Les premiers résultats scientifiques de la sonde Mars Express

Nous vous l'annoncions en novembre (voir notre news), les derniers résultats scientifiques de la mission Mars Express sont passionnants et extraordinaires. Les scientifiques qui ont présenté ces résultats au Siège parisien de l'Agence spatiale européenne ont clairement annoncé que ces dernières découvertes auront une influence importante sur l'évolution de notre compréhension de la planète Mars.

Le radar MARSIS (Sub-Surface Sounding Radar/Altimeter)

A l'évidence, le résultat le plus marquant est la découverte de glace d'eau "presque pure", puisqu'elle ne comporte que 2 % d'impuretés, et dont la température serait de - 33°C. La prochaine étape est la détection d'eau liquide. Si jamais le sous-sol martien renferme de tels réservoirs d'eau, à l'évidence Marsis devrait être capable de les détecter.


Le radar de sondage de Mars Express a recueilli une série de données sous la surface de la planète rouge et son ionosphère. Il a permis de voir des dépôts en couches d'une profondeur de plus d'un kilomètre près du pôle nord dont la partie supérieure serait formée de glace d'eau "presque pure" et de découvrir un cratère d'impact enfoui sous la surface des plaines de Chryse Planitia.

Produire des images de la sub-surface martienne n'est pas une mince affaire. Les scientifiques doivent s'assurer de pouvoir identifier clairement et isoler sans problème les échos renvoyés par le sous-sol martien. Cela suppose d'analyser avec soin la totalité des données et de vérifier que les signaux semblant provenir de couches différentes du sous-sol ne sont pas, en réalité, produits par des irrégularités de surface.


Si l'on regarde attentivement l'image radar de dessous la surface des plaines de Chryse Planitia on voit une multitude d'échos, une multitude de détails. Or, l'image de rugosité de la surface, acquise par l'instrument MOLA, installé sur l'orbiteur Mars Global Surveyor ne laisse pas imaginer l'existence de dispositifs aussi vastes. Or, le cratère qui se trouve enfoui dessous mesure environ 250 km de diamètre !

L'écho le plus visible est cette ligne blanche continue tout en haut de l'image. Il s'agit tout simplement de la surface des plaines de Chryse Planitia. Ensuite, on remarque facilement de nombreux arcs paraboliques et une ligne rectiligne.


Les mesures faites des échos radar permettent de tracer une représentation en relief du plancher d'un cratère, ainsi que les bords bas et hauts de ses parois. Au milieu de l'image apparaît le cratère d'impact d'environ 250 km de diamètre et peu profond. Le plan de réflexion (là où les signaux réfléchissent) correspond à la couche de séparation entre le fond du cratère, situé de 1,5 à 2,5 kilomètres sous la surface, et les couches de matériaux de natures différentes qui le recouvrent.

Le cratère est vraisemblablement rempli, en partie, par de la matière riche en glace d'eau. Avant son enfouissement, le cratère a progressivement été rempli par la matière transportée par des fluides jusqu'à son recouvrement complet.

Selon les scientifiques, les autres échos qui n'ont rien à voir avec le cratère découvert sont certainement les signes d'existence d'autres cratères d'impact, également enfouis. Autrement dit, il s'agit de l'écho radar de plancher et de parois de cratères.

Les observations futures du radar MARSIS

Marsis est en service seulement depuis le mois de juin 2005. En décembre 2005, le péricentre de l'orbite de Mars Express sera de nouveau exposé à la nuit martienne. Il se sera alors rapproché du pôle Sud de la planète, ce qui permettra à Marsis de reprendre dans des conditions optimales ses observations de nuit pour scruter le sous-sol, cette fois dans l'hémisphère Sud.

A partir du printemps 2006, les sondages s'intensifieront car la sonde Mars Express sera sur une position orbitale idéale.

