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Mémoire de Master 1 : Modélisation de la chimie du soufre dans l'atmosphère
de la planète Mars
Thesis · June 2011
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Vincent Haefliger
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Rapport de stage effectué au Laboratoire
Atmosphères, Milieux, Observations
Spatiales - Latmos - de l'Institut Pierre
Simon Laplace
____________
Modélisation de la chimie du soufre dans
l'atmosphère de la planète Mars
Stagiaire : Vincent Claude Haefliger
Encadrant : Franck Lefèvre – Chercheur au Latmos
Juin 2011

Sommaire
I. Introduction
1. Description de l'atmosphère martienne actuelle
2. Enjeu de l'étude et démarches à mener
3. La recherche de soufre dans l'atmosphère de Mars : tentatives de mesure
II. Notions théoriques de chimie
III. Mise au point de la chimie du soufre dans le modèle chimique 1D
IV. Résultats et interprétations du modèle 1D
1. Profils concentration – altitude
2. Evolutions temporelles
3. Durées de vie – Validation du modèle 1D
V. Introduction de la chimie du soufre dans le modèle 3D
1. Description du GCM et de la circulation atmosphérique martienne
2. Distribution des espèces soufrées dans l'atmosphère de Mars: Résultats
VI. Conclusion
VII. Avis personnel sur le déroulement du stage

I. Introduction
1. Description de l'atmosphère martienne actuelle
L'atmosphère de la planète Mars fait l'objet de nombreuses études physiques et chimiques.
L'enveloppe atmosphérique martienne, comme l'atmosphère terrestre, représente une couche de gaz
de plusieurs dizaines de km d'épaisseur, au sein de laquelle la pression décroît de façon
exponentielle avec l'altitude. La pression au sol est faible, de l'ordre de 6 hPa, mais cela n'empêche
pas aux masses d'air d'être brassées pour générer la circulation atmosphérique martienne révélant
plusieurs similitudes à la circulation atmosphérique terrestre. Cela est notamment expliqué par la
période de rotation (24,5 heures terrestres) ainsi que l'axe d'inclinaison de Mars (25°) qui se
rapprochent sensiblement de ces mêmes paramètres orbitaux de la Terre.
L'atmosphère de Mars est majoritairement composée de dioxyde de carbone (95 %), d'azote
(3 %) et d'argon (1,6 %), et dans une moindre mesure (éléments traces) de dioxygène, de monoxyde
de carbone, et de vapeur d'eau. D'autres éléments sont présents en concentration encore plus faible.
La structure thermique de l'atmosphère martienne est représentée par la figure ci-dessous.
Elle est comme la Terre constituée d'une troposphère bien mélangée mais beaucoup plus épaisse. La
couche isotherme qui la surmonte (sorte de stratosphère) est causée par l'absorbtion des infra-rouges
par le CO2, elle-même surmontée par la thermosphère au delà de 110 km d'altitude, au sein de
laquelle la température augmente en raison de l'absorption des rayons ultraviolets par les
composants atmosphériques.
Figure 1 : Comparaison de l'évolution de la température avec l'altitude entre la Terre et Mars (Forget et al. , 2005)
Etant donné l'atmosphère très ténue de Mars, de nombreux composés chimiques primaires
sont transformés en composés secondaires par photodissociation provoquée par le rayonnement
incident ultra-violet du soleil. La notion de photochimie nous intéressera donc particulièrement au
cours de cet exposé.
