Atmosphère de Mars - Atmosphere of Mars

Atmosphère de Mars
Mars
Image de Mars avec une tempête de sable visible, prise par le télescope spatial Hubble le 28 octobre 2005
informations générales
Pression superficielle moyenne 610 Pa (0,088 psi ; 4,6 mmHg ; 0,0060 atm)
Masse 2,5 10 16 kg
Composition
Gaz carbonique 95%
Azote 2,8%
Argon 2%
Oxygène 0,174 %
Monoxyde de carbone 0,0747%
Vapeur d'eau 0,03 % (variable)
Principaux composants de l'atmosphère martienne
Azote moléculaire

L' atmosphère de Mars est la couche de gaz autour de Mars . Il est principalement composé de dioxyde de carbone (95 %), d' azote moléculaire (2,8 %) et d' argon (2 %). Il contient également des traces de vapeur d'eau , d' oxygène , de monoxyde de carbone , d' hydrogène et de gaz rares . L'atmosphère de Mars est beaucoup plus fine que celle de la Terre . La pression de surface moyenne n'est que d'environ 610 pascals (0,088 psi), soit moins de 1% de la valeur de la Terre. L'atmosphère martienne actuellement mince interdit l'existence d'eau liquide à la surface de Mars, mais de nombreuses études suggèrent que l'atmosphère martienne était beaucoup plus épaisse dans le passé. La densité plus élevée au printemps et à l'automne est réduite de 25 % pendant l'hiver lorsque le dioxyde de carbone gèle en partie au sommet des pôles. La densité atmosphérique la plus élevée sur Mars est égale à la densité trouvée à 35 km (22 mi) au-dessus de la surface de la Terre et est d'environ 0,020 kg/m 3 . L'atmosphère de Mars a perdu de la masse vers l'espace depuis la formation de la planète, et les fuites de gaz se poursuivent encore aujourd'hui.

L'atmosphère de Mars est plus froide que celle de la Terre. En raison de la plus grande distance du Soleil, Mars reçoit moins d'énergie solaire et a une température effective inférieure , qui est d'environ 210 K (-63 °C ; -82 °F). La température moyenne d'émission à la surface de Mars n'est que de 215 K (-58 °C ; -73 °F), ce qui est comparable à l'intérieur de l'Antarctique. L' effet de serre plus faible dans l'atmosphère martienne (5 °C (9,0 °F), contre 33 °C (59 °F) sur Terre) peut s'expliquer par la faible abondance des autres gaz à effet de serre . La plage quotidienne de température dans la basse atmosphère est énorme en raison de la faible inertie thermique ; elle peut aller de -75 °C (-103 °F) à près de 0 °C (32 °F) près de la surface dans certaines régions. La température de la partie supérieure de l'atmosphère martienne est également nettement inférieure à celle de la Terre en raison de l'absence d' ozone stratosphérique et de l'effet de refroidissement radiatif du dioxyde de carbone à des altitudes plus élevées.

Les diables de poussière et les tempêtes de poussière sont répandus sur Mars, qui sont parfois observables par des télescopes depuis la Terre, et en 2018 même à l'œil nu comme un changement de couleur et de luminosité de la planète. Les tempêtes de poussière entourant la planète (tempêtes de poussière mondiales) se produisent en moyenne toutes les 5,5 années terrestres (tous les 3 ans martiens) sur Mars et peuvent menacer le fonctionnement des rovers martiens . Cependant, le mécanisme responsable du développement de grandes tempêtes de poussière n'est toujours pas bien compris. Il a été suggéré qu'il était vaguement lié à l'influence gravitationnelle des deux lunes, quelque peu similaire à la création de marées sur Terre.

L'atmosphère martienne est une atmosphère oxydante . Les réactions photochimiques dans l'atmosphère ont tendance à oxyder les espèces organiques et à les transformer en dioxyde de carbone ou en monoxyde de carbone. Bien que la sonde à méthane la plus sensible de l' ExoMars Trace Gas Orbiter récemment lancé n'ait pas réussi à trouver du méthane dans l'atmosphère sur l'ensemble de Mars, plusieurs missions précédentes et un télescope au sol ont détecté des niveaux inattendus de méthane dans l'atmosphère martienne, ce qui peut même être un biosignature pour la vie sur Mars . Cependant, l'interprétation des mesures est encore très controversée et manque de consensus scientifique.

Histoire des observations atmosphériques

En 1784, l'astronome britannique d'origine allemande William Herschel a publié un article sur ses observations de l'atmosphère martienne dans Philosophical Transactions et a noté le mouvement occasionnel d'une région plus lumineuse sur Mars, qu'il attribuait aux nuages ​​et aux vapeurs. En 1809, l'astronome français Honoré Flaugergues a écrit à propos de son observation de "nuages ​​jaunes" sur Mars, qui sont probablement des tempêtes de poussière. En 1864, William Rutter Dawes observa que « la teinte rougeâtre de la planète ne provient d'aucune particularité de son atmosphère ; elle semble pleinement prouvée par le fait que la rougeur est toujours la plus profonde près du centre, là où l'atmosphère est la plus fine. " Les observations spectroscopiques dans les années 1860 et 1870 ont amené beaucoup à penser que l'atmosphère de Mars est similaire à celle de la Terre. En 1894, cependant, l' analyse spectrale et d'autres observations qualitatives de William Wallace Campbell suggèrent que Mars ressemble à la Lune , qui n'a pas d'atmosphère appréciable, à bien des égards. En 1926, les observations photographiques de William Hammond Wright à l' observatoire Lick ont permis à Donald Howard Menzel de découvrir des preuves quantitatives de l'atmosphère de Mars.

