19 13 juil 2007 Sources Martian Atmospheric Erosion Rates Stas Barabash, Andrei Fedorov, Rickard Lundin, Jean-Andre Sauvaud Science, vol. 315. no. 5811, pp. 501-503, january 2007 Notes Atmosphère martienne : L'atmosphère martienne est composée de 95 % de dioxyde de carbone, de 2,7 % d'azote, de 1,6 % d'argon, de 0,13 % d'oxygène et de quelques gaz rares dont… une infime quantité de vapeur d'eau (0,03 %). Noachien : Classiquement, l'histoire géologique de Mars est divisée en trois ères successives : le Noachien, l'Hespérien et l'Amazonien. Le Noachien s'étend de - 4,5 milliards d'années à environ - 3,7 milliards d'années. Vent solaire : Le vent solaire est un flux de plasma constitué d'ions positifs et d'électrons éjectés de la haute atmosphère du Soleil. Les ions sont de l'hydrogène (95 %), de l'hélium (4 %) et des atomes plus lourds (1%) dont de l'oxygène. Le vent solaire est globalement neutre. Bar : Unité de mesure de la pression correspondant à 105 pascals. Sur la Terre, la pression atmosphérique standard est d’environ 1 bar. Petite fugue martienne Mars est un monde froid et sec mais il n'en a pas toujours été ainsi. Les modèles d'évolution de Mars décrivent en effet une planète chaude et humide il y a plusieurs milliards d'années. L'Analyzer of Space Plasmas and Energetic Atoms (ASPERA) de Mars Express étudie les interactions entre les composants de la haute atmosphère martienne et le vent solaire, interactions qui existent du fait de l’absence de champ magnétique dipolaire sur Mars. En utilisant ces données, les scientifiques cherchent à identifier l'évolution des constituants atmosphériques au cours du temps et à mieux comprendre les mécanismes qui ont contribué à cette transformation radicale du climat. Pendant l'ère du Noachien, un intense effet de serre aurait maintenu l'atmosphère de Mars à une température élevée malgré la faible luminosité du jeune Soleil : l'eau pouvait exister à l'état liquide. La présence d'eau dans le passé a d'ailleurs été démontrée sans ambiguïté notamment par la découverte d’argiles par l’instrument OMEGA embarqué à bord de Mars Express ou encore par la détection d'hématite et de sels divers par le robot de surface américain Opportunity. Les observations spatiales ont également révélé une très grande variété de structures qui gardent les traces d'érosion de la surface par des écoulements parfois violents attribués à l'eau : réseaux fluviaux asséchés, vallées de débâcle, ravines …etc. D'autres structures comme des dépôts sédimentaires ou des traces supposées de rivages témoignent d'une présence aqueuse plus durable. La quantité d'eau nécessaire pour produire les traces géomorphologiques visibles actuellement correspondrait au volume occupé par un océan couvrant entièrement Mars et dont la profondeur serait de 600 m à 1 km. La pression atmosphérique nécessaire pour maintenir cette quantité d'eau à l'état liquide est évaluée, quant à elle, à quelques bars de dioxyde de carbone. Ceci est loin de correspondre aux conditions régnant actuellement sur Mars, la pression mesurée en surface étant d'environ 6 à 10 millibars. Les scientifiques émettent plusieurs hypothèses liant la disparition de l'atmosphère de Mars et celle de l'eau liquide : 9 La collision catastrophique avec un autre corps planétaire à la fin du Noachien ne peut être exclue, les collisions avec les astéroïdes étant fréquentes au début de l'histoire du système solaire. 9 Des réactions chimiques ont pu se produire entre le dioxyde de carbone et l'eau formant ainsi des carbonates qui font l'objet de recherches intenses mais n'ont pas pu être trouvés. [Page 1/3] ► 19 13 juil 2007 Notes Frontière d'empilement magnétique (magnetic pile-up boundary = MPB) : C'est une frontière de l’ionosphère créée par l’interaction entre l’atmosphère et l’onde de choc du vent solaire. Energie de libération : Energie minimale que doit avoir un corps pour s'éloigner indéfiniment d'un astre malgré l'attraction gravitationnelle de ce dernier. Criblage (sputtering) : Une partie des ions accélérés entrent en collision dans la haute atmosphère avec des atomes ou es molécules. Ils peuvent transmettre suffisamment d'énergie à ces éléments neutres pour qu'ils s'échappent. Ce processus s'appelle le « criblage ». Recombinaison dissociative : Lorsqu'un ion di-oxygène s'associe avec un électron libre, la réaction peut produire deux atomes libres d'oxygène qui s’éloignent rapidement l’un de l’autre. L'énergie cinétique acquise par les atomes (neutres) produits par la réaction peut dépasser leur énergie de libération. Ce phénomène pourrait expliquer une part importante de la perte d'oxygène de l'atmosphère martienne. Tempête dans l’ionosphère 9 La gravité martienne est suffisante pour retenir le dioxyde de carbone et l'eau cependant le vent solaire peut arracher des molécules de gaz au niveau des couches les plus élevées de l'atmosphère. Avec les données d'ASPERA les auteurs ont pu quantifier cet effet du vent solaire. Comme tous les corps