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« Eau sur Mars » : différence entre les versions

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[[Image:Mars Valles Marineris.jpeg|thumb|Mars aujourd'hui, vue depuis une [[Programme Viking|sonde ''Viking'']].]]
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il n' y a pas d'eau sur mars
L''''eau sur Mars''' est l'[[eau]] présente sur la [[planète]] [[Mars (planète)|Mars]], quelle que soit la forme ([[état solide|solide]], [[liquide]], [[gaz]]euse, roche [[hydrate|hydratée]]{{etc.}}) sous laquelle elle s'y trouve. Le sol martien, d'après les dernières analyses<ref>Décembre 2013.</ref>, contient entre 1,5 et 3 % d'eau. Seule une petite quantité de [[vapeur d'eau]] est présente dans son atmosphère<ref name="ucar">{{Lien web|url=http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/mars/exploring/MGS_water_clouds.html| titre=Mars Global Surveyor Measures Water Clouds| consulté le=7 mars 2009}}.</ref>.

Des preuves directes et indirectes de la présence d'eau sur ou [[Géologie de la planète Mars|sous la surface]] ont été apportées<ref>{{Lien web|titre=Water at Martian south pole|url=http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMYKEX5WRD_0.html|date=17 mars 2004|consulté le=29 septembre 2009}}.</ref>, telles que des lits de ruisseaux<ref name="history.nasa.gov">{{Lien web|titre=ch4|url=http://history.nasa.gov/SP-441/ch4.htm|éditeur=History.nasa.gov|date=|consulté le=19 décembre 2010}}.</ref>{{,}}<ref name="Harrison 2005">{{article |langue=en |prénom1=K |nom1=Harrison |prénom2=R. |nom2=Grimm |titre=Groundwater-controlled valley networks and the decline of surface runoff on early Mars |journal=Journal of Geophysical Research |volume=110 |année=2005 |doi=10.1029/2005JE002455 |bibcode=2005JGRE..11012S16H |author-separator=, |author-name-separator= }}.</ref>{{,}}<ref name="Howard, A. 2005">{{article |langue=en |prénom1=A. |nom1=Howard |prénom2=Jeffrey M. |nom2=Moore |prénom3=Rossman P. |nom3=Irwin |titre=An intense terminal epoch of widespread fluvial activity on early Mars: 1. Valley network incision and associated deposits |journal=Journal of Geophysical Research |volume=110 |année=2005 |doi=10.1029/2005JE002459 |bibcode=2005JGRE..11012S14H }}.</ref>, les calottes polaires, des mesures [[spectroscopie|spectroscopiques]]<ref name="Kieffer1992">{{Ouvrage|langue=en|auteur1=Hugh H. Kieffer|titre=Mars|sous-titre=Maps|éditeur=University of Arizona Press|lieu=Tucson|année=1992|numéro d'édition=2|pages totales=1498|isbn=978-0-8165-1257-7|lccn=92010951|lire en ligne=https://books.google.com/books?id=NoDvAAAAMAAJ|consulté le=7 mars 2011}}.</ref>, des cratères [[érosion|érodés]] et des [[minéral|minéraux]] dont l'existence est liée directement à la présence d'eau liquide , de l'[[hématite]] cristalline grise, des [[phyllosilicate]]s, de l'[[opale]]<ref>{{lien web|langue=en|titre=New Signs That Ancient Mars Was Wet|url=http://www.space.com/6033-signs-ancient-mars-wet.html|éditeur=[[Space.com]]|date=28 octobre 2008|consulté le=10 février 2013}}.</ref> et des [[sulfate]]s<ref name="Itv.com">{{lien brisé|langue=en|url=http://www.itv.com/news/articles/Was-there-life-on-mars-930980581.html|titre=Articles &#124; Was there life on Mars? – ITV News|éditeur=Itv.com|consulté le=19 décembre 2010}}.</ref>{{,}}<ref>Glotch, T. et P. Christensen. 2005. Geologic and mineralogical mapping of Aram Chaos: Evidence for water-rich history. J. Geophys. Res. 110. {{doi|10.1029/2004JE002389}}.</ref>.

