TPE : Mars habitable - un futur proche
Caractéristique géologique de Mars :
Mars est une planète ayant une géologie unique, bien que comparable à la planète Terre car toutes les deux sont des planètes rocheuses. La géologie Martienne a été découverte grâce à des instruments de mesure tels que l'altimètre MOLA ( Orbiter Laser Altimeter Mars), qui grâce à un système de mesure du temps que met une impulsion infrarouge à atteindre la surface de Mars, détermine son relief. D'autres instruments déterminent d'autres caractériques géologiques de Mars.
Le sol Martien a été analysé, grâce aux sondes Viking 1 et 2 dès 1975. D'ailleurs la couleur rouge de Mars est dûe a l'oxyde de fer présent. De plus, la présence de basalte à la surface de Mars a été détectée par les sondes Viking 1 et 2.
Le sol de Mars est donc aussi composé de roches volcaniques car cette planète est parsemée de plusieurs cratères et volcans. Or ces volcans sont inactifs car la chaleur interne à libérer est beaucoup moins élevée surtout lorsque l'on compare à celle de la Terre. Des faibles quantités de roches qui
proviendraient de fragment de météorite sont présentes dans le sol Martien. Les analyses chimiques des sols de Mars ont fournis des indications sur quelle serait la composition minéralogique de ces sols.
Les roches de Mars seraient composées de taux de souffre environ deux fois supérieurs à la moyenne de l'écorce de la Terre, d'un taux de potassium cinq fois inférieurs à la moyenne de l'écorce de la Terre. Ces roches seraient également très riche en magnésium, en fer et en calcium.
Le sol de la planète Mars possède beaucoup de minéraux magnétiques, donc une conjecture a mis en évidence que si le sol contient ces minéraux magnétiques, alors cela serait cohérent avec des processus d'usure des roches volcaniques par l'eau, dans d'autres conditions atmosphériques et climatiques que celles actuelles de Mars. Cependant, les dernières analyses du sol Martien ont découvert des roches sédimentaires à la surface de Mars. Ces roches aux formes atypiques suggèrent qu'elles ne peuvent s'être formées uniquement par un passage d'eau liquide à des vitesses comprises entre 10 et 50
centimètres par seconde. L'analyse de la surface de ces roches donnent des informations car certaines sont vides, ce qui laisse à penser que c'est le résultat de la dissolution de certains minéraux par l'eau et ses cycles. L'analyse par spectromètre X des ces roches indique que des sels de soufre, de chlore et même de brome sont présent en quantité élevée.
La croûte rocheuse externe est sûrement épaisse et sans aucunes subductions, qui sont des processus par lequel une plaque tectonique océanique s'incurve et plonge sous une autre plaque avant de s'enfoncer dans le manteau.
Le manteau ayant une température élevé car la croûte sert d'«isolant» grâce à ses caractéristiques citées ci dessus.
Il semble que son noyau soit totalement solidifié, mais que Mars ait possédé dans le passé un noyau fluide. Celui-ci contient du fer.
Mars est donc une planète quelque peu similaire à la Terre pour ce qui est de sa composition interne. La croûte rocheuse de Mars est principalement composée des roches cristallines, ces roches sont riches en quartz et en feldspaths, ce sont des minéraux qui contiennent de l'aluminium et de la silice. Or la croûte rocheuse de la planète Terre est également composée d'aluminium et de silicium donc les compositions des croûte rocheuse de ces planètes sont très similaires.
Mars est une planète à la densité plutôt moyenne. Mais c'est bien Mars qui a la densité la plus faible de toutes les planètes telluriques (ou rocheuses) du système solaire. En effet sa densité est d'environ 3,96 alors que par exemple celle de la Terre est de 5,57.
On trouve un contraste vraiment marqué entre l'hémisphère nord, dont la majeur partie est en-dessous du niveau moyen du sol, sauf le dôme de Tharsis qui est un vaste soulèvement volcanique d'environ 5 500 km de diamètre et qui s'élève de 4 à 8 km au-dessus du niveau de référence , et l'hémisphère sud, dont au contraire
moitié sud (l'hémisphère sud) de la planète rouge est composée
le niveau est plus élevé que le niveau de référence. La
de zones anciennes qui sont recouvertes de cratères. Ces cratères datent
du début de l'histoire de Mars, durant cette période les planètes du système solaire
dont Mars subissaient un bombardement météorique. Donc, en cas de terraformation de la planète Mars en recréant des océans sur celle-ci, on trouverait un très vaste océan dans l'hémisphère Nord, dont émergerait alors de dôme de Tharsis, tandis que la moitié sud de Mars serait probablement une vaste zone de continent.
La surface de Mars est d'environ le quart de la surface terrestre, et sa masse est seulement de un dixième de la masse de la Terre. Mais Mars n'ayant aucun océans, la surface des terres dites « sèches » de la planète est très proche voire égale à la surface des terres émergées sur Terre. Les calottes glaciaires polaires de la planète rouge sont constituées d'eau gelée et de dioxyde de carbone.
Ces calottes ont des bord escarpés et sont parcourues par des dépressions, que l'on appelle les « vallées » ou « chasma ». Le nom de la dépression la plus visibles est « Chasma Boreale ». La pente des escarpements qui délimitent les vallées peut avoir jusqu'à plus de 1000 m de dénivelé et peut même atteindre 60° . Ces calottes ont comme structure interne un empilement de strates régulières. Ces strates sont de plus ou moins claires. Le fait qu'il y ait des alternances entre claires et sombres pourraient correspondre à des couches de glace qui seraient donc plus ou moins riches en poussières et en sables.
