La structure interne de Mars

L'intérieur d'une planète n'a jamais été un endroit facilement accessible. Le moyen le plus direct pour l'étudier consiste à réaliser des forages profonds. Cependant, ceux ci permettent seulement d'effleurer les couches les plus superficielles de la croûte et ils n'ont jamais une profondeur suffisante pour nous permettre de saisir les secrets les plus intimes d'un corps planétaire. Pour étudier l'intérieur d'une planète, il faut s'en remettre à des méthodes indirectes.

La plus connue est la séismologie. Grâce à un réseau de petites stations sismiques, les scientifiques peuvent voir ce qui se trouve sous leurs pieds. Les ondes sismiques, émises principalement lors des tremblements de terre, se comportent différemment suivant les matériaux qu'elles traversent. En notant ces différences de comportement, on peut réaliser une véritable échographie d'une planète. Le hic, c'est que la planète Mars est bien loin de posséder un réseau d'écoute sismique (il faudra attendre la mission Netlander pour voir ce rêve devenir réalité).

Pourtant, la sismologie n'est pas la seule méthode pour jeter un coup d'œil dans les entrailles insondables d'une planète. Mars Global Surveyor, depuis une orbite située à 400 km au-dessus de la surface et grâce à deux instruments scientifiques, a réussi cette prouesse.

Altimètre laser

Le premier instrument utilisé n'est autre que l'altimètre laser. Son principe est relativement simple. La sonde tire en permanence un faisceau laser vers la surface martienne et enregistre le temps mis par le rayon pour faire un aller retour. Lorsque le faisceau laser frappe un relief important, il va revenir plus rapidement vers le satellite. D'un autre côté, si l'instrument se trouve à l'aplomb d'une dépression, le laser va mettre plus de temps pour parvenir à la surface et remonter vers la sonde.

Notion de gravimétrie

Le deuxième instrument n'en est pas vraiment un, et son principe est légèrement plus compliqué que celui de l'altimètre. Pourtant, les données qu'il peut fournir sont fondamentales et nous allons donc nous y attarder un peu.

La trajectoire d'une sonde en orbite autour de Mars n'est pas uniforme et dépend fortement du relief qui défile en dessous. Lorsque Mars Global Surveyor passe au-dessus d'une concentration de masse importante (un mascon, comme le dôme de Tharsis), elle est légèrement attirée vers le sol et sa vitesse augmente. Au contraire, lorsque la sonde survole une région caractérisée par un déficit de masse, l'attraction est moins forte et la sonde a tendance à s'écarter légèrement de la planète en ralentissant très légèrement.

On peut connaître avec une bonne précision les infimes variations de la vitesse orbitale de Mars Global Surveyor grâce à l'analyse doppler des signaux radio émis par son système de télécommunication. Lorsque la sonde est déviée de sa trajectoire optimale, le temps mis par un signal radio pour parcourir la distance entre Mars et la Terre varie. Ainsi, quand la sonde accélère et se rapproche de la surface martienne, le signal radio arrive sur Terre avec un retard (celui ci est pratiquement imperceptible, mais on peut quand même le mesurer). Inversement, quand la sonde ralentit et s'écarte de Mars, la distance entre la sonde et la Terre diminue et le signal arrive avec une légère avance. Bien entendu, les choses ne sont pas aussi simples dans la réalité. Les paramètres qui peuvent conduire à une variation du délai de transmission d'un signal radio sont légions : mouvements des planètes autour du soleil, rotation de la Terre et de Mars, etc. Mais tous ces paramètres restent quantifiables, et après des calculs complexes, on peut extraire des variations du délai de transmission la composante qui nous intéresse.

Mars Global Surveyor n'arrête donc pas de changer de vitesse sur son orbite. Ce comportement va nous permettre d'effectuer des mesures de gravimétrie. La gravimétrie est la science qui étudie les variations locales du champ de pesanteur. Elle est capable d'apporter de nombreux renseignements sur la répartition de masses à l'intérieur d'une planète.