Grâce aux caméras plus perfectionnées présentes sur les orbiteurs martiens tels que [[Viking]], [[Mars Odyssey]], [[Mars Global Surveyor]], [[Mars Express]], et les photographies d'anciens lacs prises par [[Mars Reconnaissance Orbiter]]<ref name="Irwin III 2005">{{article |langue=en| nom1= Irwin | prénom1= Rossman P. | nom2= Howard | prénom2= Alan D. | nom3= Craddock | prénom3= Robert A. | nom4= Moore | prénom4= Jeffrey M. | titre= An intense terminal epoch of widespread fluvial activity on early Mars: 2. Increased runoff and paleolake development | journal=Journal of Geophysical Research | volume= 110 | année= 2005 | doi = 10.1029/2005JE002460 | bibcode=2005JGRE..11012S15I}}.</ref>{{,}}<ref name="Fassett2008">{{article |langue=en| doi = 10.1016/j.icarus.2008.06.016 | nom1 = Fassett | prénom1 = C. | nom2 = Head | prénom2 = III | author-separator =, | author-name-separator= | année = 2008 | titre = Valley network-fed, open-basin lakes on Mars: Distribution and implications for Noachian surface and subsurface hydrology | journal=Icarus | volume = 198 | pages = 37–56 | bibcode=2008Icar..198...37F}}.</ref>{{,}}<ref name="lpi.usra.edu">{{article |langue=en| nom1=Parker |prénom1= T. |année= 2000 | titre=Argyre Planitia and the Mars Global Hydrologic Cycle| volume=XXXI | bibcode = 2000LPI....31.2033P | journal=Lunar and Planetary Science | url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/2033.pdf | format=PDF | nom2=Clifford | prénom2=S. M. | nom3=Banerdt | prénom3=W. B. | page=2033}}.</ref>{{,}}<ref name="Heisinger2002">{{article |langue=en| doi = 10.1016/S0032-0633(02)00054-5 | nom1 = Heisinger | prénom1 = H. | nom2 = Head | prénom2 = J. | author-separator =, | author-name-separator= | année = 2002 | titre = Topography and morphology of the Argyre basin, Mars: implications for its geologic and hydrologic history | journal=Planet. Space Sci. | volume = 50 | pages = 939–981 | bibcode=2002P&SS...50..939H | numéro = 10–11}}.</ref>{{,}}<ref name="ISBN 978-0-521-87201-0">{{ISBN|978-0-521-87201-0}}.</ref>{{,}}<ref name="Moore2001">{{article |langue=en| doi = 10.1006/icar.2001.6736 | nom1 = Moore | prénom1 = J. | nom2 = Wilhelms | prénom2 = D. | author-separator =, | author-name-separator= | année = 2001 | titre = Hellas as a possible site of ancient ice-covered lakes on Mars | journal=Icarus | volume = 154 | pages = 258–276 | bibcode=2001Icar..154..258M | numéro = 2}}.</ref>{{,}}<ref name="http">{{article |langue=en| nom1=Weitz |prénom1= C. |prénom2= T. |nom2=Parker |année= 2000 |titre= New evidence that the Valles Marineris interior deposits formed in standing bodies of water | journal=Lunar and Planetary Science |volume= XXXI | bibcode = 2000LPI....31.1693W | url =http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1693.pdf | format=PDF | page=1693}}.</ref>, d'anciennes vallées fluviales<ref name="history.nasa.gov"/>{{,}}<ref name="Morton, O 2002">Morton, O. 2002. Mapping Mars. Picador, NY, NY.</ref> une glaciation étendue<ref>{{article |langue=en| nom1= Head | prénom1= JW | nom2= Neukum | prénom2= G | nom3= Jaumann | prénom3= R | nom4= Hiesinger | prénom4= H | nom5= Hauber | prénom5= E | nom6= Carr | prénom6= M | nom7= Masson | prénom7= P | nom8= Foing | prénom8= B | nom9= Hoffmann | prénom9= H | titre= Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation, flow and glaciation on Mars | journal= Nature | volume= 434 | numéro= 7031 |pages= 346–350 | année= 2005 | pmid = 15772652 | doi= 10.1038/nature03359 |bibcode = 2005Natur.434..346H }}.</ref>{{,}}<ref>Head, J. et D. Marchant. 2006. Evidence for global-scale northern mid-latitude glaciation in the Amazonian period of Mars: Debris-covered glacial and valley glacial deposits in the 30 - 50 N latitude band. Lunar. Planet. Sci. 37. Abstract 1127.</ref>{{,}}<ref>Head, J. et D. Marchant. 2006. Modifications of the walls of a Noachian crater in Northern Arabia Terra (24 E, 39 N) during northern mid-latitude Amazonian glacial epochs on Mars: Nature and evolution of Lobate Debris Aprons and their relationships to lineated valley fill and glacial systems. Lunar. Planet. Sci. 37. Abstract 1128.</ref>{{,}}<ref>Head, J. {{et al.}}, 2006, ''Modification of the dichotomy boundary on Mars by Amazonian mid-latitude regional glaciation'', ''Geophys. Res. Lett.'' 33.</ref>{{,}}<ref>Garvin, J. {{et al.}}, 2002. Lunar Planet. Sci: 33. Abstract # 1255.</ref> se sont accumulées. Outre la confirmation visuelle de l'eau grâce à une immense collection d'images, le ''[[2001 Mars Odyssey#Le spectromètre à rayons gamma GRS|Gamma Ray Spectrometer]]'' (un [[spectromètre]] à [[rayon gamma|rayons gamma]] de la sonde [[2001 Mars Odyssey]]) en orbite a trouvé de la glace juste sous la surface d'une grande partie de la planète<ref name="mars.jpl.nasa.gov">{{lien web|langue=en|url=http://mars.jpl.nasa.gov/odyssey/newsroom/pressreleases/20020528a.html |titre=Mars Odyssey: Newsroom |éditeur=Mars.jpl.nasa.gov |date=28 mai 2002|consulté le=19 décembre 2010}}.