Résultats Scientifiques
Sélection de Résultats Scientifiques de Mars Express (Contribution française)
Identification du cratère source de météorites martiennes
En attendant le retour d'échantillons, les météorites provenant de certains corps planétaires comme Mars sont des échantillons uniques car ils peuvent être analysés en laboratoire avec des moyens et des protocoles inaccessibles par l'exploration spatiale. Nous pouvons ainsi déterminer l'âge et la minéralogie de ces échantillons et obtenir des informations uniques sur l'évolution du corps planétaire. Les météorites martiennes sont connues depuis les années 1970 et ont ainsi permis de fournir d'importantes contraintes sur la composition de la planète Mars. Cependant la méconnaissance du lieu de l'impact (ou des impacts) qui a permis d'éjecter ces morceaux de Mars vers la Terre et le récent débat sur leur âge (moins de 600 millions d'années ou plus de 4 milliards d'années) ont remis en cause la pertinence de ces météorites pour comprendre l'évolution de Mars.
Une récente étude a permis d'identifier le cratère qui est très certainement la source du plus grand échantillon de météorites martiennes que sont les shergottites et ce grâce à l'analyse de données collectées par les instruments OMEGA à bord de Mars Express et CRISM à bord de Mars Reconnaissance Orbiter. La région source de ces météorites est le cratère Mojave qui se situe proche de l'équateur de Mars et qui a probablement été formé il y a environ 3 millions d'années. Les météorites ont finalement terminé leur voyage dans l'espace à la surface de la Terre il y a quelques milliers d'années.
La détermination précise de l'emplacement géologique de ces météorites permet de replacer notre connaissance de la minéralogie et de l'âge de ces météorites dans un contexte planétaire. En particulier, le débat vif qui portait sur l'âge de ces météorites, initialement estimé à moins de 600 millions d'années puis réévalué à plus de 4 milliards d'années selon de très récentes études, a été tranché en faveur de l'âge le plus ancien. Ces nouvelles contraintes sur l'origine de ces météorites devraient permettre de mieux comprendre les informations qu'elles fournissent sur la composition minéralogique et chimique de Mars et mieux préparer la sélection des futurs retours d'échantillons martiens, mais cette fois-ci robotisés.
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Cratère Mojave formé il y a quelques millions d'années et identifié comme étant la source du plus grand groupe de météorites martiennes (les shergottites). Les pixels colorés montrent la présence de minéraux mafiques (pyroxène et olivine) identifiés par OMEGA et CRISM, et qu'on trouve également dans les météorites martiennes à partir d'analyses en laboratoire.
The Source Crater of Martian Shergottite Meteorites by Stephanie C. Werner, Anouck Ody and François Poulet - Science Express le 6 mars 2014 / Science le 14 mars 2014, doi:10.1126/science.1247282.
Une histoire magmatique complexe sur Mars
Mars est une planète volcanique dont la surface est quasiment entièrement recouverte de roches basaltiques. Malgré de nombreuses missions spatiales, l'évolution magmatique de Mars reste encore peu contrainte en raison du manque d'échantillons et l'absence d'instrument capable de déterminer sa structure interne. Sa composition très uniforme à grande échelle spatiale était souvent attribuée à une évolution magmatique peu complexe. Une étude menée conjointement à l'IAS et l'ESO a permis de découvrir un nouveau type de roche sur Mars, similaire aux anorthosites. La présence de ce type de roches, dont on ne connaissait la présence qu'en de rares endroits sur Terre et dans les terrains lunaires anciens, démontre que Mars a eu une histoire magmatique plus complexe que prévue. Leur découverte ouvre par ailleurs une nouvelle perspective d'étude des mécanismes primordiaux d'évolutions magmatique et de formation de la croûte, qui devient accessible sur une autre planète que la Terre.
Ces découvertes ont été permises par les missions Mars Reconnaissance Orbiter (NASA) et Mars Express (ESA), notamment grâce aux spectromètres CRISM et OMEGA, et avec le support du CNES.
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Exemple de terrains anorthositiques (en vert) détectés par l'instrument CRISM/MRO (NASA) sur une ancienne butte (au sud) et sur un mur érodé de cratère (au nord) d'une région montagneuse de Mars. La topographie a été reconstruite en utilisant les données de la caméra stéréo HRSC de Mars Express (ESA).