Grâce à une meilleure compréhension des propriétés optiques des gaz atmosphériques et aux progrès de la technologie des spectromètres , les scientifiques ont commencé à mesurer la composition de l'atmosphère martienne au milieu du XXe siècle. Lewis David Kaplan et son équipe ont détecté les signaux de vapeur d'eau et de dioxyde de carbone dans le spectrogramme de Mars en 1964, ainsi que du monoxyde de carbone en 1969. En 1965, les mesures effectuées lors du survol de Mariner 4 ont confirmé que l'atmosphère martienne est constituée majoritairement de de dioxyde de carbone, et la pression à la surface est d'environ 400 à 700 Pa. Après que la composition de l'atmosphère martienne ait été connue, des recherches astrobiologiques ont commencé sur Terre pour déterminer la viabilité de la vie sur Mars . Des conteneurs simulant les conditions environnementales sur Mars, appelés « Mars jars », ont été développés à cet effet.

En 1976, deux atterrisseurs du programme Viking ont fourni les premières mesures in-situ de la composition de l'atmosphère martienne. Un autre objectif de la mission comprenait des recherches sur les preuves de la vie passée ou présente sur Mars (voir les expériences biologiques de l'atterrisseur viking ). Depuis lors, de nombreux orbiteurs et atterrisseurs ont été envoyés sur Mars pour mesurer différentes propriétés de l'atmosphère martienne, telles que la concentration de gaz traces et les rapports isotopiques. De plus, les observations télescopiques et l'analyse des météorites martiennes fournissent des sources d'informations indépendantes pour vérifier les résultats. Les images et les mesures réalisées par ces engins spatiaux améliorent considérablement notre compréhension des processus atmosphériques à l'extérieur de la Terre. Le rover Curiosity et l'atterrisseur InSight opèrent toujours à la surface de Mars pour effectuer des expériences et rapporter la météo quotidienne locale. Le rover Perseverance et l'hélicoptère Ingenuity , qui formaient le programme Mars 2020 , ont atterri en février 2021. Le rover Rosalind Franklin devrait être lancé en 2022.

Composition chimique actuelle

Gaz carbonique

Le CO 2 est le principal composant de l'atmosphère et de l'atmosphère martiennes. Il a un rapport volumique moyen de 94,9%. Dans les régions polaires hivernales, la température de surface peut être inférieure au point de gel du CO 2. Le CO 2 gazeux dans l'atmosphère peut se condenser à la surface pour former de la glace sèche solide de 1 à 2 m d'épaisseur . En été, la calotte glaciaire polaire peut subir une sublimation et rejeter le CO 2 dans l'atmosphère. En conséquence, une variabilité annuelle significative de la pression atmosphérique (≈ 25 %) et de la composition atmosphérique peut être observée sur Mars. Le processus de condensation peut être approximé par la relation de Clausius-Clapeyron pour le CO 2 .

Comparaison de l'abondance du dioxyde de carbone, de l'azote et de l'argon dans les atmosphères de la Terre, de Vénus et de Mars

Malgré la forte concentration de CO 2 dans l'atmosphère martienne, l' effet de serre est relativement faible sur Mars (environ 5 °C) en raison de la faible concentration de vapeur d'eau et de la faible pression atmosphérique. Alors que la vapeur d'eau dans l'atmosphère terrestre a la plus grande contribution à l'effet de serre sur la Terre moderne, elle n'est présente qu'en très faible concentration dans l'atmosphère martienne. De plus, sous une faible pression atmosphérique, les gaz à effet de serre ne peuvent pas absorber efficacement le rayonnement infrarouge car l' effet d' élargissement de la pression est faible.

En présence de rayonnement UV solaire ( , photons de longueur d'onde inférieure à 225 nm), le CO 2 dans l'atmosphère martienne peut être photolysé via la réaction suivante :

CO
2
+ ( λ < 225 nm) ⟶  CO + O

S'il n'y a pas de production chimique de CO 2 , tout le CO 2 de l'atmosphère martienne actuelle serait éliminé par photolyse en environ 3 500 ans. Les radicaux hydroxyles (OH) produits par la photolyse de la vapeur d'eau, ainsi que d'autres espèces d'hydrogène étranges (par exemple H, HO 2 ), peuvent reconvertir le monoxyde de carbone (CO) en CO 2 . Le cycle de réaction peut être décrit comme :

CO + OH CO
2
+ H

H + O
2
+ M HO
2
+ M

HO
2
+ O OH + O
2

Net : CO + O CO
2

Le mélange joue également un rôle dans la régénération du CO 2 en amenant l'O, le CO et l'O 2 dans la haute atmosphère vers le bas. L'équilibre entre la photolyse et la production redox maintient la concentration moyenne de CO 2 stable dans l'atmosphère martienne moderne.

Des nuages ​​de glace de CO 2 peuvent se former dans les régions polaires hivernales et à très haute altitude (>50 km) dans les régions tropicales, où la température de l'air est inférieure au point de gel du CO 2 .

Azote

N 2 est le deuxième gaz le plus abondant dans l'atmosphère martienne. Il a un rapport volumique moyen de 2,6 %. Différentes mesures ont montré que l'atmosphère martienne est enrichie en 15 N . L'enrichissement en isotope lourd de l'azote est peut-être causé par des processus d'échappement sélectifs en masse.

Argon

L'argon est le troisième gaz le plus abondant dans l'atmosphère martienne. Il a un rapport volumique moyen de 1,9%. En termes d'isotopes stables, Mars s'enrichit en 38 Ar par rapport à 36 Ar, ce qui peut être attribué à l'échappement hydrodynamique.

L'un des isotopes de l' Argon , le 40 Ar, est produit à partir de la désintégration radioactive du 40 K. En revanche, le 36 Ar est primordial : il était présent dans l'atmosphère après la formation de Mars. Les observations indiquent que Mars est enrichie en 40 Ar par rapport à 36 Ar, ce qui ne peut être attribué à des processus de perte sélective de masse. Une explication possible de l'enrichissement est qu'une quantité importante d'atmosphère primordiale, dont 36 Ar, a été perdue par l'érosion par impact au début de l'histoire de Mars, tandis que 40 Ar a été émis dans l'atmosphère après l'impact.

