Couleur de la surface de Mars - Mars surface color

Yogi Rock , analysé par le rover Sojourner (4 juillet 1997)

La surface de la planète Mars apparaît rougeâtre de loin à cause de la poussière rouillée en suspension dans l' atmosphère . De près, il ressemble plus à un caramel au beurre , et les autres couleurs de surface courantes incluent le doré, le brun, le bronzage et le verdâtre, selon les minéraux.

La couleur apparente de la surface martienne a permis aux humains de la distinguer des autres planètes au début de l'histoire humaine et les a motivés à tisser des fables de guerre en association avec Mars. L'un de ses premiers noms enregistrés, Har decher, signifiait littéralement "Red One" en égyptien . Sa couleur a peut-être également contribué à une association maligne dans l'astrologie indienne , car on lui a donné les noms Angaraka et Lohitanga , reflétant tous deux la couleur rouge distinctive de Mars vue à l'œil nu. Les explorateurs robotiques modernes ont montré que non seulement les surfaces, mais aussi le ciel au-dessus peuvent apparaître rouges dans des conditions ensoleillées sur Mars.

Raison du rouge et de son étendue

Les observations modernes indiquent que la rougeur de Mars est profonde. La surface martienne semble rougeâtre principalement en raison d'une couche de poussière omniprésente (les particules mesurent généralement entre 3 m et 45 m de diamètre) qui est généralement de l'ordre de quelques millimètres d'épaisseur. Même là où se trouvent les dépôts les plus épais de cette poussière rougeâtre, comme dans la région de Tharsis, la couche de poussière n'a probablement pas plus de 2 m (7 pieds) d'épaisseur. Par conséquent, la poussière rougeâtre est essentiellement un placage extrêmement mince sur la surface martienne et ne représente en aucune façon la majeure partie du sous-sol martien.

Curiosité de » point de vue du sol martien et des rochers après avoir traversé la « Dingo Gap » dune de sable (9 février 2014, la couleur brute ).

La poussière martienne est rougeâtre principalement en raison des propriétés spectrales des oxydes ferriques à nanophase (npOx) qui ont tendance à dominer dans le spectre visible. Les minéraux npOx spécifiques n'ont pas été entièrement contraints, mais l' hématite rouge nanocristalline (α-Fe 2 O 3 ) peut être la plus volumétrique, au moins à la profondeur d'échantillonnage inférieure à 100 m des capteurs infrarouges à distance tels que l'instrument Mars Express OMEGA . Le reste du fer contenu dans la poussière, peut-être jusqu'à 50 % de la masse, peut être de la magnétite enrichie en titane (Fe 3 O 4 ). La magnétite est généralement de couleur noire avec une traînée noire et ne contribue pas à la teinte rougeâtre de la poussière.

La fraction massique de chlore et de soufre dans la poussière est supérieure à celle qui a été trouvée (par Mars Exploration Rovers Spirit et Opportunity ) dans les types de sol du cratère Gusev et de Meridiani Planum . Le soufre dans la poussière montre également une corrélation positive avec npOx. Cela suggère qu'une altération chimique très limitée par de minces films de saumure (facilité par la formation de givre à partir de H 2 O atmosphérique ) peut produire une partie du npOx. De plus, les observations par télédétection de la poussière atmosphérique (qui montrent de légères différences de composition et de taille de grain par rapport à la poussière de surface) indiquent que le volume en vrac des grains de poussière se compose de plagioclase feldspath et de zéolite , ainsi que de composants mineurs de pyroxène et d' olivine . Un matériau aussi fin peut être généré facilement par érosion mécanique à partir de basaltes riches en feldspath , tels que les roches des hautes terres du sud de Mars. Collectivement, ces observations indiquent que toute altération chimique de la poussière par l'activité aqueuse a été très mineure.