</ref><!---{{,}}<ref name="space.com">[http://www.space.com/astronomy/mars_water_030725.html ]{{dead link|date=décembre 2010}}.</ref>--->{{,}}<ref name="Feildman, T. 2004">{{article |langue=en| année=2004 | nom1=Feldman | prénom1=W. C. |titre= Global distribution of near-surface hydrogen on Mars | journal=J. Geographical Research |volume= 109 |doi = 10.1029/2003JE002160 | bibcode=2004JGRE..10909006F}}.</ref>. De plus, des études radar ont permis de découvrir de la glace pure dans des formations que l'on croyait être des glaciers<ref>{{lien web|langue=en|url=http://www.planetary.brown.edu/pdfs/3733.pdf |titre=Radar evidence for ice in lobate debris aprons in the mid-northern latitudes of Mars |éditeur=Planetary.brown.edu |date= |consulté le=10 février 2013}}.</ref>{{,}}<ref>Head, J. {{et al.}}, 2005. Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation, flow and glaciation on Mars. Nature: 434. 346-350.</ref>{{,}}<ref>{{lien web|langue=en|auteur=Source: Brown University Posted Monday, October 17, 2005 |url=http://www.marstoday.com/news/viewpr.html?pid=18050 |titre=Mars' climate in flux: Mid-latitude glaciers &#124; SpaceRef - Your Space Reference |éditeur=Marstoday.com |date=17 octobre 2005 |consulté le=10 février 2013}}.</ref>{{,}}<ref>{{lien web|langue=en|auteur=&nbsp;|&nbsp; Contact: Richard Lewis&nbsp;|url=http://news.brown.edu/pressreleases/2008/04/martian-glaciers |titre=Glaciers Reveal Martian Climate Has Been Recently Active &#124; Brown University News and Events |éditeur=News.brown.edu |date=23 avril 2008 |consulté le=10 février 2013}}.</ref>{{,}}<ref>Plaut, J. {{et al.}}, 2008. Radar Evidence for Ice in Lobate Debris Aprons in the Mid-Northern Latitudes of Mars. Lunar and Planetary Science XXXIX. 2290.pdf.</ref>{{,}}<ref>Holt, J. {{et al.}}, 2008. Radar Sounding Evidence for Ice within Lobate Debris Aprons near Hellas Basin, Mid-Southern Latitudes of Mars. Lunar and Planetary Science XXXIX. 2441.pdf.</ref>. L'atterrisseur [[Phoenix (sonde spatiale)|Phoenix]] a mis au jour de la glace lors de son atterrissage, a observé la disparition de blocs de glace<ref name=Press>[http://www.nasa.gov/mission_pages/phoenix/news/phoenix-20080619.html Bright Chunks at ''Phoenix'' Lander's Mars Site Must Have Been Ice] – Official NASA press release (June 19, 2008).</ref>{{,}}<ref name="Rayl">{{lien web|langue=en
| nom1 = Rayl
| prénom = A. j. s.
| titre = ''Phoenix'' Scientists Confirm Water-Ice on Mars
| série=[http://planetary.org/ The Planetary Society web site]
| éditeur=[[Planetary Society]]
| date = 21 juin 2008
| url = http://www.planetary.org/news/2008/0621_Phoenix_Scientists_Confirm_WaterIce_on.html
| consulté le =23 juin 2008}}.</ref>{{,}}<ref name="Confirmation of Water on Mars">{{lien web|langue=en|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/phoenix/news/phoenix-20080620.html |titre=Confirmation of Water on Mars |éditeur=Nasa.gov |date=20 juin 2008|consulté le=19 décembre 2010}}.</ref>, a détecté des chutes de neige<ref name="Witeway2009">{{article |langue=en| nom1 = Witeway | prénom1 = J. | année = 2009 | nom2 = Komguem | prénom2 = L | nom3 = Dickinson | prénom3 = C | nom4 = Cook | prénom4 = C | nom5 = Illnicki | prénom5 = M | nom6 = Seabrook | prénom6 = J | nom7 = Popovici | prénom7 = V | nom8 = Duck | prénom8 = TJ | nom9 = Davy | prénom9 = R | titre = Mars Water-Ice Clouds and Precipation | journal=Science | volume = 325 | numéro = 5936| pages = 68–70 | pmid = 19574386 | doi = 10.1126/science.1172344 |bibcode = 2009Sci...325...68W }}.</ref> et a même vu des gouttes d'eau liquide<ref name="Sciencedaily.com">{{lien web|langue=en|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2009/03/090319232438.htm |titre=Liquid Saltwater Is Likely Present On Mars, New Analysis Shows |éditeur=Sciencedaily.com |date=20 mars 2009 |consulté le=20 août 2011}}.</ref>{{,}}<ref name="ISBN 978-1-60598-176-5">{{ISBN|978-1-60598-176-5}}.</ref>{{,}}<ref name="Renno2009">{{article |langue=en| doi = 10.1029/2009JE003362 | titre = Possible physical and thermodynamical evidence for liquid water at the Phoenix landing site | année = 2009 | nom1 = Rennó | prénom1 = Nilton O. | nom2 = Bos | prénom2 = Brent J. | nom3 = Catling | prénom3 = David | nom4 = Clark | prénom4 = Benton C. | nom5 = Drube | prénom5 = Line | nom6 = Fisher | prénom6 = David | nom7 = Goetz | prénom7 = Walter | nom8 = Hviid | prénom8 = Stubbe F. | nom9 = Keller | prénom9 = Horst Uwe | journal = Journal of Geophysical Research | volume = 114 |bibcode=2009JGRC..11400E03R}}.</ref>.

