Chronologie des découvertes d'eau sur Mars - Chronology of discoveries of water on Mars

À ce jour, les engins spatiaux interplanétaires ont fourni de nombreuses preuves de la présence d'eau sur Mars , remontant à la mission Mariner 9 , arrivée sur Mars en 1971. Cet article fournit une répartition mission par mission des découvertes qu'ils ont faites. Pour une description plus complète des preuves de la présence d'eau sur Mars aujourd'hui et de l'histoire de l'eau sur cette planète, voir Water on Mars .

Marin 9

L' imagerie Mariner 9 a révélé la première preuve directe d'eau sous la forme de lits de rivières, de canyons (y compris les Valles Marineris , un système de canyons sur environ 4 020 kilomètres (2 500 mi) de long), des preuves d' érosion et de dépôt d'eau , des fronts météorologiques, des brouillards , et plus. Les découvertes des missions Mariner 9 ont étayé le programme Viking ultérieur . L'énorme système de canyons Valles Marineris porte le nom de Mariner 9 en l'honneur de ses réalisations.

Programme viking

En découvrant de nombreuses formes géologiques généralement formées à partir de grandes quantités d'eau, les orbiteurs vikings ont révolutionné nos idées sur l'eau sur Mars. D'énormes vallées fluviales ont été trouvées dans de nombreuses régions. Ils ont montré que des crues d'eau ont traversé les barrages, creusé de profondes vallées, érodé des rainures dans le substrat rocheux et parcouru des milliers de kilomètres. De vastes zones de l'hémisphère sud contenaient des réseaux de vallées ramifiées , ce qui suggère que la pluie est tombée autrefois. On pense que les flancs de certains volcans ont été exposés aux précipitations car ils ressemblent à ceux des volcans hawaïens. De nombreux cratères donnent l'impression que l'impacteur est tombé dans la boue. Lorsqu'ils se sont formés, la glace dans le sol a peut-être fondu, transformé le sol en boue, puis la boue a coulé à la surface. Normalement, le matériau d'un impact monte, puis descend. Il ne coule pas à la surface, contournant les obstacles, comme il le fait sur certains cratères martiens. Les régions, appelées « terrains chaotiques », semblaient avoir rapidement perdu de grands volumes d'eau, ce qui a provoqué la formation de grands canaux en aval. La quantité d'eau impliquée était presque impensable - les estimations pour certains débits de canaux vont jusqu'à dix mille fois le débit du fleuve Mississippi . Le volcanisme souterrain a peut-être fait fondre de la glace gelée; l'eau s'est alors écoulée et le sol s'est simplement effondré pour laisser un terrain chaotique .

Les images ci-dessous, parmi les meilleures des Viking Orbiters, sont des mosaïques de nombreuses petites images haute résolution. Cliquez sur les images pour plus de détails. Certaines images sont étiquetées avec des noms de lieux.

Les résultats des expériences d'atterrisseur Viking suggèrent fortement la présence d'eau dans le présent et dans le passé de Mars. Tous les échantillons chauffés dans le chromatographe en phase gazeuse-spectromètre de masse (GSMS) dégageaient de l'eau. Cependant, la manière dont les échantillons étaient manipulés interdisait une mesure exacte de la quantité d'eau. Mais, il était d'environ 1%. L'analyse chimique générale a suggéré que la surface avait été exposée à l'eau dans le passé. Certains produits chimiques dans le sol contenaient du soufre et du chlore qui ressemblaient à ceux qui restaient après l'évaporation de l'eau de mer. Le soufre était plus concentré dans la croûte au-dessus du sol que dans la masse du sol en dessous. Il a donc été conclu que la croûte supérieure était cimentée avec des sulfates transportés à la surface dissous dans l'eau. Ce processus est courant dans les déserts de la Terre. Le soufre peut être présent sous forme de sulfates de sodium , de magnésium, de calcium ou de fer. Un sulfure de fer est également possible. En utilisant les résultats des mesures chimiques, les modèles minéraux suggèrent que le sol pourrait être un mélange d'environ 90 % d' argile riche en fer , d'environ 10 % de sulfate de magnésium ( kieserite ?), d'environ 5 % de carbonate ( calcite ) et d'environ 5 % d'oxydes de fer. ( hématite , magnétite , goethite ?). Ces minéraux sont des produits d'altération typiques des roches ignées mafiques . La présence d'argile, de sulfate de magnésium, de kiesérite, de calcite, d'hématite et de goethite suggère fortement que l'eau était autrefois dans la région. Le sulfate contient de l'eau chimiquement liée, d'où sa présence suggère que l'eau était présente dans le passé. Viking 2 a trouvé un groupe similaire de minéraux. Parce que Viking 2 était beaucoup plus au nord, les photos prises en hiver montraient du givre.