Compensation isostatique

Au cours des temps géologiques, des évènements peuvent conduire à des accumulations locales de masse, ou, au contraire, à des déficits. Dans un cas comme dans l'autre, la planète va essayer de contrer ces anomalies : c'est le mécanisme de compensation isostatique. Elle va faire intervenir des mouvements verticaux pour rétablir l'équilibre. Ainsi, une région caractérisée par un déficit de masse aura tendance à se soulever, tandis qu'une région possédant un excédent de masse aura tendance à s'affaisser. Mais l'équilibrage n'est pas toujours possible, ce qui conduit à l'apparition d'anomalies de gravité (positive dans le cas d'un surplus de masse, négative dans le cas d'un déficit). Ces anomalies apparaissent lorsque le champ de gravité ne correspond plus à la topographie. Elles constituent un outil précieux pour les géologues.

Prenons un exemple pour fixer les idées. Le bassin d'Hellas est un gigantesque bassin d'impact de 9 kilomètres de profondeur pour 2100 kilomètres de diamètre. Suite à l'impact, cette zone de la planète présente un fort déficit de masse car une grande quantité de matériel a été violemment éjectée au moment du choc. Le champ gravitationnel doit donc être légèrement plus faible que celui des régions environnantes. Cependant, lorsque l'on regarde la carte des anomalies de gravité, le bassin d'Hellas n'est pas clairement visible. La planète a effectivement compensé la perte de masse : sur des centaines, voire des millions d'années, le bassin d'Hellas a été rééquilibré par un soulèvement de son plancher. En fait, au moment de sa formation, Hellas devait être deux à trois fois plus profond qu'actuellement.

Poursuivons notre raisonnement et imaginons un instant que le bassin soit progressivement comblé par des dépôts de sédiments et de poussière, des matériaux qui vont augmenter sa masse. La planète va alors de nouveau tenter de compenser, cette fois en abaissant la région d'Hellas. Mais manque de chance, la croûte est devenue entre temps moins élastique et malléable. L'équilibre gravitationnel ne peut plus être atteint, et la région d'Hellas devient une anomalie de gravité positive.

Dans la réalité, Hellas n'a jamais été recouvert de sédiments et de poussière, et aucune anomalie de gravité n'est apparue. Notons que si Hellas était aujourd'hui rempli par des sédiments ou de l'eau, la croûte martienne serait bien incapable de compenser et sa rigidité s'opposerait à un enfoncement du bassin. Une gigantesque anomalie de gravité positive apparaîtrait alors sur la carte gravimétrique.

Epaisseur de la croûte martienne

En combinant la carte topographie et la carte gravimétrique, on peut créer une carte montrant l'épaisseur de la croûte martienne. Cette épaisseur va nous donner des renseignements sur le flux thermique (dégagement de chaleur en provenance de l'intérieur du corps planétaire) et les phases de fusion qu'a connue la planète rouge.

En un clin d'œil, on note quelque chose de surprenant : une forte dissymétrie entre le nord et le sud, qui semble faire écho à la dissymétrie topographique et géologique. Rappelons qu'au niveau topographique, l'hémisphère sud est plus élevé et plus vieux que l'hémisphère nord. Du point de vue géologique, si la surface de la planète est globalement volcanique, les deux hémisphères n'ont pas la même composition. L'hémisphère sud semble surtout être composé de basaltes, alors que l'hémisphère nord est apparemment formé d'andésites.

Cette dichotomie entre le nord et le sud, si caractéristique de la planète Mars, se retrouve donc au niveau de la structure interne et on peut distinguer deux provinces crustales. Sous les hauts plateaux de l'hémisphère sud et sous le dôme de Tharsis, la croûte martienne est épaisse (80 km) et s'amincit progressivement en allant du sud vers le nord. Par contre, sous les basses plaines nordiques et la région d'Arabia Terra, la croûte est beaucoup plus fine (35 km) et son épaisseur demeure constante. Si l'on prend en compte sa similarité crustale, on peut penser que la région d'Arabia Terra fait partie des basses plaines nordiques. Cette région pourrait représenter un sous bassement rocheux qui n'a pas été ennoyé sous les flots de lave ou les sédiments qui recouvrent aujourd'hui l'hémisphère nord.