[[Image:Tharsis-PIA02049.jpg|vignette|[[Nuage]]s de glace d'eau au-dessus de [[Tharsis Montes]].|200px]]

== Données actuelles et hypothèses ==


=== Variations au cours du temps ===
=== Variations au cours du temps ===
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=== Programme Viking (1975-1980) ===
=== Programme Viking (1975-1980) ===
En découvrant de nombreuses structures géologiques qui sont formées habituellement à partir de grandes quantités d'eau, les orbiteurs [[programme Viking|Viking]] ont révolutionné l'idée qu'on se faisait de l'eau sur Mars. D'immenses vallées fluviales ont été trouvées à de nombreux endroits. Elles ont montré que les crues de l'eau ont franchi des digues, creusé de profondes vallées, érodé la [[roche mère]] en formant des sillons et parcouru des milliers de kilomètres<ref name="history.nasa.gov"/>. De grandes zones dans l'hémisphère sud possédaient des [[Géologie de la planète Mars#Formations vraisemblablement d'origine hydrologique|réseaux de vallées]] embranchés, suggérant qu'il y avait eu des pluies. On pense que les flancs de certains volcans ont été exposés à la pluie car ils ressemblent à ceux des volcans [[Hawaï|hawaiiens]]<ref>{{lien web|langue=en|url=http://history.nasa.gov/SP-441/ch5.htm |titre=ch5 |éditeur=History.nasa.gov |consulté le=19 décembre 2010}}.</ref>. De nombreux cratères ressemble à si l'impacteur était tombé dans de la boue. Lorsqu'ils se sont formés, la glace dans le sol a pu fondre, transformant la terre en boue, laquelle s'est ensuite écoulée en surface<ref>{{Lien web|url=http://history.nasa.gov/SP-441/ch7.htm |titre=ch7 |éditeur=History.nasa.gov |consulté le=19 décembre 2010}}.</ref>. En temps normal, les matériaux issus d'un impact s'élèvent puis redescendent. Ils ne s'écoulent pas sur la surface, contournant les obstacles, comme ils le font sur certains cratères martiens<ref name="Kieffer1992"/>{{,}}<ref name="Raeburn">Raeburn, P. 1998. Uncovering the Secrets of the Red Planet Mars. National Geographic Society. Washington D.C.</ref>{{,}}<ref name="Moore">Moore, P. {{et al.}}, 1990. The Atlas of the Solar System. Mitchell Beazley Publishers NY, NY.</ref>. Des régions, appelées « Terrain chaotique », semblaient avoir rapidement perdu de grands volumes d'eau qui ont formé de grands canaux en aval. La quantité d'eau en cause étaient pratiquement inimaginable, atteignant dix mille fois le débit du [[Mississippi (fleuve)|Mississippi]] pour certains écoulements<ref name="Morton, O 2002"/>. Un volcanisme souterrain pourrait avoir fait fondre de la glace, l'eau se serait écoulée et le sol se serait effondré, laissant un terrain chaotique.
En découvrant de nombreuses structures géologiques qui sont formées habituellement à partir de grandes quantités d'eau, les orbiteurs [[programme Viking|Viking]] ont révolutionné l'idée qu'on se faisait de l'eau sur Mars. D'immenses vallées fluviales ont été trouvées à de nombreux endroits. Elles ont montré que les crues de l'eau ont franchi des digues, creusé de profondes vallées, érodé la [[roche mère]] en formant des sillons et parcouru des milliers de kilomètres<ref name="history.nasa.gov">{{Lien web |titre=ch4 |url=http://history.nasa.gov/SP-441/ch4.htm |éditeur=History.nasa.gov |date= |consulté le=19 décembre 2010}}.</ref>. De grandes zones dans l'hémisphère sud possédaient des [[Géologie de la planète Mars#Formations vraisemblablement d'origine hydrologique|réseaux de vallées]] embranchés, suggérant qu'il y avait eu des pluies. On pense que les flancs de certains volcans ont été exposés à la pluie car ils ressemblent à ceux des volcans [[Hawaï|hawaiiens]]<ref>{{lien web|langue=en|url=http://history.nasa.gov/SP-441/ch5.htm |titre=ch5 |éditeur=History.nasa.gov |consulté le=19 décembre 2010}}.</ref>. De nombreux cratères ressemble à si l'impacteur était tombé dans de la boue. Lorsqu'ils se sont formés, la glace dans le sol a pu fondre, transformant la terre en boue, laquelle s'est ensuite écoulée en surface<ref>{{Lien web|url=http://history.nasa.gov/SP-441/ch7.htm |titre=ch7 |éditeur=History.nasa.gov |consulté le=19 décembre 2010}}.</ref>. En temps normal, les matériaux issus d'un impact s'élèvent puis redescendent. Ils ne s'écoulent pas sur la surface, contournant les obstacles, comme ils le font sur certains cratères martiens<ref name="Kieffer1992">{{Ouvrage|langue=en|auteur1=Hugh H. Kieffer|titre=Mars|sous-titre=Maps|lieu=Tucson|éditeur=University of Arizona Press|année=1992|numéro d'édition=2|pages totales=1498|isbn=978-0-8165-1257-7|lccn=92010951|lire en ligne=https://books.google.com/books?id=NoDvAAAAMAAJ|consulté le=7 mars 2011}}.</ref>{{,}}<ref name="Raeburn">Raeburn, P. 1998. Uncovering the Secrets of the Red Planet Mars. National Geographic Society. Washington D.C.</ref>{{,}}<ref name="Moore">Moore, P. {{et al.}}, 1990. The Atlas of the Solar System. Mitchell Beazley Publishers NY, NY.</ref>. Des régions, appelées « Terrain chaotique », semblaient avoir rapidement perdu de grands volumes d'eau qui ont formé de grands canaux en aval. La quantité d'eau en cause étaient pratiquement inimaginable, atteignant dix mille fois le débit du [[Mississippi (fleuve)|Mississippi]] pour certains écoulements<ref name="Morton, O 2002">Morton, O. 2002. Mapping Mars. Picador, NY, NY.</ref>. Un volcanisme souterrain pourrait avoir fait fondre de la glace, l'eau se serait écoulée et le sol se serait effondré, laissant un terrain chaotique.