Arpenteur mondial de Mars

Carte montrant la répartition de l'hématite dans Sinus Meridiani, vue par TES. Ces données ont été utilisées pour cibler l'atterrissage d'Opportunity Rover. L'hématite se forme généralement en présence d'eau. L'opportunité a atterri ici et a trouvé des preuves définitives de l'eau.

Le Mars Global Surveyor de Thermal Spectromètre d' émission (TES) est un instrument capable de détecter composition minérale sur la planète Mars. La composition minérale renseigne sur la présence ou l'absence d'eau dans l'Antiquité. TES a identifié une vaste zone (30 000 kilomètres carrés) (dans la formation Nili Fossae ) qui contenait le minéral olivine . On pense que l'impact ancien qui a créé le bassin d'Isidis a entraîné des failles qui ont exposé l'olivine. Olivine est présent dans de nombreux mafiques volcaniques roches ; en présence d'eau, il se transforme en minéraux tels que la goethite , la chlorite , la smectite , la maghémite et l' hématite . La découverte de l'olivine est une preuve solide que certaines parties de Mars sont extrêmement sèches depuis longtemps. L'olivine a également été découverte dans de nombreux autres petits affleurements à 60 degrés au nord et au sud de l'équateur. Olivine a été trouvé dans le SNC ( shergottite , nakhlite et Chassigny ) météorites qui sont généralement acceptées à venir de Mars. Des études ultérieures ont montré que les roches riches en olivine couvrent plus de 113 000 kilomètres carrés de la surface martienne. C'est 11 fois plus grand que les cinq volcans de la grande île d'Hawaï.

Le 6 décembre 2006, la NASA a publié des photos de deux cratères appelés Terra Sirenum et Centauri Montes qui semblent montrer la présence d'eau liquide sur Mars à un moment donné entre 1999 et 2001.

Des centaines de ravines ont été découvertes qui se sont formées à partir d'eau liquide, possible ces derniers temps. Ces ravines se produisent sur des pentes abruptes et surtout dans certaines bandes de latitude.

Vous trouverez ci-dessous quelques exemples de ravines photographiées par Mars Global Surveyor.

Quelques canaux sur Mars présentaient des canaux internes suggérant des flux de fluides soutenus. Le plus connu est celui de Nanedi Valles . Un autre a été trouvé à Nirgal Vallis .

Canal intérieur (près du haut de l'image) sur le sol de Nanedi Valles qui suggère que l'eau a coulé pendant une période assez longue. Image du quadrangle Lunae Palus .

De nombreux endroits sur Mars présentent des stries sombres sur des pentes abruptes , telles que des parois de cratères . Les stries sombres des pentes ont été étudiées depuis les missions Mariner et Viking . Il semble que les stries commencent à être sombres, puis elles s'éclaircissent avec l'âge. Souvent, ils partent d'un petit point étroit, puis s'élargissent et s'étendent en descente sur des centaines de mètres. Les stries ne semblent pas être associées à une couche particulière de matériau car elles ne commencent pas toujours à un niveau commun le long d'une pente. Bien que de nombreuses stries semblent très sombres, elles ne sont que 10 % ou moins plus sombres que la surface environnante. Mars Global Surveyor a découvert que de nouvelles stries se sont formées en moins d'un an sur Mars.

Plusieurs idées ont été avancées pour expliquer les stries. Certaines concernent l'eau, voire la croissance d' organismes . L'explication généralement acceptée pour les stries est qu'elles sont formées par l'avalanche d'une fine couche de poussière brillante qui recouvre une surface plus sombre. La poussière brillante se dépose sur toutes les surfaces martiennes après un certain temps.

Des traînées sombres peuvent être vues dans les images ci-dessous, vues de Mars Global Surveyor.

Certaines parties de Mars présentent un relief inversé . Cela se produit lorsque des matériaux sont déposés sur le fond d'un cours d'eau puis deviennent résistants à l'érosion, peut-être par cimentation. Plus tard, la zone peut être enterrée. Finalement, l'érosion enlève la couche de couverture. Les anciens ruisseaux deviennent visibles car ils résistent à l'érosion. Mars Global Surveyor a trouvé plusieurs exemples de ce processus. De nombreux cours d'eau inversés ont été découverts dans diverses régions de Mars, en particulier dans la formation Medusae Fossae , le cratère Miyamoto et le plateau Juventae.

L'image ci-dessous montre un exemple.

Éclaireur de Mars

Pathfinder a découvert que les températures variaient selon un cycle diurne. Il faisait le plus froid juste avant le lever du soleil (environ -78 Celsius) et le plus chaud juste après Mars midi (environ -8 Celsius). Ces extrêmes se sont produits près du sol qui s'est réchauffé et refroidi le plus rapidement. À cet endroit, la température la plus élevée n'a jamais atteint le point de congélation de l'eau (0 °C), donc Mars Pathfinder a confirmé que là où il a atterri, il faisait trop froid pour que de l'eau liquide existe. Cependant, l'eau pourrait exister sous forme liquide si elle était mélangée à divers sels.