Une couche d'ozone au pôle sud martien
Au cours de la dernière décennie, la mission de l'ESA Mars Express a permis d'explorer l'atmosphère de Mars. Parmi les découvertes de la mission, l'ozone martien y occupe une place à part. Après avoir caractérisé les deux couches d'ozone connues jusqu'alors, l'instrument SPICAM (développé au LATMOS) a permis d'identifier récemment un troisième type de couche au pôle Sud de Mars. Ces résultats, appuyés par des simulations d'un modèle de climat, ont révélé une nouvelle facette de la chimie atmosphérique martienne en interaction avec des phénomènes de circulation atmosphérique globale.
Sur Terre, l'ozone confiné près du sol est considéré comme un polluant. Sa présence à des altitudes élevées (vers 25 km) fournit une protection essentielle contre les rayons ultraviolets (UV) nocifs du soleil. Les molécules d'ozone sont en effet rapidement détruites par le rayonnement UV après l'avoir absorbé. L'ozone est aussi détruit lors de réactions chimiques avec les radicaux hydroxyles (HOx) libérés par la dissociation des molécules d'eau.
SPICAM a fourni la preuve de l'existence d'une troisième couche d'ozone vers 50 km dans la région polaire sud au moment où celle-ci est plongée dans la nuit permanente. Des scientifiques du LATMOS (Guyancourt, France), ont analysé ces données qu'ils ont ensuite comparées aux simulations d'un modèle climatique développé à l'Institut Pierre-Simon Laplace (IPSL). Cette couche polaire au sud n'a qu'une existence transitoire, bénéficiant de conditions très particulières pour son apparition et son maintien au cours de l'hiver.
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Configuration typique de Mars au cours de l'été de l'hémisphère Nord (hiver au sud). Les atomes d'oxygène sont libérés par la dissociation des molécules de dioxyde de carbone exposées au rayonnement UV. L'oxygène suit un parcours (indiquée par la flèche) jusqu'au pôle sud, entrainé par les mouvement de circulation de masse d'air dominant à cette saison. Une fois arrivés au pôle Sud où règne une nuit permanente, l'oxygène se recombine pour former la couche d'ozone observée vers 50 km.
Des fusées de poussière sur Mars
L'un des aspects les plus exotiques de l'atmosphère de Mars est la présence de microscopiques grains de poussière en suspension, qui jouent un rôle crucial dans le climat de la planète rouge. Cependant, se pose la question du renouvellement continuel de ces poussières. Une équipe de chercheurs de l'IPSL a eu recours à une démarche inédite en employant leur nouveau modèle informatique, qui permet de prédire la météorologie à très fine échelle dans une région particulière de Mars. Ils ont étudié l'évolution d'une violente tempête de poussière capturée par l'instrument Omega de la mission européenne Mars Express.
Si une tempête de poussière se développe d'abord par soulèvement de poussière depuis le sol martien, les chercheurs ont découvert qu'ensuite peut se développer une colonne de poussière en ascension spectaculairement rapide, une "fusée de poussière". Sont alors injectées des quantités considérables de poussière jusqu'à 30 à 50 kilomètres au-dessus de la surface de Mars. Le mécanisme qui provoque les fusées de poussière sur Mars est appelé convection profonde.
Ces découvertes permettent d'avancer la première explication solide des énigmatiques couches enrichies en poussière observées à haute altitude sur Mars par la sonde Mars Reconnaissance Orbiter. Le renouvellement permanent des poussières dans l'atmosphère de Mars est également mieux compris. Les fusées de poussière ont de nombreuses autres implications sur la dynamique atmosphérique, le cycle de l'eau, la chimie sur Mars. De plus, connaître leur potentiel danger permet de garantir le succès de l'envoi vers Mars de futures missions robotiques et humaines.
