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Les cycles du CO2, de l’eau et de la poussière sur Mars[modifier | modifier le code]

Mars fait environ la moitié de la taille de la Terre et on pense qu'elle a connu la même histoire que cette dernière. Cependant, ces deux planètes ont suivi des chemins d'évolution très différents.

Présentation de la planète Mars[modifier | modifier le code]

Mars est la quatrième planète du système solaire. Elle possède deux petites lunes : Phobos et Deimos. Son atmosphère est composée majoritairement de dioxyde de carbone. Elle possède un climat complexe avec une pression atmosphérique presque cent fois plus faible que celle de la Terre. La durée d'un jour martien (ou d'un « sol ») est très proche de celle d'un jour terrestre : 24 heures et 40 minutes. Une année martienne dure environ deux fois une année terrestre, soit 668,6 sols ou 687 jours terrestres. L'inclinaison de l'axe de rotation de Mars par rapport à son plan orbital est de 25,19°. C'est très proche de l'inclinaison de la Terre qui est de 23,44°. Comme sur Terre, il y a des saisons sur Mars: le climat martien varie en fonction de l'orientation de la planète vers le Soleil, selon sa position sur son orbite.

Le cycle saisonnier sur Mars[modifier | modifier le code]

Contrairement à celui de la Terre, le cycle martien est dissymétrique à cause de l'excentricité de son orbite. En effet, les planètes suivent des orbites elliptiques autour du Soleil. Cette orbite peut être plus ou moins marquée. En effet, l'orbite terrestre est quasiment circulaire (excentricité de 1%) alors que l'orbite martien est assez elliptique avec une excentricité de 9%. L’aphélie de Mars est le point de l’orbite le plus éloigné du Soleil. Il coïncide à peu près avec le début de l’été dans l’hémisphère nord. À l’inverse, le périhélie est le point de l’orbite de Mars le plus proche du Soleil et il coïncide à peu près avec le début de l’été dans l’hémisphère sud. L'été nord est plus long que l'été sud mais celui-ci est plus intense. L'hiver sud est plus long et plus froid que l'hiver nord. Pour se repérer sur une année martienne, les planétologues utilisent ce qu’ils appellent la longitude solaire. La longitude solaire (Ls) est l’angle parcouru par la planète sur son orbite par rapport à une position de référence. On peut découper une année martienne en mois comme on le fait pour la Terre qui correspondent chacun à 30° de Ls parcourus. Les mois sur Mars ne font pas la même durée. Les saisons ont une intensité et une durée différentes ce qui produit un climat particulier sur Mars. Cela a un effet sur les trois principaux cycles qui caractérisent Mars: le cycle du CO2, le cycle de l’eau et le cycle des poussières.

L’atmosphère de Mars est dominée par l’équilibre géostrophique puisque cette planète à une rotation rapide comme la Terre. Il y a une circulation atmosphérique avec une ou plusieurs cellules de Hadley (circulation atmosphérique qui génère deux cellules autour de l'équateur, s'étendant verticalement (en altitude) et horizontalement (vers les pôles)). Ces cellules subissent des variations saisonnières. Cela redistribue l'énergie de l’équateur vers les pôles. De plus, la pression atmosphérique sur Mars est très faible par rapport à celle de la Terre. A cause de cette fine atmosphère et du sol aride (recouvert de poussière), on dit que le climat martien est hypercontinental. En effet, les variations diurnes de température de surface sont typiquement de l’ordre de 100 K (-173°C).

Le cycle du CO2[modifier | modifier le code]

Cycle saisonnier[modifier | modifier le code]