Les pressions de surface variaient de façon diurne sur une plage de 0,2 millibar, mais présentaient 2 minima quotidiens et deux maxima quotidiens. La pression quotidienne moyenne a diminué d'environ 6,75 millibars à un minimum d'un peu moins de 6,7 millibars, correspondant au moment où la quantité maximale de dioxyde de carbone s'était condensée sur le pôle sud. La pression sur la Terre est généralement proche de 1000 millibars, donc la pression sur Mars est très faible. Les pressions mesurées par Pathfinder ne permettraient pas à l'eau ou à la glace d'exister à la surface. Mais, si la glace était isolée avec une couche de terre, elle pourrait durer longtemps.

D'autres observations concordaient avec la présence d'eau dans le passé. Certaines des roches du site de Mars Pathfinder s'appuyaient les unes contre les autres d'une manière que les géologues appellent imbriquées. On pense que les fortes crues du passé ont poussé les rochers jusqu'à ce qu'ils fassent face à l'écoulement. Certains cailloux ont été arrondis, peut-être après avoir été déversés dans un ruisseau. Certaines parties du sol sont croustillantes, peut-être en raison de la cimentation par un fluide contenant des minéraux.

Il y avait des traces de nuages ​​et peut-être de brouillard.

L'Odyssée de Mars

En juillet 2003, lors d'une conférence en Californie, il a été annoncé que le spectromètre à rayons gamma (GRS) à bord de Mars Odyssey avait découvert d'énormes quantités d'eau sur de vastes zones de Mars. Mars a suffisamment de glace juste sous la surface pour remplir le lac Michigan deux fois. Dans les deux hémisphères, de 55 degrés de latitude aux pôles, Mars a une forte densité de glace juste sous la surface ; un kilogramme de sol contient environ 500 g de glace d'eau. Mais, près de l'équateur, il n'y a que 2 à 10 % d'eau dans le sol. Les scientifiques pensent qu'une grande partie de cette eau est enfermée dans la structure chimique des minéraux, tels que l' argile et les sulfates . Des études antérieures avec des spectroscopes infrarouges ont mis en évidence de petites quantités d'eau chimiquement ou physiquement liée. Les atterrisseurs Viking ont détecté de faibles niveaux d'eau chimiquement liée dans le sol martien. On pense que bien que la surface supérieure ne contienne qu'un pour cent environ d'eau, la glace peut se trouver à quelques mètres de profondeur. Certaines zones, Arabia Terra , Amazonis quadrangle et Elysium quadrangle contiennent de grandes quantités d'eau. L'analyse des données suggère que l'hémisphère sud peut avoir une structure en couches. Les deux pôles montraient de la glace enfouie, mais le pôle nord n'en avait pas à proximité car il était recouvert de dioxyde de carbone saisonnier (glace sèche). Lorsque les mesures ont été recueillies, c'était l'hiver au pôle nord, donc le dioxyde de carbone avait gelé au-dessus de la glace d'eau. Il peut y avoir beaucoup plus d'eau plus loin sous la surface; les instruments à bord de Mars Odyssey ne sont capables d'étudier que le mètre supérieur du sol. Si tous les trous dans le sol étaient remplis d'eau, cela correspondrait à une couche d'eau globale de 0,5 à 1,5 km de profondeur.

L' atterrisseur Phoenix a confirmé les premières découvertes de l'Odyssée de Mars. Il a trouvé de la glace à quelques pouces sous la surface et la glace a au moins 8 pouces de profondeur. Lorsque la glace est exposée à l'atmosphère martienne, elle se sublime lentement. En fait, une partie de la glace a été exposée par les fusées d'atterrissage de l'engin.

Vue sous l'atterrisseur Phoenix vers le pied sud, montrant des expositions inégales d'une surface brillante qui s'est avérée plus tard être de la glace d'eau, comme prédit par la théorie et détecté par Mars Odyssey .

Des milliers d'images renvoyées par Odyssey soutiennent l'idée que Mars avait autrefois de grandes quantités d'eau coulant à sa surface. Certaines images montrent des motifs de vallées ramifiées. D'autres montrent des couches qui peuvent s'être formées sous les lacs. Des deltas ont été identifiés.

Pendant de nombreuses années, les chercheurs ont cru que les glaciers existaient sous une couche de roches isolantes. Les dépôts lignés sont un exemple de ces probables glaciers recouverts de roche. On les retrouve au sol de certains canaux. Leurs surfaces ont des matériaux striés et rainurés qui contournent les obstacles. Certains glaciers sur Terre présentent de telles caractéristiques. Les dépôts de plancher linéaire peuvent être liés à des tabliers de débris lobés , qui se sont avérés contenir de grandes quantités de glace par radar en orbite.

Les images ci-dessous, prises avec l' instrument THEMIS à bord de Mars Odyssey, montrent des exemples de caractéristiques associées à l'eau présente dans le présent ou le passé.