L'image que renvoie Mars au travers de ces résultats est étonnante, car elle correspond trait pour trait à la situation terrestre. Sur notre planète, les continents possèdent une croûte épaisse et irrégulière qui contraste fortement avec la croûte des fonds océaniques, mince et d'épaisseur constante. De la à assimiler les hauts plateaux de l'hémisphère sud à un unique continent et les basses plaines de l'hémisphère nord à un fond océanique, il n'y a qu'un pas qu'il vaut mieux se retenir de franchir pour l'instant !

De nombreuses observations tendent à prouver que la cuvette nordique a autrefois hébergé un océan : terrains d'une platitude extrême typique des fonds abyssaux, lignes de rivages, etc. Nous verrons un peu plus bas que les données gravimétriques confortent ce résultat, avec la découverte de chenaux enterrés qui partent de Valles Marineris pour venir se vider dans l'hémisphère nord.

Mais quelques ombres noires viennent troubler ce tableau idyllique. La géologie est par exemple totalement inversée entre la Terre et Mars. Sur notre planète, le plancher océanique est constitué de basaltes et les continents possèdent une composition très proche des andésites. Sur Mars, c'est tout le contraire ! L'hémisphère nord, notre supposé fond océanique, est de composition andésitique et l'hémisphère sud, qui joue le rôle du continent, est taillé dans du basalte !

Plus important encore, la dichotomie topographique ne semble pas en relation avec la structure interne. Effectivement, la frontière entre les basses plaines nordiques et les hauts plateaux du sud ne correspond pas à la transition entre la croûte épaisse qui va en s'amincissant du sud au nord et la croûte mince d'épaisseur constante. L'hypothèse selon laquelle les deux hémisphères pourraient correspondre à deux plaques tectoniques n'est pas non plus fondée.

Origine de la dichotomie martienne : l'hypothèse de l'impact aux oubliettes !

Malgré tout, les dernières observations de Mars Global Surveyor permettent cependant d'apporter une réponse partielle à l'origine de la dichotomie topographique, une question qui fait toujours passer de belles nuits blanches aux planétologues. Certains géologues étaient partisans d'une cause externe. On avait remarqué que la frontière entre les basses plaines de l'hémisphère nord et les hauts plateaux de l'hémisphère sud était grossièrement circulaire. La cuvette nordique aurait pu être un gigantesque bassin d'impact résultant d'une collision cataclysmique avec un ou plusieurs astroïdes de dimensions respectables. Les matériaux soulevés lors de l'impact seraient retombés en pluie, aplanissant ainsi les reliefs.

Le contact géologique entre les hauts plateaux vieux et cratérisées de l'hémisphère sud et les plaines jeunes et basses de l'hémisphère nord est assez complexe. On trouve aussi par endroit un escarpement de 3 à 4 km de haut. Cet escarpement, dans l'hypothèse de l'impact, était interprété comme un rempart montagneux d'éjecta qui entourait le bassin d'impact.

Les données de Mars Global Surveyor ont invalidé cette hypothèse externe. Quand on examine les bassins d'impact lunaires, on note une étroite corrélation entre la topographie et l'épaisseur de la croûte (la dépression du bassin correspond à un amincissement locale de la croûte). Ici, nous l'avons mentionné, il n'y a pas de rapport entre l'épaisseur crustale et la cicatrice du soi-disant impact. La périphérie du bassin nordique est de plus trop complexe topographiquement pour être celle d'un bassin d'impact (on est loin d'une forme parfaitement circulaire). Seul un impact très oblique pourrait expliquer la complexité des limites du bassin, mais ces impacts sont très rares. Enfin, aucune anomalie de gravité n'est visible. Un bassin d'impact non rempli pourrait bien sûr avoir été compensé isostatiquement, mais c'est peu probable ici. Le bassin géant a du se former à une époque ou l'activité volcanique était intense, et il aurait du se remplir très rapidement de lave (ou de sédiments). Dans ce cas, une anomalie de gravité positive serait apparue, ce qui n'est pas le cas (même si par endroit de légères anomalies positives sont décelables, comme dans Utopia Planitia).

