planetologie M Guiot sur Mars 13 Janv 2018

Mise à jour le 17 Janvier 2018

CONFÉRENCE de Michèle GUIOT

Professeur de Maths, étudiante à l’Obs de Paris

(Diplôme universitaire sur…Mars sous la direction d’A Doressoudiram)

sur « 60 ans d’exploration de Mars, bilan et perspectives »

Organisée par la SAF

Dans ses locaux, 3 rue Beethoven, Paris XVI

Le Samedi 13 Janvier 2018 à 15H00
à l'occasion de la réunion de la Commission de Planétologie.

Photos : JPM pour l'ambiance. (Les photos avec plus de résolution peuvent m'être demandées directement)

Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur. Voir les crédits des autres photos si nécessaire

J’ai mis la présentation des actualités sur ma liaison ftp elle est disponible au téléchargement et s’appelle.

60ans Mars-M-Guiot-planeto.pdf

Elle est dans le dossier PLANETOLOGIE SAF de la saison 2017-2018.

Ceux qui n'ont pas les mots de passe doivent me contacter avant.

BREF COMPTE RENDU

Cette présentation fait une synthèse des missions passées ou en cours, présente ensuite quelques-unes des avancées sur les connaissances de Mars faites grâce à ces missions et aborde aussi la question des futures missions.

Michèle est aussi membre de la commission de planétologie

Elle a soutenu son diplôme d’Université sous la direction d’Alain Doressoundiram en 2016/2017 ; on le trouve aussi à disposition dans les documents à télécharger (Exploration de Mars _Michèle Guiot_pdf) avec sa présentation.

Nous commencerons par un panorama général des missions spatiales depuis 60 ans.

Puis nous développerons quelques contributions de ces missions dans différents domaines : captures d’images, relief, eau, atmosphère…

Enfin nous évoquerons quelques missions futures qui devraient apporter des réponses aux nombreuses questions qui se posent encore.

Présentation classique de la planète Mars :

La Terre et Mars sont toutes deux dans cette zone habitable.

Mars est à 230 millions de km du soleil .Elle a un rayon 2 fois plus petit que la Terre, une obliquité voisine (25° contre 23° pour la Terre), elle a donc aussi des saisons. La durée des jours martiens est très proche de la nôtre (24H37min), une année dure 2 fois plus longtemps.

Il faut au minimum 6 mois pour atteindre Mars, en choisissant des conditions optimales qui ne se retrouvent que tous les 2 ans.

Ce diagramme représente le panorama général des 43 missions spatiales martiennes depuis 60 ans, en commençant par le haut. En marron ou jaune, les missions russes, en bleu foncé les missions américaines, en bleu clair les missions européennes. Les croix rouges sont des échecs. Au début, on a de simples survols (flyby) de Mars, puis viennent les mises en orbite (orbiter), enfin les atterrissages d’atterrisseurs fixes (lander) et d’atterrisseurs mobiles (rovers).

Clic sur l’image pour voir tous les détails.

Une autre image est représentative de toutes les missions martiennes, elle n’est bien visible qu’en haute résolution, là voici.

Synthèse des missions martiennes :

Le tableau de gauche (date de 2017) reprend le nombre de missions et d’échecs par pays.Vous pouvez voir que la Russie n’a pas eu de chance avec ses missions martiennes. Mais les États-Unis ont connu 5 échecs sur des missions parfois très coûteuses.

Au total, sur 43 missions, 22 ont été des échecs, soit plus de la moitié.

Dans le tableau du milieu, figurent les deux rovers américains opérationnels en 2017 et à droite les orbiteurs opérationnels à cette date.

On peut aussi voir cette représentation de la plupart des sondes et robots martiens du site HistroricSpacecraft

La famille des rovers US.

L’évolution des rovers au cours des années, tous ces rovers sont sortis des fertiles cerveaux du JPL à Pasadena Californie.

· Le plus petit : Sojourner de la mission Pathfinder des années 1996/97 (10kg)

· À gauche le robot MER (Spirit et Opportunity) qui se sont posés en 2004 (Opportunity a parcouru 45km) 184kg

· À droite, le plus gros de la famille, le rover Curiosty qui a atterri en 2012 (a parcouru 18km à ce jour, énergie nucléaire). 900kg

On passe en revue le relief martien : les dômes de Tharsis, le volcan Olympus Mons, Valles Marineris etc…

À propos d’Olympus Mons, c’est un volcan bouclier, étendu et formé par des laves fluides.

Les volcans boucliers de Mars ont des altitudes faramineuses à cause de l’absence de mouvements tectoniques et de l’accumulation de la lave en un même point chaud. (Contrairement aux volcans hawaïens par exemple qui sont multiples à cause de la tectonique des plaques)

Sa dernière activité remonterait à 100 millions d’années, mais ceci est controversé : les observations tendraient à prouver qu’une activité volcanique pourrait s’être produite il y a quelques millions d’années seulement.