L'apparition d'oxydes ferriques nanophasiques (npOx) dans la poussière

Il existe plusieurs processus qui peuvent produire du npOx en tant que produit d'oxydation sans implication d'oxygène libre (O 2 ). Un ou plusieurs de ces processus peuvent avoir dominé sur Mars, car la modélisation atmosphérique sur des échelles de temps géologiques indique que l'O 2 libre (généré principalement via la photodissociation de l'eau (H 2 O)) peut avoir toujours été un composant de trace avec une pression partielle non dépassant 0,1 micropascal (μPa).

Surface parsemée de roches imagée par Mars Pathfinder (4 juillet 1997)

Un processus indépendant de l' oxygène (O 2 ) implique une réaction chimique directe du fer ferreux (Fe 2+ ) (généralement présent dans les minéraux ignés typiques) ou du fer métallique (Fe) avec de l'eau (H 2 O) pour produire du fer ferrique (Fe 3+ (aq)), ce qui conduit généralement à des hydroxydes tels que la goethite (FeO•OH) dans des conditions expérimentales. Bien que cette réaction avec l'eau (H 2 O) soit thermodynamiquement défavorisée, elle peut néanmoins être entretenue par la perte rapide du sous-produit d' hydrogène moléculaire (H 2 ). La réaction peut être encore facilitée par le dioxyde de carbone dissous (CO 2 ) et le dioxyde de soufre (SO 2 ), qui abaissent le pH des films de saumure en augmentant la concentration des ions hydrogène plus oxydants (H + ).

Cependant, des températures plus élevées (environ 300 °C) sont généralement nécessaires pour décomposer les (oxy)hydroxydes de Fe 3+ tels que la goethite en hématite. La formation de téphra palagonitique sur les pentes supérieures du volcan Mauna Kea peut refléter de tels processus, ce qui est cohérent avec les similitudes spectrales et magnétiques intrigantes entre le téphra palagonitique et la poussière martienne. Malgré la nécessité de telles conditions cinétiques, des conditions prolongées d'aridité et de pH bas sur Mars (comme les films de saumure diurnes) peuvent conduire à la transformation éventuelle de la goethite en hématite étant donné la stabilité thermodynamique de cette dernière.

Fe et Fe 2+ peuvent également être oxydés par l'activité du peroxyde d'hydrogène (H 2 O 2 ). Même si l' abondance de H 2 O 2 dans l'atmosphère martienne est très faible, elle est temporellement persistante et un oxydant beaucoup plus fort que H 2 O. L'oxydation entraînée par H 2 O 2 en Fe 3+ (généralement sous forme de minéraux hydratés) a été observé expérimentalement. De plus, l'omniprésence de la signature spectrale α-Fe 2 O 3 , mais pas celle des minéraux Fe 3+ hydratés , renforce la possibilité que npOx puisse se former même sans les intermédiaires thermodynamiquement défavorisés tels que la géothite.

Il existe également des preuves que l'hématite pourrait se former à partir de la magnétite au cours des processus d'érosion. Des expériences au laboratoire de simulation de Mars de l'Université d'Aarhus au Danemark montrent que lorsqu'un mélange de poudre de magnétite, de sable de quartz et de particules de poussière de quartz est culbuté dans un flacon, une partie de la magnétite se transforme en hématite, colorant l'échantillon en rouge. L'explication proposée pour cet effet est que lorsque le quartz est fracturé par le meulage, certaines liaisons chimiques sont rompues sur les surfaces nouvellement exposées ; lorsque ces surfaces entrent en contact avec la magnétite, les atomes d'oxygène peuvent être transférés de la surface du quartz à la magnétite, formant de l'hématite.

Ciel rouge sur Mars

Les images in situ en couleurs approximativement vraies des missions Mars Pathfinder et Mars Exploration Rover indiquent que le ciel martien peut également apparaître rougeâtre pour les humains. L'absorption de la lumière solaire dans la gamme 0,4-0,6 μm par les particules de poussière peut être la principale raison de la rougeur du ciel. Une contribution supplémentaire peut provenir de la dominance de la diffusion des photons par les particules de poussière à des longueurs d'onde de l'ordre de 3 m, qui se situe dans le proche infrarouge, sur la diffusion Rayleigh par les molécules de gaz.

Les références

Liens externes