faible viscosité ou diffusion de la chaleur. La convection ne peut ainsi "démarrer" qu'à partir d'un certain nombre de Rayleigh critique, INDEPENDANT DU MATÉRIAU! Ce nombre est voisin de 1000. Deux matériaux complètement différents mais étant dans des situations dans lesquelles ils ont le même nombre de Rayleigh ont le même comportement vis-à-vis de la convection. On peut d'ailleurs décrire expérimentalement divers comportements de convection qui sont intimement liés au nombre de Rayleigh de l'expérience.

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On marchera sur Mars 6.7. Les scientifiques disent que Mars a un noyau de fer liquide60 (6 Mars 2003). Concept de cet artiste de l'intérieur de la planète Mars montre un noyau liquide chaud qui est à moitié le rayon de la planète. Le noyau est principalement constitué de fer avec des éléments plus légers possibles comme le soufre. Le manteau est le matériau sombre entre le noyau et la croûte mince. Site de l'Exploration de mars De nouvelles informations sur ce qui est à l'intérieur de Mars montrent que la planète rouge a un noyau de fer liquide fondu, confirmant que l'intérieur de la planète a des similitudes de terre et de Vénus. Les chercheurs au Jet Propulsion Laboratory de la NASA, Pasadena, en Californie, analyse de trois années de données de suivi de la sonde Mars Global Surveyor, a conclu que Mars n'a pas refroidi à un noyau de fer complètement solides, de la radio plutôt son intérieur est constitué d'un noyau de fer complètement liquide ou d'un noyau externe liquide avec un noyau interne solide. Leurs résultats sont publiés dans le numéro en ligne le 7 mars 2003 de la revue Science. « La terre a un noyau externe de fer liquide et solide noyau interne. Cela peut être le cas pour Mars ainsi, » dit le Dr Charles Yoder, un scientifique planétaire au JPL et principal auteur sur le papier. "Mars est influencée par l'attraction gravitationnelle du soleil. Cela provoque une vague de corps solide avec un renflement vers et loin du soleil (similaire au concept des marées sur terre). Cependant, pour Mars ce renflement est beaucoup plus petit, moins de 1 centimètre (0,4 pouces). En mesurant cette bosse au Mars champ de gravité, nous pouvons déterminer comment flexible Mars est. La taille de la marée mesurée est suffisamment grande pour indiquer le noyau de Mars ne peut pas être solide fer mais doit être au moins partiellement liquid". L'équipe a utilisé Doppler suivi d'un signal radio émis par la sonde de Global Surveyor afin de déterminer l'orbite précise de l'engin spatial autour de Mars. « Le renflement de la marée est une force très petite mais détectable sur l'engin spatial. Il provoque une dérive dans l'inclinaison de l'orbite de l'engin spatial autour de Mars du millième d'un degré de plus d'un mois, », a déclaré le Dr Alex Konopliv, un scientifique planétaire au JPL et coauteur sur le papier. Les chercheurs combinés, informations de Mars Pathfinder sur la précession de Mars avec la détection de marée de Global Surveyor à tirer des conclusions sur la base de Mars, selon m. Bill Folkner de JPL, un autre co-auteur du livre. La précession est ralentie du pôle spin de Mars lorsqu'il se déplace le long d'un cône dans l'espace (semblable à une toupie). Mars, qui prend 170 000 ans pour compléter une révolution. Le taux de précession indique combien la masse de la planète Mars est concentrée vers le Centre. Un rythme plus rapide de la précession indique une plus grande core dense, comparé à un rythme plus lent de la précession. En plus de la détection d'un noyau liquide pour Mars, les résultats indiquent la taille du noyau est de moitié la taille de la planète, comme c'est le cas pour la terre et Vénus, et que le noyau a une fraction significant d'un élément plus léger comme le soufre.

60 Jet Propulsion Laboratory : Contacts: Mary Hardin (818) 354-0344, 2003-032

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On marchera sur Mars En plus de mesurer la marée de Mars, Global Surveyor a été en mesure d'estimer la quantité de glace sublimé, changé directement dans un état gazeux, un pôle dans l'atmosphère et accrétion puis sur le pôle opposé. « Nos résultats indiquent que les changements de masse de la calotte sud de dioxyde de carbone sont plus grande que la calotte glaciaire du Nord, qui s'accorde bien avec les prédictions de l'atmosphère globale des modèles de Mars, de 30 à 40 % », a déclaré Yoder. Le montant du changement de masse total dépend des hypothèses sur la forme de la portion sublimée de la PAC. L'échange de masse plus important se produit si nous supposons que le changement de cap est uniforme ou plat sur la PAC ensemble, tandis que l'échange de masse plus faible correspond à un changement de cap de forme conique. Cette hypothèse est loin de faire l’unanimité Mars a probablement un noyau composé de fer, de nickel et de soufre. La densité de Mars donne une indication de la taille du noyau. À la différence du noyau de la terre, qui est partiellement fondu (fondus), au cœur de la planète Mars est probablement solide. Les scientifiques soupçonnent que le noyau est solide parce que Mars n'a pas un champ magnétique significatif. Un champ magnétique est une influence qu'un objet magnétique crée dans la région autour de lui. Le mouvement dans le noyau en fusion d'une planète rend le cœur un objet magnétique. Le mouvement se produit en raison de la rotation de la planète. Les données de la sonde Mars Global Surveyor montrent que certaines des roches plus anciennes de la planète Mars forment en présence d'un champ magnétique intense. Ainsi, dans un passé lointain, Mars peut avoir eu un intérieur plus chaud et un noyau en fusion. Mais il y a quelque chose d'excitant : le Mars rover Spirit, prendra des mesures pour déterminer si le cœur de la planète Mars est solide ou liquide ! Comme celui de la Terre, le noyau de Mars contiendrait surtout du fer et une fraction d'autres éléments. En mimant par des expériences à haute pression les conditions régnant dans le coeur de Mars, Andrex Stewart et ses collègues en Suisse et aux PaysBas montrent qu'il doit être liquide et qu'il est peu probable qu'il se mette à cristalliser directement comme c'est le cas pour le centre de la Terre. Le refroidissement de la planète devrait plutôt entraîner un processus de formation du noyau soit en 'chute de neige' dans lequel des morceaux enrichis en fer se forment en périphérie du noyau puis y descendent au centre, soit 'à sulfure de fer' dans lequel une partie en sulfure de fer cristallise pour donner une graine solide au noyau. L'intérieur de Mars est uniquement connu grâce aux déductions faites à partir de la surface de Mars et des statistiques principales de la planète. Le scénario le plus probable est que Mars possède un noyau dense d'environ 1700 km de rayon recouvert par un manteau de roches en fusion légèrement plus dense que le manteau terrestre ainsi qu'une fine croûte. L'absence de champ magnétique indique que le noyau de Mars est probablement solide. De plus, la relative basse densité de Mars comparée à celle des autres planètes terrestres indique que son noyau contient sans doute une fraction relativement importante de soufre en plus du fer. Pour Mars, voici un autre extrait: «Les observations suggèrent que Mars est pourvue d'un noyau très riche en fer d'environ 1 700 km de diamètre. Le fait que Mars a une densité plus faible que les autres planètes terrestres laisse supposer que ce noyau contient aussi du soufre [...] Le noyau est entouré d'un manteau de roches en fusion. Ce manteau est un peu plus dense et peut-être trois fois plus riche en oxyde de fer que le manteau terrestre, et il est lui-même recouvert d'une mince croûte.» 61

61 L'encyclopédie de l'Univers: du système solaire au ciel profond, collection Les encyclopédies du naturaliste , édition Delachaux et Niestlé, 192 pages.

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On marchera sur Mars 6.8. La théorie sur la tectonique des plaques 62 La tectonique des plaques est une théorie scientifique planétaire unificatrice qui propose que les déformations de la lithosphère sont reliées aux forces internes de la terre et que ces déformations se traduisent par le découpage de la lithosphère en un certain nombre de plaques rigides qui bougent les unes par rapport aux autres en glissant sur l'asthénosphère.

Ces mouvements définissent trois types de frontières entre les plaques: 1) les frontières divergentes, là où les plaques s'éloignent les unes des autres et où il y a production de nouvelle croûte océanique; ici, entre les plaques A et B, et D et E; 2) les frontières convergentes, là où les plaques entrent en collision, conséquence de la divergence; ici, entre les plaques B et C, et D et C; 3) les frontières transformantes, lorsque les plaques glissent latéralement les unes contre les autres le long de failles; ce type de limites permet d'accommoder des différences de vitesses dans le déplacement de plaques les unes par rapport aux autres, comme ici entre A et E, et entre B et D, ou même des inversions du sens du déplacement, comme ici entre les plaques B et E.

62 (http://www2.ggl.ulaval.ca/personnel/bourque/s1/tectonique.pl.html)