Une grande partie de la surface de Mars est recouverte d'un épais manteau lisse que l'on pense être un mélange de glace et de poussière. Ce manteau riche en glace, de quelques mètres d'épaisseur, lisse le sol, mais par endroits il présente une texture bosselée, ressemblant à la surface d'un ballon de basket. La faible densité de cratères sur le manteau signifie qu'il est relativement jeune.

Les changements dans l'orbite et l'inclinaison de Mars entraînent des changements importants dans la distribution de la glace d'eau. Pendant certaines périodes climatiques, la vapeur d'eau quitte la glace polaire et pénètre dans l'atmosphère. L'eau retourne au sol à des latitudes plus basses sous forme de dépôts de givre ou de neige mélangés généreusement à la poussière. L'atmosphère de Mars contient une grande quantité de fines particules de poussière. La vapeur d'eau se condense sur les particules, puis elles tombent au sol en raison du poids supplémentaire du revêtement d'eau. Lorsque la glace au sommet de la couche du manteau retourne dans l'atmosphère, elle laisse derrière elle de la poussière qui isole la glace restante.

Dao Vallis, vu par THEMIS.  Cliquez sur l'image pour voir la relation de Dao Vallis avec d'autres caractéristiques à proximité

Dao Vallis commence près d'un grand volcan, appelé Hadriaca Patera, on pense donc qu'il a reçu de l'eau lorsque le magma chaud a fait fondre d'énormes quantités de glace dans le sol gelé. Les dépressions partiellement circulaires sur le côté gauche du chenal dans l'image ci-dessus suggèrent que le sablage des eaux souterraines a également contribué à l'eau.

Dans certaines régions, les grandes vallées fluviales commencent par une caractéristique du paysage appelée "chaos" ou terrain chaotique." On pense que le sol s'est effondré, car d'énormes quantités d'eau ont été soudainement libérées. Des exemples de terrain chaotique, illustrés par THEMIS, sont présentés ci-dessous .

Phénix

L' atterrisseur Phoenix a confirmé l'existence de grandes quantités de glace d'eau dans les régions septentrionales de Mars. Cette découverte a été prédite par la théorie. et a été mesurée depuis l'orbite par les instruments de Mars Odyssey. Le 19 juin 2008, la NASA a annoncé que des touffes de matière brillante de la taille d'un dé dans la tranchée "Dodo-Goldilocks", creusée par le bras robotique, s'étaient vaporisées en quatre jours, ce qui implique fortement que les touffes brillantes étaient composées d'eau. glace qui s'est sublimée suite à l'exposition. Même si la glace sèche se sublime également dans les conditions présentes, elle le ferait à un rythme beaucoup plus rapide que celui observé.

Le 31 juillet 2008, la NASA a annoncé que Phoenix avait confirmé la présence de glace d'eau sur Mars. Pendant le cycle de chauffage initial d'un nouvel échantillon, le spectromètre de masse de l'analyseur thermique et de gaz émis (TEGA) a détecté de la vapeur d'eau lorsque la température de l'échantillon a atteint 0 °C. L'eau liquide ne peut pas exister à la surface de Mars avec sa faible pression atmosphérique actuelle, sauf aux altitudes les plus basses pendant de courtes périodes.

Les résultats publiés dans la revue Science après la fin de la mission ont indiqué que du chlorure, du bicarbonate, du magnésium, du sodium, du potassium, du calcium et peut-être du sulfate ont été détectés dans les échantillons. Il a été confirmé que le perchlorate (ClO 4 ), un oxydant puissant, était présent dans le sol. Le produit chimique, lorsqu'il est mélangé à de l'eau, peut considérablement abaisser les points de congélation, de la même manière que le sel est appliqué sur les routes pour faire fondre la glace. Le perchlorate pourrait permettre à de petites quantités d'eau liquide de se former sur Mars aujourd'hui. Les ravines, qui sont courantes dans certaines régions de Mars, peuvent s'être formées à partir de la fonte des glaces au perchlorate et provoquant l'érosion du sol par l'eau sur les pentes abruptes.

De plus, en 2008 et au début de 2009, un débat a émergé au sein de la NASA sur la présence de « taches » apparaissant sur les photos des jambes d'atterrissage du véhicule, qui ont été diversement décrites comme étant soit des gouttelettes d'eau, soit des « amas de givre ». En raison de l'absence de consensus au sein du projet scientifique Phoenix, la question n'avait été soulevée dans aucune conférence de presse de la NASA. Le point de vue d'un scientifique était que les propulseurs de l'atterrisseur avaient éclaboussé une poche de saumure juste en dessous de la surface martienne sur la jambe d'atterrissage lors de l'atterrissage du véhicule. Les sels auraient alors absorbé la vapeur d'eau de l'air, ce qui aurait expliqué comment ils semblaient grossir au cours des 44 premiers jours martiens avant de s'évaporer lentement à mesure que la température de Mars baissait. Certaines images suggèrent même que certaines des gouttelettes se sont assombries, puis se sont déplacées et ont fusionné ; c'est une preuve physique solide qu'ils étaient liquides.

