 Une nouvelle analyse des données envoyées par le spectromètre SPICAM, a révélé pour la première fois que l'atmosphère de la planète est sursaturée en vapeur d'eau.
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L'atmosphère de Mars contient environ 10.000 fois moins de vapeur d'eau que celle de la Terre. Néanmoins, elle est dotée d'un cycle de l'eau très dynamique.
Dans des conditions standard, la vapeur d'eau tend à se condenser autour de petites poussières en suspension quand la température descend au-dessous du "point de condensation". L'atmosphère est ainsi dite "saturée". Cependant, quand les noyaux de condensation sont trop rares, la condensation est fortement ralentie et l'eau reste sous forme gazeuse. Ce phénomène est dit "sursaturation".
Jusqu'à présent, il était supposé a priori qu'une telle sursaturation ne pouvait exister au sein de l'atmosphère martienne. Néanmoins, les données du spectromètre SPICAM ont révélé que la sursaturation de la vapeur d'eau est un phénomène fréquent sur Mars, au moins au cours du printemps et de l'été de l'hémisphère nord.
Des niveaux de sursaturation très élevés y ont été trouvés, jusqu'à 10 fois supérieurs à ceux rencontrés sur Terre. Cette découverte remet en cause notre compréhension des phénomènes qui contrôlent le cycle de l'eau martien et a des conséquences importantes pour l'évolution de l'atmosphère martienne.
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Le cycle de l'eau dans l'atmosphère de Mars peut être décrit comme suit :
La chaleur du Soleil arrivant sur la glace (par exemple, les Calottes Polaires) fait que les molécules d'eau (H2O) se subliment et sont libérées dans l'atmosphère.
Ces molécules de vapeur d'eau sont transportées par les vents à de plus hautes altitudes où, en présence d'aérosols, elles se condensent en nuages. Quand il y a trop peu d'aérosols, la condensation est ralentie, laissant des quantités substantielles de vapeur d'eau, donc l'atmosphère est sursaturée.
La vapeur d'eau sursaturée est transporté haut dans l'atmosphère où elle est affectée par la photodissociation ; les radiations solaires cassent les molécules de vapeur d'eau en ses constituants, les atomes d'hydrogène et d'oxygène, qui peuvent ensuite s'échapper dans l'espace.
Crédits ESA/AOES Medialab
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L'abondance relative d'eau liquide à la surface de Mars à travers les âges, ainsi que l'histoire de son climat, ont été déduites de l'analyse des minéraux d'altération découverts par OMEGA.
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Des quantités substantielles d'eau liquide ont dû être présentes de façon stable dans l'histoire précoce de Mars, comme l'atteste la présence de minéraux hydratés (phyllosilicates ou argiles) sur certaines régions très anciennes de la surface de Mars (>= 4 milliards d'années).
Les découvertes d'OMEGA apportent enfin la preuve que Mars a connu une période dite "chaude et humide" peu de temps après sa formation.
La découverte de ces argiles et de la présence de sulfates hydratés permettent de réécrire l'histoire de l'évolution de la planète : la période dite Phylosienne, depuis la formation de la planète jusqu'à environ 4 milliards d'année où l'eau liquide était présente en abondance. Cette période s'est interrompu par un changement climatique global, probablement lié à la perte du champ magnétique interne, qui s'en est suivi d'une période appelée Theiikaien correspondant aux sulfates où l'eau n'était présente qu'occasionnellement, et sous forme très acide. Ensuite, les 3,5 milliards d'années qui ont suivi correspondent à une période anhydre où Mars devait avoir un climat similaire à ce que nous connaissons aujourd'hui.
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Dans cette vue en perspective 3D par la caméra HRSC de la région de Mawrth Vallis (en tons de gris), OMEGA a identifié des zones riches en phyllosilicates (argiles, en bleu sur l'image) qui sont des minéraux riches en eau. Ceux-ci se trouvent préférentiellement sur les régions très cratérisées, donc très anciennes. Leur absence dans le fond de la vallée, et à son embouchure suggère qu'à l'époque où cette vallée s'est formée, les conditions climatiques ne permettaient déjà plus la formation de ces argiles.
Crédits ESA/OMEGA/HRSC
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La nature des calottes polaires a été identifiée
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Très tôt dans la mission, la cartographie et l'analyse spectrale faites par OMEGA de la calotte pérenne (en été) du pôle sud ont permis de comprendre sa nature. Celle-ci est constituée d'un important glacier d'eau de 2 à 3 km d'épaisseur, recouvert l'été d'une fine couche de glace carbonique de quelques mètres d'épaisseur seulement. Quantitativement, ce résultat signifie que la calotte polaire sud (mais c'est également valable pour la calotte nord) constitue un important réservoir d'eau et à l'inverse ne constitue pas un réservoir de CO2.