Pour explorer le sous-sol de la planète, Marsis doit se trouver à une altitude comprise entre 300 et 800 kilomètres. Le radar Marsis est conçu pour fonctionner à proximité du péricentre de l'orbite, lorsque la sonde passe au plus près de la surface de la planète. A chaque orbite, le radar est activé pendant 36 minutes au voisinage de ce point. Sur la totalité de ce créneau, les cinq premières et cinq dernières minutes sont consacrées au sondage de l'ionosphère, l'essentiel du temps, soit 26 minutes, allant à l'observation de la subsurface.

Pour le sondage de l'ionosphère, en revanche, Marsis a montré qu'il pouvait fournir des résultats acceptables jusqu'à 3000 kilomètres d'altitude.

Le spectromètre Omega

Les mesures du spectromètre Omega ont levé le voile sur une partie du passé de Mars et montré à l'évidence que de l'eau existait en grande quantité sur la planète rouge peu de temps après sa formation, il y a près de 4 milliards d'années. Il révèle une nouvelle histoire de la planète Mars au cours de laquelle l'eau a joué un grand rôle. Ces résultats ont des implications non seulement sur l'histoire climatique de la planète mais également sur l'habitabilité de la planète à un certain moment de son histoire.


Ce spectromètre qui fonctionne dans le visible et le proche infrarouge a cartographié pendant plus de 18 mois pratiquement la totalité de la surface de la planète. Il a fourni aux scientifiques des informations de moyennes résolutions, c'est-à-dire de 1 à 5 kilomètres, sur la composition minéralogique du sol martien. Omega a ainsi découvert des minerais qui impliquent la présence de grandes quantités d'eau sur de longues périodes. Reste que ces observations ne signifient pas pour autant la perduration de cette eau sous forme liquide sur une très longue période de l'histoire martienne.

Omega a deux types différents de minerais 'hydratés ; les phyllosilicates et les sulfates hydratés. Ces minerais 'hydratés' sont ainsi nommés en raison des grandes quantités d'eau qu'ils contiennent dans leur structure cristalline. Ils se sont formés à la suite d'un changement chimique qui a altéré des roches. Cependant, leurs processus de formation sont très distincts. Ils se sont produits dans deux environnements climatiques différents et à deux périodes différentes de l'histoire de la planète.

La détection de phyllosilicates est une découverte majeure d'Omega. Ce minerai a seulement été observé dans les terrains les plus vieux, fortement cratérisés, érodés, parfois à haute altitude. Cette argile se forme sous une couche d'eau de surface, ou dans un sous-sol gorgé d'eau. Bref, ils prouvent qu'à cette époque de l'eau liquide était disponible, en quantité et durablement, capable d'altérer les roches initiales de la planète.

Quant aux sulfates, ils se sont formés plus tard, plusieurs centaines de millions d'années après que Mars, à la suite d'un changement climatique global et cataclysmique, a crée le relief d'aujourd'hui. C'est de cet épisode que date la formation des sulfates découverts par Omega.

Le cas Marwth Vallis

La région de Marwth Vallis est très significative des découvertes du spectromètre Omega. Les images de la caméra HRSC de Marwth Vallis tendent à montrer une région où devait persister un écoulement important d'eau liquide. Or, les observations d'Omega ne montrent pas ça du tout. Le spectromètre a tracé la carte de répartition des minéraux riches en eau (ici en bleu) dans la région de Marwth Vallis. Aucun minerai ou sédiment hydraté n'a été détecté ni dans le canal ni dans son tracé. Cependant, son embouchure montre de fortes traces d'érosion qui mettent à nu des minerais riches en argile hydratée de formation ancienne, démontrant la présence d'eau dans des temps reculés.

Note

Mars est considérée comme ayant connu trois grandes périodes géologiques équivalentes à nos grandes aires géologiques terrestres: le Noachien avant 3,7 milliards d'années, l'Hespérien entre 3,7 et 2,9 - 3,1 milliards d'années et l'Amazonien de 2,9 - 3,1 milliards d'années jusqu'à aujourd'hui. (Les chiffres diffèrent selon le modèle de W. Hartman et celui de G. Neukum).