Les images ci-dessous, parmi les meilleures prises par les orbiteurs Viking, sont des mosaïques de nombreuses petits images en haute résolution.
Les images ci-dessous, parmi les meilleures prises par les orbiteurs Viking, sont des mosaïques de nombreuses petits images en haute résolution.

Version du 5 octobre 2023 à 16:40

Une vue d'artiste de ce à quoi la planète Mars a pu ressembler, sur la base de données géologiques.
Mars aujourd'hui, vue depuis une sonde Viking.

il n' y a pas d'eau sur mars

Variations au cours du temps

Il est aujourd'hui généralement admis que Mars a possédé de grandes quantités d'eau très tôt dans son histoire[1], période durant laquelle neige et pluie tombaient sur la planète, créant rivières, lacs et peut-être même océans[2],[3],[4]. De grands dépôts d'argile ont été produits. La vie a peut-être même vu le jour. De grandes surfaces d'eau liquide ont disparu, mais les changements climatiques ont fréquemment déposé de grandes quantités de matériaux riches en eau aux moyennes latitudes[5],[6],[7],[8]. À partir de ces matériaux, des glaciers et d'autres formes de sols gelés ont pu se former. De petites quantités d'eau ont probablement fondu sur des pentes escarpées de temps en temps et produit des ravins[9],[10]. Des observations ont également permis de détecter des changements annuels sur certaines pentes qui pourraient être dus à de l'eau liquide[11],[12].

Les conditions actuelles sur la surface de la planète — la température moyenne sur Mars est d'environ −65 °C —, à l'exception de l'équateur, ne permettent donc pas l'existence à long terme d'eau douce liquide ou d'eau légèrement salée. Malgré cela, les recherches suggèrent que, dans le passé, il y avait de l'eau liquide s'écoulant sur toute la surface de la planète[13],[14], créant de grandes surfaces semblables aux océans de la Terre[15],[16],[17],[18]. Toutefois, la question demeure de savoir où l'eau est allée[19]. Selon Steve Squyres, chercheur principal de la mission Mars Exploration Rover (MER), « L'idée [de l'eau douce liquide, ou légèrement salée sur Mars a] été résolue. Elle a été résolue par Spirit, elle a été résolue par Opportunity, elle a été résolue par Curiosity, elle a été également largement résolue en orbite »[20],[21].

Succession de photographies du cratère Newton : un ruissellement d'eau liquide salée pourrait avoir provoqué les traînées sombres sur ses bords.

Il n'en va pas de même des saumures : l'eau très salée, présente dans les canyons sur l'équateur[22], pourrait créer une hydrosphère. Bien que Mars soit actuellement très froide, de l'eau pourrait donc exister sous forme liquide si elle contient des sels[23]. On s'attendait donc à en trouver en surface[24]. Et, en effet, le , la NASA annonce que des analyses des images en provenance de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter confirmeraient la présence d'eau liquide sur Mars sous forme de sels hydratés[25],[26]. Néanmoins, cette hypothèse a de nombreuses contradictions, pointé par un article de mars 2017[27]. En effet, les quantités d'eau nécessaires pour expliquer ces sources d'eau chaque année ne sont pas suffisantes dans l'atmosphère. La source souterraine est aussi très improbable car les RSL se forment parfois sur des sommets. La nouvelle théorie propose l'effet de pompe de Knudsen comme déclencheur des écoulements qui seraient totalement à sec[27].