L'hypothèse de l'impact semble donc avoir du plomb dans l'aile. Mars doit vraisemblablement son fameux contraste hémisphérique à des processus géologiques internes, dont la nature précise reste pour l'instant inconnue (accident tectonique, changement de la composition chimique du magma).

Refroidissement massif dans l'hémisphère nord

Le manteau est le siége de mouvements convectifs qui tendent à refroidir la planète, en transférant de la chaleur du centre vers la surface. Dans le cas de Mars, ces mouvements convectifs ont été concentrés, pour une raison que l'on ignore encore, vers l'hémisphère nord. Cette convection massive a eu plusieurs conséquences majeures. La croûte martienne au-dessus des panaches de convection s'est amincie et l'hémisphère nord s'est abaissé par rapport à l'hémisphère sud, pour devenir un bassin collecteur géant, une sorte de baignoire à l'échelle planétaire. De plus, à cause de ce flux de chaleur, l'hémisphère nord a mis plus longtemps à refroidir que l'hémisphère sud, ce dernier ayant donc pu former plus de croûte. La pente existant entre le sud et le nord a encouragé la formation de chenaux et a autorisé le drainage de vastes quantités d'eau qui se sont accumulées dans la cuvette nordique.

L'arrivée d'une grande quantité de chaleur a du faire fondre de grandes quantités de glace enfouies dans le sous-sol. L'eau liquide a ensuite emprunté des fissures et des failles pour venir s'épancher en surface et s'ajouter à celle collectée par les chenaux. Au final, le volume d'eau a peut être été suffisant pour donner naissance à un véritable océan. La chaleur a du également libérer d'importantes quantités de gaz initialement piégés dans la croûte martienne et le dégazage a du sensiblement augmenter la densité de l'atmosphère. Cette période de refroidissement intense a donc du correspondre à une période pendant laquelle Mars possédait une atmosphère plus épaisse, un climat plus chaud et un champ magnétique global (puisque le cœur de la planète était encore chaud).

Pour terminer, notons que les données gravimétriques ont également permis d'ausculter la surface martienne et d'exhumer des secrets bien gardés. Mars Global Surveyor a effectivement mis en évidence d'anciens chenaux, invisibles depuis la surface car enterrés sous des tonnes de sédiments. Ces chenaux, d'une largeur pouvant atteindre 200 km, prennent naissance au niveau de Valles Marineris et, après un parcours de plusieurs milliers de kilomètres, viennent mourir dans les basses plaines de l'hémisphère nord. Les tonnes de sédiment qui recouvrent ces anciens chenaux sont une preuve supplémentaire de l'existence, il y a des milliards d'années, de mouvements d'eau et de sédiments vers l'hémisphère nord.

Pour en savoir plus :

Une tectonique des plaques sur Mars ?
Géologie martienne.
Un océan sur Mars.

Ce schéma montre les variations d'épaisseur de la croûte martienne sur une section située à 0° de longitude est. La coupe s'étend du pôle sud (à droite) au pole nord (à gauche). Alors que l'épaisseur de la croûte martienne est d'environ 35 km sous les basses plaines de l'hémisphère nord, elle atteint 80 km au niveau de l'hémisphère sud. La croûte s'amincit du sud vers le nord au niveau des terrains de l'hémisphère sud (jaune/orange), alors que son épaisseur est constante sous les basses plaines nordiques (bleu) et la région d'Arabia Terra (vert). La frontière entre les hauts plateaux de l'hémisphère sud et les basses plaines de l'hémisphère nord se trouve au niveau de la transition bleu/vert et ne semble pas en relation avec la structure interne (Crédit photo : RS/MOLA Team).