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Dès le début de la mission Mars Express (janvier 2004), OMEGA a observé la calotte polaire sud en été qui est constituée de glace pérenne. Celle-ci est vue dans 3 bandes spectrales : à droite dans le visible, au milieu dans la raie d'absorption de la glace carbonique, à gauche dans la raie d'absorption de la glace d'eau.
Crédits ESA/OMEGA
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ASPERA a permis de mesurer l'échappement de l'atmosphère de Mars.
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ASPERA a mis en évidence le fait que le vent solaire (explication vent solaire...) pénètre profondément dans l'ionosphère de Mars jusqu'à des altitudes de 270 km au dessus de la surface. Cette pénétration profonde provoque une interaction directe des ions du vent solaire avec ceux de l'ionosphère de Mars, celle-ci ayant pour effet d'entraîner les ions de Mars, ce qui a pour conséquence un mécanisme de perte, d'échappement de l'atmosphère de Mars.
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Les ions du vent solaire (en bleu) pénètre à travers la limite de la magnétosphère de Mars (en vert) ce qui induit des interactions entre ces 2 composantes et un entraînement des ions martiens dans le milieu interplanétaire (appelé mécanisme des processus d'échappement).
Publié dans : Solar wind-induced atmospheric erosion at Mars: First results from ASPERA-3 on Mars Express, Lundin et al., Science, Vol. 305. no. 5692, pp. 1933 - 1936, doi:10.1126/science.1101860, 2004
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Aurores et luminescences du ciel nocturne observées par Mars Express sur la planète rouge
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L'instrument SPICAM sur MEX a mis en évidence un phénomène d'aurore nocturne dans la haute atmosphère de Mars. Ces émissions lumineuses sont attribuées à la recombinaison de N et O pour former la molécule NO. Le mécanisme proposé est que du côté jour les oxydes d'azote sont photo-dissociés par les photons UV solaires, et les atome d'azote et d'oxygène migre vers le côté nuit. Ensuite ils peuvent se recombiner pour former la molécule NO en émettant des photons qui constituent les aurores nocturnes observées par SPICAM. Le même mécanisme a été observé sur Venus. De plus, il semblerait que les régions où ces aurores sont observées correspondent aux régions de champ magnétique crustal cartographié par la sonde Mars Global Surveyor. Ce champ magnétique résulte de la magnétisation des roches de la croûte de Mars à l'époque où la planète possédait un champ magnétique bipolaire intense. Jusqu'à présent, une dix événements ont été identifiés dans les données.
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Vue d'artiste d'aurore qui pourrait être vue
par un observateur en orbite côté nuit de Mars
Crédits ESA
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Nuages à haute-altitude détectés dans l'atmosphère de Mars
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La première observation non ambiguë de nuages de glace de CO2 dans l'atmosphère de Mars a été signalée par l'équipe d'OMEGA. La nature de ces nuages a été identifiée en se basant sur la détection d'une signature spectrale spécifique dans le proche infrarouge. Cette découverte est confirmée par des observations complémentaires de l'instrument SPICAM.
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Cette image composite montre des nuages de glace de dioxyde de carbone (CO2) détectés par le spectromètre imageur d'OMEGA le 12 juin 2004, durant le printemps dans l'hémisphère nord. A cette époque, Mars Express volait à plus de 2000 km au-dessus de la surface de la planète. Le nuage se situait à 80 km d'altitude.
Les quatre images du nuage ont été prises à quatre longueurs d'ondes distinctes. L'image à 4.26 micron (troisième depuis la gauche) permet une détection spectrale claire et sans ambiguïté du nuage. De façon intéressante, alors que le nuage lui-même n'apparaît que dans les images à 0.5 et 4.26 micron, son ombre, qui se trouve à 100 km au sud-ouest, reste visible à toutes les longueurs d'ondes couvertes par OMEGA.
L'opacité de ce nuage est estimée à plus de 0,5, ce qui correspond à une diminution de la lumière solaire de 40 %. La taille des particules du nuage est de 1.5 microns (1.5/1000 de millimètre).