Il reste aujourd'hui peu d'eau dans les calottes glaciaires et dans l'atmosphère de la planète, ce qui est généralement interprété comme dû à une perte d'eau dans l'espace. Le rapport D/H dans l'atmosphère est en accord avec cette hypothèse mais elle est difficile à concilier avec d'autres contraintes. En 2021, une étude du dégazage volcanique, de la fuite atmosphérique et de l'hydratation crustale, intégrant les contraintes apportées par les orbiteurs, les rovers et les météorites martiennes, indique que le volume d'eau était originellement équivalent à une couche globale de 100 à 1 500 mètres d'épaisseur, mais que la part de cette eau participant au cycle hydrologique a diminué de 40 à 95 % au cours du Noachien (4,1–3,7 Ga), atteignant les valeurs actuelles vers 3,0 Ga, tandis que 30 à 99 % de l'eau martienne a été séquestrée par l'hydratation des minéraux de la croûte de la planète, où elle serait encore enfouie[28],[29].

Comparaison avec la Terre

L'eau est moins abondante sur Mars qu'elle ne l'est sur la Terre, du moins dans ses états liquide et gazeux. La plupart de l'eau connue est bloquée dans la cryosphère (pergélisol et calottes polaires), sous forme de glace, et il n'y a pas d'eau douce liquide à la surface. En effet, la faible valeur de la pression de son atmosphère (0,66 millibars), qui peut varier de 30 % au cours de l'année, ne permet pas à l'eau liquide de s'y maintenir : tant que la pression partielle en H2O est inférieure sur une planète à 6,1 millibars, l'eau ne peut exister que sous forme de vapeur ou de glace.

Dans un article paru dans le Journal of Geophysical Research, les scientifiques ont publié une étude sur le lac Vostok en Antarctique et ont découvert qu'elle pourrait avoir des répercussions sur la présence actuelle d'eau liquide sur Mars. Grâce à leurs recherches, les scientifiques sont venus à la conclusion que si le lac Vostok existait avant que la glaciation ne commence, il est probable que le lac n'ait pas gelé entièrement jusqu'au fond. En raison de cette hypothèse, les scientifiques disent que si l'eau liquide avait existé avant les calottes polaires de Mars, il est probable qu'il y a encore de l'eau liquide en dessous de la calotte glaciaire[30] ; ce qui a été très probablement confirmé par radar en juillet 2018 : en effet, un article de la revue Science (25 juillet 2018) affirme qu'une étendue d'eau liquide stable, de 20 km de large, pourrait se situer à 1,5 km sous la glace du pôle sud de Mars.

Informations fournies par les météorites martiennes

L'analyse isotopique de l'uranium, du thorium et du plomb dans des zircons extraits de NWA 7034 et NWA 7533 (deux masses d'une même météorite martienne) a permis de mettre en évidence deux épisodes d'altération par de l'eau liquide : un premier entre 1,7 et 1,5 milliard d'années, déjà identifié dans d'autres météorites martiennes, et un second beaucoup plus récent : entre 227 et 56 millions d'années (Amazonien tardif). La découverte d'eau liquide dans un passé aussi proche implique que Mars a pu avoir de l'eau en sub-surface pendant quasiment toute son histoire, au moins localement, et que c'est peut-être encore le cas de nos jours[31],[32].

Informations fournies par les sondes spatiales

Méandre dans la Scamander Vallis, vu par Mars Global Surveyor. De telles images impliquent que de grandes quantités d'eau ont coulé par le passé à la surface de Mars.

Des détails sur la façon dont l'eau a été découverte peuvent être trouvés dans les sections suivantes sur les divers robots qui ont été envoyés vers Mars, en orbite ou ayant atterri. En outre, un certain nombre d'éléments de preuves indirectes sont listés ici. Étant donné que plusieurs missions (Mars Odyssey, Mars Global Surveyor, Mars Reconnaissance Orbiter, Mars Express, Mars Opportunity Rover et Mars Curiosity Rover) sont toujours en train d'envoyer des données depuis la planète rouge, des découvertes continuent d'être faites. Ainsi, la NASA annonce le la découverte par le rover Curiosity de la preuve de l'existence d'un ancien cours d'eau suggérant un « puissant flux » d'eau sur Mars[33],[34],[35].

Mariner 9 (1971-1972)

Les images prises par Mariner 9 ont permis d'obtenir la première preuve directe d'eau sous la forme de lits de rivières, de canyons (y compris le Valles Marineris, un système de canyons de plus de 4 000 km de long), des preuves d'érosion et de dépôts par de l'eau, des fronts météorologiques, des brouillards ainsi que d'autres éléments[36]. Les découvertes des missions de Mariner 9 ont appuyé le programme Viking à venir. Le gigantesque système de canyons Valles Marineris est nommé d'après Mariner 9 en l'honneur de ses réalisations. Lancée en 1971, sa mission s'est achevée l'année suivante.