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Modélisation numérique du développement du nuage de poussière détecté par Mars Express. On voit ici l'évolution temporelle de la quantité de poussière dans l'atmosphère martienne. En 4 heures, le nuage se développe jusqu'à 35 km d'altitude. Le nuage finit par s'effilocher horizontalement en une couche subsistant à haute altitude, qui sédimente pendant la nuit mais remonte le jour suivant. © LMD / Aymeric Spiga
Des cratères exhument des évidences de l'action de l'eau souterraine sous les highlands martiens
Une nouvelle étude des anciennes hautes terres cratérisées de Mars a détecté de nombreux affleurements de minéraux qui ont été altérés par de l'eau souterraine au cours du début de l'histoire de la planète. Les données indiquent que l'eau souterraine a persisté pendant des périodes de temps prolongées au cours du premier milliard d'années d'existence de la planète.
Aujourd'hui, la pression atmosphérique est si basse sur Mars que l'eau ne peut pas exister à sa surface. Néanmoins des études faites par les satellites en orbite et les rovers en surface montrent que Mars a été relativement plus chaude et humide que de nos jours.
Une preuve claire est la présence de vallées sèches et des deltas fossiles, qui ont presque certainement été créés par de l'eau courante. D'autres preuves convaincantes sont fournies par les détections à l'échelle planétaire, mais assez localisées, de minéraux hydratés résultat de l'altération chimique des matériaux rocheux par la présence d'eau.
Les minéraux silicatés altérés par l'eau se transforment en phyllosilicates (ou minéraux argileux) sont absents d'une grande partie de la surface Mars, excepté dans un grand nombre d'affleurements dans les unités géologiques les plus anciennes, indiquant que la planète a été sèche pendant la majeure partie de son histoire récente. Néanmoins, une équipe internationale de scientifiques rapporte dans le journal Icarus que ces minéraux révélateurs ont été détectés dans la région Tyrrhena Terra, ancien highland, qui est comprise entre les plaines du nord d'Isidis Planitia et l'énorme bassin d'impact Hellas.
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Les spectro-imageurs OMEGA/Mars Express et CRISM/MRO ont découvert plusieurs types de minéraux hydratés dans le cratère au centre de l'image et sur la majeure partie de ses éjectas, excavés depuis des profondeurs allant jusqu'à plus de 2 km lors de l'impact. L'image de droite montre les pixels où OMEGA détecte des silicates hydratés. C'est un des plus gros cratères de la région sur lesquels ces minéraux ont été identifiés.
Image de D. Loizeau et al. / Icarus 219 (2012) 476-497
Une lueur dans la nuit martienne éclaire la circulation atmosphérique
Une faible lueur infrarouge détectée au-dessus du pôle pendant l'hiver Martien fournit un nouvel éclairage sur la variation de la circulation atmosphérique de la planète en fonction de la saison. L'émission nocturne révélatrice a été mesurée pour la première fois en 2004 dans des observations faites par le spectromètre imageur OMEGA à bord de la sonde Mars Express de l'ESA.
Les émissions infrarouges ne sont pas inhabituelles dans les atmosphères planétaires. Dans les hautes atmosphères de Vénus et de Mars, des molécules de dioxyde de carbone (CO2) et d'azote (N2) sont dissociées par la lumière ultraviolette du Soleil, ce qui crée des atomes d'oxygène et d'azote.
Le gaz, lors de sa descente dans l'atmosphère arrive dans des zones plus denses, permettant aux atomes d'oxygène et d'azote de se recombiner, ce qui engendre des émissions lumineuses, dans l'ultraviolet dues à l'oxyde nitrique (NO), ainsi que des émissions à 1,27 microns dans le proche infrarouge dues à l'oxygène (O2).
Comme le prédisent les modèles de circulation générale de Mars, toutes les observations des émissions lumineuses ont été obtenues à hautes latitudes, au cours de la nuit hivernale. En effet, le gaz plus froid, descend au-dessus du pôle non illuminé par le soleil (le cas terrestre est similaire).
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L'instrument OMEGA de Mars Express a détecté une émission par des molécules d'oxygène dans la nuit martienne. L'émission, à la longueur d'onde de 1.27 µm, a été détectée à trois reprises au cours d'une série de 40 observations faites par OMEGA au limbe de la planète.
Les panneaux ci-dessus montrent, de gauche à droite :
- une fauchée de 2.2° de large du limbe observé de nuit avec l'émission codée en rose ;
- la distribution verticale de l'intensité observé en megaRayleigh (MR) - intégration à l'azimut. La ligne rouge est une version lissée de la distribution ;
- le spectre observé intégré, montrant l'émission uniquement à 1.27 µm.