Mars possède le volcan le plus haut du système solaire qui s'étend sur 27 km au dessus du niveau moyen, ce volcan qui est éteint s'appelle le Mont Olympe. Cet énorme et gigantesque volcan a été nommé Mont Olympe en référence à la mythologie grecque : ce nom désigne de domaine des Dieux grecques. La formation de ce volcan remonte à plus de 3 milliards d'années, et ce volcan résulterait d'une multitude de périodes éruptives. La dernière éruption du Mont Olympe aurait eu lieu il y a 150 millions d'années.
La planète Mars a de toute évidence connu une intense activité volcanique comme le montre le Mont Olympe dans son passé mais il semble que cette activité volcanique ait cessée. Le dôme de Tharsis et la plaine d'Elyisum sont les deux régions respectivement à l'ouest et à l'est où sont regroupés les volcans sur Mars. Sur Mars les volcans possèdent une longévité exceptionnelle, en effet l'absence connue de plaque tectonique serait une explication à la longévité des volcans dont certains sont actifs pendant plus de 2 milliard d'années. C'est d'ailleurs à cause de cette même absence semblable de plaques tectoniques que les
volcans martiens auraient la forme de « boucliers ». Ces formations de volcan « boucliers » regroupent les caractéristiques effusives et explosives qui les font beaucoup ressembler aux boucliers pyroclastiques terrestres, comme par exemple l'Emi Koussi.
La plus ancienne forme de volcanisme martien connue à ce jour ce sont les plaines de lave. Ces plaines de lave sont des étendues basaltiques (le basalte est une roche volcanique issue d'un magma refroidi rapidement au contact de l'eau ou de l'air) qui couvrent entièrement le fond des bassins d'impacts de la plaine d'Argyre et la plaine d'Hellas. Ces plaines de lave sont aussi situées proche de la plaine d'Isidis. La dynamique sous-jacente à ce volcanisme est méconnue, surtout entre fissure et point chaud. La plaine d'Elysium et le dôme de Tharsis de part et d'autre de la plaine d'Amazonis sont entourés de plaines de lave très vastes et même parfois récentes.
Une théorie nous apprend que la croûte Martienne empecherait toute activité tectonique car cette croûte est très épaisse, bien plus que celle de la planète Terre, mais cette théorie n'est pas démontrée. Or Valles Marineris qui est le plus grand canyon de la planète Mars est issue selon une autre théorie de l'effondrement entre deux plaques tectoniques, ces plaques seraient séparées pas des failles. Cette théorie avance donc que deux plaques tectoniques respectivement au nord et au sud sépareraient la croûte de Mars en deux, par des canyons d'environ 4000 km.
Le canyon Valles Marineris qui tient son nom de la sonde Mariner6 qui fut la première sonde à photographier ce canyon, est à ce jour le plus grand canyon du système solaire. Il fait plus de 4000 km de longueur et plus de 700 km de largeur et par endroit a une profondeur de plus de 10 km !
Ce canyon est composé d'est en ouest par le Melas Chasma, le Candor Chasma, l'Ophir Chasma et Noctis Labyrinthus.
Melas Chasma est celle qui est la plus profonde et la plus large. Le Candor Chasma est une des des régions les plus intéressante. Ensuite, Orphir Chasma a des parois abruptes et incurvées. Ces parois s'effondrent régulièrement et des glissements de terrain remplissent le lit du canyon avec de la roche. Pour finir, Noctis Labyrinthus est appelé le « Labyrinthe de la Nuit », il est constitué de crevasses profondes, de terrains accidenté et surtout d'un certain nombre de vallées encaissées.
A causes des importantes contraintes techniques des missions menées, comme la masse des sondes ou les scénarios d'atterrissages, les sites d'atterrissages choisis doivent être situés à moins de 45° de l'équateur de Mars et doivent être en dessous de 1000 m d'altitude par rapport niveau de référence de Mars.
Le premier site, le delta du cratère Eberswalde est un ancien delta (type d'embouchure ou se jette un cours d'eau) argileux en relief inversé à l'embouchure d'un bassin fluvial.
Le seconde site, le cône de déjection de cratère Holden est un cratère comportant des structures liées à un passé lacustre (qui concerne les bord d'un lac).
Le troisième site est le cratère de Gale, c'est un cratère d'impact, il comporte quant à lui un monticule central haut de 5 km et qui est parcouru de brèches.
Les sites d'atterrissages des missions de la Nasa sont indiqués sur une carte altimétrique de l'instrument Mola de Mars Global Surveyor. On peut observé les altitudes les plus basses sont en bleu foncé, et les plus hautes en blanc. La différence d’altitude entre le vert et l’orange est d’environ quatre kilomètres.
Le quatrième site d'atterrissage Mawrth Vallis, est une ancienne vallée fluviale qui comporte une longue histoire hydrologique.
Nous venons maintenant présenté la géologie martienne qui devraient être utiles pour une conquête future de Mars. Or à ce jour, la géologie martienne reste "floue" et peu vérifiable. Plusieurs théories proposent des explications à cette géologie mais elles restent débattues. Donc bien que nous connaissions les phénomènes géologiques martiens, il serait difficiles de conquérir Mars sans connaître vraiment les causes de ces phénomènes, sans pouvoir les expliqués de manière vérifiable.
Après avoir étudié les caractéristiques et la géologie de la planète Mars, nous allons maintenant présenté les missions qui ont permis la découverte de celles-ci.