L’atmosphère de Mars est composée à 95 % de CO2 (Owen et al.,1977). Les températures très basses régnant sur le globe martien (∼145K, soit ∼−130°C) permettent à ce CO2 de se condenser à 4 mbar. Depuis la Terre, on peut observer des calottes polaires sur Mars. On a pensé pendant longtemps que c’était des glaciers composés d’eau. En fait, ils sont constitués de glace de dioxyde de carbone. Leighton et Murray prouvent en 1966, grâce au modèle d’équilibre d’énergie, que la composition majeure de ces calottes ne peut physiquement être de l’eau.Le modèle d’équilibre d’énergie de Leighton and Murray (1966) permet d’analyser le cycle de CO2 entre l’atmosphère et la surface. La quantité de CO2 est condensée et sublimée (passage de l'état solide à l'état gazeux sans passage par l'état liquide) tout au long de l’année. Elle est administrée par l’équilibre entre les différentes sources et puits de masse et d’énergie : l’ensoleillement, les pertes radiatives vers l’espace, la chaleur latente principalement dégagée lors de la condensation et sublimation de la glace de CO2, le stockage de chaleur pendant l’été au sein du régolite (partie du sol recouvrant la roche-mère), ainsi que le transport et le stockage d’énergie et de masses. L’albédo (pouvoir réfléchissant d'une surface, c'est-à-dire le rapport de l'énergie lumineuse réfléchie à l'énergie lumineuse incidente. ), l’émissivité et l’inertie thermique de la surface dans les régions polaires ont aussi une influence sur le cycle du CO2. La condensation et sublimation saisonnière du CO2 aux pôles contrôle la circulation atmosphérique de Mars. C’est un élément clé du climat martien (Hourdin et al., 1993). L’hiver, un manteau blanc et carbonique vient recouvrir les régions polaires. Pendant l’hiver sud,c’est 30 % de l’atmosphère qui se solidifie ce qui produit une chute de pression (Tillman et al., 1993), pendant l’hiver nord c’est 15 % de l’atmosphère qui se solidifie. La dissymétrie observée entre la condensation des calottes Nord et Sud est la conséquence d’un hiver Sud plus long à cause de l’excentricité de l’orbite martienne.

Les calottes polaires : réservoirs de CO2 solide[modifier | modifier le code]

Dans le cycle saisonnier, le CO2 trouve sa source dans l’atmosphère et dans les calottes polaires saisonnières Nord et Sud. L'excentricité de l’orbite de Mars explique la différence de composition des calottes permanentes de glace. En effet, lorsque l’été Sud commence, la glace carbonique se sublime, mais pas totalement. Ainsi on voit apparaître une “pastille blanche” de 300 km de diamètre. Il s’agit de glace de CO2 qui reste en place toute l’année et même pendant l’été intense. Donc il y a un réservoir de glace de CO2 au pôle Sud qui reste à l’endroit le plus froid de la planète. Cependant, au Nord, lorsque le manteau blanc de CO2 part, une calotte permanente composée de glace d’eau apparaît. Elle n’a jamais le temps de se sublimer complètement, car sa pression de vapeur saturante est beaucoup plus élevée que celle du CO2.


	Mars	Terre
Rayon équatorial	3396 Km	6378 km
Périhélie	1.38 UA	0.98 UA
Aphélie	1.68 UA	1.02 UA
Excentricité	0.093	0.017
Obliquité	25°19"	23°44"
Période de rotation (en jour terrestre)	24h 39min 35s	24h
Période de révolution (en jour terrestre)	687	365.25
Pression de surface	aeroïde: 610 mbar	niveau de la mer: 1 bar
Température de surface	nuit polaire: 142 K; équateur le jour: 300 K	de 190 K à 320 K
Hauteur d'échelle atmosphérique	11 km	8 km
Pesanteur à l'équateur	3.72 m.s-2	9.78 m.s-2
Flux solaire à l'alphélie	482 W.m-2	1316 W.m-2
Flux spmaore au périhéli	714 W.m-2	1408 W.m-2
Composition de l'atmosphère	CO2 (96%), Ar (2%), N2 (1.9%)	N2 (78%), O2 (21%)

Les nuages[modifier | modifier le code]

Le CO2 à la surface se produit soit par condensation directe de l’atmosphère en surface, soit par chute de neige carbonique, condensée plus haut dans l’atmosphère sous forme de nuages de glace de CO2 (Pollack et al., 1990). Les nuages de CO2 ont une faible émissivité (flux radiatif du rayonnement thermique émis par un élément de surface à température donnée, rapporté à la valeur de référence qu'est le flux émis par un corps noir à cette même température), tout comme la neige qu’ils déposent à la surface. On observe moins de nuages de CO2 que de nuages de glace d’eau. La condensation du CO2 atmosphérique a besoin de températures extrêmement basses qui sont atteintes dans la nuit polaire, et à des plus basses latitudes dans la mésosphère vers 60-70 km d’altitude (Schofield et al., 1997). Ces ”poches froides“ apparaissent le plus souvent sous l’effet de la propagation d’ondes de gravité se propageant dans la haute atmosphère (Spiga et al., 2012).

