Diapositive 1 - Spot

Sources
19 Petite fugue martienne
13 juil 2007
Martian Atmospheric Erosion
Rates
Stas Barabash, Andrei Fedorov,
Rickard Lundin, Jean-Andre
Sauvaud
Science, vol. 315. no. 5811, pp.
501-503, january 2007
[Page 1/3] ►
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 :
9La 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.
9Des 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.
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 géolo-
gique de Mars est divisée en
trois ères successives : le Noa-
chien, l'Hespérien et
l'Amazonien. Le Noachien
s'étend de - 4,5 milliards
d'années à environ - 3,7 mil-
liards 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 105pascals.
Sur la Terre, la pression atmos-
phérique standard est d’environ
1 bar.

Notes
Frontière d'empilement ma-
gnétique (magnetic pile-up
boundary = MPB) :
C'est une frontière de
l’ionosphère créée par l’inter-
action 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 trans-
mettre 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.
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Tempête dans l’ionosphère
9La 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).
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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.

Centre d’Etudes
Spatiales des
Rayonnements
Swedish Institute of
Space Physics
Centre d’Etude des
Environnements
Terrestres et Planétaires
Institut Pierre Simon
Laplace
Contact chercheur
Jean-André Sauvaud
Centre d’Etudes Spatiales des
Rayonnements
Toulouse
Jean-Andr[email protected]r
+ sur le CNES
Le vent solaire manque de souffle
CNES
Missions scientifiques du
CNES
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13 juil 2007
[Page 3/3] ■
+ sur le web
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 mono-
oxygène (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.
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