Sur Mars, les ravines n'auraient pas été creusées par l'eau

Depuis 2000, les caméras embarquées sur les satellites en orbite autour de la planète Mars nous ont envoyé de multiples images montrant la présence de chenaux et de cônescônes de débris, semblables à ceux créés sur Terre par l'action de l'eau liquide sur les pentes d'éboulis, avec parfois un parcours sinueux. La formation de ces ravines semblait récente, âgée de quelques millions d'années à seulement quelques années. Elles relançaient l'idée que des quantités non négligeables d'eau liquide potentiellement propice à une forme de vie pouvaient se former sur la planète Mars aujourd'hui.

Le rôle de l'eau liquide dans la genèse des ravines a récemment été remis en question par des clichés de la sonde MRO (Mars Reconnaissance OrbiterMars Reconnaissance Orbiter). Ils ont révélé la formation de nouveaux chenaux, à des saisonssaisons où les températures sont beaucoup trop basses pour imaginer que de l'eau, même salée, puisse contribuer à un écoulement liquide. En revanche, le creusement des nouveaux chenaux semblait se dérouler en présence de glace carboniqueglace carbonique (formée par la condensation de l'atmosphèreatmosphère de CO₂ sur la surface pendant l'hiverhiver martien). Peut-on lier les deux phénomènes ? Si oui, comment expliquer qu'une fine couche de glace carbonique de quelques dizaines de centimètres d'épaisseur puisse créer des coulées de dix à vingt mètres de largeur, bordées par des amoncellements d'éboulis atteignant un mètre de haut ?

Pour mieux comprendre les processus physiques liés à la condensation et la sublimation du CO₂, Cédric Pilorget, chercheur à l'institut d'AstrophysiqueAstrophysique spatiale (CNRS, université Paris-Sud) et François Forget, chercheur CNRS au Laboratoire de météorologiemétéorologie dynamique (UPMC, ENS Paris, CNRS, École polytechnique), ont créé un simulateur numériquenumérique de l'environnement sur différentes pentes de la planète Mars. Du sous-sol à l'atmosphère, ce modèle prend en compte les échanges thermiques par rayonnement, par conduction, ou induits par les changements de phase du CO₂. Ceci permet de simuler l'évolution du CO₂ sous toutes ses phases au cours d'une année martienne, notamment sur la surface et dans les pores et les interstices du sous-sol.

Les effets de la glace de gaz carbonique à la fin de l’hiver ou au printemps. Les rayons solaires traversent la couche translucide de glace (de CO₂) qui recouvre la surface et réchauffent le sable qui se trouve dessous. Là se trouve piégé de l'air entre cette couche de glace et le pergélisol (sol gelé). Parfois, cet échauffement provoque sa sublimation à l'intérieur même du sol. Ce gaz peut déstabiliser la couche de sable, qui glisse vers le bas si la pente est suffisante, mimant l'écoulement d'un liquide. © CNRS

Une décompression brutale du gaz accumulé dans les pores du sous-sol

À quelques centimètres sous les pentes martiennes sur lesquelles le CO₂ se condense, on trouve toujours un « pergélisolpergélisol » formé de grains cimentés par de la glace d'eau. Ainsi, lorsque la glace de CO₂ se condense sur le sol en hiver, l'airair présent dans les pores et les interstices du sous-sol immédiat se retrouve confiné, pris en sandwich entre le pergélisol étanche et la couche de glace de CO₂ à la surface.

Dans ces conditions, les simulations numériquessimulations numériques de Cédric Pilorget et François Forget ont révélé des phénomènes étonnants. À la fin de l'hiver et au printemps, les rayons du SoleilSoleil passent au travers de la couche de glace de CO₂ translucidetranslucide et la chauffent par la base. La glace carbonique ne fond pas, mais se « sublime », en passant directement en phase gazeuse. Le gazgaz produit se diffuse dans le proche sous-sol poreux. Une partie peut s'y recondenser tandis que le reste du gaz s'accumule dans l'espace poreux restant, augmentant considérablement la pressionpression dans le proche sous-sol, jusqu'à plusieurs fois la pression atmosphériquepression atmosphérique. Cette surpression finit par fracturer la glace de surface, ce qui génère une violente décompression. Les pores du sous-sol sont alors traversés de puissants flux d'air liés à l'évacuation du surplus de gaz et à la sublimation rapide de la glace de CO₂ du sous-sol.

En quelques minutes, voire quelques secondes, plusieurs mètres cubes de gaz (voire plusieurs dizaines de mètres cubes au niveau des fractures) diffusent verticalement vers la surface. De tels flux sont capables de déstabiliser les grains situés sur les pentes et ainsi de provoquer des éboulementséboulements et des coulées. Surtout, la pression du gaz peut entraîner une véritable fluidification de l'avalancheavalanche, et lui donner les propriétés d'un écoulement liquide.

Gros plan sur des ravines en formation sur les dunes du cratère Russel, au cours d’une année martienne. À gauche : les ravines au printemps pendant l’année martienne 28 (MY28). Au milieu : à la fin de l’hiver suivant (MY29), les dunes sont couvertes de glace carbonique. Les jets de gaz sous pression – engendrés par le chauffage de la base de la glace par le Soleil – entraînent les grains de sable sous-jacents. Ils forment des taches sombres sur la glace. À droite : au printemps de l’année suivante, un nouveau chenal a été creusé par cette activité. © Nasa, JPL, University of Arizona

Un phénomène sans équivalent sur notre planète

Un tel phénomène est sans équivalent sur Terre. On peut cependant le rapprocher de certaines coulées pyroclastiques générées pendant les éruptions volcaniqueséruptions volcaniques lorsque des avalanches de blocs et de débris sont déclenchées et fluidifiées par les gaz de l'éruption. On a observé que sur des pentes parfois très faibles ces écoulements pouvaient parcourir plusieurs kilomètres en transportant des blocs de plus d'un mètre de diamètre, et en formant des « levées » latérales de tailles analogues à celles des ravines martiennes. Les chercheurs estiment que les ravines martiennes ne se forment que lorsque les conditions sont réunies pour déclencher l'instabilité, de même que sur Terre chaque pluie ne déclenche pas un éboulement de débris.

Le modèle des deux chercheurs français explique également pourquoi les ravines martiennes sont observées entre 30° et 60° de latitudelatitude, sur quelques pentes jusqu'aux pôles, et qu'en deçà de 45° les ravines ne se trouvent quasiment que sur les pentes orientées vers les pôles : le phénomène de surpression et de fluidification a précisément lieu là où les ravines sont observées.

Tout indique donc que l'exposition au Soleil de la glace de CO₂ déposée en hiver par la condensation de l'atmosphère sur les reliefs martiens est à l'origine d'une partie des ravines de la planète Mars - et peut-être de toutes - via un phénomène sans équivalent sur notre planète. L'eau liquide ne serait pas impliquée dans la formation des ravines. Ces travaux publiés le 21 décembre dans Nature Geoscience remettent donc en question l'idée que ces régions aient pu être propices à la vie dans un passé récent.