À peu près aussi loin que la caméra peut voir, le terrain est plat, mais formé de polygones de 2 à 3 mètres de diamètre et délimités par des creux de 20 à 50 cm de profondeur. Ces formes sont dues à l'expansion et à la contraction de la glace dans le sol en raison des changements de température importants.

Le microscope a montré que le sol au-dessus des polygones est composé de particules plates (probablement un type d'argile) et de particules arrondies. L'argile est un minéral qui se forme à partir d'autres minéraux lorsque l'eau est disponible. Ainsi, trouver de l'argile prouve l'existence de l'eau passée. La glace est présente à quelques pouces sous la surface au milieu des polygones, et le long de ses bords, la glace a au moins 8 pouces de profondeur. Lorsque la glace est exposée à l'atmosphère martienne, elle se sublime lentement.

De la neige tombait des cirrus. Les nuages ​​se sont formés à un niveau dans l'atmosphère d'environ −65 °C, de sorte que les nuages ​​devraient être composés de glace d'eau plutôt que de glace de dioxyde de carbone (glace sèche) car la température de formation de la glace de dioxyde de carbone est beaucoup plus inférieure—inférieure à −120 °C. À la suite des observations de la mission, on pense maintenant que de la glace d'eau (neige) se serait accumulée plus tard dans l'année à cet endroit. La température la plus élevée mesurée au cours de la mission était de −19,6 °C, tandis que la plus froide était de −97,7 °C. Ainsi, dans cette région, la température est restée bien en dessous du point de congélation (0°) de l'eau. Gardez à l'esprit que la mission a eu lieu dans la chaleur de l'été martien.

L'interprétation des données transmises par l'engin a été publiée dans la revue Science. Selon les données examinées par les pairs, le site a eu un climat plus humide et plus chaud dans un passé récent. La découverte de carbonate de calcium dans le sol martien amène les scientifiques à croire que le site avait été mouillé ou humide dans le passé géologique. Pendant les cycles diurnes saisonniers ou plus longs, l'eau peut avoir été présente sous forme de films minces. L'inclinaison ou l'obliquité de Mars change bien plus que celle de la Terre ; par conséquent, des périodes d'humidité plus élevée sont probables. Les données confirment également la présence du perchlorate chimique. Le perchlorate représente quelques dixièmes de pour cent des échantillons de sol. Le perchlorate est utilisé comme aliment par certaines bactéries sur Terre. Un autre article affirme que la neige détectée précédemment pourrait entraîner une accumulation de glace d'eau.

Rovers d'exploration de Mars

Le Mars Rovers Spirit et Opportunity ont trouvé de nombreuses preuves de l'eau passée sur Mars. Conçus pour ne durer que trois mois, les deux fonctionnaient encore après plus de six ans. Spirit s'est retrouvé piégé dans une sablière en 2006, la NASA coupant officiellement avec le rover en 2011. Opportunity a perdu le contact avec la NASA le 10 juin 2018 et sa mission a été déclarée terminée le 13 février 2019.

Le rover Spirit a atterri dans ce que l'on pensait être un immense lit de lac. Cependant, le lit du lac avait été recouvert de coulées de lave, de sorte que les traces d'eau passée étaient initialement difficiles à détecter. Au fur et à mesure que la mission progressait et que le Rover continuait à se déplacer le long de la surface, de plus en plus d'indices sur l'eau passée ont été trouvés.

Le 5 mars 2004, la NASA a annoncé que Spirit avait trouvé des indices sur l'histoire de l'eau sur Mars dans un rocher surnommé « Humphrey ». Raymond Arvidson , professeur à l'Université McDonnell et président des sciences de la Terre et des planètes à l'Université de Washington à St. Louis , a rapporté lors d'une conférence de presse de la NASA : « Si nous trouvions cette roche sur Terre, nous dirions que c'est une roche volcanique qui a un peu fluide qui le traverse." Contrairement aux roches trouvées par le rover jumeau Opportunity , celle-ci s'est formée à partir de magma et a ensuite acquis un matériau brillant dans de petites crevasses, qui ressemblent à des minéraux cristallisés. Si cette interprétation est vraie, les minéraux ont très probablement été dissous dans de l'eau, qui a été soit transportée à l'intérieur de la roche, soit a interagi avec elle à un stade ultérieur, après sa formation.

Au Sol 390 (mi-février 2005), alors que Spirit avançait vers "Larry's Lookout", en montant la colline en marche arrière, il a enquêté sur certaines cibles en cours de route, y compris la cible de sol, "Paso Robles", qui contenait la plus haute quantité de sel trouvée sur la planète rouge. Le sol contenait également une grande quantité de phosphore dans sa composition, mais pas autant qu'une autre roche échantillonnée par Spirit , "Wishstone". Squyres a déclaré à propos de la découverte : « Nous essayons toujours de comprendre ce que cela signifie, mais clairement, avec autant de sel autour, l'eau a joué un rôle ici ».

