Si la présence de calottes glacées aux pôles de Mars est observée depuis plus de trois siècles, les sondes Mars Global Surveyor et Mars Odyssey arrivées en 1996 et 2001 ont montré que des quantités importantes de glace (plus de 70% en volume) étaient aussi sans doute présentes dans les deux premiers mètres des hautes latitudes martiennes (Figure 1). Il semblait difficile d’expliquer la présence d’une telle quantité de glace si près de la surface : Plus d’un demi-millimètre de givre d’eau se dépose actuellement en automne et en hiver dans les hautes-latitudes, mais cette couche se sublime entièrement à la fin du printemps. Il avait été proposé que cette glace résulte de la diffusion lente d’eau entre le régolite martien et l’atmosphère, mais les mesures in situ de porosité des sondes Viking ont montré que le régolite ne peut contenir de la glace avec une telle concentration. L’étude menée par les chercheurs de l’Observatoire de Paris et de l’IPSL suggère que la solution pourrait provenir du forçage astronomique des climats martiens. Depuis près de trente ans, les carottages sédimentaires et glaciaires ont confirmé que les changements de l’insolation à la surface de la Terre résultant des variations lentes de l’orbite et de l’obliquité terrestre sont à l’origine de périodes glaciaires/interglaciaires. Pour Mars, les variations d’obliquité sont chaotiques et beaucoup plus importantes que sur Terre. L’obliquité martienne a, en effet varié entre 25° et 45° dans l’intervalle (5-10 Ma) avant ``d’osciller’’ entre 15 et 35° dans les 5 derniers Ma avec une ``périodicité’’ proche de 120 000 ans. Un Modèle climatique de Circulation Générale martienne à 3D développé par l’équipe de François Forget (IPSL, Paris VI) et simulant de façon réaliste le cycle saisonnier de l’eau actuel, a été utilisé pour déterminer le chemin de la glace martienne à travers ces larges variations. Ces simulations ont mis en lumière la redistribution géographique intense de la glace martienne. Lorsque l’obliquité dépasse 30° (comparée à la valeur moyenne actuelle 25.19°), l’insolation estivale devient trop forte pour maintenir la stabilité de la calotte nord actuelle, provoquant un transfert atmosphérique rapide de glace vers les sommets équatoriaux de Tharsis (Arsia, Pavonis, Ascraeus et Olympus Montes). De façon remarquable, les flancs de ces sommets présentent des traces morphologiques pouvant résulter de la présence récente de paléo-glaciers. Lorsque l’obliquité repasse au-dessous de la valeur actuelle, la glace équatoriale devient instable et est retransportée, non seulement dans les zones polaires, mais aussi dans les hautes latitudes des deux hémisphères (figure 2). Les zones où se dépose la glace sont similaires à celles trouvées par Mars Odyssey, illustrant ainsi l’équivalent d’un âge glaciaire martien relativement intense. Comment cette glace a-t’elle pu être préservée ? Comme il est observé actuellement, il est fort probable que cette glace se co-dépose avec de la poussière. Lorsque la glace commence à se sublimer, la poussière reste et forme une couche protectrice isolant une partie de la glace inférieure de sa sublimation complète à chaque cycle d’obliquité, permettant ainsi la formation "régulière" de dépôts sédimentaires riches en glace de quelques mètres d’épaisseur. Ces dépôts sont bien visibles dans les hautes latitudes et de façon plus spectaculaire dans les calottes polaires. La glace observée par Mars Odyssey serait alors la trace d’un ancien âge glaciaire martien (inférieur problablement à 5 Ma), aujourd’hui recouvert par une fine couche de dépôts secs. Si ce scénario était vérifié, de la glace devrait être présente, non seulement dans les premiers mètres, mais aussi sur des centaines de mètres en profondeur. Les radars MARSIS et SHARAD à bord respectivement des missions Mars Express (en cours) et Mars Reconnaissance Orbiter dont le lancement est prévu en 2005, apporteront problablement des contraintes supplémentaires sur ces réservoirs souterrains. Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation quantities of Mars. Laskar, J., Correia, A., Gastineau, M., Joutel, F., Levrard, B., Robutel, P. : 2004, Icarus, 170, 343-364 Contacts Benjamin Levrard (Observatoire de Paris, IMCCE ; Actuellement : Laboratoire de Planétologie et de Télédétection, UCBL1/ENS Lyon, 69622 Villeurbanne)