Variations saisonnières de l'oxygène au cratère Gale

Oxygène et ozone

Le rapport volumique moyen estimé d'oxygène moléculaire (O 2 ) dans l'atmosphère martienne est de 0,174 %. C'est l'un des produits de la photolyse du CO 2 , de la vapeur d'eau et de l' ozone (O 3 ). Il peut réagir avec l'oxygène atomique (O) pour reformer l'ozone (O 3 ). En 2010, l' observatoire spatial Herschel a détecté de l'oxygène moléculaire dans l'atmosphère martienne.

L'oxygène atomique est produit par photolyse du CO 2 dans la haute atmosphère et peut s'échapper de l'atmosphère par recombinaison dissociative ou captation d'ions. Début 2016, l' Observatoire stratosphérique pour l'astronomie infrarouge (SOFIA) a détecté de l'oxygène atomique dans l'atmosphère de Mars, qui n'a pas été trouvé depuis la mission Viking and Mariner dans les années 1970.

En 2019, des scientifiques de la Nasa travaillant sur la mission du rover Curiosity, qui ont pris des mesures du gaz, ont découvert que la quantité d'oxygène dans l'atmosphère martienne avait augmenté de 30 % au printemps et en été.

Semblable à l'ozone stratosphérique dans l'atmosphère terrestre, l'ozone présent dans l'atmosphère martienne peut être détruit par des cycles catalytiques impliquant des espèces d'hydrogène étranges :

H + O
3
 OH + O
2

O + OH H + O
2

Réseau : O + O
3
 2O
2

Étant donné que l'eau est une source importante de ces espèces d'hydrogène étranges, une plus grande abondance d'ozone est généralement observée dans les régions à faible teneur en vapeur d'eau. Les mesures ont montré que la colonne totale d'ozone peut atteindre 2 à 30 m-atm autour des pôles en hiver et au printemps, où l'air est froid et a un faible taux de saturation en eau. Les réactions réelles entre l'ozone et les espèces d'hydrogène étranges peuvent être encore compliquées par les réactions hétérogènes qui ont lieu dans les nuages ​​d'eau et de glace.

On pense que la distribution verticale et la saisonnalité de l'ozone dans l'atmosphère martienne sont déterminées par les interactions complexes entre la chimie et le transport de l'air riche en oxygène des latitudes ensoleillées aux pôles. Le spectromètre UV/IR de Mars Express (SPICAM) a montré la présence de deux couches d'ozone distinctes aux latitudes basses à moyennes. Ceux-ci comprennent une couche persistante près de la surface en dessous d'une altitude de 30 km, une couche distincte qui n'est présente qu'au printemps et en été nordiques avec une altitude variant de 30 à 60 km, et une autre couche distincte qui existe à 40-60 km au-dessus de la pôle sud en hiver, sans contrepartie au-dessus du pôle nord de Mars. Cette troisième couche d'ozone montre une diminution abrupte de l'altitude entre 75 et 50 degrés au sud. SPICAM a détecté une augmentation progressive de la concentration d'ozone à 50 km jusqu'au milieu de l'hiver, après quoi elle a lentement diminué jusqu'à des concentrations très faibles, sans aucune couche détectable au-dessus de 35 km.

Vapeur d'eau

La vapeur d'eau est un gaz trace dans l'atmosphère martienne et présente une énorme variabilité spatiale, diurne et saisonnière. Les mesures effectuées par l'orbiteur Viking à la fin des années 1970 ont suggéré que la masse totale globale de vapeur d'eau équivaut à environ 1 à 2 km 3 de glace. Des mesures plus récentes effectuées par l' orbiteur Mars Express ont montré que l'abondance annuelle moyenne mondiale de la colonne de vapeur d'eau est d'environ 10 à 20 microns précipitables (pr. m). L'abondance maximale de vapeur d'eau (50-70 pr. m) se trouve dans les régions polaires du nord au début de l'été en raison de la sublimation de la glace d'eau dans la calotte polaire.

Contrairement à l'atmosphère terrestre, les nuages ​​d'eau liquide ne peuvent pas exister dans l'atmosphère martienne ; c'est à cause de la faible pression atmosphérique. Des nuages ​​de glace d'eau ressemblant à des cirrus ont été observés par les caméras du rover Opportunity et de l' atterrisseur Phoenix . Les mesures effectuées par l' atterrisseur Phoenix ont montré que des nuages ​​​​d'eau et de glace peuvent se former au sommet de la couche limite planétaire la nuit et précipiter à la surface sous forme de cristaux de glace dans la région polaire nord.

Poussière

Sous un vent suffisamment fort (> 30 ms −1 ), les particules de poussière peuvent être mobilisées et soulevées de la surface vers l'atmosphère. Certaines particules de poussière peuvent être en suspension dans l'atmosphère et voyager par circulation avant de retomber au sol. Les particules de poussière peuvent atténuer le rayonnement solaire et interagir avec le rayonnement infrarouge, ce qui peut entraîner un effet radiatif important sur Mars. Les mesures de l'orbiteur suggèrent que la profondeur optique moyenne mondiale de la poussière a un niveau de fond de 0,15 et des pics pendant la saison du périhélie (sud du printemps et de l'été). L'abondance locale de poussière varie considérablement selon les saisons et les années. Pendant les événements mondiaux de poussière, les ressources de la surface de Mars peuvent observer une profondeur optique supérieure à 4. Les mesures de surface ont également montré que le rayon effectif des particules de poussière allait de 0,6 m à 2 m et présentait une saisonnalité considérable.

La poussière a une répartition verticale inégale sur Mars. En dehors de la couche limite planétaire, les données de sondage ont montré qu'il existe d'autres pics de taux de mélange de poussières à plus haute altitude (par exemple 15 à 30 km au-dessus de la surface).