Le cycle de l'eau[modifier | modifier le code]

Cycle saisonnier[modifier | modifier le code]

L’atmosphère de Mars présente un cycle hydrologique saisonnier. L’excentricité de l’orbite agit sur ce cycle et ça produit une évolution dissymétrique. En effet, la source principale d’eau de la planète se trouve au pôle Nord, sous forme d’un réservoir de glace quasi-permanent. Pendant l’été Nord, moins poussiéreux et plus froid que l’été Sud, l’eau déversée dans l’atmosphère par la sublimation de la calotte est transportée par la cellule de Hadley vers les tropiques. Pendant l’été Sud, la glace d’eau accumulée pendant l’hiver sous forme de givre se sublime pour retourner au pôle Nord. Une partie reste piégée par la glace carbonique permanente car la température est en dessous de celle de la condensation de l’eau (−130°). C’est ce qu’on appelle le piège froid pour l’eau.

La glace de sous sol martien : calottes et pergélisol[modifier | modifier le code]

La calotte polaire Nord est le principal réservoir de glace d’eau. Il présente une structure en couches composées de glace d’eau mais aussi de dépôts de poussière stratifiés (Grima et al., 2009). Ces”North Polar Layered Deposits“ (NPLD) sont associés à différents épisodes d’accumulation correspondant à des périodes d’obliquité différentes de la planète (Phillips et al., 2008). Mars emprisonne beaucoup d’eau dans son sous-sol. Il existe un pergélisol martien qui s’étend sous la surface martienne des pôles jusqu’à des latitudes aussi basses que 40° (Mitrofanov et al., 2002).

Les nuages[modifier | modifier le code]

Les nuages de glace d’eau ont un rôle primordial sur les variations de température au sein de l’atmosphère martienne. En effet, malgré la faible quantité de vapeur d’eau dans l’atmosphère, les conditions de faible température et de faible pression permettent sa condensation et favorisent l’apparition de nuages. Les nuages se forment aux abords des pôles pendant l’hiver, mais aussi au-dessus des hautes montagnes, par refroidissement adiabatique (transformation effectuée sans qu'aucun transfert thermique n'intervienne entre le système étudié et son environnement, c'est-à-dire sans échange de chaleur entre les deux milieux). Les nuages sont essentiels dans le climat martien : leurs propriétés radiatives (capacité à réfléchir ou à absorber les rayonnements) modifient les répartitions thermiques de la planète (Madeleine et al., 2012). La formation des nuages implique le cycle de l’eau et le cycle des poussières.

Le cycle des poussières[modifier | modifier le code]

Cycle saisonnier[modifier | modifier le code]

En 1972 Gierasch and Goody démontrent que la structure thermique de l’atmosphère martienne doit prendre en compte la contribution de la poussière. Cette dernière est présente partout et en grande quantité. Elle joue un rôle important dans le transfert radiatif et donc dans la circulation globale de l’atmosphère. En effet, la poussière absorbe et diffuse efficacement l’énergie radiative aux longueurs d’onde visibles. Ainsi cela entraîne le chauffage de la poussière et de l’atmosphère dans laquelle elle est en suspension. La poussière refroidit ou chauffe localement l’atmosphère, selon les conditions environnantes (Toon et al., 1977). La poussière provient du sol qui en est recouvert.Tout comme le CO2 et l’eau, la poussière est soumise à un cycle saisonnier très marqué que l’on peut diviser en deux saisons. Pendant le printemps et l’été de l’hémisphère Nord, le cycle de la poussière est appelé saison claire car son opacité est faible. Pendant l’automne et l’hiver de l’hémisphère Nord, le cycle de la poussière est appelé saison des tempêtes car l’opacité de la poussière est forte.