Carte topographique des 2 hémisphères martiens, due à MGS et à son altimètre laser IR, le MOLA, très précis (précision 13m !!!).

Les taches bleues sont des zones de basse altitude.

Le niveau 0 a été défini comme celui où la pression atmosphérique est de 6 mb en moyenne.

Cette pression correspond au point triple de l’eau à une température de 0°.

À gauche, dans l’hémisphère Ouest, nous pouvons voir un cratère d’impact, Argyre, et Olympus Mons, sur le bord ouest du dôme de Tharsis. Des vallées de débâcle bien visibles débouchent dans la plaine Chryse.

À droite, dans l’hémisphère Est, on visualise bien la différence d’altitude entre les basses plaines du Nord et les hauts plateaux du Sud.

La tache bleue très foncée en bas représente Hellas, un énorme cratère d’impact profond de plus de 8 km.

Il y a une réelle dichotomie entre les deux hémisphères. Nous ne connaissons pas encore l’origine de cette dichotomie, qui se serait formée dès le début de l’histoire de Mars.

Une équipe du CNRS et S. Bouley de Paris Sud travaillent sur une hypothèse qui pourrait expliquer cette dichotomie.

Michèle nous présente ensuite une coupe altimétrique très intéressante de Mars, elle est faite au méridien zéro.

Coupe effectuée au niveau du méridien zéro avec le MOLA.

Le méridien 0 a été défini en 1830 par des astronomes comme celui passant par un cratère bien visible, le cratère d’Airy.

Du pôle Nord à gauche, au pôle Sud à droite, on retrouve les basses plaines et les hauts plateaux, en passant par la transition d’Arabia Terra.

Les pôles culminent à cause d’accumulation de poussières piégées dans les glaces.

Les différentes ères martiennes.

On date les terrains martiens à l’aide des nombres de cratères et ceci en comparaison avec ceux de la Lune.

Les échantillons ramenés par Apollo ont permis de dater de façon absolue ces terrains en établissant une correspondance entre le nombre de cratères et l’âge. Plus il y a de cratères, plus le terrain est ancien. Cette méthode a été adaptée à Mars, grâce à un comptage précis des cratères permis par la caméra haute résolution HRSC de Mars Express

On définit 3 ères géologiques (échelle Hartmann et Neukum) : (voir aussi Wikipedia)

1. Le Noachien, qui correspond aux terrains fortement cratérisés de l’hémisphère sud. Mars avait alors un champ magnétique, une atmosphère épaisse. On suppose qu’avec l’effet de serre, le climat a pu être plus chaud, et que l’eau a pu couler en surface.

La fin du Noachien a été marquée par le grand bombardement tardif qui a creusé les énormes cratères d’impact Hellas et Argyre. Comme ils n’ont pas de trace de champ magnétique, on pense que celui-ci a disparu avant leur formation. La disparition de ce champ magnétique va entraîner le changement climatique sur Mars.

2. L’Hespérien, dont les terrains sont moins cratérisés, est marqué par une intense activité volcanique. La lave recouvre alors les basses plaines du Nord. Mais l’absence de champ magnétique provoque l’échappement de l’atmosphère et le refroidissement rapide du coeur de la planète à cause de sa petite taille. Le climat refroidit, l’eau gèle et s’enfouit dans le sol.

3. L’Amazonien, qui caractérise les terrains les moins cratérisés de l’hémisphère Nord. À cause du refroidissement, l’intensité volcanique diminue au fil du temps. Le climat est sec et froid.

Si Mars a gardé à sa surface une bonne partie de son histoire géologique à cause de l’absence de tectonique de plaques, le volcanisme très important à certaines périodes a effacé des traces de son histoire.

Une autre échelle chronologique, basée sur les minéraux, a pu être définie grâce aux observations des sondes spatiales, elle a été définie par notre ami Jean Pierre Bibring :

Elle est basée sur les cartes d’abondance de minéraux fournies par les orbiteurs. Son échelle distingue également 3 périodes, aux mêmes dates que l’échelle précédente.

JPB est responsable du spectro imageur OMEGA de Mars Express

Les vallées et l’eau.

Il y a sur Mars deux types de vallées bien distincts correspondant à des temps géologiques différents.

· Les réseaux fluviatiles se retrouvent sur les terrains anciens de l’hémisphère sud. On estime leurs débits à quelques milliers de m3/s, comparables à celui du fleuve Danube actuellement. Un bel exemple est la vallée Nirgal. Correspondent-elles comme le pense S Bouley au basculement de Mars (dû au dôme Tharsis) qui aurait entrainé un glissement de la croûte ?