Variations saisonnières de l'oxygène et du méthane au cratère Gale

Méthane

En tant qu'espèce volcanique et biogénique, le méthane intéresse les géologues et les astrobiologistes . Cependant, le méthane est chimiquement instable dans une atmosphère oxydante avec un rayonnement UV. La durée de vie du méthane dans l'atmosphère martienne est d'environ 400 ans. La détection de méthane dans une atmosphère planétaire peut indiquer la présence d'activités géologiques récentes ou d'organismes vivants. Depuis 2004, des traces de méthane (allant de 60 ppb à sous la limite de détection (< 0,05 ppb)) ont été signalées dans diverses missions et études d'observation. La source de méthane sur Mars et l'explication de l'énorme écart dans les concentrations de méthane observées font toujours l'objet d'un débat actif.

Voir aussi la rubrique "détection de méthane dans l'atmosphère" pour plus de détails.

Le dioxyde de soufre

Le dioxyde de soufre (SO 2 ) dans l'atmosphère serait un indicateur de l'activité volcanique actuelle. Il est devenu particulièrement intéressant en raison de la controverse de longue date sur le méthane sur Mars. Si des volcans ont été actifs dans l'histoire martienne récente, on s'attendrait à ce qu'ils trouvent du SO 2 avec du méthane dans l'atmosphère martienne actuelle. Aucun SO 2 n'a été détecté dans l'atmosphère, avec une limite supérieure de sensibilité fixée à 0,2 ppb. Cependant, une équipe dirigée par des scientifiques du Goddard Space Flight Center de la NASA a signalé la détection de SO 2 dans des échantillons de sol Rocknest analysés par le rover Curiosity en mars 2013.

Autres gaz traces

Le monoxyde de carbone (CO) est produit par la photolyse du CO 2 et réagit rapidement avec les oxydants de l'atmosphère martienne pour reformer le CO 2 . Le rapport volumique moyen estimé de CO dans l'atmosphère martienne est de 0,0747%.

Les gaz nobles , autres que l'hélium et l'argon, sont présents à l'état de traces (≈10 - 0,01 ppmv) dans l'atmosphère martienne. La concentration d'hélium, de néon, de krypton et de xénon dans l'atmosphère martienne a été mesurée par différentes missions. Les rapports isotopiques des gaz rares révèlent des informations sur les premières activités géologiques sur Mars et l'évolution de son atmosphère.

L'hydrogène moléculaire (H 2 ) est produit par la réaction entre des espèces d'hydrogène impaires dans l'atmosphère moyenne. Il peut être délivré dans la haute atmosphère par mélange ou diffusion, se décomposer en hydrogène atomique (H) par le rayonnement solaire et s'échapper de l'atmosphère martienne. La modélisation photochimique a estimé que le rapport de mélange de H 2 dans la basse atmosphère est d'environ 15 ± 5 ppmv.

Structure verticale

La structure verticale de l'atmosphère de Mars se superpose aux profils de température récupérés des sondes d'entrée des atterrisseurs martiens. Source des données : système de données planétaires de la NASA

La structure verticale de la température de l'atmosphère martienne diffère de l'atmosphère terrestre à bien des égards. Les informations sur la structure verticale sont généralement déduites en utilisant les observations des sondages infrarouges thermiques , l'occultation radio , l' aérofreinage , les profils d'entrée des atterrisseurs. L'atmosphère de Mars peut être classée en trois couches selon le profil de température moyenne :

  • Troposphère (≈0–40 km) : Couche où se produisent la plupart des phénomènes météorologiques (p. ex. convection et tempêtes de poussière). Sa dynamique est fortement influencée par le réchauffement diurne de la surface et la quantité de poussière en suspension. Mars a une hauteur d'échelle plus élevée de 11,1 km que la Terre (8,5 km) en raison de sa gravité plus faible. Le taux d'écoulement adiabatique sec théorique de Mars est de 4,3 °C km -1 , mais le taux d'écoulement moyen mesuré est d'environ 2,5 °C km -1 car les particules de poussière en suspension absorbent le rayonnement solaire et chauffent l'air. La couche limite planétaire peut s'étendre sur plus de 10 km d'épaisseur pendant la journée. La plage de température diurne près de la surface est énorme (60 °C) en raison de la faible inertie thermique. Dans des conditions poussiéreuses, les particules de poussière en suspension peuvent réduire la plage de température diurne de surface à seulement 5 °C. La température au-dessus de 15 km est contrôlée par des processus radiatifs au lieu de la convection. Mars est également une rare exception à la règle de la « tropopause à 0,1 bar » que l'on retrouve dans les autres atmosphères du système solaire.
  • Mésosphère (≈40–100 km) : Couche qui a la température la plus basse. Le CO 2 dans la mésosphère agit comme un agent de refroidissement en rayonnant efficacement de la chaleur dans l'espace. Les observations d'occultation stellaire montrent que la mésopause de Mars se situe à environ 100 km (autour de 0,01 à 0,001 Pa niveau) et a une température de 100-120 K. La température peut parfois être inférieure au point de gel du CO 2 , et les détections de CO 2 nuages ​​de glace dans la mésosphère martienne ont été signalés.
  • Thermosphère (≈100-230 km) : La couche est principalement contrôlée par un chauffage UV extrême . La température de la thermosphère martienne augmente avec l'altitude et varie selon les saisons. La température diurne de la thermosphère supérieure varie de 175 K (à l'aphélie) à 240 K (au périhélie) et peut atteindre jusqu'à 390 K, mais elle est encore nettement inférieure à la température de la thermosphère terrestre . La concentration plus élevée de CO 2 dans la thermosphère martienne peut expliquer une partie de l'écart en raison des effets de refroidissement du CO 2 en haute altitude. On pense que les processus de chauffage auroral ne sont pas importants dans la thermosphère martienne en raison de l'absence d'un champ magnétique puissant sur Mars, mais l' orbiteur MAVEN a détecté plusieurs événements d'aurore.