Image de Bertaux, J.-L., et al. (2012)
Le radar de Mars Express relance la question d'un océan polaire martien
En étudiant les données accumulées pendant 5 ans par le radar MARSIS, embarqué sur Mars Express, une équipe internationale de chercheurs menée par l'Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble vient de faire une avancée significative dans le débat sur la nature géologique des basses plaines circum-polaire de l'hémisphère Nord de Mars.
MARSIS est un radar basse fréquence embarqué sur la mission européennne Mars Express. Cet instrument a la capacité de sonder profondément le sous-sol martien, jusqu'à plusieurs kilomètres sous les calottes polaires. C'est en étudiant la réflectivité radar de la surface de Mars (l'intensité du premier écho radar réfléchi) qu'une carte globale de la constante diélectrique a pu être établie. Celle-ci dépend directement de la composition et des propriétés physiques des premières dizaines de mètres du sous-sol et donc de la nature géologique des terrains.
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Carte des hémisphères nord (a, c) et sud (b) de Mars entre les latitutes 30° et les pôles en projection stéréographique polaire. L'échelle de couleur bleu-rouge représente les constantes diélectriques mesurées par MARSIS. Les valeurs faibles (bleu) sont mieux expliquées par des matériaux de faibles densités et/ou la présence de glace d'eau. Alors que les fortes valeurs (rouge) indiquent la présence de matériaux volcaniques denses. Pour les contours indiquant la présence de plus de 10% d'eau (équivalent hydrogène ou WEH) dans le premier mètre et celui donnant la limite théorique de stabilité de la glace sont aussi tracés sur ces cartes. Les lignes continues et pointillées (figure en bas) montrent la région délimitée par le rivage de l'hypothétique océan ("Oceanus Borealum" ; "Deuteronilus" et "Arabia").
Les mesures topographiques de Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) sont montrées en relief.
Une nouvelle analyse des données envoyées par le spectromètre SPICAM, a révélé pour la première fois que l'atmosphère de la planète est sursaturée en vapeur d'eau.
L'atmosphère de Mars contient environ 10.000 fois moins de vapeur d'eau que celle de la Terre. Néanmoins, elle est dotée d'un cycle de l'eau très dynamique.
Dans des conditions standard, la vapeur d'eau tend à se condenser autour de petites poussières en suspension quand la température descend au-dessous du "point de condensation". L'atmosphère est ainsi dite "saturée". Cependant, quand les noyaux de condensation sont trop rares, la condensation est fortement ralentie et l'eau reste sous forme gazeuse. Ce phénomène est dit "sursaturation".
Jusqu'à présent, il était supposé a priori qu'une telle sursaturation ne pouvait exister au sein de l'atmosphère martienne. Néanmoins, les données du spectromètre SPICAM ont révélé que la sursaturation de la vapeur d'eau est un phénomène fréquent sur Mars, au moins au cours du printemps et de l'été de l'hémisphère nord.
Des niveaux de sursaturation très élevés y ont été trouvés, jusqu'à 10 fois supérieurs à ceux rencontrés sur Terre. Cette découverte remet en cause notre compréhension des phénomènes qui contrôlent le cycle de l'eau martien et a des conséquences importantes pour l'évolution de l'atmosphère martienne.
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Le cycle de l'eau dans l'atmosphère de Mars peut être décrit comme suit :
- La chaleur du Soleil arrivant sur la glace (par exemple, les Calottes Polaires) fait que les molécules d'eau (H2O) se subliment et sont libérées dans l'atmosphère.
- Ces molécules de vapeur d'eau sont transportées par les vents à de plus hautes altitudes où, en présence d'aérosols, elles se condensent en nuages. Quand il y a trop peu d'aérosols, la condensation est ralentie, laissant des quantités substantielles de vapeur d'eau, donc l'atmosphère est sursaturée.
- La vapeur d'eau sursaturée est transporté haut dans l'atmosphère où elle est affectée par la photodissociation ; les radiations solaires cassent les molécules de vapeur d'eau en ses constituants, les atomes d'hydrogène et d'oxygène, qui peuvent ensuite s'échapper dans l'espace.
