Cratère Gale Méthane 1 La Poussière Atmosphère Retour P. 1 Retour P. 1Mars Society Switzerland
Géologie & Atmosphère
L’Histoire aboutissant à cette situation devrait, d’après les éléments dont nous disposons, être la suivante : La formation de Mars a commencé, comme celle de la Terre, il y a 4,55 milliards d’années. Les « ingrédients » constitutifs étaient, dans les deux cas, les mêmes puisque les deux planètes se sont accrétées dans la même région du disque proto planétaire. Malheureusement pour Mars, la migration de Jupiter de son orbite d’origine vers le Soleil (hypothèse du modèle de Nice) en a confisqué au profit de la planète géante une part importante et a limité l’accrétion de sa masse à environ un huitième de celle de la Terre. Cette (relativement) faible masse de Mars est à l’origine de ses différences avec la Terre. Pour commencer Mars a, moins que la Terre, capté les astéroïdes glacés déstabilisés par les géantes gazeuses lors du retour de Jupiter vers l’extérieur du système solaire (voir "LHB" plus loin). Elle a donc bénéficié de moins d’eau que cette dernière. La Terre a assimilé dans son magma une grande partie de l’eau reçue à cette occasion. Mars n’a pu le faire dans les mêmes quantités. Le magma martien moins chaud (du fait de la masse plus réduite de la planète) et moins fluide n’a pu permettre la création d’un effet dynamo aussi puissant que celui de la Terre, générant une magnétosphère vraiment protectrice de l’atmosphère. Par ailleurs sa gravité plus faible n’a pu retenir une masse gazeuse aussi importante qu’a pu le faire la Terre. Pour ces raisons, l’atmosphère primordiale martienne à l’origine aussi dense que celle de la Terre, a été rapidement et largement soufflée par le puissant vent solaire des premiers âges. Selon Cédric Gillmann (3) les pertes étaient déjà telles, sensiblement avant - 4 milliards d’années, que la pression était de l’ordre de ce qu’elle est aujourd’hui (6 mb en moyenne en surface). Après l’accrétion et avant que la densité de l’atmosphère ne tombe en dessous du seuil permettant à l’eau de rester liquide en surface, il s’est cependant probablement écoulé quelques centaines de millions d’années. Cette durée conjuguée à la chaleur et à la pression a donc suffi pour qu’au fond de l’eau la roche soit chimiquement altérée. Comme on trouve des roches hydratées de type phyllosilicate un peu partout à la surface la plus ancienne du globe, dans l’hémisphère Sud et également au fond des cratères profonds du Nord, on peut en déduire que l’eau était omniprésente à la surface de l’ensemble du globe martien. La deuxième phase de bombardement météoritique lourd (« Late Heavy Bombardement » ou « LHB »), autour d’environ – 3,9 milliards d’années, résultant probablement des perturbations causées par la pénétration des géantes gazeuses Uranus et Neptune dans la ceinture de Kuyper sous l’effet de la poursuite de l’éloignement de Jupiter et de Saturne vers l’extérieur du système solaire, a ouvert un nouveau chapitre de l’histoire géologique des planètes rocheuses "intérieures" et en particulier de Mars et de la Terre. C’est d’abord de ce bombardement que date l’essentiel de la cratérisation actuellement visible, de l’hémisphère Sud de Mars. Si cette cratérisation est absente visuellement du Nord c’est que des phénomènes ultérieurs l’ont occulté et d’abord le volcanisme. Le volcanisme, comme l’amorce de tectonique des plaques, provient de la conjonction de la maturation interne de la planète et du LHB. Lorsqu’est survenu le LHB, la croûte de la planète s’était probablement épaissie et durcie tandis qu’à l’intérieur, le noyau puis par proximité le manteau, s’étaient échauffé du fait de la désintégration naturelle spontanée des éléments lourds instables, tels que l’Uranium 235, le Thorium 232 et le Potassium 40. Le LHB a peut-être aussi déstabilisé la croûte en y créant des failles. Les mouvements de convection du manteau, s’exprimant sur la croute par des poussées magmatiques, firent sortir un peu partout, mais surtout là où se situait la discontinuité entre les deux hémisphères, et dans la région de Tharsis là où la croûte était la plus épaisse, d’énormes volcans. Ceux-ci répandirent par gravité leur lave très liquide sur les plaines du Nord, Ce sont ces épanchements de lave qui ont d’abord lissé la surface de ces plaines et dissimulé les roches hydratées de la période géologique précédente. Simultanément le volcanisme régénéra fortement l’atmosphère en gaz, notamment en CO2 et en composés soufrés. Elle s’épaissit mais sans jamais retrouver la densité qu’elle avait au début de l’Histoire géologique. Cédric Gillmann estime qu’elle n’a pas pu dépasser une quarantaine de mb et donc que l’eau liquide n’a pu redevenir durablement stable en surface. Les pressions sur la croûte résultant du volcanisme finirent par la faire céder et créèrent au pied du socle de Tharsis (l’élément le plus massif) la faille de Valles Marineris qui aurait pu devenir le côté d’une plaque tectonique si la croûte globale avait été moins épaisse et le magma plus liquide. Sous l’effet de la chaleur du volcanisme et des mouvements tectoniques, l’eau et/ou la glace présente dans la croûte s’en échappa de façon cataclysmique à multiples reprises en creusant des vallées de débâcle un peu partout en surface et surtout bien sûr à proximité des centres les plus marqués par l’activité tectonique. Il