Mars n'a pas de stratosphère persistante en raison du manque d'espèces absorbant les ondes courtes dans sa moyenne atmosphère (par exemple, l'ozone stratosphérique dans l'atmosphère terrestre et la brume organique dans l'atmosphère de Jupiter ) pour créer une inversion de température. Cependant, une couche d'ozone saisonnière et une forte inversion de température dans la moyenne atmosphère ont été observées au-dessus du pôle sud martien. L'altitude de la turbopause de Mars varie considérablement de 60 à 140 km, et la variabilité est due à la densité de CO 2 dans la basse thermosphère. Mars a également une ionosphère compliquée qui interagit avec les particules du vent solaire, le rayonnement UV extrême et les rayons X du Soleil, et le champ magnétique de sa croûte. L' exosphère de Mars commence à environ 230 km et se confond progressivement avec l'espace interplanétaire.

Le vent solaire accélère les ions de la haute atmosphère de Mars vers l'espace
(vidéo (01:13); 5 novembre 2015)

Poussière et autres caractéristiques dynamiques

Diables de poussière

Les diables de poussière sont courants sur Mars. Comme leurs homologues sur Terre, les diables de poussière se forment lorsque les tourbillons convectifs entraînés par un fort chauffage de surface sont chargés de particules de poussière. Les diables de poussière sur Mars ont généralement un diamètre de dizaines de mètres et une hauteur de plusieurs kilomètres, ce qui est beaucoup plus grand que ceux observés sur Terre. L'étude des traces des diables de poussière a montré que la plupart des diables de poussière martiens se produisent à environ 60°N et 60°S au printemps et en été. Ils soulèvent annuellement environ 2,3 × 10 11 kg de poussière de la surface terrestre vers l'atmosphère, ce qui est comparable à la contribution des tempêtes de poussière locales et régionales.

Tempête de sable

Les tempêtes de poussière locales et régionales ne sont pas rares sur Mars. Les tempêtes locales ont une taille d'environ 10 3 km 2 et l'occurrence d'environ 2000 événements par année martienne, tandis que des tempêtes régionales de 10 6 km 2 de large sont observées fréquemment au printemps et en été austral. Près de la calotte polaire, des tempêtes de poussière peuvent parfois être générées par des activités frontales et des cyclones extratropicaux.

Les tempêtes de poussière mondiales (superficie > 10 6 km 2 ) se produisent en moyenne une fois toutes les 3 années martiales. Les observations ont montré que les tempêtes de poussière plus importantes sont généralement le résultat de la fusion de tempêtes de poussière plus petites, mais le mécanisme de croissance de la tempête et le rôle des rétroactions atmosphériques ne sont toujours pas bien compris. Bien que l'on pense que la poussière martienne puisse être entraînée dans l'atmosphère par des processus similaires à ceux de la Terre (par exemple la saltation ), les mécanismes réels restent à vérifier et des forces électrostatiques ou magnétiques peuvent également jouer dans la modulation des émissions de poussière. Les chercheurs ont rapporté que la plus grande source de poussière sur Mars provient de la formation Medusae Fossae .

Le 1er juin 2018, des scientifiques de la NASA ont détecté des signes d'une tempête de poussière (voir image ) sur Mars qui a entraîné la fin de la mission du rover Opportunity à énergie solaire puisque la poussière a bloqué la lumière du soleil (voir image ) nécessaire pour fonctionner. Le 12 juin, la tempête était la plus étendue enregistrée à la surface de la planète et couvrait une zone de la taille de l'Amérique du Nord et de la Russie réunies (environ un quart de la planète). Le 13 juin, le rover Opportunity a commencé à rencontrer de graves problèmes de communication en raison de la tempête de poussière.

Tempête de poussière sur Mars – profondeur optique tau – mai à septembre 2018
( Mars Climate Sounder ; Mars Reconnaissance Orbiter )
(1:38 ; animation ; 30 octobre 2018 ; description du fichier )

Marées thermales

Le chauffage solaire côté jour et le refroidissement radiatif côté nuit d'une planète peuvent induire une différence de pression. Les marées thermiques, qui sont la circulation du vent et les vagues entraînées par un tel champ de pression variant quotidiennement, peuvent expliquer une grande partie de la variabilité de l'atmosphère martienne. Par rapport à l'atmosphère terrestre, les marées thermiques ont une plus grande influence sur l'atmosphère martienne en raison du contraste de température diurne plus fort. La pression de surface mesurée par les rovers martiens a montré des signaux clairs de marées thermiques, bien que la variation dépende également de la forme de la surface de la planète et de la quantité de poussière en suspension dans l'atmosphère. Les ondes atmosphériques peuvent également se déplacer verticalement et affecter la température et la teneur en glace d'eau dans l'atmosphère moyenne de Mars.

Nuages ​​orographiques

Des nuages ​​d'eau et de glace se sont formés à proximité du volcan Arsia Mons . L'image a été prise le 21 septembre 2018, mais des événements similaires de formation de nuages ​​​​avaient déjà été observés sur le même site auparavant. Crédit photo : ESA/DLR/FU Berlin

Sur Terre, les chaînes de montagnes forcent parfois une masse d'air à s'élever et à se refroidir. En conséquence, la vapeur d'eau devient saturée et des nuages ​​se forment pendant le processus de levage. Sur Mars, les orbiteurs ont observé une formation récurrente saisonnière d'énormes nuages ​​d'eau et de glace autour du côté sous le vent des volcans Arsia Mons , hauts de 20 km , ce qui est probablement causé par le même mécanisme.

Modification de la surface par le vent

Sur Mars, le vent près de la surface émet non seulement de la poussière mais modifie également la géomorphologie de Mars à grande échelle de temps. Même si l'on pensait que l'atmosphère de Mars était trop mince pour mobiliser les éléments sableux, les observations faites par HiRSE ont montré que la migration des dunes n'est pas rare sur Mars. Le taux de migration moyen mondial des dunes (2 à 120 m de haut) est d'environ 0,5 mètre par an. Le modèle de circulation atmosphérique a suggéré que des cycles répétés d'érosion éolienne et de dépôt de poussière peuvent éventuellement conduire à un transport net de matériaux du sol des basses terres vers les hautes terres à l'échelle des temps géologiques.