Alors que Spirit voyageait avec une roue morte en décembre 2007, tirant la roue morte derrière, la roue a gratté la couche supérieure du sol martien, découvrant une parcelle de terrain qui, selon les scientifiques, montre la preuve d'un environnement passé qui aurait été parfait pour les microbes. la vie. C'est similaire aux régions de la Terre où l'eau ou la vapeur des sources chaudes sont entrées en contact avec des roches volcaniques. Sur Terre, ce sont des endroits qui ont tendance à regorger de bactéries, a déclaré le scientifique en chef du rover Steve Squyres . "Nous sommes vraiment excités à ce sujet", a-t-il déclaré lors d'une réunion de l'American Geophysical Union (AGU). La région est extrêmement riche en silice - l'ingrédient principal du verre à vitre. Les chercheurs ont maintenant conclu que le matériau brillant doit avoir été produit de deux manières. Un : dépôts de sources chaudes produits lorsque l'eau a dissous la silice à un endroit et l'a ensuite transportée vers un autre (c'est-à-dire un geyser). Deux : la vapeur acide s'élevant à travers les fissures des roches les a dépouillées de leurs composants minéraux, laissant derrière elles de la silice. "L'important est que, qu'il s'agisse d'une hypothèse ou d'une autre, les implications pour l'ancienne habitabilité de Mars sont à peu près les mêmes", a expliqué Squyres à BBC News. L'eau chaude fournit un environnement dans lequel les microbes peuvent prospérer et la précipitation de cette silice les enfouit et les préserve. Squyres a ajouté: "Vous pouvez aller aux sources chaudes et vous pouvez aller aux fumerolles et à n'importe quel endroit sur Terre, il regorge de vie – de vie microbienne .

Le rover d'opportunité a été dirigé vers un site qui avait affiché de grandes quantités d'hématite en orbite. L'hématite se forme souvent à partir de l'eau. Lorsque Opportunity a atterri, des roches stratifiées et des concrétions d' hématite ressemblant à du marbre ("myrtilles") étaient facilement visibles. Au cours de ses années de fonctionnement continu, Opportunity a renvoyé de nombreuses preuves qu'une vaste zone sur Mars était trempée dans de l'eau liquide.

Lors d'une conférence de presse en mars 2006, les scientifiques de la mission ont discuté de leurs conclusions sur le substrat rocheux et des preuves de la présence d'eau liquide pendant leur formation. Ils ont présenté le raisonnement suivant pour expliquer les petits vides allongés dans la roche visibles à la surface et après broyage (voir les deux dernières images ci-dessous). Ces vides sont cohérents avec les caractéristiques connues des géologues sous le nom de " vugs ". Ceux-ci se forment lorsque des cristaux se forment à l'intérieur d'une matrice rocheuse et sont ensuite éliminés par des processus érosifs, laissant des vides. Certaines des caractéristiques de cette image sont "en forme de disque", ce qui est cohérent avec certains types de cristaux, notamment les minéraux sulfatés. De plus, les membres de la mission ont présenté les premières données du spectromètre Mössbauer prises sur le site du substratum rocheux. Le spectre de fer obtenu à partir de la roche El Capitan montre de fortes preuves de la jarosite minérale . Ce minéral contient des ions hydroxyde , ce qui indique la présence d'eau lors de la formation des minéraux. Les données Mini-TES de la même roche ont montré qu'elle se compose d'une quantité considérable de sulfates. Les sulfates contiennent également de l'eau.

Orbiteur de reconnaissance de Mars

Sources dans le cratère Vernal , vues par HiRISE . L'emplacement est le quadrilatère Oxia Palus .

Le Mars Reconnaissance Orbiter de HiRISE instrument a pris de nombreuses images qui suggèrent fortement que Mars a eu une histoire riche des processus liés à l' eau. Une découverte majeure a été de trouver des preuves de sources chaudes. Ceux-ci peuvent avoir contenu de la vie et peuvent maintenant contenir des fossiles de vie bien conservés.

Des recherches, dans le numéro de janvier 2010 d' Icarus , ont décrit des preuves solides de précipitations soutenues dans la région autour de Valles Marineris. Les types de minéraux qui y sont associés sont associés à l'eau. De plus, la forte densité de petits canaux de branchement indique une grande quantité de précipitations car ils sont similaires aux canaux de cours d'eau sur Terre.