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On marchera sur Mars 6.9. Structure interne de Mars63 6.9.1. Le champ magnétique et le noyau de la planète Mars64 Il est parfois difficile d'établir les caractéristiques du noyau. Certaines d'entre elles n'en ont peut-être pas, soit parce que leur intérieur est entièrement solide (la Lune, par exemple), soit parce que leur intérieur est entièrement liquide (c'est sans doute le cas de certaines planètes géantes gazeuses comme Jupiter). Mais les certitudes sont un peu difficiles à obtenir en dehors de la Terre et de la Lune, la meilleure approche pour s'en assurer restant la méthode sismique (détectant les déformations d'ondes de choc sismique au passage au travers du noyau). L'étude du champ magnétique peut cependant fournir des indices intéressants. Selon les théories les plus communément admises, le champ magnétique terrestre est dû aux courants électriques qui parcourent le noyau externe (formé de métaux en fusion) circulant autour d'un noyau interne en fer solide, le mouvement de rotation provoquant un effet dynamo. Au contraire, à la surface de Mars, on n'observe qu'un champ magnétique fossile. Il semble indiquer que son noyau pourrait être totalement solidifié, mais que cette planète a possédé dans le passé un noyau fluide. La carte de la rémanence magnétique de Mars est très contrastée. Dans la zone sud pourtant aimantée, il n'y a plus de trace autour des deux cratères géants Hellas et Argyre. Les géophysiciens Pierre Rochette, du CEREGE 1 (CNRS et Université d'Aix Marseille 3) et Lon Hood de l'Université d'Arizona aux Etats-Unis, en association avec les physiciens Gérard Fillion et Rafik Ballou du Laboratoire CNRS Louis Néel et Bachir Ouladdiaf de l'Institut Laue-Langevin à Grenoble, expliquent cette particularité dans la revue EOS de décembre 2003. Lors de l'impact créant Argyre et Hellas, les minéraux soumis à de fortes pressions ont connu un phénomène physique de transition de phase qui leur a fait perdre leur magnétisme. Il y a quatre milliards d'années existait sur Mars un champ magnétique probablement similaire à celui de la Terre. Aujourd'hui, il n'en reste qu'une trace fossile. Les roches, grâce à des minéraux (magnétite entre autres) dotés de propriétés magnétiques, ont emprisonné en leur sein le champ magnétique qui prévalait à l'époque de leur formation. L'exploration récente du Système solaire a révélé la présence d'une structure cristalline magnétique complexe sur Mars. La carte, établie en 1997 d'après les mesures de la sonde américaine Mars Global Surveyor, montre que les champs magnétiques fossiles sont localisés dans certaines régions de la croûte martienne et sont très contrastés Ainsi, il existe une forte aimantation de la croûte martienne sud. Dans ce même hémisphère, une zone non aimantée entoure les deux bassins de l'Argyre et du Hellas, deux cratères d'impact géant. La dichotomie Nord-Sud du magnétisme peut être interprétée par l'arrêt de la dynamo martienne avant la formation de la jeune croûte (qui est aussi la plus fine) au Nord, comme l'illustre le dôme du Tharsis. D'autre part, il n'y a pas de différence apparente dans la plus vieille croûte, sur les terres profondément cratérisées du Noachian (il y a 4 milliards d'années) au Sud, entre la croûte magnétisée et celle qui ne lest pas. Est-ce en raison de l'influence de la proximité des bassins géants d'impact Hellas et Argyre, si ces impacts sont intervenus après l'arrêt de la dynamo? Dans ce cas, quel mécanisme peut démagnétiser la croûte à des distances de plusieurs rayons des cratères? Ce mécanisme ne peut être thermique, car le réchauffement induit par l'impact est trop limité à une telle distance ; il doit être lié à la pression. L’image suivante de l'altimètre laser MOLA du bassin d'impact Argyre montre la nature dégradée de cet ancien bassin. Les nuances du relief montre le chemin qui mène vers la plaine du nord, et qui semble être une voie d'écoulement d'anciennes inondations. En haut et à gauche nous devinons la sortie de Valles Marineris. L'image a été produite en combinant les données altimétriques de Mola avec les images des Orbiter Viking (Image Credit: MOLA Science Team and G. Shirah, NASA GSFC Scientific Visualization Studio). L'image a fait la couverture de Nature du 12 juillet 2001.

63 Labrot, 30 avril 2005 64 Carr, M.H., and J.B. Garvin, Mars exploration Nature, 412, 250-253, 2001. Jakosky, B.M., and R.J. Phillips, Mars' volatile and climate history, Nature, 412, 237-244, 2001. Zuber, M.T., The crust and mantle of Mars, Nature, 412, 220-227, 2001

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6.9.2. Pas de tectonique des plaques et subduction dans le manteau de Mars65 On peut noter qu'il y a un autre effet qui limite les mouvements de convection dans le noyau de Mars et, partant, participe à l'absence de champ magnétique actif : l'absence de tectonique des plaques et de subduction dans le manteau. En effet, la subduction (sur Terre) refroidit le manteau et participe à sa convection. Le gradient thermique du manteau est ainsi maintenu assez élevé, qui permet le refroidissement du noyau externe entretenant son gradient thermique et la cristallisation du noyau interne donc de sa démixtion chimique. Ces phénomènes entretiennent les mouvements de convection du noyau externe terrestre produisant le champ magnétique. Sur Mars, la croûte externe est sans doute épaisse et sans subduction, « isolant » d'autant mieux le manteau martien, qui aurait donc une température plus élevée (et uniforme) que la taille réduite de la planète pourrait le laisser penser. De plus, la gravité martienne relativement faible, limite d'autant les mouvements de convection. Le noyau martien a dû se refroidir rapidement au début, puis bien plus lentement, limitant les mouvements de convection dans le noyau liquide résiduel ? La structure interne de Mars est mal connue et les mesures permettant de l'étudier sans ambiguïté (comme les mesures sismiques) sont encore en très petit nombre actuellement. D'après les derniers résultats de Global Surveyor, le faible champ magnétique de Mars ne serait plus qu'un champ magnétique rémanent (fossile). Le noyau est sans doute solide et Mars n'est donc plus une planète active au point de vue du magnétisme. Cette sonde a également fourni dernièrement des résultats très intéressants sur la structure interne de Mars. Nous avons effectivement peu d'informations sur l'activité sismique de Mars. A la suite de la rupture d'un câble électrique (ou d'un problème de connecteur), le sismomètre de l'atterrisseur Viking 1 n'a pas pu être mis en marche. Quant au sismomètre de l'atterrisseur Viking 2, il n'enregistra qu'un seul tremblement valable sur 2100 heures de fonctionnement. 65 Carr, M.H., and J.B. Garvin, Mars exploration Nature, 412, 250-253, 2001. Jakosky, B.M., and R.J. Phillips, Mars' volatile and climate history, Nature, 412, 237-244, 2001. Zuber, M.T., The crust and mantle of Mars, Nature, 412, 220-227, 2001

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On marchera sur Mars Le sismomètre était effectivement bien trop sensible au vent. Monté sur la plate-forme de l'atterrisseur dont la portance était importante, il était soumis à de nombreux mouvements, lorsque le vent soufflait trop fort. Et quand la vitesse du vent tombait en dessous de quelques mètres/seconde, il n'enregistrait plus rien, à cause d'une sensibilité trop faible. L'instrument était également inutilisable pendant les activités de l'atterrisseur, à cause des signaux parasites (déplacement du bras mécanique par exemple). L'idéal aurait été de placer le sismomètre directement sur le sol martien. Quoi qu'il en soit, notre connaissance de l'activité sismique est presque nulle et il faudra attendre les prochaines missions spatiales (dont le projet NetLander) pour en savoir plus. Il est possible que les séismes martiens soient des phénomènes rares, mais le refroidissement de la lithosphère martienne (refroidissement thermoélastique) doit quand même être important et générer une activité sismique conséquente. Il nous reste des rares mesures de composition, des paramètres généraux (tel que la densité, le moment d'inertie, l'écrasement de la planète - le rayon polaire est 18 km plus petit que le rayon équatorial - et la vitesse de rotation) ainsi que des cartes géologiques. La densité moyenne de Mars est nettement inférieure à la Terre. Mars doit contenir moins de fer que le globe terrestre (25 % contre 33 %), bien que l'on observe une forte concentration de ce fer en surface. Le moment d'inertie global de la planète Mars est de 0,365 (le moment d'inertie est une quantité qui représente la répartition des masses par rapport à un axe de rotation). C'est le moment d'un corps présentant une forte densité centrale. Mars pourrait donc posséder un noyau métallique d'un rayon de 1300 à 2000 km (contenant du fer et du sulfure de fer), un manteau d'une épaisseur de 1100 à 1800 km (contenant de l'olivine et des oxydes de fer) et une croûte d'une épaisseur de 40 à 50 km d'épaisseur (soit 200 km pour la lithosphère, constituée de la croûte et d'une partie du manteau supérieur). La croûte de Mars est trois fois plus épaisse que celle de la Terre, ce qui doit empêcher toute activité tectonique. Le dépouillement des informations obtenues par la sonde Pathfinder devrait permettre de percer les secrets de la structure interne de Mars.

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On marchera sur Mars 6.10. Le Nombre de Rayleigh66 Les équations utilisées pour décrire le phénomène de convection sont celles de la mécanique des fluides, notamment les équations de conservation de la masse (en supposant le fluide incompressible), de la chaleur et de Navier-Stokes. La résolution des équations fait ressortir alors de façon assez naturelle le nombre de Rayleigh qui s'écrit:

Le cas de notre planète Pour la Terre, le nombre de Rayleigh précédemment défini vaut 10^8 (soit 100 millions). Il est donc bien supérieur au nombre de Rayleigh critique qui est proche de 1 000. Donc, le manteau terrestre solide convecte comme l'air dans une pièce chauffée. La manifestation la plus visible de ce phénomène sous-jacent est la tectonique des plaques même si aucune théorie n'arrive à ce jour à relier clairement ces deux mécanismes. La convection peut concerner tout astre même la Lune mais le calcul du nombre de Rayleigh pour celle-ci donne une valeur de 1700. Cette valeur est trop proche de la valeur critique pour pouvoir conclure à coup sûr: la Lune peut aussi bien convecter comme la Terre mais très faiblement ou rester inanimée...mais tout objet stellaire, planète, satellite ou silicate de taille inférieure à celle de notre satellite ne convecte pas. Un apport de chaleur est nécessaire au phénomène de convection (c'est le moteur vu précédemment). D'où vient cette chaleur dans le cas de la Terre? Les caractéristiques de la convection terrestre L'apport de chaleur qui est nécessaire à l'établissement d'un régime convectif terrestre provient des réactions thermonucléaires qui ont lieu dans le manteau. Ces réactions concernent principalement les éléments de très longue période comme l'uranium 235 et 238, le thorium 232 ou le potassium 40 contenus dans les silicates. La quantité de chaleur fournie par ces réactions est de l'ordre de 20 TW (i.e. 10^12 Watts) soit, lorsque ce nombre est ramené à une échelle humaine, quelques Watts par habitant : la Terre, seule, ne peut se chauffer...Ce chauffage est volumique et non surfacique comme lors des expériences qui ont été faites sur la convection en laboratoire (par exemple, la fameuse expérience de Rayleigh-Bénard).