Les tempêtes[modifier | modifier le code]

Il y a plusieurs échelles de tempêtes de poussière sur la planète Mars : locale, régionale et globale. Les tempêtes locales sont des tempêtes qui s’étendent sur plus de 102 km² (Cantor et al., 2001) et naissent de l’effet de convection intense qui a lieu en été (ensemble des mouvements internes qui animent un fluide et qui impliquent alors le transport des propriétés des particules de ce fluide au cours de son déplacement). Les tempêtes régionales s’étendent sur plus de 1.6×106 km² (Cantor et al., 2001). Elles se produisent pendant l’hiver de l’hémisphère Nord. Les tempêtes dites globales sont beaucoup plus rares. La première est observée en détail depuis la Terre en 1956 (Kuiper, 1957). La sonde Mariner 9 observe une tempête globale dès son arrivée autour de Mars en 1971. La planète est alors recouverte d’un voile orangé uniforme qui ne laisse nulle part transparaître la surface. Il faut plusieurs semaines avant qu’il s’estompe. Ce phénomène se reproduit en 1977, 1983, 2001, 2007 et en 2018.

Dust devils[modifier | modifier le code]

Les « dust devils » sont des vortex qui entraînent de la poussière. Un vortex est une petite tornade qui naît d’un événement convectif intense et localisé (Spiga et al., 2016). Ces dust devils peuvent naître aux heures chaudes sur l’ensemble du globe martien et parcourir des centaines de kilomètres. Ils peuvent être observés par les orbiteurs. Depuis l’espace, on peut apercevoir leur ombre. Leur marque laisse en balayant le sol martien, une immense traînée sombre qui ressemble à une toile d’araignée.

Bibliographie :[modifier | modifier le code]

Cantor, B. A., James, P. B., Caplinger, M., and Wolff, M. J. (2001). Martian dust storms : 1999 MarsOrbiter Camera observations.J. Geophys. Res.

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Grima, C., Kofman, W., Mouginot, J., Phillips, R. J., Hérique, A., Biccari, D., Seu, R., and Cutigni, M.(2009). North polar deposits of Mars : Extreme purity of the water ice.Geophys. Res. Lett., 36

Hourdin, F., Le Van, P., Forget, F., and Talagrand, O. (1993). Meteorological variability and the annular surface pressure cycle on Mars. , 3625–3640.

Kuiper, G. P. (1957). Visual Observations of Mars, 1956.

Leighton, R. R. and Murray, B. C. (1966). Behavior of carbon dioxide and other volatiles on Mars.Science,136–144

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Phillips, R. J., Zuber, M. T., Smrekar, S. E., Mellon, M. T., Head, J. W., Tanaka, K. L., Putzig, N. E.,Milkovich, S. M., Campbell, B. A., Plaut, J. J., Safaeinili, A., Seu, R., Biccari, D., Carter, L. M., Picardi,G., Orosei, R., Mohit, P. S., Heggy, E., Zurek, R. W., Egan, A. F., Giacomoni, E., Russo, F., Cutigni,M., Pettinelli, E., Holt, J. W., Leuschen, C. J., and Marinangeli, L. (2008). Mars North Polar Deposits :Stratigraphy, Age, and Geodynamical Response.Science, 320

Schofield, J. T., Crisp, D., Barnes, J. R., Haberle, R. M., Magalhaães, J. A., Murphy, J. R., Seiff, A., Lar-sen, S., and Wilson, G. (1997). The Mars Pathfinder Atmospheric Structure Investigation/Meteorology(ASI/MET) experiment.Science, 1752–1757.

Spiga, A., González-Galindo, F., López-Valverde, M.-Á., and Forget, F. (2012). Gravity waves, cold pockets and CO2 clouds in the Martian mesosphere.Geophys. Res. Letters 36

Spiga, A., Barth, E., Gu, Z., Hoffmann, F., Ito, J., Jemmett-Smith, B., Klose, M., Nishizawa, S., Raasch,S., Rafkin, S., Takemi, T., Tyler, D., and Wei, W. (2016). Large-Eddy Simulations of Dust Devils andConvective Vortices.Space Science Reviews, 203, 245–275.

Tillman, J. E., Johnson, N. C., Guttorp, P., and Percival, D. B. (1993). The Martian annual atmospheric pressure cycle : years without great dust storms. , 963–10,971.

Toon, O. B., Pollack, J. B., and Sagan, C. (1977). Physical properties of the particles composing theMartian dust storm of 1971-1972. , 663–696

Vals, M., (2020). Modélisation numérique des cycles de l’eau et des poussières de la planète Mars et de leurs couplages, 16-20

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