Certains endroits sur Mars présentent un relief inversé . À ces endroits, le lit d'un cours d'eau apparaît comme un élément surélevé, au lieu d'une dépression. Les anciens canaux de cours d'eau inversés peuvent être causés par le dépôt de grosses roches ou par la cimentation de matériaux meubles. Dans les deux cas, l'érosion éroderait les terres environnantes et laisserait par conséquent l'ancien canal comme une crête surélevée parce que la crête sera plus résistante à l'érosion. Les images ci-dessous, prises avec HiRISE, montrent des crêtes sinueuses qui sont d'anciens canaux qui se sont inversés.

Dans un article publié en janvier 2010, un grand groupe de scientifiques a approuvé l'idée de rechercher de la vie dans le cratère de Miyamoto en raison des canaux de cours d'eau inversés et des minéraux qui indiquaient la présence passée d'eau.

À l'aide des données de Mars Global Surveyor , de Mars Odyssey et de Mars Reconnaissance Orbiter , les scientifiques ont découvert de vastes gisements de minéraux chlorés . Habituellement, les chlorures sont les derniers minéraux à sortir de la solution. Une image ci-dessous montre quelques gisements dans le quadrilatère Phaethontis . Les preuves suggèrent que les dépôts se sont formés à partir de l'évaporation d'eaux enrichies en minéraux. Les lacs peuvent avoir été dispersés sur de vastes zones de la surface martienne. Les carbonates , les sulfates et la silice devraient précipiter devant eux. Des sulfates et de la silice ont été découverts par les Mars Rovers. Les endroits contenant des minéraux chlorés peuvent avoir autrefois occupé diverses formes de vie. De plus, ces zones devraient conserver les traces de la vie ancienne.

Preuve d'eau provenant de dépôts de chlorure dans le quadrilatère Phaethontis . Photo de HiRISE.

On a constaté que les roches sur Mars se présentent fréquemment sous forme de couches, appelées strates, à de nombreux endroits différents. Le cratère Columbus est l'un des nombreux cratères qui contiennent des couches. La roche peut former des couches de diverses manières. Les volcans, le vent ou l'eau peuvent produire des couches. De nombreux endroits sur Mars présentent des roches disposées en couches. Les scientifiques sont heureux de trouver des couches sur Mars, car des couches peuvent s'être formées sous de grandes étendues d'eau. Parfois, les calques affichent des couleurs différentes. Les roches aux tons clairs sur Mars ont été associées à des minéraux hydratés comme les sulfates. Le Mars Rover Opportunity a examiné ces couches de près avec plusieurs instruments. Certaines couches sont probablement constituées de fines particules car elles semblent se décomposer en fines poussières. En revanche, d'autres couches se brisent en gros rochers, elles sont donc probablement beaucoup plus dures. On pense que le basalte , une roche volcanique, forme des couches composées de rochers. Le basalte a été identifié partout sur Mars. Les instruments des engins spatiaux en orbite ont détecté de l' argile (également appelée phyllosilicates) dans certaines couches. Les scientifiques sont enthousiastes à l'idée de trouver des minéraux hydratés tels que des sulfates et des argiles sur Mars, car ils se forment généralement en présence d'eau. Les endroits qui contiennent des argiles et/ou d'autres minéraux hydratés seraient de bons endroits pour rechercher des preuves de vie.

Vous trouverez ci-dessous quelques-uns des nombreux exemples de couches étudiées avec HiRISE.

Une grande partie de la surface de Mars est recouverte d'un épais manteau lisse que l'on pense être un mélange de glace et de poussière. Ce manteau riche en glace, épais de quelques mètres, aplanit le terrain. Mais par endroits, il affiche une texture bosselée, ressemblant à la surface d'un ballon de basket. Parce qu'il y a peu de cratères sur ce manteau, le manteau est relativement jeune. Les images ci-dessous, toutes prises avec HiRISE, montrent une variété de vues de ce manteau lisse.

Les changements dans l'orbite et l'inclinaison de Mars provoquent des changements importants dans la distribution de la glace d'eau des régions polaires jusqu'aux latitudes équivalentes au Texas. Pendant certaines périodes climatiques, la vapeur d'eau quitte la glace polaire et pénètre dans l'atmosphère. L'eau retourne au sol à des latitudes plus basses sous forme de dépôts de givre ou de neige mélangés généreusement à la poussière. L'atmosphère de Mars contient une grande quantité de fines particules de poussière. La vapeur d'eau se condense sur les particules, puis elles tombent au sol en raison du poids supplémentaire du revêtement d'eau. Lorsque la glace au sommet de la couche du manteau retourne dans l'atmosphère, elle laisse derrière elle de la poussière qui isole la glace restante.

HiRISE a réalisé de nombreuses observations de ravines supposées avoir été causées par des écoulements récents d'eau liquide. De nombreux ravins sont imagés à maintes reprises pour voir si des changements se produisent. Certaines observations répétées de ravines ont montré des changements qui, selon certains scientifiques, ont été causés par l'eau liquide sur une période de quelques années seulement. D'autres disent que les flux étaient simplement des flux secs. Ceux-ci ont été découverts pour la première fois par le Mars Global Surveyor.