66 Océane Arboun et Laurent Guyon(http://perso.ens-lyon.fr/laurent.guyon/svt/main.htm#1d)

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On marchera sur Mars 6.11. Le processus de fractionnement des magmas67 6.11.1. Qu’est-ce qu’un magma ?68 Un Magma est de la roche fondue produite par la source d’un volcan ou sous une surface de la Terre. Une fois que ce magma atteint la surface, à l’air libre, il est nommé Lave. Cette roche en fusion est une forme de "soupe chaude" plus ou moins pâteuse (d’environs 550°C à 1200°C), constituée de liquide + gaz dissout + bribes de structures cristallines. En particulier, les magmas silicatés sont constitués d'un liquide formé de chaines non organisées géométriquement de tétraèdres SiO4 et AlO4 et d'octaèdres AlO6. Par refroidissement cette, roche en fusion va se solidifier (progressivement ou rapidement) en surface (roches volcaniques) ou en profondeur (roches plutoniques) ou par effet de trempe (un verre volcanique). En fonction de leur composition chimiques on différencie deux sortes de magma : ceux saturé et riches en silice (magma granitique) et ceux qui sont sous-saturés et pauvres en silice (magma basaltique). On peut également faire une distinction entre les magmas silicatés (qui produiront par refroidissement des roches constituées de silicates) et les magmas non-silicatés (qui produiront des roches très pauvres ou totalement dépourvu de silicates, comme les magmas carbonatiques qui donnent des roches riches en carbonates). Les magmas qui alimentent les volcans proviennent généralement de sources plus ou moins profondes dans le manteau terrestre. Ces magmas sont en général produits par la fusion partielle d'une zone du manteau terrestre sous-jacent, qui est liée à des lois physiques, dépendantes du contexte géodynamique et déterminant la composition chimique. Cette roche en fusion sous haute pression vas par le biais de différents mécanismes physico-chimiques, remonter vers la surface, stagner et s’accumuler formant le réservoir du volcan, un volume de magma qu’on nomme la chambre magmatique. Depuis cette source de la chambre magmatique, le magma pourra remonter vers la surface et être éjecté par une éruption volcanique. Cette roche en fusion qui contenait des gaz dissout en profondeur a donc, lors de sa remontée vers la surface, atteint des pressions plus faibles comme celle de l’atmosphère (en surface) et, par décompression les gaz et volatiles se sont dissociés (plus ou moins rapidement) de la masse de roche liquide : on parle de dégazage du magma. A ce stade, à la surface, ce magma qui est en cours de dégazage est appelé LAVE. Par exemple, lorsque vous observez une coulée de roche liquide rouge vomis par un volcan (une coulée de lave) 6.11.2. Processus de différenciation magmatique Deux types de diagrammes de phases suffisent à illustrer clairement le fractionnement des magmas (Fig. 35), dans l’espace de la composition représentée par 2 constituants A et B en fonction de la température T°. Aux hautes T° considérées, le système magmatique est généralement entièrement liquide (monophasé) quelle que soit la concentration, et aux basses T° considérées, le système est entièrement solide; il peut alors être polyphasé si les constituants A et B représentent des corps purs non miscibles, ou monophasé si les corps représentés par A et B sont miscibles en toutes proportions (solutions solides). Entre ces deux états, initial et final, ces diagrammes nous montrent les domaines des compositions possibles pour le liquide et pour le solide. Ces domaines sont limités chacun par une courbe, lieu des points où la composition est fixée par la température. Ces deux courbes sont : 1 - le liquidus, qui limite vers les basses températures le domaine des compositions possibles à l’état liquide; 67http://www.emse.fr/~bouchardon/enseignement/processus-naturels/up1/web/la-terre-estronde/terre-ronde-geodynamique-0405-geosphere-croute.htm 68 Voir glossaire du site Internet Volcano Discovery

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On marchera sur Mars 2 - le solidus, qui limite vers les hautes températures le domaine des compositions possibles à l’état solide. Fig35 : Diagrammes de phases X vs. T° : a) corps purs A & B

b) solution solide complète A - B

Ces deux courbes sont toujours disjointes, sauf aux points d’abscisse A et B qui illustrent la cristallisation des corps purs représentés par A et B, et éventuellement en un point singulier de composition A/B défini, eutectique ou extremum. L’espace situé entre liquidus et solidus est donc un espace de composition impossible, tant pour le liquide que pour le solide. Cristallisation fractionnée69 La cristallisation fractionnée est la cristallisation progressive d'un magma due à des changements de conditions physico-chimiques. Ces changements de conditions physicochimiques sont en général une baisse de pression et de température dues à la montée du magma au travers de la croûte terrestre, ou une augmentation de pression due à l'affrontement de plusieurs plaques tectoniques. Prenons comme exemple la cristallisation d'un magma qui refroidit dans une chambre magmatique. Les premiers minéraux à cristalliser sur le bord de la chambre seront évidemment les minéraux de haute température, olivine d'abord, pyroxènes et amphiboles ensuite. une roche ignée mafique, un gabbro par exemple. Le liquide résiduel sera donc appauvri en ces minéraux; on aura donc un magma de composition différente de sa composition initiale. Ce magma aura une composition disons intermédiaire. Si ce magma est introduit dans une chambre secondaire et qu'il poursuit son refroidissement, les premiers minéraux à cristalliser seront les amphiboles, les biotites, le quartz et certains feldspaths plagioclases, ce qui produira une roche ignée intermédiaire, une diorite par exemple. Si ce magma fait son chemin jusqu'à la surface, on aura des laves andésitiques. Ainsi, à partir d'un magma de composition donnée, on peut obtenir plus d'un type de roche ignée.

69 Wikipedia

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On marchera sur Mars Et le Professeur Poty nous apprend, dans son cours de géologie: Un magma ne commence à cristalliser qu’à une température nettement inférieure aux points de fusion de chacun de ses constituants. Par conséquent, si au cours de la cristallisation, les cristaux déjà formés sont séparés du liquide restant (liquide résiduel), généralement par sédimentation dans le fond de la chambre magmatique en raison de leur grande densité, ils formeront une roche dont la composition ne correspondra pas à la composition du magma d’origine. Le liquide résiduel peut quant à lui migrer vers une nouvelle chambre magmatique ou être extrudé, et être recristallisé selon les processus physico-chimiques du nouveau magma qu’il constitue. Ainsi un même magma initial pourra engendrer une série de roches magmatiques de compositions différentes. Ce processus de différentiation magmatique implique un refroidissement lent. Au cours de la cristallisation, les minéraux apparaissent schématiquement dans l’ordre suivant : Olivine

Pyroxènes

Amphiboles

Biotite Feldspath K - Quartz

Plagioclases Ca

Plagioclases Na

Augmentation de la température de cristallisation Par conséquent, l’évolution chimique du liquide résiduel le conduit à être de plus en plus acide, ce qui se marquera aussi dans l’évolution des minéraux formés.

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On marchera sur Mars 6.11.3. Diagrammes de cristallisation Albite-Anorthite et Albite-Quartz A) Minéraux miscibles à toutes températures Un mélange est dit homogène lorsque ses constituants sont miscibles aussi bien à l'état liquide qu'à l'état solide formant alors des solutions liquides ou solides. Ceci est possibles car les minéraux ont une structure cristalline proche, il peut donc y avoir formation de minéraux par substitution d'ions sans changement de structure. Un exemple sur la série isomorphe des Feldspaths Plagioclases. Ces échanges sont possibles car les rayons ioniques des éléments mis en jeux ne diffèrent pas de plus de 15 %. Cette réaction dite continue nécessite un refroidissement lent afin de permettre les échanges d'ions. On obtient alors des édifices type pluton granitique, où l'on passe de 900°C à 300°C en 100 000ans ! Si le refroidissement est trop rapide, le rééquilibrage des ions n'aura pas le temps de se faire dans les conditions normales, on obtient alors des cristaux zonés avec des couches concentriques dans lesquels le minéral le moins fusible se trouve au milieu.

B) Minéraux non miscibles On a alors un mélange hétérogène, soit parce que les minéraux ne cristallisent pas dans le même système cristallin, soit parce que les ions diffèrent de plus de 15 % ce qui les rend incompatibles. Exemple: Quartz et Albite (Feldspath plagioclase, pôle Na) La température de fusion du Quartz est de 1 330°C. Celle de l'albite est de 845°C. Un mélange M comme précédent refroidit, il atteint le liquidus du quartz en formant du quartz pur, appauvrissant ainsi la phase solide en silice qui va migrer vers un pôle albite

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On marchera sur Mars (Na). Il existe un point où les 3 phases du système coexistent : c'est le point eutectique. A ce point, l'albite cristallise en même temps que le quartz jusqu'à épuisement du liquide.

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On marchera sur Mars 6.11.4. Classification des silicates

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On marchera sur Mars

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On marchera sur Mars 6.12. L’explication des affleurements grâce à Mars Global Surveyor. Résumé du rapport de la revue Science du 8 décembre 200070, Les affleurements rocheux géologiques stratifiés, pourraient être composés de roches sédimentaires datant du début de l'histoire de Mars, il y a entre 3,5 et 4,3 milliards d'années. Les images de ces affleurements rocheux de Mars Global Surveyor, semblent indiquer que certaines parties de la planète Mars aient pu ressembler à une étendue de lacs. Si la vie a existé sur Mars au cours de cette période, les chercheurs pensent que les fossiles de cette vie passée peuvent avoir été pris en sandwich entre les couches de roches sédimentaires, tout comme cela s'est produit sur la Terre. Les affleurements rocheux martiens semblent être formés de couches horizontales typiques de la roche sédimentaire. Ils sont situés à l'intérieur de cratères, entre des cratères et à l'intérieur de gouffres, expliquent Michael C. Malin et Kenneth S. Edgett de Malin Space Science Systems à San Diego, en Californie. Trois principaux types d'affleurements à partir des images captées par la caméra : a) des blocs rocheux stratifiés, b) des blocs rocheux massifs c) des blocs rocheux minces en forme de dalles. Bien que les sédiments aient pu être déposés de plusieurs façons, notamment par le vent, l'eau, l'activité volcanique et même l'impact cosmique, la prévalence des affleurements sédimentaires déposés à l'intérieur de zones de type synclinal impliquent l'action de l'eau, peut-être sous forme de lacs qui se sont formés à l'intérieur de cratères et de gouffres, affirment Malin et Edgett. "Certaines images des affleurements captés par la caméra révèlent plusieurs centaines de couches d'une épaisseur identique, ce qui n'aurait jamais été possible sans la présence d'eau ", explique Malin. Les blocs sédimentaires ne présentent aucun signe indiquant des dépôts apportés par le vent et les chercheurs ont conclu que les éruptions volcaniques explosives et les cratères d'impact n'auraient probablement pas pu produire suffisamment de sédiments pour créer les affleurements rocheux à grande échelle dispersés sur une vaste étendue géographique de la surface martienne. Bien que Malin et Edgett montrent une préférence pour l'eau comme explication à la sédimentation observée, ils offrent également un modèle alternatif impliquant des variations dans la pression atmosphérique au début de l'histoire de Mars. Une pression atmosphérique élevée, causée par des fluctuations dans la quantité d'anhydride carbonique solide à la surface de la planète, pourrait avoir permis à l'atmosphère de transporter de plus grandes quantités des poussières produites lors de la formation des cratères d'impact. Selon Malin, l'histoire de la géologie martienne ressemble à un puzzle ou à un jeu de patience. "Au centre du puzzle, nous trouvons des roches stratifiées, supposant un environnement probablement très dynamique. Et de chaque côté de ce puzzle très développé, il n'y a que des inconnues". Quoi qu'il en soit, les roches sédimentaires de Mars suggèrent des débuts mouvementés pour la planète Mars. "Ceci complique le puzzle que représente Mars et rend cette planète encore plus fascinante. Ces relevés vont nous donner de précieux renseignements sur les débuts de Mars, et peut-être même sur ceux de la Terre, puisqu'il existe peu de roches sur notre propre planète issues de cette période de l'Histoire", déclare Edgett.