est visible que ces écoulements traversèrent les terrains anciennement hydratés. Beaucoup ont rejoint par gravité les basses plaines du Nord. Le volcanisme de boue que l’on constate au Sud d’Acidalia Planitia (une des grandes baies du sud de l’« Océan boréal », au nord de Chryse Planitia, au débouché de Valles Marineris dans les plaines du Nord) et d’une manière générale l’épaisseur des sédiments recouvrant les basses terres du Nord, est une indication que ces écoulements étaient lourdement chargés de roches et de terre. Leur composante liquide disparaissait dans le sol ou se sublimait dans l’atmosphère au fur et à mesure que ces sédiments s’épandaient, sans que les conditions de températures et de pression soient réunies suffisamment longtemps pour une quelconque transformation chimique. Par à-coups successifs, tout au long de l’Hespérien / Théiikien mais avec de plus en plus de périodes calmes, l’eau du sous-sol immédiat de ces régions a été ainsi lentement évacuée et les couches de sédiments se sont accumulées dans les plaines du Nord au-dessus des premiers écoulements de laves ou en alternance avec eux. Pendant les périodes calmes et donc de plus en plus au cours de cette ère géologique, il y eu, vers la surface, des percolations lentes d’eau subsistant en sous-sol, une multitude de petites résurgences acides, qui créèrent un peu partout des sulfates du fait de la richesse en souffre de l’atmosphère. La planète se dessécha ainsi, sans retour, sous une atmosphère sans cesse plus ténue. Vers - 3,5 milliards d’années le processus d’appauvrissement en eau et en éléments gazeux avait abouti à une situation nouvelle qi perdure aujourd’hui : une planète aride et très peu active. Mars entra dans une nouvelle ère (le Sidérikien de Jean-Pierre Bibring) même si elle fut encore secouée de volcanisme par intermittence (jusque presqu’à notre époque) ou temporairement « rajeunie » par des changements erratiques d’inclinaison de son axe de rotation (jusqu’à 45% par rapport à l’écliptique) causant la fonte des calottes polaires et la création de banquises dans des endroits fort éloignés des pôles (formations de Medusa Fossae ?). Au cours de cette période, les percolations d’eau, de plus en plus faibles et de plus en plus acides, donnèrent les petites billes d’hématite omniprésentes en surface et le gaz carbonique de l’atmosphère oxyda très lentement les éléments ferreux du sol lui donnant la couleur ocre que nous lui connaissons. Conclusion Ce n’est donc pas sur les lits de sédiments arrachés aux hautes terres que l’on trouvera la trace d’un océan martien, spécifique aux plaines basses du Nord mais bien en dessous de ces sédiments. Puisque ce sont les couches géologiques les plus anciennes de Mars qui ont été chimiquement altérées par l’eau ; puisque ces terrains anciens apparaissent non seulement dans les hautes terres du Sud mais aussi dans le fond des cratères des basses terres du Nord, cela signifie qu’à l’époque de cette altération, la dichotomie crustale avait déjà été formée. L’eau liquide en surface, abondante à l’époque, a dû trouver par gravité un réceptacle naturel dans les Basses terres du Nord. A cette époque et seulement alors, il a dû exister un véritable Océan. Cet Océan a dû être un endroit beaucoup plus riche en transformations et échanges en milieux aqueux et entre l’atmosphère et l’eau, que les étendues liquides non contigües du Sud. C’est donc là que l’on devrait trouver le plus de carbonates (résultant de la précipitation du carbone de l’atmosphère de CO2 dans l’eau) et là que peut-être s’est initiée le processus de vie. Evidemment le fait que les témoins de cet océan primordial aient été enterrés sous la lave puis la boue ne rend pas leur étude facile. Reste la possibilité d’étudier le fond des grands cratères (plusieurs dizaines de km de diamètre) qui ont percé ces deux couches, comme Lyot ou Lomonosov. Il faut donc aller les visiter. Pierre Brisson 4 Novembre 2012 Références : (1)-Jérémie Mouginot (1) et al. :Dielectric map of the Martian northern hemisphere and the nature of plain filling materials ; Geophysical Research Letter, Vol. 39, published 19th January 2012. (1) Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble. (2)-John Carter et al. Detection of hydrated silicates in crustal outcrops in the Northern plains of Mars; Science Magazine; Science 25 June 2010:Vol. 328 no. 5986 pp. 1682-1686DOI:10.1126/science.1189013. (3)-Cédric Gillmann (1) et al. : The Long Term effects of volcanism and atmospheric escape on the evolution of Mars surface conditions . Earth and Planetary Science Letters, 5 Feb 2011. (1) Institute für Geophysik, Dept of Earth Sciences; ETH Zürich, Switzerland. -Jean-Pierre Bibring; Institut d’Astrophysique Spatiale d’Orsay, L’exploration spatiale de Mars : tout commence; conférence du 24 janvier 2012 ; Les Mardi de l’espace des sciences, au Champs Libres à Rennes, Partenariat Université de Rennes 2 / CREA -Grégor Golabek (1) / Tobias Keller (1) et al. Modeling of Core formation, onset of Mantle convection and Crust formation on Mars, 6 March 2009. (1) Institute für Geophysik, Basel, Switzerland. -Bethany Ehlmann et al.: Subsurface water and clay mineral formation during the early history of Mars. Nature 479, 53-60 (3 nov. 2011) doi:10.1038/nature10582; published online 2 Nov 2011.
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