Programme Viking (1975-1980)

En découvrant de nombreuses structures géologiques qui sont formées habituellement à partir de grandes quantités d'eau, les orbiteurs Viking ont révolutionné l'idée qu'on se faisait de l'eau sur Mars. D'immenses vallées fluviales ont été trouvées à de nombreux endroits. Elles ont montré que les crues de l'eau ont franchi des digues, creusé de profondes vallées, érodé la roche mère en formant des sillons et parcouru des milliers de kilomètres[37]. De grandes zones dans l'hémisphère sud possédaient des réseaux de vallées embranchés, suggérant qu'il y avait eu des pluies. On pense que les flancs de certains volcans ont été exposés à la pluie car ils ressemblent à ceux des volcans hawaiiens[38]. De nombreux cratères ressemble à si l'impacteur était tombé dans de la boue. Lorsqu'ils se sont formés, la glace dans le sol a pu fondre, transformant la terre en boue, laquelle s'est ensuite écoulée en surface[39]. En temps normal, les matériaux issus d'un impact s'élèvent puis redescendent. Ils ne s'écoulent pas sur la surface, contournant les obstacles, comme ils le font sur certains cratères martiens[40],[41],[42]. Des régions, appelées « Terrain chaotique », semblaient avoir rapidement perdu de grands volumes d'eau qui ont formé de grands canaux en aval. La quantité d'eau en cause étaient pratiquement inimaginable, atteignant dix mille fois le débit du Mississippi pour certains écoulements[43]. Un volcanisme souterrain pourrait avoir fait fondre de la glace, l'eau se serait écoulée et le sol se serait effondré, laissant un terrain chaotique.

Les images ci-dessous, parmi les meilleures prises par les orbiteurs Viking, sont des mosaïques de nombreuses petits images en haute résolution.

  • Îles dans Maja Valles dont la forme particulière suggère une ancienne circulation d'eau.
    Îles dans Maja Valles dont la forme particulière suggère une ancienne circulation d'eau.
  • Îles en forme de larmes près de Maja Valles. Elles ont été formées par les éjectas des cratères Lod, Bok, et Gold.
    Îles en forme de larmes près de Maja Valles. Elles ont été formées par les éjectas des cratères Lod, Bok, et Gold.
  • Un grand volume d'eau a dû être nécessaire pour éroder à ce point le cratère Dromore visible sur cette image.
    Un grand volume d'eau a dû être nécessaire pour éroder à ce point le cratère Dromore visible sur cette image.
  • Les réseaux de canaux comme ceux situés dans le quadrangle de Thaumasia sont de solides preuves de l'existence d'ancienne pluie martienne.
    Les réseaux de canaux comme ceux situés dans le quadrangle de Thaumasia sont de solides preuves de l'existence d'ancienne pluie martienne.
  • La forme des éjectas du cratère Arandas, ressemblant à de la boue, suggère que de grandes quantités d'eau gelée ont fondu à cause de l'impact.
    La forme des éjectas du cratère Arandas, ressemblant à de la boue, suggère que de grandes quantités d'eau gelée ont fondu à cause de l'impact.
  • Canaux et creux sur un flanc d'Alba Patera. Certains ont été créés par des coulées de lave mais d'autres sont probablement dus au ruissellement de l'eau.
    Canaux et creux sur un flanc d'Alba Patera. Certains ont été créés par des coulées de lave mais d'autres sont probablement dus au ruissellement de l'eau.
Givre sur le site d'atterrissage de Viking 2 dans la plaine d'Utopia Planitia.

Les résultats des expériences réalisées par les atterrisseurs Viking suggèrent que de l'eau est présente actuellement sur Mars et qu'elle le fut aussi dans le passé. Tous les échantillons chauffés dans le chromatographe à gaz et spectrométrie de masse (en anglais gas chromatograph mass spectrometer, GCMS) dégageaient de l'eau. Cependant, la façon dont les échantillons ont été manipulés interdit une mesure exacte de la quantité d'eau. Néanmoins, la proportion était de l'ordre de 1 %[44]. Des analyses chimiques générales ont suggéré que la surface avait été exposée à l'eau dans le passé. Certains composés chimiques du sol contenaient du soufre et du chlore comme ce qui reste après l'évaporation d'eau de mer. Le soufre était plus concentré dans la croûte en surface du sol que dans le gros du sol en dessous. On en conclut donc que la croûte supérieure a été cimentée avec les sulfates qui étaient transportés vers la surface dissoute dans l'eau. Ce processus est usuel dans les déserts sur Terre. Le soufre peut être présent sous forme de sulfates de sodium, magnésium, calcium ou fer. Des sulfures de fer sont également possibles[45].

En utilisant les résultats obtenus à partir de mesures chimiques, des modèles minéraux suggèrent que le sol pourrait être un mélange d'environ 80 % d'argile riche en fer, environ 10 % de sulfate de magnésium (kiesérite ?), environ 5 % de carbonate (calcite) et environ 5 % d'oxydes de fer (hématite, magnétite, goethite ?). Ces minéraux sont des produits typiques de l'altération de roches ignées mafiques. La présence d'argile, de sulfate de magnésium, de kiesérite, de calcite, d'hématite et de goethite suggère fortement que de l'eau était présente à une certaine époque[46]. Les sulfates contiennent de l'eau chimiquement liée (chemically bound water), dont la présence suggère qu'il y avait de l'eau dans le passé. Viking 2 a trouvé des groupes de minéraux similaires. Étant donné que Viking 2 était bien plus au nord, des photos qu'il a prises durant l'hiver montraient du gel.