En combinant les données topographiques de l'altimètre laser et les données gravimétriques, les scientifiques ont pu réaliser une véritable échographie de la planète Mars. On a ainsi pu étudier pour la première fois la croûte martienne et la partie supérieure du manteau. La limite entre la croûte martienne et le manteau porte le nom de Moho. Elle a été nommée ainsi en l'honneur de son découvreur, le géologue croate Andrija Mohorovicic (Crédit photo : RS/MOLA Team).

Carte topographique de la surface martienne fournie par l'altimètre laser de Mars Global Surveyor. L'échelle colorée indique la hauteur des reliefs en kilomètre. On note immédiatement la dissymétrie qui existe entre les hauts plateaux de l'hémisphère sud (jaune/orange) et les basses plaines de l'hémisphère nord (bleu). La transition entre ces deux unités topographiques s'effectue au niveau de la transition bleu/vert. Le bassin d'Hellas (la dépression bleue foncée en bas à droite), particulièrement visible, constitue la région la plus basse de la planète. A gauche d'Hellas se trouve le bassin d'Argyre (bleu clair). On note également la boursouflure du dôme de Tharsis (la proéminence rouge à gauche au centre), qui porte sur son dos des édifices volcaniques géants (les points blancs) : Arsia Mons, Pavonis Mons et Ascraeus Mons. Olympus Mons se tient un peu à l'écart du dôme de Tharsis. La province volcanique d'Elysium semble former une île au centre à droite (le point blanc correspond au volcan Elysium Mons) (Crédit photo : MOLA Team).

Carte des variations locales de pesanteur obtenue par la sonde Mars Global Surveyor. La force de gravité est exprimée en milli-Gal, une unité qui indique l'accélération subie par la sonde. Un milli-Gal représente un changement de vitesse de 0,001 centimètre par seconde ! Lorsque la sonde survole une région massive, elle subi une petite attraction supplémentaire qui va augmenter sa vitesse. A l'inverse, une région avec un déficit de masse provoquera un ralentissement imperceptible du satellite. Des anomalies négatives de gravité ont été identifiées au sein du système de canyons de Valles Marineris, alors que les volcans de Tharsis sont le siége d'anomalies positives. Le bassin d'impact d'Hellas est pratiquement invisible sur cette carte, car il a été compensé isostatiquement (Crédit photo : RS Team).

Carte des anomalies de gravité. Cliquez sur l'image pour l'agrandir (Crédit photo : NASA/JPL).

Carte de l'épaisseur de la croûte martienne, obtenue en combinant les deux cartes précédentes. L'échelle colorée indique l'épaisseur de la croûte en kilomètre. La ligne rouge sombre souligne la frontière entre les deux provinces topographiques de la planète Mars. Cette carte permet de distinguer facilement le bassin d'Hellas, le bassin d'Argyre (deux endroits ou la croûte est plus mince) et le dôme de Tharsis, véritable bombement crustal (l'épaisseur de la croûte dans cette région dépasse les 80 km !) (Crédit photo : RS/MOLA Team).

Les données gravimétriques ont permis de détecter à la surface de Mars des gigantesques chenaux qui naissent dans Valles Marineris pour terminer leur course dans le bassin collecteur de l'hémisphère nord. Certains chenaux sont invisibles depuis la surface, car ils sont enfouis sous des tonnes de sédiments et de poussières. Ils étaient soit aériens, soit subaquatiques, mais dans tous les cas, si un océan est apparu dans les plaines nordiques, ils avaient un calibre suffisant pour le remplir rapidement. Le fait qu'ils soient enterrés sous des sédiments prouvent que de vastes quantités d'eau et de matériaux se sont déversées dans l'hémisphère nord (Crédit photo : RS Team).

Les données altimétriques et gravimétriques de Mars Global Surveyor ont également montré qu'une violente convection mantellique a eu lieu au cours des temps géologiques au niveau de l'hémisphère nord, aboutissant à une perte très importante de chaleur. Ce flux thermique a pu libérer dans l'atmosphère et à la surface d'énormes quantités de gaz et d'eau initialement piégées à l'intérieur de la planète (Crédit photo : RS/MOLA Team).