Mouvement d'entités sableuses dans le champ de dunes de Nili Patera sur Mars détecté par HiRISE. Crédit photo : NASA/JPL Caltech/U. Arizona/JHU-APL

Évolution atmosphérique

On pense que la masse et la composition de l'atmosphère martienne ont changé au cours de la vie de la planète. Une atmosphère plus épaisse, plus chaude et plus humide est nécessaire pour expliquer plusieurs caractéristiques apparentes de l'histoire antérieure de Mars, telles que l'existence de masses d'eau liquide. Les observations de la haute atmosphère martienne, les mesures de la composition isotopique et les analyses des météorites martiennes fournissent des preuves des changements à long terme de l'atmosphère et des contraintes pour l'importance relative des différents processus.

Ambiance au début de l'histoire

Rapport isotopique des différentes espèces dans l'atmosphère martienne et terrestre
Rapport isotopique Mars Terre Mars / Terre
D/H (en H 2 O) 9,3 ± 1,7 1,56 ~6
12 CH / 13 CH 85,1 ± 0,3 89,9 0,95
14 N / 15 N 173 ± 9 272 0,64
16 O / 18 O 476 ± 4,0 499 0,95
36 Ar / 38 Ar 4,2 ± 0,1 5,305 ± 0,008 0,79
40 Ar / 36 Ar 1900 ± 300 298,56 ± 0,31 ~6
C / 84 Kr (4,4–6) × 10 6 4 × 10 7 ~0.1
129 Xe / 132 Xe 2,5221 ± 0,0063 0,97 ~2,5

En général, les gaz trouvés sur Mars moderne sont appauvris en isotopes stables plus légers, ce qui indique que l'atmosphère martienne a changé par certains processus sélectionnés en masse au cours de son histoire. Les scientifiques s'appuient souvent sur ces mesures de la composition isotopique pour reconstituer les conditions de l'atmosphère martienne dans le passé.

Alors que Mars et la Terre ont des rapports similaires 12 C / 13 C et 16 O / 18 O , le 14 N est beaucoup plus appauvri dans l'atmosphère martienne. On pense que les processus d'échappement photochimiques sont responsables du fractionnement isotopique et ont causé une perte significative d'azote à l'échelle des temps géologiques. Les estimations suggèrent que la pression partielle initiale de N 2 peut avoir été jusqu'à 30 hPa.

L'échappement hydrodynamique au début de l'histoire de Mars peut expliquer le fractionnement isotopique de l'argon et du xénon. Sur Mars moderne, l'atmosphère n'évacue pas ces deux gaz nobles vers l'espace en raison de leur masse plus lourde. Cependant, l'abondance plus élevée d'hydrogène dans l'atmosphère martienne et les flux élevés d'UV extrêmes du jeune Soleil, ensemble, pourraient avoir entraîné un écoulement hydrodynamique et entraîné ces gaz lourds. L'échappement hydrodynamique a également contribué à la perte de carbone, et les modèles suggèrent qu'il est possible de perdre 1 000 hPa (1 bar) de CO 2 par échappement hydrodynamique en un à dix millions d'années sous des UV solaires extrêmes beaucoup plus puissants sur Mars. Pendant ce temps, des observations plus récentes faites par l' orbiteur MAVEN ont suggéré que l' échappement par pulvérisation cathodique est très important pour l'échappement des gaz lourds du côté nocturne de Mars et pourrait avoir contribué à la perte de 65% d'argon dans l'histoire de Mars.

L'atmosphère martienne est particulièrement sujette à l' érosion par impact en raison de la faible vitesse de fuite de Mars. Un premier modèle informatique suggérait que Mars aurait pu perdre 99% de son atmosphère initiale à la fin de la période de bombardement intense tardif sur la base d'un flux de bombardement hypothétique estimé à partir de la densité des cratères lunaires. En termes d'abondance relative de carbone, le rapport C/ 84 Kr sur Mars n'est que de 10 % de celui sur Terre et Vénus. En supposant que les trois planètes rocheuses aient le même inventaire volatil initial, alors ce faible rapport C/ 84 Kr implique que la masse de CO 2 dans l'atmosphère martienne primitive aurait dû être dix fois plus élevée que la valeur actuelle. L'énorme enrichissement du 40 Ar radiogénique par rapport au 36 Ar primordial est également cohérent avec la théorie de l'érosion par impact.

L'un des moyens d'estimer la quantité d'eau perdue par fuite d'hydrogène dans la haute atmosphère est d'examiner l'enrichissement du deutérium par rapport à l'hydrogène. Des études basées sur les isotopes estiment qu'une couche d'eau équivalente globale de 12 m à plus de 30 m a été perdue dans l'espace par la fuite d'hydrogène dans l'histoire de Mars. Il est à noter que l'approche basée sur les échappements atmosphériques ne fournit que la limite inférieure pour l'inventaire hydrique initial estimé.

Pour expliquer la coexistence de l'eau liquide et du jeune Soleil faible au début de l'histoire de Mars, un effet de serre beaucoup plus fort a dû se produire dans l'atmosphère martienne pour réchauffer la surface au-dessus du point de congélation de l'eau. Carl Sagan a d' abord proposé qu'une atmosphère de 1 bar H 2 puisse produire suffisamment de réchauffement pour Mars. L'hydrogène peut être produit par le dégazage vigoureux d'un manteau martien primitif fortement réduit et la présence de CO 2 et de vapeur d'eau peut réduire l'abondance requise de H 2 pour générer un tel effet de serre. Néanmoins, la modélisation photochimique a montré que le maintien d'une atmosphère avec ce niveau élevé de H 2 est difficile. Le SO 2 a également été l'un des gaz à effet de serre efficaces proposés au début de l'histoire de Mars. Cependant, d'autres études ont suggéré que la solubilité élevée du SO 2 , la formation efficace d' aérosols de H 2 SO 4 et les dépôts en surface interdisent l'accumulation à long terme de SO 2 dans l'atmosphère martienne, et réduisent donc l'effet potentiel de réchauffement du SO 2 .