70 Article de Malin et Edgett dans Science

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On marchera sur Mars 6.13. Changement de sens du champ magnétique71

Un mécanisme analogue à celui qui a donné naissance à la peau de zèbre des océans terrestres a du avoir lieu sur Mars. Ici, l'image montre une montée de magma qui arrive en surface, se solidifie (formant ainsi la croûte martienne) et enregistre le champ magnétique actuel ainsi que son orientation (bleu). Le pole magnétique pointe alors vers le pôle sud géographique de Mars (Crédit photo : droits réservés).

Le champ magnétique martien a fini par s'inverser. Effectivement, de manière périodique et aléatoire, la dynamo martienne change de régime et le champ magnétique global s'inverse brusquement. Maintenant, le pôle nord magnétique pointe vers le pôle sud géographique de Mars. Le magma qui se solidifie enregistre sa nouvelle orientation. Notez l'alternance des bandes qui se constituent sur la jeune croûte martienne et la symétrie qui existe de part et d'autre de la zone d'émergence du magma. La structure imprimée sur la croûte martienne rappelle une peau de zèbre ou un code-barre (Crédit photo : droits réservés). L’explication du magnétisme de la planète alors que la dynamo magnétique est éteinte La mission Mars Global Surveyor a permis de prospecter la surface de Mars, et a étudié l'atmosphère et la structure interne de la planète. Elle nous a renvoyé plus de données sur Mars que toutes les autres missions réunies, conclut la NASA. Les résultats du magnétomètre, emporté dans l’orbiteur, montrent que le champ magnétique martien n'est pas globalement généré par le noyau de la planète mais par des zones localisées dans la croûte. Le noyau produit par sa rotation un champ magnétique qui protége la surface de la planète des rayons cosmiques néfastes au développement de la vie. Et aussi des vents solaires en ce qui concerne les planètes qui gravitent autour de lui. Grâce à la mission Mars Global Surveyor, on suspecte Mars d'avoir connu dans sa jeunesse un champ magnétique global, similaire à celui de la Terre. Mais ce champ n'existe plus aujourd'hui, car la dynamo martienne s'est éteinte. Pourtant, la planète rouge présente encore une activité magnétique. Certaines régions sont encore magnétisées et conservent un champ local fossile, vestige de l'ancien champ magnétique global. On parlera de champ magnétique rémanent. Cela signifie qu’une roche en cours de transformation peut acquérir une aimantation si les minéraux qui se forment au cours de la transformation peuvent enregistrer un champ 71 http://www.nirgal.net/mars_science_mf2.html Labrot © 1997-2001

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On marchera sur Mars magnétique. Un exemple de telle réaction est l’altération des matériaux de la lithosphère terrestre (croûte ou manteau) par l’eau. Cette réaction connue sous le nom de serpentinisation produit de la magnétite qui va enregistrer un champ magnétique. Par exemple, la réaction de l’enstatite (un pyroxène qui existe aussi bien dans la croute que dans le manteau) : 15 (Mg0,8 ;Fe0,2)SiO3 + 9 H2O Enstatite

+ eau

2 Mg6Si4O10(OH)8 + Fe3O4 + 7 SiO2 + H2 chrysotile

+ magnetite + quartz + hydrogène

Le quartz formé réagit avec l’olivine si celle-ci est présente ; quant à l’hydrogène, il peut réagir avec le carbone présent dans la croûte pour former du méthane ou du CO 2 en phase liquide pour former du méthane suivant la réaction de Fisher-Tropsch CO2 + 4H2

CH4 + 2 H2O

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On marchera sur Mars 6.14. Représentation schématique de l'expansion des fonds océaniques (sea floor spreading) et la tectonique des plaques72

Au niveau des dorsales océaniques a lieu une montée de magma qui finit par se solidifier (pour donner des basaltes) en atteignant le fond océanique. Ces basaltes vont venir s'insérer entre les basaltes existant, contribuant ainsi à augmenter la surface du plancher océanique. Le fond des océans est donc en expansion, et ce des deux cotés de la dorsale. Quand la colonne de basalte se solidifie, elle enregistre le champ magnétique existant (grâce à certains oxydes métalliques comme les cristaux de magnétite). La montée de magma continue, et une autre colonne vient se mettre en place. Si le champ magnétique s'est inversé entre temps, le basalte fraîchement solidifié aura enregistré un champ magnétique dont l'orientation sera inversée par rapport à la colonne précédente. Ainsi, sur des millions d'années, d'un point de vue magnétique, le plancher océanique finit par ressembler à une véritable peau de zèbre, avec ses bandes noires et blanches. Notez ici que l'alternance des bandes de la peau de zèbre est parfaitement symétrique de part et d'autre de la dorsale. Cette particularité a constitué une preuve déterminante en faveur de l'expansion des fonds océaniques et de la tectonique des plaques. Le plancher océanique contient ainsi un enregistrement des inversions du champ magnétique terrestre sur quelques centaines de millions d'années (il n'est jamais plus vieux que 180 millions d'années, car il finit toujours par disparaître dans les zones de subduction). On peut aussi se servir de l'échelle des inversions pour déterminer la date d'une formation rocheuse. Il suffit de retrouver dans les roches une séquence d'inversion que l'on peut rattacher sans équivoque à une partie de l'échelle paléomagnétique (Crédit photo : droits réservés). La découverte de la structure en peau de zèbre constitue l'un des quatre grands développements qui ont conduit à la reconnaissance mondiale du concept de tectonique : Voici, en résumé, ces quatre points :  Le fond des océans est très jeune par rapport à l'âge des continents et il est loin d'être plat et sans relief. On a d'abord pensé que le fond des océans devait être recouvert d'une couche très épaisse de sédiments, car ceux ci devaient s'être accumulés depuis des milliards d'années. Hors il n'en est rien, et la croûte océanique n'est recouverte que d'une fine couche de sédiments. Ensuite, les premières tentatives pour étudier le fond océanique ont commencé à montrer qu'il n'était pas si plat que ca. Les mesures bathymétriques, puis celles utilisant le sonar, indiquent que le fond des océans est parcouru par une chaîne de montagnes sous marines aux proportions impressionnantes : ce sont les dorsales. Cette chaîne mesure 50 000 km de long pour plus de 800 km de large. Son altitude moyenne est de 4500 mètres au dessus du plancher océanique. Elle parcourt la totalité du globe terrestre et n'a de cesse de zigzaguer entre les continents. Elle est peut être invisible depuis le sol, masqué par des kilomètres d'eau sombre et 72 http://www.nirgal.net/mars_science_mf2.html Labrot © 1997-2001

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On marchera sur Mars glacée, mais cette chaîne constitue cependant la caractéristique géologique majeure de la Terre !  La mise en évidence des inversions du champ magnétique et de leur impression sur le plancher océanique, que nous venons de décrire.  L'émergence de l'hypothèse de l'expansion des fonds océaniques et du recyclage de la croûte océanique au niveau des zones de subduction. Les dorsales sont des régions ou la croûte océanique se forme. Un magma arrive en surface, se refroidit et vient s'ajouter à la croûte existante. Plus on s'éloigne des dorsales, et plus les roches sont vieilles. Cette hypothèse, qui explique parfaitement l'aspect en peau de zèbre des anomalies magnétiques, sera confirmée grâce à des campagnes de forage profond et à la datation des carottes obtenues. Il reste cependant un point à établir. Si le fond des océans se forme continuellement, la surface de la Terre devrait augmenter en permanence. Hors ce n'est pas le cas. Il faut donc envisager que la croûte océanique finit par disparaître à un endroit donné. Effectivement elle termine sa vie engloutie au niveau des zones de subduction. Ainsi, le fond des océans est continuellement recyclé.  L'étroite correspondance entre les frontières de plaque et la localisation des régions à forte activité volcanique et tectonique, ainsi que la position des principales chaînes de montagnes. La tectonique des plaques a été une véritable révolution en géologie : elle a soudain permit de comprendre de manière globale la planète bleue. Avec elle, tout devenait clair : volcanisme, tremblements de terre, dérive des continents, histoire des climats, position des chaînes de montagnes ...

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On marchera sur Mars 6.15. Les analyses de Sojourner de la composition du sol martien Les analyses menées par les deux atterrisseurs Viking et celles réalisées dans les laboratoires terrestres sur les météorites martiennes avait permis d'arriver à la conclusion que la surface martienne était peu différenciée et que sa composition était mafique (c'est à dire que les sols et les roches étaient riches en magnésium et en fer, et pauvre en silicium). Mais la mission Pathfinder a bouleversé cette idée reçue. En première approximation, le sol du site d'atterrissage de Pathfinder (Ares Vallis) semble similaire aux sols des Viking 1 et 2, alors même que Pathfinder a atterri à plus de 1000 km du site d'atterrissage de Viking 1 et que les sondes Viking ont atterri à 6500 km l'une de l'autre. Ces résultats montrent que le sol martien est homogène à l'échelle de la planète. Il s'est sans doute formé à partir de la désagrégation d'un grand nombre de roches différentes (brèches d'impact, laves, fragments écrasés sous l'impact de grosses météorites), dont les constituants ont été mélangés, brassés et distribués sur la totalité de la planète (en particulier grâce aux vastes tempêtes de poussières qui peuvent frapper la totalité de la planète rouge). Il faut ajouter à ce cocktail un soupçon de chlore et de sulfates, produits de l'altération chimique des roches martiennes et d'émanations gazeuses volcaniques. Si le sol peut être considéré comme une bonne approximation de la composition moyenne de la surface martienne, sa composition ne reflète pas celle d'une roche particulière. Les analyses de Pathfinder ont pourtant mis en évidence une différence fondamentale. Le sol sur lequel le petit robot Sojourner a fait ses premiers pas est en effet beaucoup plus riche en potassium (0,6 % de K2O contre une limite supérieure de 0,15 % pour les sols des Viking). A moins que l'un des deux résultats ne soit totalement faux, nous n'avons pas vraiment d'explication pour expliquer cette différence. Contrairement à toute attente, Pathfinder s'est retrouvé devant des roches riches en potassium et en silicium, et pauvre en fer. Des roches bien différenciées, similaires à celles qui forment la croûte terrestre, alors que l'on pensait trouver des roches basaltiques. La large différence de composition entre les roches et le sol montre que celui-ci ne peut pas se former simplement par désagrégation des roches locales (mais en prenant en compte l'intervention de l'altération et l'émission de gaz volcanique). Pour passer des roches différenciées du site de Pathfinder au sol que l'on observe, il faut ajouter des matériaux rocheux riches en magnésium et pauvres en silicium, des roches semblables aux météorites martiennes. Les roches martiennes pourraient donc montrer une variété que l'on était loin de soupçonner.

