GLST 202 E. Josselin Université de Montpellier

Mars
GLST 202
E. Josselin
Université de Montpellier
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Géologie de Mars
Température moyenne annuelle à l’équateur : 215 K
Pression moyenne à la surface : 6.1 mbar
⇒ pression de surface < pression critique pour l’eau liquide sur la moitié de la surface
⇒ toute eau liquide formée gèle rapidement partout
... mais preuves géologiques de présence d’eau liquide très répandue ...
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Evénements précoces
Présence de 182 W and 142 Nd dans les météorites martiennes ;
4.5 Gyr age of ALH84001 âgé de 4.5 109 ans
⇒ différentiation en croûte / manteau coeur en qq 107 ans après la formation de la planète /
du Système Solaire
Apparition de la dichotomie globale
Présence d’un champ magnétique
Formation de Tharsis
Mars Global Surveyor :
- découverte de grandes anomalies magnétiques, surtout dans les hauts plateaux sud
- ces anomalies ont ensuite été détruites sur et autour des bassins d’impact
(Hellas, Utopia, Argyre and Isidis).
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Géologie de Mars
Evénements précoces
Le plus vieil événement géologique enregistré est la dichotomie globale !
3 définitions ... qui ne coïncident pas partout :
différences d’altitudes (5.5 km entre les 2 hémishères)
différences d’épaisseur de la croûte (30 km N & 60 km S)
différences dans la densité de cratères
Origine interne, liée à la convection globale dans le manteau ?
Origine liée à l’impactisme (impact oblique par un corps de diamètre ∼ 1600-2700 km) ?
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Géologie de Mars
Le Noachien
La plupart des terrains du Noachien sont dominés par des impacts (vision orbitale, à l’échelle
de 100m) : taux de resurfaçage par volcanisme faible / taux de resurfaçage par impacts.
Essentiel du matériau exposé dans les cratères d’impact : roches volcaniques, primaires ou
transformées par les impacts :
- basaltes riches en pyroxènes pauvres en calcium, avec de l’olivine en quantité variable.
- beaucoup de roches ont subi une altération aqueuse : circulation de fluides hydrothermaux.
Prototype : Columbia Hills. silicates hydratés profonds et dans les cônes de déjection
alluviaux ⇒ altération aqueuse avant le dépôt des roches riches en olivine.
Vitesse d’érosion : 5 µm an−1 (∼ vieux cratons plats sur Terre), puis chute rapide du taux à
la fin du Noachien
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Le Noachien (suite)
L’essentiel (mais pas tous) des terrains noachiens est découpé en réseaux de vallées.
Beaucoup des structures fluviales des terrains post-noachiens ont été formés par des grands
"canaux" d’écoulement ... mais ces canaux sont rares (cf. Mawrth Vallis).
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Géologie de Mars
Le Noachien (suite)
dissection des terrains noachiens, ruisselements de surface, bassins ouverts (lacs)
⇒ précipitations et conditions de surface chaudes au moins épisodiques.
Incertitudes : durabilité de ces conditions et d’un système hydrologique global
(équilibre entre précipitations, infiltrations, ruissellements et écoulements souterrains)
Présence de phyllosilicates, tels que nontronite, chlorites riches en fer, saponite et
montmorillonite (Murchie et al., 2008), minéraux qui tous se forment par latération hydrique
de basaltes.
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phyllosilicates (vert)
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L’hespérien
Densité de cratères ⇒ fin du bombardement tardif (∼ 3.7 109 ans) à 3 109 ans, ∼ début de
l’archéen sur Terre.
Caractéristiques :
- volcanisme continu (ou épisodique ...)
⇒ remodelage de ∼ 30% de la planète ;
⇒ formation des plaines de laves étendues, de faible altitude par rapport au Noachien.
- formation de canyons
- formation de la plupart des grands canaux d’écoulement, et des lacs ou mers terminaux :
eau liquide ou laves ?
- très faibles taux d’érosion
- déclin rapide et fin de l’altération des roches (formation des phyllosilicates)
- formation locale de dépôts riches en sulfates
Valles Marineris : l’un des plus grands mystères de la géologie martienne ...
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Géologie de Mars
L’Amazonien
2/3 de l’histoire géologique de Mars !
Changements géomorphologiques ()impact, volcanisme, tectonique) modestes ...
- Volcanisme essentiellement limté à Tharsis et Elysium.
- Rôle important des glaces dans la modification de la surface ... accumulation très sensible à
l’obliquité, et donc au chaos de l’orbite !
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Atmosphère martienne
Erosion par le vent solaire ... possible car le champ magnétique martien est faible !
⇒ Echappement "non-thermique" : transfert d’énergie et de quantité de mouvement.
Echappement hydrodynamique précoce : bombardement météoritique, perte des ions,
recombinaison dissociative ⇒ expansion de l’atmosphère (structure "cométaire")
Pas de stratosphère sur Mars : pas de barrière dynamique entre la basse atmosphère et
l’atmosphère intermédiaire !
Theromsphère martienne (alt. 100-250 km) couplée avec :
- la basse atmosphère (inflation, tempètes de poussière)
- le vent solaire via l’ionosphère (ablation des ions, échappement des espèces volatiles)
Sur Terre : magnétosphère protectrice de l’atmosphère et de l’hydrosphère des effets érodant
du vent solaire
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