· Les vallées de débâcle datent d’une époque où le volcanisme était intense. Elles sont plus récentes que les précédentes. Elles avaient des débits de plusieurs centaines de milliers de m3/s, beaucoup plus élevés que celui du fleuve Amazone aujourd’hui. Elles peuvent faire jusqu’à 500 km de large. Exemple ces fleuves qui débouchent dans Chryse Planitia.

Il y a aussi le mystère des ravines (gullies) qui se forment sur les pentes froides en hiver.

On n’est pas certains qu’elles soient dues qu’à un écoulement liquide.

Il semble bien que l’on ait trouvé une explication sur ces coulures noires périodiques observées sur certaines pentes de Mars.

Y a-t-il eu un océan dans l’hémisphère Nord?

C’est une question encore controversée : La plaine Chryse a été recouverte par la lave, et seuls subsistent quelques signes qui pourraient accréditer l’hypothèse d’un océan

Les calottes polaires sont différentes l’une l’autre,

· la calotte Nord est constituée de glace d’eau, et s’étend sur une largeur de 1000 km, avec une épaisseur de 3 km.

· la calotte Sud est constituée d’un mélange de glace d’eau et de glace de CO2. Elle fait 400 km de large.

Ces deux calottes se couvrent en plus de givre de CO2 en hiver, en été celle-ci se sublime et va se condenser sur la calotte du pôle opposé.

Une grande quantité de poussière reste piégée dans la glace, cette accumulation de poussières est à l’origine de la haute altitude des pôles.

On ne se pose donc plus de question concernant l’eau sur Mars, elle a coulé dans un passé lointain, c’est à peu près sûr.

D’ailleurs la sonde Mars Odyssey, équipée d’un détecteur de neutrons a mis au jour des concentrations d’H (donc d’eau) dans de nombreux endroits sur Mars comme on le voit sur la carte en bleu ci dessus. Elle représente l’abondance de l’eau jusqu’à 2m de profondeur.

L’atmosphère.

On sait que Mars a perdu son atmosphère à cause de deux facteurs principalement :

· Absence de champ magnétique (Mars plus petite que la Terre s’est refroidie plus vite, le noyau s’est figé !) protégeant la planète du vent solaire, celui-ci a balayé la planète de son atmosphère.

· La planète étant plus petite, sa gravité est plus faible que la Terre, cela participe aussi à l’échappement de l’atmosphère dans l’espace

Mars a perdu une grande partie de son atmosphère. Ce schéma nous montre par quels processus les ultraviolets et le vent solaire représentés à gauche font s’échapper l’atmosphère de Mars représentée à droite.

Le vent solaire et son champ magnétique ionisent des molécules et projettent ces ions dans la haute atmosphère d’où ils s’échappent. C’est l’échappement ionique indiqué en brun sur le schéma.

On a aussi un échappement neutre, soit de particules légères telles que H, soit de particules percutées par des ions en train de s'échapper. La sonde Maven a permis de quantifier l'échappement : 65% de l'atmosphère s'est ainsi échappée depuis la formation de Mars.

L'atmosphère de Mars a été aussi dense par le passé que celle de la Terre

Les questions en suspens.

Les nombreuses missions spatiales ont répondu à de nombreuses questions, mais en ont fait poser beaucoup d’autres, notamment :

· D’où vient la dichotomie observée entre les deux hémisphères?

· Comment dater précisément les roches de Mars et les ères géologiques?

· Y a-t-il eu un océan dans l’hémisphère Nord?

· Quelles sont les origines et les débouchés des vallées?

· Y a-t-il eu et y a-t-il encore de la vie sous forme de bactéries extrêmophiles par exemple ? Curiosity a bien observé des bouffées de méthane, mais on ne sait pas si le processus à l’origine de ces bouffées est chimique ou biologique.

Les missions futures ont pour objectifs d’apporter quelques éléments de réponses à toutes ces questions.

Les futures missions :

· Insight (2018) NASA avec équipements CNES

· Mars 2020, Rover, un clone plus performant (prise d’échantillons mais restant sur Mars !) de Curiosity NASA avec instruments Lesia et Cnes

· ExoMars 2020 ESA et Russie, on va forer à 2m de profondeur.

Conclusion.

Je cite notre conférencière :

En conclusion, Mars a beaucoup de similitudes avec la Terre, elle a sans doute connu un climat chaud et humide dans le passé, avec de l’eau liquide, comme le prouvent les vallées que nous pouvons observer à sa surface. Proche de nous, elle est accessible aux hommes et à ses robots.

Une meilleure connaissance de Mars permettrait de mieux comprendre la formation de la Terre, celle du système solaire, et peut-être aussi les conditions d’émergence de la vie dans l’Univers.

L’exploration spatiale a permis des progrès techniques considérables.

Elle s’appuie sur des coopérations fructueuses entre pays et des complémentarités entre missions.

Celles-ci ont déjà fourni des données et des résultats considérables.

Mais de nombreuses questions restent ouvertes, auxquelles les missions futures devraient apporter des réponses.