La composition du sol martien est la suivante73 :

Composition (exprimée en oxydes)

Sol de Chryse Planitia (Viking 1)

Sol d'Utopia Planitia (Viking 2)

Sol d'Ares Vallis (Pathfinder)

SiO2

44 %

43,0 %

48,6 %

Al2O3

7,3 %

7,0 %

8,6 %

Fe2O3

17,5 %

17,3 %

16,5 (% FeO)

MgO

6,0 %

7,8 %

CaO

5,7 %

K2O

0,15 % (au maximum)

0,6 %

TiO2

0,6 %

0,5 %

0,9 %

SO3

6,7 %

7,9 %

5,9 %

0,8 %

0,4 %

0,6 %

Na2O

2,4 %

MnO

0,4 %

73 Voir aussi Mars : the mystery unfolds page 156, Peter Cattermole, oxford university press, 2001

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On marchera sur Mars 6.16. La recherche de traces de vie sur Mars (http://www.astrosurf.com/luxorion/mars-traces-eau.htm ) La recherche d'une vie sur Mars va principalement être guidée par les conditions qui ont conduit à l'apparition de la vie terrestre, conditions qui vont servir de référence. Sur Terre, le passage de la matière à la vie se fit dans l'eau, il y a environ 4 milliards d'années, avec des systèmes moléculaires capables d'auto-reproduction et d'évolution. Cette recherche s'appuie donc sur ce que nous savons de nos origines. Si l'on se fie à ce que l'on connaît de la vie terrestre, son apparition a nécessité la présence conjuguée de quatre facteurs. Il faut de l'énergie, généralement sous forme de rayonnement solaire, du carbone, habituellement sous forme de CO, de l'eau à l'état liquide, qui est à la base de la vie, enfin un certain nombre d'éléments chimiques, principalement de l'azote, du phosphore et du soufre. Notez que dans le Système Solaire, trois de ces conditions sont la plupart du temps réunies. A l'exception de la Terre, dans la plupart des cas, c'est l'eau qui manque à l'appel. L'eau liquide Aujourd'hui, on peut dire que de l'eau sous forme liquide a bien coulé sur la surface de Mars, il y a très longtemps. La présence permanente d'eau suppose une température plus clémente qu'aujourd'hui, température atteinte probablement grâce à l'existence d'une atmosphère dense générant un effet de serre important. Il ne fait plus guère de doute que la planète Mars a très tôt dans son histoire rassemblé les 4 conditions favorables à la vie. Elles existaient vraisemblablement sur Mars il y a 4 milliards d'années à une époque où sur Terre tout se mettait en place pour que la vie apparaisse dans une formidable marche en avant. Mais cela était-t-il suffisant pour soutenir une activité biologique ? Bien difficile de répondre à cette question d'autant plus que l'on ne connaît pas les conditions qui régnaient sur Terre lorsque la vie est apparue. Tous les indices de la vie primitive terrestre au-delà de 3,5 - 3,8 milliards d'années ont été effacés par la tectonique des plaques et les convulsions multiples de la croûte terrestre. Les images de Mars montrent que la planète a connu une importante activité volcanique, indiquant des épisodes de tectonique extensive considérables. Ces mouvements tectoniques pourraient correspondre à une phase précurseur d'une tectonique des plaques qui ne s'est pas développée par la suite en raison du refroidissement planétaire plus rapide que sur Terre. De fait, la tectonique des plaques a très certainement été avortée ce qui fait dire que la surface de Mars garde encore les stigmates des premiers millions d'années de sa formation. L'eau existe sur Mars, essentiellement sous forme glacée. Mais cela n'a pas toujours été le cas. Comme le montrent les images de Mars, les lits de rivières et autres grands réservoirs témoignent de l'écoulement de liquide. Mais ces épisodes n'ont pas été suffisamment entretenus et duré longtemps pour donner la chance à la vie d'apparaître et de perdurer. Autres indices forts, la découverte de minerais hydratés qui ont besoin de grandes quantités d'eau liquide et durablement pour se former. On pense aux argiles de type phyllosilicates découverts dans les terrains les plus anciens du Noachian / Phyllosian, mais également de sulfates qui eux se sont formés pendant le Teiikian. Terrains argileux contre terrains sulfateux Si plusieurs stratégies sont possibles pour recherches des traces de vie sur Mars, la détection de molécules organiques dans les terrains argileux les plus anciens du Phyllosian, comme le suggère OMEGA, apparaît très pertinente. Ces terrains sont facilement accessibles et autorisent une activité robotique sans contrainte particulière. Et si la vie est apparue sur la Planète rouge, c'est plutôt dans les terrains argileux que nous devons en rechercher les traces que dans les terrains sulfateux. Mais les terrains sulfateux ne doivent pas pour autant être négligés. Une équipe de scientifiques suggère que ce type de minéral puisse être la cible d'une recherche d'acides aminés, considérés comme les briques du vivant. D'autant plus qu'il apparaît que ces roches sont capables de préserver ces éléments pendant environ 1 milliard d'années, comme cela a été observé sur Terre.

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On marchera sur Mars 6.17. Les roches sédimentaires sur Mars 5 décembre 2000

Strates par-dessus strates, les couches couvrent le fond de Candor Chasma, à l'intérieur de la gigantesque Valles Marineris martienne. Couvrant une surface de 1,5 par 2,9 km, la totalité de l'image de Mars Global Surveyor montre plus de 100 couches individuelles. Chaque strate est bien uniforme et lisse, suffisamment dure pour avoir des rebords abrupts. Elles mesurent 10 à 11 m d'épaisseur. Hier, lors d'une conférence de presse, les scientifiques David Malin et Ken Edgett ont présenté cette nouvelle image ainsi que d'autres qui montrent que les motifs stratifiés existent en de nombreux endroits proches de l'équateur martien. Leurs résultats indiquent que certaines de ces régions stratifiées pourraient être âgées de 3,5 milliards d'années. Sur la Terre, les structures stratifiées comme celles-ci sont formées de sédiments déposés au cours du temps par de grandes quantités d'eau. De même, les lits stratifiés sur Mars pourraient être des roches sédimentaires formées dans d' anciens lacs et mers. Cependant, les chercheurs avertissent que d'autres processus martiens exceptionnels pourraient être responsables de la stratification. Est-ce que la vie a émergé sur la vieille Mars ? A cause de leur possible association avec l'eau, le meilleur endroit pour de futures recherches de fossiles, vestiges de vie martienne, serait ces strates de Mars. traduction réalisée par : Laurent Laveder 3 juin 2003 L'imagerie de haute résolution suivante correspond au Bassin Schiaparelli. Elle a été prise sur Mars le 3 juin par la caméra de l'orbiteur martien MGS a produit ce remarquable exemple de formations en couches à l'intérieur d'un vieux cratère d'impact. Sur la planète Terre, de telles structures seraient vues dans des roches sédimentaires -- la matière déposée au fond d'anciens lacs ou océans -- puis érodées pour révéler les strates. Avec le Soleil brillant de la gauche, la couche centrale semble être plus haute que les autres à l'intérieur du cratère de 2,3 km de diamètre qui pourrait avoir été rempli d'eau dans un lointain passé de Mars, demeurant peut-être au fond du lac emplissant le bassin d'impact Schiaparelli. De telles couches pourraient s'être formées à partir de la matière déplacée par l'atmosphère martienne venteuse. A mesure que les satellites continuent à examiner la surface martienne depuis son orbite, les sondes Spirit et Opportunity de la NASA vont

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On marchera sur Mars tenter de se poser sur Mars au début de l'année prochaine pour explorer plus avant l'attirante histoire de l'eau sur la Planète Rouge. traduction réalisée par : Laurent Laveder

L'imagerie de haute résolution d'une région du Bassin Schiaparelli sur Mars le 3 juin par la caméra de l'orbiteur martien MGS a produit ce remarquable exemple de formations en couches à l'intérieur d'un vieux cratère d'impact. Sur la planète Terre, de telles structures seraient vues dans des roches sédimentaires -- la matière déposée au fond d'anciens lacs ou océans -- puis érodées pour révéler les strates. Avec le Soleil brillant de la gauche, la couche centrale semble être plus haute que les autres à l'intérieur du cratère de 2,3 km de diamètre qui pourrait avoir été rempli d'eau dans un lointain passé de Mars, demeurant peut-être au fond du lac emplissant le bassin d'impact Schiaparelli. De telles couches pourraient s'être formées à partir de la matière déplacée par l'atmosphère martienne venteuse. A mesure que les satellites continuent à examiner la surface martienne depuis son orbite, les sondes Spirit et Opportunity de la NASA vont tenter de se poser sur Mars au début de l'année prochaine pour explorer plus avant l'attirante histoire de l'eau sur la Planète Rouge. traduction réalisée par : Laurent Laveder

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On marchera sur Mars Octobre 2003