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2. Enjeu de l'étude et démarches à mener
Dans notre exposé, on s'intéresse aux espèces chimiques de la famille du soufre. La
recherche de soufre dans l'atmosphère martienne est mise en oeuvre depuis plusieurs années, car la
présence de cet élément dans l'atmosphère laisserait supposer une activité interne (volcanisme ? ,
points chauds ? , ...) de la planète rouge. L'hypothèse que Mars soit une planète géologiquement
vivante a été relancée suite à la récente découverte de méthane dans l'atmosphère (Krasnopolsky et
al., 2004; Formisano et al., 2004 ; Mumma et al., 2009). On sait par ailleurs que les dernières traces
de volcanisme observées sur Mars ne sont vieilles que de 2 Ma (Hartmann et Bermann, 2000;
Sakimoto et al., 2003; Neukum et al., 2004)
A ce jour, l'existence du soufre dans l'atmosphère martienne n'a pas été prouvée, mais cela
n'empêche pas de suggérer son existence en faible quantité, notamment quand on sait que les
valeurs qu'on essaye de mesurer représentent des composés distribués de façon homogène dans
l'atmosphère - dû au temps de mélange du soufre dans l'atmosphère martienne de seulement
quelques mois - , et non les possibles sources ponctuelles présentes à la surface, sujettes à du
dégazage dans l'atmosphère.
En faisant l'hypothèse que des espèces soufrées existent dans l'atmosphère de Mars, nous
allons modéliser leur distribution spatiale ainsi que leur évolution saisonnière. L'objectif exact de
l'étude est de modéliser comment le SO2 dégazé par d'éventuelles sources géologiques va réagir
avec d'autres espèces chimiques, et comment les produits formés vont se répartir dans l'atmosphère.
Nous allons tout d'abord reprendre le modèle numérique chimique uni-dimensionnel (1D) que
Clément Doche a commencé à effectuer en 2010, dans le cadre de son stage de licence en Sciences
de la Terre, effectué au Latmos. Ce modèle décrit la distribution des espèces soufrées à 141 niveaux
d'altitude discrétisés tous les 1 km, en un point unique de Mars. Une colonne atmosphérique de 140
km est donc représentée. Le modèle 1D ne tient pas compte des transports que peuvent subir les
espèces chimiques au sein de l'atmosphère. C'est pour cette raison qu'on l'appelle « modèle
chimique » , qui s'occupe d'étudier le comportement des espèces chimiques dans l'atmosphère
uniquement à partir des vitesses de réactions propres à chaque réactif. Nous intégrons ensuite la
chimie du soufre testée dans ce modèle 1D dans un modèle tri-dimensionnel (3D) qui prend en
compte les transports advectifs et convectifs que peuvent subir les espèces chimiques, propres à la
dynamique atmosphérique martienne. Avant de pouvoir intégrer les données du modèle 1D dans le
modèle 3D, il sera d'abord nécessaire d'effectuer plusieurs tests en appliquant différentes méthodes
numériques qui permettront alors de valider le modèle 1D servant de référence.
3. La recherche de soufre dans l'atmosphère de Mars : tentatives de mesure
En considérant la possibilité de sources actives émettrices de composés gazeux sur Mars, la
communauté scientifique s'est penchée de plus près sur la recherche de ces composés. Sur Terre, le
CO2 , SO2 , H2S , CH4 , la vapeur d'eau et dans une moindre mesure les composés halogénés sont
typiquement émis par dégazage depuis les points chauds (Walker, 1997).
Serait-il possible qu'un volcan martien (par exemple le Mons Olympus situé dans la région
de Tharsis, considéré aujourd'hui comme éteint), une faille active ou autre phénomène géologique
puisse émettre du SO2 ? Mars a eu une tectonique des plaques dans le passé mais est considéré
aujourd'hui comme géologiquement éteinte, ce qui remet en question l'hypothèse de dégazage
volcanique. D'autres sources peuvent cependant être responsables de l'émission de composés
soufrés dans l'atmosphère, comme par exemple l'hydrothermalisme (Krasnopolky, 2005).
Bien que l'on sache désormais que des molécules sulfatées existent sur la surface de Mars -
depuis que ces informations ont été rapportées par les atterrisseurs Viking en 1976 (Toulmin et al.,
1977) - , personne n'a encore détecté la présence d'espèces soufrées dans l'atmosphère martienne.
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