du système solaire dépourvus de champ magnétique, la planète Mars reçoit le flux d’ions (essentiellement des protons et des particules alpha) et d'électrons du vent solaire. Contrairement à celui de la Terre, le champ magnétique de Mars est trop faible pour protéger son atmosphère du contact direct avec le vent solaire. Lorsque le vent solaire rencontre l'atmosphère d'une planète dépourvue d’un champ magnétique global comme Mars, une cavité se forme "à l'arrière" de la planète (voir fig. 1). Des courants se produisent dans l'atmosphère conductrice et ceci induit un champ magnétique délimité par une frontière dite « frontière d'empilement magnétique ». Cette cavité se remplit des ions échappés ou accélérés de l'atmosphère planétaire avec une énergie supérieure à l’énergie de libération (cette énergie de libération vaut 2,1 eV pour un ion oxygène s'échappant de Mars). Fig 1 : Représentation graphique de la densité des ions (O+, O2+, CO2+) provenant de l’atmosphère de Mars obtenue à partir des mesures d'ASPERA. Ces ions sont confinés dans la cavité magnétique jusqu’à 4 rayons martiens. Le Soleil à droite selon l’axe des X et l’axe Z pointe la direction du champ électrique interplanétaire. L’intégration de ces densités d’ions permet de remonter au taux d’échappement atmosphérique. Le cercle rouge représente Mars, la zone d'éclipse et la frontière d'empilement magnétique sont représentées par les lignes pointillées blanches et rouges. [Page 2/3] ► 19 13 juil 2007 Le vent solaire manque de souffle Contact chercheur Jean-André Sauvaud Centre d’Etudes Spatiales des Rayonnements Toulouse [email protected] + sur le web Centre d’Etudes Spatiales des Rayonnements Swedish Institute of Space Physics Centre d’Etude des Environnements Terrestres et Planétaires Institut Pierre Simon Laplace + sur le CNES CNES Missions scientifiques du CNES © CNES 2007 Reproduction possible à des fins non commerciales, sous réserve d’autorisation de notre part. Conformément à la loi 78-17 ”Informatique et Libertés” (art. 34 et art.36), vous disposez d’un droit d’accès, de rectification et de suppression des données vous concernant, en ligne sur ce bulletin. Au moins deux processus d'accélération sont actifs : une accélération des ions par le champ électrique à très grande échelle du vent solaire et une accélération par les champs électriques de séparation de charge au moment de la transformation d’un atome neutre en ions. L'atmosphère martienne s'érode également à cause d'effets thermiques, du criblage par le vent solaire et de la perte d'atomes rapides (surtout de l'oxygène) due à des recombinaisons dissociatives. Ces différents processus, en provoquant l’échappement des atomes les plus légers (H, He, C, N, O) ont pu intervenir dans l’évolution chimique de l’atmosphère de Mars. Les auteurs ont évalué le taux d'échappement des ions martiens accélérés avec des énergies comprises entre 30 et 30 000 eV par charge. Ils ont estimé ce taux d'échappement annuel à environ 135 tonnes pour le monooxygène (O), 250 tonnes pour le di-oxygène (O2) et 185 tonnes pour le dioxyde de carbone (CO2). Au prix de quelques hypothèses, ils ont pu estimer les quantités totales de dioxyde de carbone et d’eau perdues par Mars par ce mécanisme. Ils ont pris en compte des travaux sur l’évolution du soleil au cours des 3,5 derniers milliards d'années. Pour corriger les mesures faites en période de minimum solaire, ils ont appliqué un facteur correctif de l'ordre de cinq. Conclusion, sur 3,5 milliards d'années, la perte estimée du dioxyde de carbone correspond à une perte de pression au sol inférieure à 43 millibars et la perte d'eau équivaut à une épaisseur de 70 cm. Ces pertes sont à comparer aux données déduites des modèles d'évolution de Mars qui prévoient, au Noachien, une pression au sol de 1 à 5 bars de dioxyde de carbone et une quantité d'eau correspondant à un océan global d'une épaisseur de quelques centaines de mètres. Les mécanismes induits par l'action du vent solaire sont donc nettement insuffisants pour expliquer l'assèchement de Mars. D’autres processus doivent donc être pris en compte. L’arrachement d’une partie de l'atmosphère sous l'effet d'un ou de plusieurs impacts majeurs et d'autres mécanismes d'échappement de type photochimique ou de plasma froid sont possibles. En dernière hypothèse, l'eau et le dioxyde de carbone pourraient aussi être stockés dans des réservoirs qui restent à identifier. E-Space&Science vous informe des résultats des expériences scientifiques soutenues par le CNES Directeur de la publication : Yannick d’Escatha Directeur de la rédaction : Pierre Tréfouret Rédacteur en chef : Michel Viso Secrétaire de rédaction : Martine Degrave Diffusion du magazine : INIST diffusion Abonnement Désabonnement Envoyez un mail sans objet ni contenu à : Abonnement version Française ou à : Abonnement version Anglaise Envoyez un mail sans objet ni contenu à : Désabonnement version Française ou à : Désabonnement version Anglaise [Page 3/3] ■