Pourquoi certaines collines de Mars sont-elles si stratifiées ? La réponse n'est toujours pas trouvée. Il est clair que du sable sombre emporté par le vent entoure des roches sédimentaires claires au fond du cratère Arabia Terra. La roche claire est clairement structurée en de nombreuses strates, dont les plus basses sont probablement les plus vieilles. Bien que le sable sombre forme des dunes, les dunes striées de sable plus clair entourant les mesas en gradin sont plus faciles à repérer. Le sable friable s'est probablement érodé tout seul pour former ces collines stratifiées à partir de mesas plus vastes. La plupart des couches stratifiées est assez large pour servir de route à un camion. L'image ci-dessus, montrant une aire d'environ 3 km de côté, a été prise en octobre 2003 par la maintenant défunte sonde spatiale Mars Global Surveyor placée en orbite martienne traduction réalisée par : Laurent Laveder En 2004, des roches sédimentaires ont également été découvertes pour la première fois par le rover américain Opportunity au niveau de Terra Meridiani. Le véhicule robotique a effectivement détecté des roches très riches en sulfates, au sein desquels sont logés des petites billes d'hématite. La sonde Mars Express a montré peu après que ces sulfates ne sont pas localisés au niveau du seul site d'atterrissage d'Opportunity, mais qu'ils couvrent au contraire de vastes régions de la planète Mars. Le spectro-imageur Oméga a ainsi découvert de vastes affleurements de sulfate de calcium hydraté (gypse, CaSO4, 2 H2O) au niveau de la calotte polaire boréale, dans le secteur des dunes noires d'Olympia Planitia (60 km sur 140 km), la plus grande mer de sable de Mars, ainsi que du sulfate de magnésium hydraté (kiesérite MgSO4, H2O et epsomite MgSO4, 7H2O) et du gypse dans Valles Marineris, Margaritifer Sinus et Terra Meridiani. Dans les régions équatoriales, les sulfates sont presque toujours exclusivement associés à des dépôts stratifiés clairs d'âge noachien ou hespérien. Le dépôt de ces sulfates martiens n'a pu avoir lieu qu'en présence d'eau. Parmi les différents mécanismes ayant pu conduire à leur formation, le plus vraisemblable est une altération de roches volcaniques par une eau chargée en acide sulfurique, ou par des pluies, du gel ou de la neige acide.

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On marchera sur Mars L'olivine aurait alors donné naissance aux sulfates de magnésium et en fer, et les pyroxènes riches en calcium aux sulfates de calcium. Il est également possible que certains dépôts se soient formés suite à l'évaporation d'une eau riche en sulfates. Sur Terre, ces évaporites se rentrent dans des lacs peu profonds en cours d'assèchement (playas) ou dans des lagunes reliées à la mer (sabkhas). Excepté quelques pourcents dans la poussière martienne, aucun carbonate n'a été détecté sur Mars, et le mystère posé par leur absence est donc lui aussi toujours intriguant. Sur une planète dotée d'une atmosphère riche en dioxyde de carbone (comme la Terre et Mars dans leur jeunesse), le CO2 réagit avec l'eau des océans et des mers pour constituer de vastes dépôts de roches carbonatées comme les calcaires. Or aucune roche calcaire n'a à ce jour été identifiée sur Mars. L'atmosphère s'est-elle échappée massivement dans l'espace avant de se combiner avec l'eau ? Les carbonates ont-ils été détruits par les ultraviolets ou les pluies acides (mais dans ce cas, ou est passé le dioxyde de carbone libéré ? L'atmosphère actuelle n'en renferme effectivement plus qu'une quantité négligeable, tout comme les calottes polaires). Les carbonates sont-ils enfouis sur une épaisse couche de poussière ou de sédiment, qui les rend indétectables ? Ou faut-il envisager que les mers et les océans martiens n'aient en réalité jamais existés ? Publication de la Société Française d’exobiologie du 6 juillet 2010. Par Pascal Philippot, responsable de l’équipe Géobiosphère actuelle et primitive, Institut de Physique du Globe de Paris Les structures stromatolitiques dans les dépôts carbonatés du début de l’Archéen constituent une preuve de l’existence de vie dès le début de l’histoire de la Terre. Alors que Mars possédait des conditions environnementales similaires durant le début de son histoire, on peut s’interroger sur l’existence de telles structures sur cette planète. Dans cette étude nous avons exploré la possibilité de faire des analyses chimiques semi-quantitatives de solutions solides dans le système CaCO3-MgCO3-Fe(+Mn)CO3, grâce à la spectroscopie Raman, et nous proposons son utilisation lors de futures missions martiennes pour la reconnaissance des structures stromatolitiques. La spectroscopie Raman peut donc fournir, à distance, la composition chimique et la structure des carbonates sur les surfaces planétaires.

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On marchera sur Mars 6.18. La météorite ALH84001 contient la preuve de l’existence de la vie sur Mars La NASA devrait annoncer que de nouvelles analyses de la célèbre météorite martienne ALH84001 ont apporté la preuve de l'existence de la vie sur la surface de Mars, ou dans des poches d'eau souterraines, aux débuts de l'histoire de la planète. Cette météorite a été découverte en décembre 1984 dans la région d’Allan Hills en Antarctique. Les analyses conduites en 1993 ont conclu à son origine martienne et montré qu’elle s’est formée sur Mars, à partir de lave fondue, il y a environ 4 milliards d'années. Elle s'est retrouvée sur Terre à la suite d'un collision avec une météorite survenue il y a 15 millions d'années qui l'a éjecté de la surface de Mars pour finalement atteindre la Terre il y a environ 13.000 ans. 3 ans plus tard, en 1996, des chercheurs de la NASA avaient causé une certaine effervescence en suggérant l’existence d’une forme de vie éteinte sur la météorite en découvrant des structures microscopiques en forme de tubes qui ressemblaient à s'y méprendre à des bactéries fossiles, des carbonates présentant une zonation chimique tout à fait particulière, des nanocristaux de magnétite similaires à ceux fabriqués par des bactéries sensibles au champ magnétique terrestre, et enfin des molécules organiques identiques à celles qui se forment lors de la mort des cellules vivantes. Une hypothèse qui n’avait pas convaincu la communauté scientifique préférant y voir des structures abiotiques. Aujourd’hui, de nouvelles analyses effectuées sur ALH84001 par la même équipe, mais avec du matériel plus sophistiqué, ont apporté la preuve de l'existence de la vie sur la surface de Mars, ou dans des poches d'eau souterraines, aux débuts de l'histoire de la planète. Concrètement, les chercheurs ont réussi à déterminer qu’environ 25 % des structures microscopiques en forme de tubes sont chimiquement compatible avec une origine bactérienne et que la météorite contient des indices prouvant l’existence de l’eau à l’état liquide sur Mars, très tôt dans son histoire. Une découverte qui renforce l’idée selon laquelle les conditions de cette époque étaient bien plus propices à la vie qu’elles ne le sont aujourd’hui. Note Cette étude a été publiée par la revue Geochimica et Cosmochimica Acta

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On marchera sur Mars 6.19. Résumé des conditions d’habitabilité d’une planète et de Mars en particulier74 « Qu’est-ce que la vie ? La vie peut être définie comme un ensemble de processus chimiques enfermé dans un compartiment (la cellule). Celle-ci échangeant énergie et matière avec l'environnement en se transformant (métabolisme) et en se reproduisant par transfert de son matériel génétique à ses descendants, tout en évoluant par sélection naturelle. » Les conditions que Mars doit remplir pour être favorable à l'émergence de la vie sont les suivantes :  Une orbite circulaire. Une orbite trop elliptique entraînerait des variations de distance et de flux d'énergie trop importantes. Ce serait peu favorable à l'émergence de la vie et à son développement. Si la planète est trop près de l’étoile, c'est le cas de Vénus, la planète deviendra trop chaude. Trop loin, comme dans le cas de Mars, elle sera trop froide. Dans le système solaire, la Terre est la seule planète à se trouver dans ce que l'on appelle la zone d'habitabilité.  Contrainte de masse. Elle doit être suffisante pour que la gravité soit en mesure de retenir des éléments légers comme le carbone ou l'oxygène. Démonstration du poids relatif selon la masse d’un astre Si la masse de la planète était trop grande, la gravité serait si forte qu'aucun élément chimique ne pourrait s’échapper. La planète serait ainsi constituée essentiellement d'hydrogène, un environnement tellement réducteur qu’il empêcherait la formation des molécules de la vie.  Présence d'un noyau métallique au cœur de la planète. Ce noyau produira par sa rotation un champ magnétique qui protégera la surface de la planète des rayons cosmiques néfastes au développement de la vie. Et aussi des vents solaires en ce qui concerne les planètes qui gravitent autour de lui. De plus en plus, grâce à la mission Mars Global Surveyor, on suspecte Mars d'avoir connu dans sa jeunesse un champ magnétique global, similaire à celui de la Terre. Mais ce champ n'existe plus aujourd'hui, car la dynamo martienne s'est éteinte. Pourtant, la planète rouge présente encore une activité magnétique. Certaines régions sont encore magnétisées et conservent un champ local fossile, vestige de l'ancien champ magnétique global. On parlera de champ magnétique rémanent.  Présence d’une atmosphère. La synthèse de molécules organiques en quantités non négligeables ne peut pas se faire dans le vide. L’atmosphère constitue un écran protecteur qui empêchera les premières molécules complexes d'être détruites par l'ultraviolet et les rayons X. L’atmosphère de Mars est ténue. Elle est protégée par le bouclier dû au champ magnétique rémanent. Celui-ci empêche les vents solaires et les impacts d’entraîner le départ de cette atmosphère. Signalons aussi que ces nombreux impacts sont accompagnés d’apports importants en produits volatils et donc favorables à la constitution d’atmosphère, ce qui aurait été surtout le cas avant 3,8 milliards d’années.  Présence d’une hydrosphère. Elle offre une protection accrue contre les rayonnements nuisibles et elle permet aux molécules des réactions chimiques en grande quantité. L'eau est de plus l'un des éléments nécessaires à de nombreuses interactions chimiques nécessaires à la vie (du moins dans une forme similaire à la nôtre). Depuis 3,5 milliards d’années, la planète Mars est sèche. • Présence d’une lithosphère. Un autre élément probablement essentiel est une lithosphère, c'est-à-dire une surface solide. L'agrégation de petites molécules en ensembles plus complexes semble en effet nécessiter une surface solide plutôt qu'un milieu liquide en mouvement permanent. De plus, la meilleure façon d'obtenir des concentrations élevées d'un composé chimique est de déposer ce composé dans une flaque et de laisser l'évaporation faire son travail.

74 Traduction et résumé du texte référencié DOI 10.1007/s00159-010-0030-4, Habitability: from stars to cells, Emmanuelle J. Javaux, V. Dehant, Fev 2008 (F.B.)

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On marchera sur Mars Mars ne semble pas avoir subi de mouvement tectonique, de sorte que les roches visibles en surface témoignent de l’histoire de Mars La figure suivante et les commentaires qui l’accompagnent présentent tous les acteurs possibles pour l'habitabilité75.

