En 2003, l’ESA (European Space Agency) envoya en orbite autour de notre voisine rouge la sonde Mars Express. Elle avait pour mission de cartographier le relief de la planète pour qu’on comprenne mieux son passé géologique, d’étudier son atmosphère et de déterminer la distribution de l’eau (sous forme de glace ou de minéraux hydratés) dans le sous-sol et à la surface. C’est d’ailleurs grâce à elle que l’on a su que de la glace d’eau et de la glace carbonique étaient bien présentes au pôle Sud martien en 2004. Depuis, on suspecte, grâce à la mission InSight, qu’il existe éventuellement de l’eau liquide sur Mars, cachée sous la surface de la planète, et peut-être même un gigantesque océan sous-terrain.
Toujours en activité depuis, elle embarque plusieurs instruments à son bord, dont une caméra stéréoscopique haute résolution, la HRSC (High Resolution Stereo Camera). En novembre 2024, celle-ci a capturé de nouvelles images d’Utopia Planitia, une vaste plaine du nord de la planète s’étirant sur quelque 3 300 kilomètres. Une zone qui avait déjà été photographiée dans les années 1970 par les sondes Viking, mais en comparant en comparant les deux séries d’images, des chercheurs ont relevé d’importantes différences morphologiques à sa surface. Si Mars est très faiblement active sur le plan géologique, comment expliquer l’apparition de nouvelles zones sombres s’étendant sur des centaines de kilomètres ?
Utopia Planitia : un « chantier » martien toujours en cours ?
Mars a connu, dans sa jeunesse, un volcanisme très intense. La région de Tharsis, à elle seule, concentre les plus grands volcans boucliers du Système solaire, dont l’Olympus Mons, culminant à près de 22 kilomètres d’altitude, soit presque trois fois le Mont Everest. Des structures géologiques colossales, qui ont recraché durant des milliards d’années des quantités inimaginables de lave et de matériaux pyroclastiques, dont des cendres riches en minéraux ferro-magnésiens comme l’olivine et le pyroxène.
Tous ces volcans se sont progressivement éteints, Mars ayant perdu trop de sa chaleur interne pour entretenir une telle activité magmatique. Toutefois, les dépôts volcaniques de cette période sont restés stratifiés sur des kilomètres d’épaisseur, composant une partie de la croûte supérieure que nous observons aujourd’hui sur Utopia Planitia.
Ils ressemblent aujourd’hui à de vastes mers de sable noir, dont la noirceur contraste avec la poussière de rouille qui recouvre le reste de la planète. Des zones, qui, selon les derniers clichés de Mars Express, se sont largement étendues depuis 50 ans et les premiers clichés de la mission Viking. Si l’on s’en tient à une vision purement géologique, ce changement n’aurait pas pu se produire, car Mars n’a plus d’activité tectonique ; il faut donc chercher l’explication ailleurs.
Deux hypothèses ont été avancées : soit les cendres volcaniques ont été déplacées par des tempêtes qui balaient périodiquement la planète, soit le matériau clair d’origine sédimentaire qui les recouvrait a été peu à peu érodé et emporté, révélant par contraste davantage de substrat sombre en dessous. Dans les deux cas, c’est le vent qui serait à l’origine de la migration des sables basaltiques, l’un des derniers vrais responsables de l’évolution morphologique actuelle de la surface de Mars.
De la poussière qui se déplace à la surface de Mars, poussée par l’énergie éolienne… en quoi est-ce intéressant ? Oui, parce qu’à première vue, c’est un phénomène superficiel et sans grande conséquence, mais il faut le replacer dans son contexte. Depuis des millions d’années, Mars est privée de tous ses agents géologiques primordiaux : son volcanisme est éteint et aucune hydrologie de surface n’est active. Tout a disparu, sauf son atmosphère, qui est encore présente, bien que celle-ci soit extrêmement fine.
Sa pression est très faible, n’atteignant qu’à peine 0,6 % de celle de notre planète et la densité de l’air y est bien trop faible pour que l’énergie éolienne atteigne la puissance nécessaire pour rivaliser avec les forces qui ont jadis sculpté la planète.
Un raisonnement qui tient la route, mais auquel il manque un facteur clé : les dépôts volcaniques en question sont des particules d’une finesse extrême, proche du talc. Elles sont donc très légères, et rien ne les retient au sol ; elles reposent en surface et le moindre courant d’air peut les soulever, les mettre en suspension dans l’atmosphère où elles peuvent y rester pendant des mois avant de retomber.
Tempête après tempête, ce processus a été renouvelé, et en plusieurs décennies, il a modifié l’apparence et la distribution des poussières en surface. C’est ce phénomène qui explique la différence entre les images de Viking et de Mars Express : le vent martien, si faible soit-il, suffit à affirmer que cette planète n’est pas entièrement inerte. Sur des échelles de temps très courtes, à peine un demi-siècle, la géomorphologie de Mars peut évoluer de manière suffisamment importante pour qu’une sonde puisse le détecter. Géologiquement, Mars est donc très peu active, mais à l’échelle atmosphérique, elle est encore très dynamique.
- Des scientifiques ont observé des changements morphologiques sur Mars, notamment dans la région d’Utopia Planitia, grâce aux images de la sonde Mars Express.
- Ces différences, apparues depuis les années 1970, pourraient être dues à des tempêtes éoliennes déplaçant des particules volcaniques légères.
- Bien que Mars soit géologiquement inactive, des processus atmosphériques continuent d’affecter sa surface, révélant une dynamique toujours présente.
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