Les théories alternatives pour la création de ravines et de canaux de surface comprennent l'érosion éolienne, le dioxyde de carbone liquide et le méthane liquide.

Vous trouverez ci-dessous quelques-unes des centaines de ravines qui ont été étudiées avec HiRISE.

D'intérêt de l'époque des Viking Orbiters sont des tas de matériaux entourant les falaises. Ces dépôts de débris rocheux sont appelés tabliers de débris lobés (LDA). Ces caractéristiques ont une topographie convexe et une pente douce à partir de falaises ou d'escarpements ; cela suggère que l'écoulement s'éloigne de la falaise de source abrupte. De plus, les tabliers de débris lobés peuvent montrer des linéations de surface tout comme les glaciers rocheux sur Terre. Récemment, des recherches avec le Shallow Radar sur Mars Reconnaissance Orbiter ont fourni des preuves solides que les LDA de Hellas Planitia et des latitudes nord moyennes sont des glaciers recouverts d'une fine couche de roches. Le radar du Mars Reconnaissance Orbiter a donné une forte réflexion depuis le sommet et la base des LDA, ce qui signifie que de la glace d'eau pure constituait la majeure partie de la formation (entre les deux réflexions). Sur la base des expériences de l' atterrisseur Phoenix et des études de l' Odyssée de Mars depuis l'orbite, l'eau gelée est maintenant connue pour exister juste sous la surface de Mars dans l'extrême nord et sud (hautes latitudes). La découverte de glace d'eau dans les ADL démontre que l'eau se trouve à des latitudes encore plus basses. Les futurs colons sur Mars pourront puiser dans ces dépôts de glace, au lieu d'avoir à voyager à des latitudes beaucoup plus élevées. Un autre avantage majeur des LDA par rapport aux autres sources d'eau martienne est qu'elles peuvent facilement être détectées et cartographiées depuis l'orbite. Les tabliers de débris de lobes sont montrés ci-dessous depuis les monts Phlegra, qui se trouvent à une latitude de 38,2 degrés nord. L'atterrisseur Phoenix s'est posé à environ 68 degrés de latitude nord, de sorte que la découverte de glace d'eau dans les ADL élargit considérablement la gamme de produits facilement disponibles sur Mars. Il est beaucoup plus facile d'atterrir un vaisseau spatial près de l'équateur de Mars, donc plus l'eau est proche de l'équateur, mieux ce sera pour les futurs colons.

Vous trouverez ci-dessous des exemples de tabliers de débris lobés qui ont été étudiés avec HiRISE.

Des recherches, rapportées dans la revue Science en septembre 2009, ont démontré que certains nouveaux cratères sur Mars montrent de la glace d'eau pure et exposée. Après un certain temps, la glace disparaît, s'évaporant dans l'atmosphère. La glace n'a que quelques mètres de profondeur. La glace a été confirmée avec le spectromètre imageur compact (CRISM) à bord du Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). La glace a été trouvée à cinq endroits. Trois des emplacements se trouvent dans le quadrilatère de Cebrenia . Ces emplacements sont 55,57° N, 150,62° E; 43,28° N, 176,9° E; et 45° N, 164,5° E. Deux autres sont dans le quadrilatère Diacria : 46,7° N, 176,8° E et 46,33° N, 176,9° E. Cette découverte prouve que les futurs colons sur Mars pourront puiser de l'eau à partir d'un large variété d'emplacements. La glace peut être déterrée, fondue, puis démontée pour fournir de l' oxygène frais et de l' hydrogène pour le carburant des fusées. L'hydrogène est le puissant carburant utilisé par les moteurs principaux de la navette spatiale .

Curiosité

En 2012, le rover Curiosity de la NASA a découvert des preuves solides d'un ancien lit de cours d'eau qui coulait à travers les rochers. Le rover a découvert des conglomérats , qui sont des roches composées de sable et de gravier. Après avoir étudié des images de ces roches, les scientifiques ont conclu que la forme et la taille des cailloux qui composent les conglomérats signifient qu'ils ont été érodés par l'eau, il y a peut-être plusieurs milliards d'années. Les satellites capturaient des preuves de canaux existants, qui pouvaient indiquer de l'eau courante, mais ne le prouvaient pas. Il s'agissait de la première preuve majeure solide à l'appui de ces images satellites.

Onboard Curiosity est une station météorologique appelée REMS (Rover Environmental Monitoring Station). Avec les données de REMS, les scientifiques pourraient prouver en 2015 qu'il existe des conditions de présence d'eau liquide sur Mars. Selon les conclusions, les sels de la surface du sol sur Mars peuvent absorber la vapeur d'eau de l'environnement. La recherche a été présentée dans  Nature Geoscience avec Javier Martín-Torres , professeur de sciences atmosphériques à l'Université de technologie de Luleå comme auteur principal.

Voir également

Les références