Crédits ESA/AOES Medialab
L'abondance relative d'eau liquide à la surface de Mars à travers les âges, ainsi que l'histoire de son climat, ont été déduites de l'analyse des minéraux d'altération découverts par OMEGA.
Des quantités substantielles d'eau liquide ont dû être présentes de façon stable dans l'histoire précoce de Mars, comme l'atteste la présence de minéraux hydratés (phyllosilicates ou argiles) sur certaines régions très anciennes de la surface de Mars (>= 4 milliards d'années).
Les découvertes d'OMEGA apportent enfin la preuve que Mars a connu une période dite "chaude et humide" peu de temps après sa formation.
La découverte de ces argiles et de la présence de sulfates hydratés permettent de réécrire l'histoire de l'évolution de la planète : la période dite Phylosienne, depuis la formation de la planète jusqu'à environ 4 milliards d'année où l'eau liquide était présente en abondance. Cette période s'est interrompu par un changement climatique global, probablement lié à la perte du champ magnétique interne, qui s'en est suivi d'une période appelée Theiikaien correspondant aux sulfates où l'eau n'était présente qu'occasionnellement, et sous forme très acide. Ensuite, les 3,5 milliards d'années qui ont suivi correspondent à une période anhydre où Mars devait avoir un climat similaire à ce que nous connaissons aujourd'hui.
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Dans cette vue en perspective 3D par la caméra HRSC de la région de Mawrth Vallis (en tons de gris), OMEGA a identifié des zones riches en phyllosilicates (argiles, en bleu sur l'image) qui sont des minéraux riches en eau. Ceux-ci se trouvent préférentiellement sur les régions très cratérisées, donc très anciennes. Leur absence dans le fond de la vallée, et à son embouchure suggère qu'à l'époque où cette vallée s'est formée, les conditions climatiques ne permettaient déjà plus la formation de ces argiles.
Crédits ESA/OMEGA/HRSC
La nature des calottes polaires a été identifiée
Très tôt dans la mission, la cartographie et l'analyse spectrale faites par OMEGA de la calotte pérenne (en été) du pôle sud ont permis de comprendre sa nature. Celle-ci est constituée d'un important glacier d'eau de 2 à 3 km d'épaisseur, recouvert l'été d'une fine couche de glace carbonique de quelques mètres d'épaisseur seulement. Quantitativement, ce résultat signifie que la calotte polaire sud (mais c'est également valable pour la calotte nord) constitue un important réservoir d'eau et à l'inverse ne constitue pas un réservoir de CO2.
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Dès le début de la mission Mars Express (janvier 2004), OMEGA a observé la calotte polaire sud en été qui est constituée de glace pérenne. Celle-ci est vue dans 3 bandes spectrales : à droite dans le visible, au milieu dans la raie d'absorption de la glace carbonique, à gauche dans la raie d'absorption de la glace d'eau.
Crédits ESA/OMEGA
ASPERA a permis de mesurer l'échappement de l'atmosphère de Mars.
ASPERA a mis en évidence le fait que le vent solaire (explication vent solaire...) pénètre profondément dans l'ionosphère de Mars jusqu'à des altitudes de 270 km au dessus de la surface. Cette pénétration profonde provoque une interaction directe des ions du vent solaire avec ceux de l'ionosphère de Mars, celle-ci ayant pour effet d'entraîner les ions de Mars, ce qui a pour conséquence un mécanisme de perte, d'échappement de l'atmosphère de Mars.
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Les ions du vent solaire (en bleu) pénètre à travers la limite de la magnétosphère de Mars (en vert) ce qui induit des interactions entre ces 2 composantes et un entraînement des ions martiens dans le milieu interplanétaire (appelé mécanisme des processus d'échappement).