75 DOI 10.1007/s00159-010-0030-4, Habitability: from stars to cells, Emmanuelle J. Javaux, V. Dehant, Fev 2008

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On marchera sur Mars Commentaires sur le schéma précédent.76 La vie habite l'hydrosphère, la croûte et l'atmosphère de la terre, et utilise des matériaux (métaux et autres éléments, molécules disponibles sous forme de gaz, composés organiques et minéraux) et (pas pour toutes les formes de vie) l'énergie solaire. Ces matériaux et énergie sont recyclés par le biais de biochimie microbienne (voir Falkowski et coll. 2008a), mais une fraction est perdue par enfouissement dans les sédiments et dans l'atmosphère. La persistance de vie exige la régénération du matériel (éléments) par les processus géologiques tels que l'érosion des reliefs (et donc la construction de montagnes) et les processus géothermiques (voir texte pour des explications détaillées). Ces processus géodynamiques sont causés par l'activité tectonique de la planète, directement liée au transfert de chaleur grâce à une structure stratifiée de densité et de gradient thermique, causant la convection du manteau. Cette situation elle-même nécessite une planète rocheuse avec une masse suffisante (mais pas trop grande), à la bonne distance d'une étoile. L'atmosphère est stable, assurant la stabilité du climat et assez de pression pour la présence d'eau liquide sur une longue échelle de temps géologique, grâce à sa protection contre l'érosion solaire par la magnétosphère et la chaleur transfert de l'étoile de la mère. La magnétosphère elle-même résulte de convection (thermique ou de convection due à la composition) dans le noyau, résultant également du refroidissement de la planète par le biais de transfert de chaleur au manteau (en plus de la composition du noyau). S’agit-il de toutes les subdivisions et interactions nécessaires à la vie, pas seulement pour la produire, mais pour qu’elle persiste sur une planète ? Cette question est au cœur de l'habitabilité planétaire.

76 DOI 10.1007/s00159-010-0030-4, Habitability: from stars to cells, Emmanuelle J. Javaux, V. Dehant, Fev 2008

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On marchera sur Mars 6.20. La mission ExoMars et l’instrument dénommé LaRa ExoMars est le nom d'une mission spatiale de l'Agence Spatiale Européenne (ESA) prévue pour 2016 dans le cadre du programme Aurora. Elle consiste à envoyer sur la surface de Mars un rover automatisé équipé d'instruments de mesures scientifiques avec pour objectif de faire in situ des expériences exobiologiques par prélèvement d'échantillons du sol, et qui permettront de déterminer si la planète a, ou a connu dans son passé, une présence de vie biologique. Suite à une réorientation de la mission, celle-ci sera réalisée en partenariat avec la NASA. Un premier décollage aura lieu en 2016, qui comprendra un orbiteur qui servira de relais pour les communications, ainsi qu'un modèle de démonstration d'atterrisseur, devant démontrer la capacité européenne à atterrir sur Mars. Un second décollage aura lieu en 2018, celui-ci comprendra deux rovers: un européen et un américain (le rover MAX-C). En Europe, c'est Astrium UK qui assure la maîtrise d’œuvre du développement du rover. LaRa77 LaRa (Lander Radioscience) est un des instruments à bord de la mission ExoMars, la coordinatrice de l'équipe du projet est Mme Dehant, chercheuse à l'ORB, qui nous a fait un exposé au cours du cycle d’astrobiologie à l’Université de Liège. LaRa est un instrument utilisant le lien radio entre la Terre et Mars. Un signal radio sera envoyé de la Terre vers Mars et LaRa le renverra comme un miroir vers la Terre. Sur Terre, on mesurera le décalage de fréquence entre l'onde envoyée et l'onde reçue. Ce décalage est expliqué par l'effet Doppler induit par les vitesses relatives de la Terre et de Mars. Il se produit lorsque l'émetteur des ondes est en mouvement par rapport au récepteur de ces ondes, ou inversement (ou le cumul des deux). La fréquence alors mesurée à la transmission et celle mesurée à la réception sont légèrement différentes. Cette mesure nous permettra d'obtenir l'orientation de Mars dans l'espace et sa rotation. LaRa nous permettra de calculer la précession avec une précision quatre fois supérieure à celle connue à l'heure actuelle pour la durée nominale de la mission (120 jours à la surface de Mars). Grâce à cela, on peut calculer le moment d'inertie de toute la planète et le rayon du noyau avec une précision atteignant quelques dizaines de kilomètres.

77 http://planets.oma.be/MARS/lara_fr.php

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On marchera sur Mars 6.21. La prochaine mission Mars Science Laboratory78 Lancement prévu : L'automne 2011 Arrivée : 2012 Traduction F.B. S'appuyant sur le succès des deux rovers géologues qui sont arrivés sur Mars en janvier 2004 (Spirit et Opportunity), la prochaine mission rover de la NASA est prévue pour le voyage vers Mars avant la fin de la décennie. Deux fois plus long et trois fois lourd que les deux précédents rovers, le Mars Science Laboratory sera prêt à recueillir des échantillons de sol martien et carottes de roches. Il analysera les éventuels composés organiques et les conditions environnementales qui pourraient prouver la vie microbienne actuelle ou passée. Pour avoir une saveur véritablement internationale, la mission a prévu un détecteur d'hydrogène fourni par l’agence spatiale russe pour localiser l'eau éventuelle. Mais aussi un package météorologique fourni par le ministère espagnol de l'éducation et de la Science et un spectromètre fourni par l'Agence spatiale canadienne. Mars Science Laboratory se veut être la première mission planétaire à utiliser des techniques d'atterrissage de précision, et d’orientation sur la surface martienne, semblable à celle de la navette spatiale lors de son entrée dans la haute atmosphère. De cette façon, l'engin spatial volerait vers un emplacement souhaité au-dessus de la surface de Mars, avant de déployer son parachute pour le débarquement final. Dans les dernières minutes précédant le dépôt du rover, la sonde devra activer son parachute et ses rétrofusées. Cette méthode d'atterrissage permettrait de déposer le rover dans une zone de 20 à 40 kilomètres (12 à 24 milles) de long, de la taille d'un petit cratère ou de grand canyon, c’est-à-dire trois à cinq fois plus petite que les précédentes zones d'atterrissage sur Mars. Comme les twin rovers déjà installés sur la surface de Mars, Mars Science Laboratory aurait six roues et des caméras fixées sur un mât. Contrairement aux twin rovers, il devait transporter un laser permettant de vaporiser une mince couche de la surface d'une roche en vue d’analyser les éléments qu’elle contient. Ensuite, il pourra recueillir et écraser des échantillons de roches, puis les soumettre aux chambres de test pour l'analyse chimique. Sa conception comprend une série d'instruments scientifiques pour l'identification des composés organiques tels que les protéines, les acides aminés et autres acides et les molécules carbonées qui sont essentielles à la vie telle que nous la connaissons. Il pourrait également analyser les gaz atmosphériques qui peuvent être associés à l'activité biologique. À l'aide de ces outils, Mars Science Laboratory (MSL) examinera aussi les roches martiennes avec plus de détails que jamais pour déterminer les processus géologiques qui les ont formées. Sans oublier l’étude de l'atmosphère martienne, la distribution et la circulation de l'eau et du dioxyde de carbone, congelés, liquides ou gazeux. La NASA envisage de choisir un site d'atterrissage sur la base des images très détaillées envoyées sur terre au début de l’opération Mars Reconnaissance Orbiter en 2006. La NASA envisage d’alimenter le Mars Science Laboratory avec de l’énergie nucléaire. Ce type d'alimentation pourrait donner à la mission une durée de vie d'exploitation sur la surface de Mars d'une année martienne complète (687 jours de terre) ou plus. La NASA envisage aussi des solutions d'énergie solaire qui pourraient répondre aux objectifs de la mobilité.

78 Traduit du site JPL

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On marchera sur Mars Glossaire Albédo

Altimètre Andésite Astéroïde

Atterrisseur

Axe de rotation Basalte (Basaltique)

Chambre Magmatique Champ gravita Tionnel Conduction

Convection

L'albédo est une grandeur sans dimension, rapport de l'énergie solaire réfléchie par une surface à l'énergie solaire incidente. Il s'agit par conséquent d'une notion comparable à la réflectivité, mais d'application plus spécifique, utilisée notamment en astronomie et en planétologie — ainsi qu'en géologie. un corps noir parfait, qui absorberait toutes les ondes électromagnétiques sans en réfléchir aucune, aurait un albédo nul, tandis qu'un miroir parfait, qui réfléchirait toutes les ondes électromagnétiques sans en absorber une seule, aurait un albédo égal à 1. Un altimètre est un instrument de mesure permettant de déterminer une hauteur par rapport à un niveau de référence : le sol, le niveau de la mer (mesure d'altitude) ou une surface isobare. Roche de teinte violacée à vert. Renferme entre 53 et 63% de silice et se classe dans la catégorie des laves intermédiaires Un astéroïde est un petit corps du système solaire composé de roche, de métaux et de glace, de forme irrégulière et dont les dimensions varient de quelques dizaines de mètres à plusieurs kilomètres1. Le premier fut découvert en 1801, on en dénombre actuellement plus de 500 000. Une grande partie évolue sur une orbite située entre Mars et Jupiter : la ceinture d'astéroïdes. (Lander an anglais) : un engin spatial destiné à être posé sur le sol terrestre ou à la surface d'un astre. Les atterrisseurs sont équipés d’une instrumentation destinée à analyser localement la géologie et fournir ainsi une vérité terrain pour calibrer les observations depuis l’orbite. En physique, l'axe de rotation est une ligne droite, théorique ou réelle, autour de laquelle tourne une surface ou un volume. Un axe de rotation possède une position et une orientation spatiale qui peuvent être ou non fixes. Roche de teinte sombre à noire de texture fine dont les minéraux sont difficilement identifiables à l’œil nu. C’est l’une des roches les plus basiques (moins de 53% de silice). Le magma basaltique est issu majoritairement de la fusion directe du manteau terrestre. Réservoir situé à une profondeur variable dans l’écorce terrestre (entre quelques centaine de mètres et plusieurs kilomètres) par où transite plus ou moins longtemps le magma venu des profondeurs avant d’atteindre la surface à la faveur d’une éruption volcanique. Un champ gravitationnel ou champ de gravitation est un champ réparti dans l'espace et dû à la présence d'une masse susceptible d'exercer une influence gravitationnelle sur tout autre corps présent. Mode de transfert de chaleur provoqué par une différence de température entre deux régions d'un même milieu ou entre deux milieux en contact sans déplacement appréciable de matière. C'est en fait l'agitation thermique qui se transmet de proche en proche, une molécule ou un atome cédant une partie de son énergie cinétique à son voisin (la vibration de l'atome se ralentit au profit de la vibration du voisin). Voir aussi conductivité thermique. La convection est un mode de transfert qui implique un déplacement de matière dans le milieu, par opposition à la conduction thermique ou diffusion de la matière.