Evasion atmosphérique sur Mars moderne

Malgré la gravité plus faible, la fuite de Jeans n'est pas efficace dans l'atmosphère martienne moderne en raison de la température relativement basse à l'exobase (≈200 K à 200 km d'altitude). Cela ne peut qu'expliquer la fuite de l'hydrogène de Mars. D'autres processus non thermiques sont nécessaires pour expliquer la fuite observée d'oxygène, de carbone et d'azote.

Evacuation d'hydrogène

L'hydrogène moléculaire (H 2 ) est produit à partir de la dissociation de H 2 O ou d'autres composés contenant de l'hydrogène dans la basse atmosphère et diffuse vers l'exosphère. L'H 2 exosphérique se décompose alors en atomes d'hydrogène, et les atomes qui ont une énergie thermique suffisante peuvent s'échapper de la gravitation de Mars (Evasion Jean). La fuite d'hydrogène atomique est évidente à partir des spectromètres UV sur différents orbiteurs. Alors que la plupart des études suggèrent que l'échappement de l'hydrogène est proche de la diffusion limitée sur Mars, des études plus récentes suggèrent que le taux d'échappement est modulé par les tempêtes de poussière et a une grande saisonnalité. Le flux d'échappement estimé de l'hydrogène va de 10 7 cm −2 s −1 à 10 9 cm −2 s −1 .

Évasion de carbone

La photochimie du CO 2 et du CO dans l'ionosphère peut produire respectivement des ions CO 2 + et CO + :

CO
2
+  ⟶  CO+
2
+ e

CO +  ⟶  CO+
+ e

Un ion et un électron peuvent se recombiner et produire des produits électroniques neutres. Les produits acquièrent une énergie cinétique supplémentaire en raison de l' attraction coulombienne entre les ions et les électrons. Ce processus est appelé recombinaison dissociative . La recombinaison dissociative peut produire des atomes de carbone qui se déplacent plus vite que la vitesse de fuite de Mars, et ceux qui se déplacent vers le haut peuvent alors s'échapper de l'atmosphère martienne :

CO+
+ e
 C + O

CO+
2
+ e
 C + O
2

La photolyse UV du monoxyde de carbone est un autre mécanisme crucial pour la fuite du carbone sur Mars :

CO + hv ( λ <116 nm) ⟶  C + O

D'autres mécanismes potentiellement importants incluent l' échappement par pulvérisation du CO 2 et la collision du carbone avec des atomes d'oxygène rapides. Le flux d'échappement global estimé est d'environ 0,6 × 10 7 cm −2 s −1 à 2,2 × 10 7 cm −2 s −1 et dépend fortement de l'activité solaire.

Fuite d'azote

Comme le carbone, la recombinaison dissociative de N 2 + est importante pour la fuite d'azote sur Mars. En outre, d'autres mécanismes d'échappement photochimiques jouent également un rôle important :

N
2
+  ⟶  N+
+ N + e

N
2
+ e
 N+
+ N + 2e

Le taux d'échappement d'azote est très sensible à la masse de l'atome et à l'activité solaire. Le taux d'échappement global estimé de 14 N est de 4,8 × 10 5 cm −2 s −1 .

Evacuation d'oxygène

La recombinaison dissociative du CO 2 + et de l'O 2 + (produit également à partir de la réaction du CO 2 + ) peut générer les atomes d'oxygène qui se déplacent assez vite pour s'échapper :

CO+
2
+ e
 CO + O

CO+
2
+ O O+
2
+ CO

O+
2
+ e
 O + O

Cependant, les observations ont montré qu'il n'y a pas assez d'atomes d'oxygène rapides dans l'exosphère martienne comme prédit par le mécanisme de recombinaison dissociative. Les estimations du modèle du taux d'échappement d'oxygène suggèrent qu'il peut être plus de 10 fois inférieur au taux d'échappement d'hydrogène. La sélection d'ions et la pulvérisation cathodique ont été suggérées comme mécanismes alternatifs pour l'échappement de l'oxygène, mais ce modèle suggère qu'ils sont moins importants que la recombinaison dissociative à l'heure actuelle.

L'atmosphère qui s'échappe de Marscarbone , oxygène , hydrogène — mesurée par le spectrographe UV de MAVEN ).

Phénomènes inexpliqués

Détection de méthane

Le méthane (CH 4 ) est chimiquement instable dans l'atmosphère oxydante actuelle de Mars. Il se décomposerait rapidement en raison du rayonnement ultraviolet du Soleil et des réactions chimiques avec d'autres gaz. Par conséquent, une présence persistante de méthane dans l'atmosphère peut impliquer l'existence d'une source pour renouveler continuellement le gaz.

L' orbiteur ESA-Roscomos Trace Gas Orbiter , qui a effectué les mesures les plus sensibles de méthane dans l'atmosphère de Mars avec plus de 100 sondages mondiaux , n'a trouvé aucun méthane jusqu'à une limite de détection de 0,05 partie par milliard (ppb). Cependant, il y a eu d'autres rapports de détection de méthane par des télescopes au sol et le rover Curiosity. Des traces de méthane, au niveau de plusieurs ppb, ont été signalées pour la première fois dans l'atmosphère de Mars par une équipe du Goddard Space Flight Center de la NASA en 2003. De grandes différences dans les abondances ont été mesurées entre les observations prises en 2003 et 2006, ce qui suggère que le le méthane était concentré localement et probablement saisonnier.

En 2014, la NASA a signalé que le rover Curiosity avait détecté une augmentation de dix fois (« pic ») de méthane dans l'atmosphère qui l'entourait à la fin de 2013 et au début de 2014. Quatre mesures prises sur deux mois au cours de cette période étaient en moyenne de 7,2 ppb, ce qui implique que Mars est épisodiquement produire ou libérer du méthane d'une source inconnue. Avant et après cela, les lectures étaient en moyenne d'environ un dixième de ce niveau. Le 7 juin 2018, la NASA a annoncé une variation saisonnière cyclique du niveau de fond de méthane atmosphérique.