Mars Express (2012-2015)

Le 25 juillet 2018 sont publiés les résultats d'observations menées avec la sonde spatiale Mars Express entre mai 2012 et décembre 2015 révélant une probable étendue d'eau liquide de 20 km de large sous 1,5 km de glace de Planum Australe (près du pôle Sud)[47],[48].

Curiosity (depuis 2012)

En mars 2014, suite à l'exploration mené par le robot Curiosity, la NASA annonce qu'un grand lac aurait rempli le cratère Gale alimenté par des rivières pendant des millions d'années[49],[50].

Une étude parue dans la revue Nature en octobre 2019 propose une première interprétation de ces observation sous la forme d'une étude chimique des roches sédimentaires du cratère[51].

Notes et références

  1. ↑ (en) Staff, « Ancient Mars Water Existed Deep Underground », Space.com, (consulté le ).
  2. ↑ Forget, F. et al., 2006. Planet Mars Story of Another World. Praxis Publishing, Chichester, UK. (ISBN 978-0-387-48925-4).
  3. ↑ Carr, M. 2006. The Surface of Mars. Cambridge University Press. (ISBN 978-0-521-87201-0).
  4. ↑ Craddock, R. et A. Howard, 2002, The case for rainfall on a warm, wet early Mars, J. Geophys. Res. 107: E11.
  5. ↑ Head, J. et al., 2006. Extensive valley glacier deposits in the northern mid-latitudes of Mars: Evidence for the late Amazonian obliquity-driven climate change. Earth Planet. Sci. Lett. 241. 663-671.
  6. ↑ Madeleine, J. et al., 2007. Mars: A proposed climatic scenario for northern mid-latitude glaciation. Lunar Planet. Sci. 38. Abstract 1778.
  7. ↑ Madeleine, J. et al., 2009. Amazonian northern mid-latitude glaciation on Mars: A proposed climate scenario. Icarus: 203. 300-405.
  8. ↑ Mischna, M. et al., 2003. On the orbital forcing of martian water and CO2 cycles: A general circulation model study with simplified volatile schemes. J. Geophys. Res. 108. (E6). 5062.
  9. ↑ Martian gullies could be scientific gold mines. Leonard David, 11/13/2006..
  10. ↑ (en) JW Head, DR Marchant et MA Kreslavsky, « Formation of gullies on Mars: Link to recent climate history and insolation microenvironments implicate surface water flow origin », PNAS, vol. 105, no 36,‎ , p. 13258–63 (PMID 18725636, PMCID 2734344, DOI 10.1073/pnas.0803760105, Bibcode 2008PNAS..10513258H).
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  16. ↑ (en) « PSRD: Ancient Floodwaters and Seas on Mars », Psrd.hawaii.edu, (consulté le ).
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  18. ↑ (en) M. Carr et J. Head, « Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate », Journal of Geophysical Research, vol. 108,‎ , p. 5042 (DOI 10.1029/2002JE001963, Bibcode 2003JGRE..108.5042C).
  19. ↑ « Water on Mars: Where is it All? » (consulté le ).
  20. ↑ Traduction libre depuis l'anglais : The idea [of liquid water on Mars has] been resolved. It's been resolved by Spirit, it's been resolved by Opportunity, it's been resolved by Curiosity, it's been amply resolved from orbit as well..
  21. ↑ (en) William Harwood, « Opportunity rover moves into 10th year of Mars operations », Space Flight Now, (consulté le ).
  22. ↑ Des images de la sonde de la NASA Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) indiquent qu'il y aurait dans des canyons sur l'équateur martien de grandes quantités d'eau à l'état liquide, selon Alfred McEwen, professeur de géologie planétaire à l'université d'Arizona à Tucson (décembre 2013).
  23. ↑ (en) « Mars Gullies May Have Been Formed By Flowing Liquid Brine », Sciencedaily.com, (consulté le ).
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  29. ↑ (en) E. L. Scheller, B. L. Ehlmann, Renyu Hu, D. J. Adams et Y. L. Yung, « Long-term drying of Mars by sequestration of ocean-scale volumes of water in the crust », Science, vol. 372, no 6537,‎ , p. 56-62 (DOI 10.1126/science.abc7717).
  30. ↑ N. S. Duxbury, I. A. Zotikov, K. H. Nealson, V. E. Romanovsky et F. D. Carsey, « A numerical model for an alternative origin of Lake Vostok and its exobiological implications for Mars », Journal of Geophysical Research, vol. 106,‎ , p. 1453 (DOI 10.1029/2000JE001254, Bibcode 2001JGR...106.1453D, lire en ligne, consulté le ).
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  48. ↑ « Le radar de Mars Express aurait détecté un vaste lac d'eau liquide sous le sol de Mars », sur sciencesetavenir.fr, (consulté le )
  49. ↑ «NASA’s Curiosity Rover Finds Clues to How Water Helped Shape Martian Landscape», NASA Mars Curiosity, 8 décembre 2014
  50. ↑ «Curiosity sur Mars : les secrets du cratère de Gale dévoilés», Le Point Science, 9 décembre 2014
  51. ↑ «An interval of high salinity in ancient Gale crater lake on Mars», Nature, 7 octobre 2019

Voir aussi

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