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On marchera sur Mars Glossaire Croûte Terrestre

Diagramme de phase

Discontinuïté de Mohorovicic

Eruptive Eutectique

Flottablité /pression Géodésique Granite (Granitique)

Granocroissance Histogramme LHB : Liquidus

Lithosphère

La croûte terrestre est la partie superficielle et solide du matériau dont est faite la Terre. C'est la partie supérieure de la lithosphère (qui constitue les plaques tectoniques). La limite entre la croûte terrestre et le manteau supérieur est la discontinuité de Mohorovicic, ou Moho en abrégé. La croûte terrestre existe en deux variétés radicalement différentes, la croûte continentale, de composition pétrologique principalement granitoïdique, et la croûte océanique de nature essentiellement basaltique. De nombreux autres critères différencient ces deux types de croûtes : densité moyenne (2,3 contre 2,7), épaisseur caractéristique (typiquement 35 km contre environ 6 km), âge moyen des matériaux (en majorité entre 1 et 3 Ga contre moins de 200 Ma). Un diagramme de phase est une représentation graphique utilisée en thermodynamique, généralement à deux ou trois dimensions, représentant les domaines de l'état physique (ou phase) d'un système (corps pur ou mélange de corps purs), en fonction de variables, choisies pour faciliter la compréhension des phénomènes étudiés. La discontinuité de Mohorovičić, abrégée Moho, est la limite entre la croûte terrestre et le manteau supérieur de la Terre. Entre la croûte continentale, ayant une épaisseur moyenne de 35 kilomètres (allant jusqu'à 75 km sous les chaînes montagneuses récentes) et la croûte océanique d'une épaisseur moyenne de 6 kilomètres, le Moho est en moyenne situé à 43 kilomètres de profondeur, avec d'importantes variations. Se dit d’une roche issue d’un magma ayant atteint la surface à la faveur d’une éruption volcanique. Un eutectique est un mélange de deux corps purs qui fond et se solidifie à température constante, contrairement aux mélanges habituels. Il se comporte en fait comme un corps pur du point de vue de la fusion. C'est aussi le point du diagramme (mélange avec une proportion donnée) pour lequel le mélange est à sa température minimale en phase liquide. Cette température est propre à chaque mélange. La géodésie est la science qui étudie les dimensions et la forme de la Terre, ainsi que son champ de pesanteur. Le granite est une roche de teinte variée, mais souvent mouchetée de la combinaison de ses couleurs. Les principaux minéraux contenus dans le granite sont le quart, le mica, le feldspath, sous forme de macrocristaux visibles à l’œil nu. Le granite est l’archétype des roches plutoniques, très répandu dans l’écorce terrestre où il a cristallisé. Il n’est donc pas apparu en surface à la faveur d’éruptions volcaniques, mais bien sous forme de massifs granitiques dégagés par l’érosion. En statistiques, un histogramme est un graphique permettant de représenter la répartition d'une variable continue. Late Heavy Bombardment, soit Grand bombardement tardif, une période ancienne de l'histoire du Système solaire qui a vu un intense bombardement de ses planètes telluriques par des astéroïdes. le liquidus d'un diagramme de phase sépare le domaine où le matériau est totalement fondu du domaine où coexistent un liquide et du solide. À température croissante, croiser le liquidus revient à fondre totalement ; à température décroissante, cela revient à débuter une cristallisation partielle. La lithosphère est constituée de la croûte (océanique ou continentale) et de la partie superficielle du manteau supérieur, rigide.

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On marchera sur Mars Glossaire Magma

Magma acide Magma basique Manteau Météorite Moment angulaire

Moment d’inertie

Noyau Nutation Olivine Orbiteur Péridotite Planisphère Plutonique Précession Rhyolite

Rover

Sismique

Solidus

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Mélange de roche fondue et de gaz dissous stocké dans des chambres magmatiques profondes au sein de l’écorce terrestre. On distingue le magma primaire, issu de la fusion partielle des péridotites du manteau , et le magma différencié ayant subi une transformation progressive par cristallisation fractionnée Se dit d’un magma contenant une forte proportion de silice (Sup à 63%) Qualifie un magma contenant une faible proportion de silice(in à 53%) Une météorite est un corps solide (rocheux et/ou ferreux) du milieu interplanétaire qui atteint la surface de la Terre ou d'un autre astre (planète, satellite naturel, astéroïde). En physique, le moment angulaire ou moment cinétique est la grandeur physique qui joue dans le cas d'une rotation, un rôle analogue à celui de la quantité de mouvement pour une translation. Comme le moment angulaire dépend du choix de l'origine (ainsi que du référentiel d'étude (R)), il faut toujours spécifier cette origine et ne jamais combiner des moments angulaires ayant des origines différentes. Le moment d'inertie quantifie la résistance d'un corps soumis à une mise en rotation (ou plus généralement à une accélération angulaire), et a pour grandeur physique M.L². (L étant le rayon de rotation) C'est l'analogue de la masse inertielle qui, elle, mesure la résistance d'un corps soumis à une accélération linéaire. Partie centrale de la sphère terrestre principalement constitué de fer et de nickel. Sa moitié externe, plus fluide, est le siège d’un lent brassage qui, telle une gigantesque dynamo, engendre le champ magnétique de la Terre. La nutation est un balancement périodique de l'axe de rotation de la Terre autour de sa position moyenne, qui s'ajoute à la précession. Une olivine est un minéral du groupe des silicates, sous-groupe des nésosilicates. Formule : (Mg,Fe)2[SiO4] Partie d'un engin spatial destiné à rester en orbite autour d'un astre pour accomplir une mission Roche terne à noire, composée de minéraux foncés dont l’Olivine qui apparaît généralement comme des grains anguleux vert bouteille. Se dit d’une roche issue d’un magma ayant cristallisé à l’intérieur de l’écorce terrestre sans en atteindre la surface à la faveur d’une éruption volcanique. La précession est le nom donné au changement graduel d'orientation de l'axe de rotation d'un objet Roche de teinte claire renfermant plus de 68% de silice. Elle fait partie de laves plus acides. Sa texture minérale constituée de grains fins de quartz et de feldspath est due à un refroidissement très rapide des laves parvenues en surface. Elle est caractéristique d’un volcanisme de subduction. Véhicule conçu pour explorer la surface d'une autre planète ou d'un corps céleste. Au cours de ses déplacements le rover mène des observations et des analyses de son environnement, souvent de façon quasi-autonome et guidé depuis le Terre. La sismique est une méthode de prospection qui permet de visualiser les structures géologiques en profondeur grâce à l'analyse des échos d'ondes sismiques. Il ne faut pas la confondre avec la sismologie, qui est l'étude des ondes sismiques et des séismes pour eux-mêmes. Pour un matériau affecté par un processus de solidification, cristallisation ou fusion, le solidus d'un diagramme de phase sépare le domaine où n'existe que du solide de celui où coexistent solide et liquide. À température croissante, croiser le solidus revient à débuter une fusion partielle ; à tempéra-

On marchera sur Mars Glossaire Sonde

Stoechiométri que Subduction

Tétraédrique Topographiqu e

Viscosité

Vitesse angulaire

ture décroissante, cela revient à une solidification totale. Une sonde spatiale est un vaisseau spatial non habité envoyé par l'homme pour étudier à plus ou moins grande distance les corps célestes se trouvant dans le système solaire (planète, lune, comète, astéroïde) et le milieu interplanétaire ou interstellaire. Elle se distingue des autres engins spatiaux non habités qui restent en orbite terrestre ou ont une mission non liée aux autres astres du système solaire. Les sondes spatiales peuvent prendre un grand nombre de formes pour remplir leur mission : orbiteur placé en orbite autour du corps céleste observé, atterrisseur qui explore in situ le sol de la planète cible. Une sonde peut emporter des engins autonomes pour accroitre son champ d'investigation : sous-satellite, impacteur, rover, ballon. En chimie, la stœchiométrie (du grec στοιχειον / stoicheion, « élément », et μετ ειν / metrein, « mesure »), prononcée [stekjometʁi], est le calcul des relations quantitatives entre réactifs et produits au cours d'une réaction chimique. C'est aussi la proportion des éléments dans une formule chimique La subduction est le processus d'enfoncement d'une plaque tectonique dans le manteau. La plaque qui plonge en subduction est en général une plaque océanique. Elle peut plonger sous une plaque continentale ou sous une autre plaque océanique. Se dit d’une molécule qui est un assemblage de 5 atomes dont le principal sera relié à tous les autres. Il aura donc 4 voisins, et se situera au centre d'un tétraèdre, les autres atomes se situant à chaque sommet de ce dernier. La topographie est l'art de la mesure puis de la représentation sur un plan ou une carte des formes et détails visibles sur le terrain, qu'ils soient naturels (notamment le relief et l'hydrographie) ou artificiels (comme les bâtiments, les routes, etc.). Son objectif est de déterminer la position et l'altitude de n'importe quel point situé dans une zone donnée, qu'elle soit de la taille d'un continent, d'un pays, d'un champ ou d'un corps de rue. La viscosité peut être définie comme la résistance à l'écoulement uniforme et sans turbulence se produisant dans la masse d'une matière. Lorsque la viscosité augmente, la capacité du fluide à s'écouler diminue. Pour un liquide (au contraire d'un gaz), la viscosité tend généralement à diminuer lorsque la température augmente. On pourrait croire que la viscosité d'un fluide s'accroît avec sa densité mais ce n'est pas nécessairement le cas : l'huile est moins dense que l'eau (huile de colza: 0,92 à 20°C, contre 1 pour l'eau) cependant elle est nettement plus visqueuse. En physique, et plus spécifiquement en mécanique, la vitesse angulaire ω, aussi appelée fréquence angulaire ou pulsation, est une mesure de la vitesse de rotation. Elle s'exprime dans le système international en radians par seconde (rad.s-1) c'est-à-dire un angle par seconde

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