Curiosity a détecté une variation saisonnière cyclique du méthane atmosphérique.

Les principaux candidats à l'origine du méthane de Mars comprennent des processus non biologiques tels que les réactions eau- roche, la radiolyse de l'eau et la formation de pyrite , qui produisent tous du H 2 qui pourrait ensuite générer du méthane et d'autres hydrocarbures via la synthèse Fischer-Tropsch avec CO et CO 2 . Il a également été démontré que le méthane pouvait être produit par un processus impliquant de l'eau, du dioxyde de carbone et le minéral olivine , connu pour être courant sur Mars. Les micro - organismes vivants , tels que les méthanogènes , sont une autre source possible, mais aucune preuve de la présence de tels organismes n'a été trouvée sur Mars. Il existe quelques soupçons quant à la détection de méthane, ce qui suggère qu'il pourrait plutôt être causé par la contamination terrestre non documentée des rovers ou une mauvaise interprétation des données brutes de mesure.

Événements de foudre

En 2009, une étude d'observation terrestre a signalé la détection d'événements de décharge électrique à grande échelle sur Mars et a proposé qu'ils soient liés à la décharge de foudre dans les tempêtes de poussière martiennes. Cependant, des études d'observation ultérieures ont montré que le résultat n'est pas reproductible en utilisant le récepteur radar de Mars Express et le réseau terrestre Allen Telescope Array . Une étude en laboratoire a montré que la pression de l'air sur Mars n'est pas favorable pour charger les grains de poussière et qu'il est donc difficile de générer des éclairs dans l'atmosphère martienne.

Jet super-rotatif au dessus de l'équateur

La super-rotation fait référence au phénomène selon lequel la masse atmosphérique a une vitesse angulaire plus élevée que la surface de la planète à l'équateur, qui en principe ne peut pas être entraînée par des circulations axisymétriques non visqueuses. Les données assimilées et la simulation du modèle de circulation générale (GCM) suggèrent que le jet super-rotatif peut être trouvé dans l'atmosphère martienne pendant les tempêtes de poussière mondiales, mais il est beaucoup plus faible que ceux observés sur les planètes à rotation lente comme Vénus et Titan. Les expériences GCM ont montré que les marées thermiques peuvent jouer un rôle dans l'induction du jet super-rotatif. Néanmoins, la modélisation de la super-rotation reste un sujet difficile pour les planétologues.

Potentiel d'utilisation par les humains

L'atmosphère de Mars est une ressource de composition connue disponible sur n'importe quel site d'atterrissage sur Mars. Il a été proposé que l'exploration humaine de Mars puisse utiliser le dioxyde de carbone (CO 2 ) de l'atmosphère martienne pour fabriquer du méthane (CH 4 ) et l'utiliser comme carburant de fusée pour la mission de retour. Les études de mission qui proposent d'utiliser l'atmosphère de cette manière incluent la proposition Mars Direct de Robert Zubrin et l' étude de la NASA Design Reference Mission . Deux voies chimiques principales pour l'utilisation du dioxyde de carbone sont la réaction de Sabatier , convertissant le dioxyde de carbone atmosphérique avec de l'hydrogène supplémentaire (H 2 ), pour produire du méthane (CH 4 ) et de l'oxygène (O 2 ), et l' électrolyse , en utilisant un oxyde solide de zircone électrolyte pour diviser le dioxyde de carbone en oxygène (O 2 ) et en monoxyde de carbone (CO).

Galerie d'images

Diable de poussière sur Mars - vu par le rover Curiosity - (9 août 2020)
Coucher de soleil martien par le rover Spirit au cratère Gusev (mai 2005).
Coucher de soleil martien par Pathfinder à Ares Vallis (juillet 1997).

Carte interactive de Mars

Acheron Fossae Acidalia Planitia Alba Mons Amazonis Planitia Aonia Planitia Arabia Terra Arcadia Planitia Argentea Planum Argyre Planitia Chryse Planitia Claritas Fossae Cydonia Mensae Daedalia Planum Elysium Mons Elysium Planitia Gale crater Hadriaca Patera Hellas Montes Hellas Planitia Hesperia Planum Holden crater Icaria Planum Isidis Planitia Jezero crater Lomonosov crater Lucus Planum Lycus Sulci Lyot crater Lunae Planum Malea Planum Maraldi crater Mareotis Fossae Mareotis Tempe Margaritifer Terra Mie crater Milankovič crater Nepenthes Mensae Nereidum Montes Nilosyrtis Mensae Noachis Terra Olympica Fossae Olympus Mons Planum Australe Promethei Terra Protonilus Mensae Sirenum Sisyphi Planum Solis Planum Syria Planum Tantalus Fossae Tempe Terra Terra Cimmeria Terra Sabaea Terra Sirenum Tharsis Montes Tractus Catena Tyrrhen Terra Ulysses Patera Uranius Patera Utopia Planitia Valles Marineris Vastitas Borealis Xanthe TerraCarte de Mars
L'image ci-dessus contient des liens cliquablesCarte-image interactive de la topographie globale de Mars . Passez votre souris sur l'image pour voir les noms de plus de 60 entités géographiques importantes, et cliquez pour créer un lien vers elles. La coloration de la carte de base indique les élévations relatives , sur la base des données de l' altimètre laser Mars Orbiter sur le Mars Global Surveyor de la NASA . Les blancs et les bruns indiquent les altitudes les plus élevées (+12 à +8 km ) ; suivis des roses et des rouges (+8 à +3 km ) ; le jaune est0 km ; les verts et les bleus sont des altitudes inférieures (jusqu'à−8 km ). Les axes sont la latitude et la longitude ; Les régions polaires sont notées.
(Voir aussi : la carte Mars Rovers et la carte Mars Memorial ) ( voirdiscuter )


Voir également

Les références

Lectures complémentaires

Liens externes