Crédits ESA/OMEGA team
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Étude de l'ozone dans l'atmosphère de Mars
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L'ozone est l'une des espèces les plus réactives de l'atmosphère martienne. Ce gaz contrôle le flux ultraviolet qui atteint le sol et joue ainsi un rôle important pour l'habitabilité de la planète.
Néanmoins, sur Mars la quantité d'ozone est bien plus faible que sur Terre, et son effet protecteur est par conséquent moins important.
Grâce aux spectres enregistrés par l'instrument SPICAM UV, pour la première fois on a pu extraire la climatologie globale de l'ozone sur Mars avec une couverture spatiale et temporelle. Une bonne concordance est obtenue lorsque l'on compare les données de SPICAM aux prédictions du Modèle de Circulation Chimique Général. Ces résultats aideront à mieux comprendre la dynamique et la chimie de l'atmosphère de Mars.
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Evolution sur un cycle saisonnier de la colonne d'ozone en fonction de la latitude.
A gauche, mesures fournies par le canal UV de SPICAM, à droite données calculées par un modèle 3D (la Longitude solaire (Ls) : un tour de Mars autour du soleil)
Résultats présentés au cours de la Septième Conférence Internationale sur Mars,
en juillet 2007 au California institute of Technology ("Caltech") à Pasadena
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Étude de la vapeur d'eau et du cycle de l'eau
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Le cycle de l'eau est l'un des principaux cycles contrôlant l'atmosphère martienne. Des observations récentes ont montré une haute variabilité spatiale et temporelle, spécialement en ce qui concerne les régions Polaires.
On observe une émission de vapeur d'eau à Ls (la Longitude solaire (Ls) : un tour de Mars autour du soleil) autour de 120, correspondant à la sublimation de la calotte polaire nord aux environs du printemps.
Un effet similaire est observé au printemps de l'hémisphère sud, vers Ls autour de 300 (une demi année plus tard).
L'abondance de vapeur d'eau est fortement corrélée au cycle de la température
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Distribution de la vapeur d'eau dans l'atmosphère de Mars sur environ deux années martiennes, en fonction de la latitude. Mesures fournies par SPICAM
Résultats présenté au cours de l'atelier Cycle de l'Eau de Mars, Paris 2008
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Mars Express porte ses efforts sur les figures d'érosion
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Mars Express a découvert des preuves géologiques suggérant que certains des processus de dépôt, révélés par l'érosion, ont été à l'œuvre sur de grandes échelles dans les régions équatoriales de la planète.
Les preuves viennent de la composition minéralogique de la région d'Aram Chaos. Des données de l'instrument OMEGA ont révélé que cette région montre une quantité significative de sulfates et d'oxydes de fer. Les oxydes de fer ont été découverts par érosion avant de s'accumuler à la base de falaises.
Des dépôts résiduels similaires enrichis en oxydes de fer, recouvrant une formation stratifiée contenant à la fois des oxydes de fer et des sulfates, ont été observés par le rover Opportunity dans la région de Meridiani Planum, suggérant un processus de formation commun.
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Cette carte représente la région d'Aram Chaos de Mars - un cratère d'un diamètre de 280 km situé presque directement sur l'équateur de Mars où l'instrument OMEGA a trouvé des preuves de dépôts d'oxydes de fer (communément appelé rouille sur Terre) et de sulfates sur de grandes échelles.
Crédits: NASA/MGS/MOLA/THEMIS
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Les vallées fluviales sur Mars
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Les images stéréoscopiques de l'instrument HRSC donnent une reconstitution de la topographie (image 3D) très précise de la surface de Mars. Appliquées aux vallées fluviales anciennes, celle-ci permet de mesurer la profondeur des vallées, de retracer automatiquement leur position (lignes bleues) ainsi que les différents bassins hydrographiques (en couleur), de la même manière que sur Terre. Les vallées sont toutes dirigées dans le sens de la pente comme attendu pour des cours d'eau, et se dirigent vers le canyon principal.
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Image de l'instrument HRSC 3D et 2D du canyon d'Echus Chasma
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Enorme volume de glace stocké dans les calottes polaires de Mars
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Les données du radar de subsurface MARSIS (sonde Mars Express/ESA) ont été utilisées pour cartographier la base de la calotte polaire sud de Mars. Cette étude internationale, à laquelle ont participé des chercheurs du Laboratoire de Planétologie de Grenoble, a donné une évaluation du volume de glace d'eau stocké dans la calotte à 1,6 million de km³.
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Epaisseur de la calotte polaire sud de Mars - LPG/ASI/ESA
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SCIENCE
RESULTATS SCIENTIFIQUES