Dernière modification le 22 février 2013

Even if the presence of ice caps has been observed on the Mars poles for more than three centuries, the arrival of Mars Global Surveyor and Mars Odyssey spacecrafts in 1996 and 2001 has permitted to show that important quantities of ice (more than 70% of volume) had undoubtabely also been present in the top two meters of martian high latitudes (Figure 1).It seemed difficult to explain the existence of such a quantity of ice so nearby the surface : more than half a milimeter of water frost is currently laying down during autumn and winter at high latitudes. Nevertheless, this ice cap sublimates completely at the end of spring. This ice was proposed to be resulted from a slow diffusion of water between the Martian regolith and the atmosphere but the in situ measurements of porosity from Viking spacecrafts have shown that the regolith can not contain any ice with such a concentration. The study directed by the researchers from Paris Observatory and IPSL suggests that the solution may come from astronomical forcing of Martian climates. For almost thirty years, sedimentary and ice cores have confirmed that the variations of the insolation received on the Earth’s surface resulting from slow changes of the orbit and the Earth’s obliquity had given rise to glacial/interglacial periods. However, the martian obliquity variations are chaotic and much more significant than on Earth. The Martian obliquity has indeed varied between 25° and 45° during the 5-10 Ma time intervall and between 15 and 35° during the last 5 Ma, with a "periodicity" close to 120 000 years. A climatic 3-dimensional model of General Martian Circulation developed by the team of François Forget (IPSL, Paris VI) and simulating faithfully the current seasonal cycle of water has been used to determine the path of Martian ice through these large variations. These simulations have brought the intense latitudinal redistribution of Martian ice to light. When the obliquity overpasses 35° (compared to the current average value which is of 25.19°), the summer insolation becomes too strong to maintain the stability of the current Northern cap which provokes a quick atmospheric transfer of ice towards the equatorial high topography region of Tharsis (Arsia, Pavonis, Ascraeus et Olympus Montes). Remarkably, these summits sides present morphological traces which may be the result of the recent presence of glaciers. When the obliquity is below the current value, the equatorial ice becomes unstable and is carried not only to the polar zones but also to the high latitudes of the both hemispheres. The latitudinal distribution of stable ice obtained is then very close to the Mars Odyssey observations, illustrating a severe martian ice age. How this ice can be preserved ? As it is currently observed on Mars. ice is expected to be co-deposited with dust. When ice begins to sublimates, a dust lag is forming and prevents some ice from complete sublimation at every cycle so as to permit a "regular" forming of sedimentary meters-thick and ice-rich layers . These deposits are visible at high latitudes and more spectacularly in the polar caps. The ice observed by Mars Odyssey would also be the mark of an ancient Martian glacial age (probably inferior to 5 Ma), covered nowadays with a thin cover of dry layer. If this is true, there must be some ice not only on the top meters but on hundreds of meters depth. The radars MARSIS and SHARAD respectively aboard Mars Express (in progress) and Mars Reconnaissance Orbiter which is forseen to be launched in 2005 will probably brought additional constraints on these underground reservoirs. Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation quantities of Mars. Laskar, J., Correia, A., Gastineau, M., Joutel, F., Levrard, B., Robutel, P. : 2004, Icarus, 170, 343-364 Contacts Benjamin Levrard (Observatoire de Paris, IMCCE ; Now at Laboratoire de Planétologie et de Télédétection, UCBL1/ENS Lyon, 69622 Villeurbanne)

Dernière modification le 4 mars 2013