LE PROBLEME DE L'EAU SUR MARS

Guy Moreels,
Observatoire de Besançon

Les calottes polaires.

Les calottes polaires de Mars ont une étendue qui varie en fonction des saisons martiennes. Rappelons que les saisons sur Mars sont plus accentuées que sur la Terre car elles résultent à la fois de l'inclinaison du plan équatorial de la planète par rapport à l'écliptique (24 pour Mars et 23,5 pour la Terre) et de l'excentricité de son orbite (0,093 pour Mars et 0,017 pour la Terre). La calotte polaire boréale a un diamètre d'environ 650 km et une épaisseur d'environ 1 km. Elle est constituée d'un mélange de glace d'eau et de glace carbonique. La calotte polaire australe est moins étendue, son diamètre étant de 450 km, mais plus épaisse (3 km). Elle serait formée uniquement de glace carbonique. Les volumes de glace des calottes polaires sont évalués respectivement à 1,2 x 106 km3 et 0,2 x 106 km3. L'étude détaillée des photographies transmises par la sonde Mars Global Surveyor montre que la glace martienne subit les mêmes mouvements de glissement que la glace sur Terre.

Le problème de l'eau

Grâce à quatre sondes qui ont été placées en orbite autour de Mars  : Mariner 9 en 1971-72, Viking 1 et 2 en 1976-77 et Mars Global Surveyor en 1997-99, nous disposons maintenant d'une couverture photographique complète de cette planète. La résolution de ces photographies atteint 1,5 m. Les structures martiennes les plus impressionnantes sont constituées par les volcans de la région de Tharsis : les trois volcans alignés Arsia, Pavonis et Ascraeus Mons et, au Nord‑Ouest, Olympus Mons qui est le volcan le plus grand du système solaire (27 km d'altitude et 600 km de diamètre).

Une autre structure exceptionnelle de Mars est constituée par l'immense canyon appelé Valles Marineris et ses ramifications. Cette dépression s'étend d'ouest en est dans la partie équatoriale de la planète sur plus de 5 000 km avec une largeur de 200 km et une profondeur de 6 km. De nombreux clichés montrent des réseaux de chenaux parfois enchevêtrés. Certains chenaux prennent naissance dans des dépressions. Parfois, ces dépressions ont une forme circulaire et seraient dues à un processus de dégazage au niveau de la croûte.

Les images de Mars Global Surveyor, dont la résolution est supérieure à celles de Mariner 9 et de Viking 1 et 2 apportent des éléments supplémentaires en faveur de la présence d'eau dans le passé géologique de la planète rouge. Ces élements sont de trois types :

Les clichés de Noachis Terra montrent un cratère de 60 km de diamètre environ au fond duquel une mare a probablement existé. De plus, sur les flancs des falaises, apparaissent des traces de suintement. Un autre exemple est fourni par le canyon de Nanedi Vallis, dans la région de Xanthe Terra. Ici, le fond du canyon est plat, mais il contient un chenal beaucoup moins large qui serpente dans sa partie centrale, exactement comme on peut l'observer sur Terre.

 


Image montrant le bord du cratère de Noachis Terra, les terrains stratifiés du plateau supérieur, une corniche au niveau du rebord et un réseau de rigoles pouvant avoir été creusées par des écoulements d'eau sur le flanc de la paroi.
(cliché Mars Orbiter Camera, Mars Global Surveyor, Nasa)

Les images de Viking avaient déjà montré une stratification des couches qui apparaissent sur les parois de Valles Marineris. Les clichés à haute résolution montrent des vallées ressemblant aux vallées de montagne. La région de Coloe Fossae comportant des vallées à fond plat remplies de débris d'érosion pourrait être une ancienne vallée glaciaire. Certains planétologues pensent détecter l'existence d'un littoral, ce qui impliquerait la présence dans le passé d'un océan.

Plus la résolution des images s'affine, plus l'existence dans le passé d'eau s'écoulant à la surface de la planète semble s'imposer.