Publié dans : Solar wind-induced atmospheric erosion at Mars: First results from ASPERA-3 on Mars Express, Lundin et al., Science, Vol. 305. no. 5692, pp. 1933 - 1936, doi:10.1126/science.1101860, 2004
Aurores et luminescences du ciel nocturne observées par Mars Express sur la planète rouge
L'instrument SPICAM sur MEX a mis en évidence un phénomène d'aurore nocturne dans la haute atmosphère de Mars. Ces émissions lumineuses sont attribuées à la recombinaison de N et O pour former la molécule NO. Le mécanisme proposé est que du côté jour les oxydes d'azote sont photo-dissociés par les photons UV solaires, et les atome d'azote et d'oxygène migre vers le côté nuit. Ensuite ils peuvent se recombiner pour former la molécule NO en émettant des photons qui constituent les aurores nocturnes observées par SPICAM. Le même mécanisme a été observé sur Venus. De plus, il semblerait que les régions où ces aurores sont observées correspondent aux régions de champ magnétique crustal cartographié par la sonde Mars Global Surveyor. Ce champ magnétique résulte de la magnétisation des roches de la croûte de Mars à l'époque où la planète possédait un champ magnétique bipolaire intense. Jusqu'à présent, une dix événements ont été identifiés dans les données.
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Vue d'artiste d'aurore qui pourrait être vue
par un observateur en orbite côté nuit de Mars
Crédits ESA
Nuages à haute-altitude détectés dans l'atmosphère de Mars
La première observation non ambiguë de nuages de glace de CO2 dans l'atmosphère de Mars a été signalée par l'équipe d'OMEGA. La nature de ces nuages a été identifiée en se basant sur la détection d'une signature spectrale spécifique dans le proche infrarouge. Cette découverte est confirmée par des observations complémentaires de l'instrument SPICAM.
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Cette image composite montre des nuages de glace de dioxyde de carbone (CO2) détectés par le spectromètre imageur d'OMEGA le 12 juin 2004, durant le printemps dans l'hémisphère nord. A cette époque, Mars Express volait à plus de 2000 km au-dessus de la surface de la planète. Le nuage se situait à 80 km d'altitude.
Les quatre images du nuage ont été prises à quatre longueurs d'ondes distinctes. L'image à 4.26 micron (troisième depuis la gauche) permet une détection spectrale claire et sans ambiguïté du nuage. De façon intéressante, alors que le nuage lui-même n'apparaît que dans les images à 0.5 et 4.26 micron, son ombre, qui se trouve à 100 km au sud-ouest, reste visible à toutes les longueurs d'ondes couvertes par OMEGA.
L'opacité de ce nuage est estimée à plus de 0,5, ce qui correspond à une diminution de la lumière solaire de 40 %. La taille des particules du nuage est de 1.5 microns (1.5/1000 de millimètre).
Crédits ESA/OMEGA team
Étude de l'ozone dans l'atmosphère de Mars
L'ozone est l'une des espèces les plus réactives de l'atmosphère martienne. Ce gaz contrôle le flux ultraviolet qui atteint le sol et joue ainsi un rôle important pour l'habitabilité de la planète.
Néanmoins, sur Mars la quantité d'ozone est bien plus faible que sur Terre, et son effet protecteur est par conséquent moins important.
Grâce aux spectres enregistrés par l'instrument SPICAM UV, pour la première fois on a pu extraire la climatologie globale de l'ozone sur Mars avec une couverture spatiale et temporelle. Une bonne concordance est obtenue lorsque l'on compare les données de SPICAM aux prédictions du Modèle de Circulation Chimique Général. Ces résultats aideront à mieux comprendre la dynamique et la chimie de l'atmosphère de Mars.
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Evolution sur un cycle saisonnier de la colonne d'ozone en fonction de la latitude.
A gauche, mesures fournies par le canal UV de SPICAM, à droite données calculées par un modèle 3D (la Longitude solaire (Ls) : un tour de Mars autour du soleil)
Résultats présentés au cours de la Septième Conférence Internationale sur Mars,
en juillet 2007 au California institute of Technology ("Caltech") à Pasadena
Étude de la vapeur d'eau et du cycle de l'eau
Le cycle de l'eau est l'un des principaux cycles contrôlant l'atmosphère martienne. Des observations récentes ont montré une haute variabilité spatiale et temporelle, spécialement en ce qui concerne les régions Polaires.
On observe une émission de vapeur d'eau à Ls (la Longitude solaire (Ls) : un tour de Mars autour du soleil) autour de 120, correspondant à la sublimation de la calotte polaire nord aux environs du printemps.
Un effet similaire est observé au printemps de l'hémisphère sud, vers Ls autour de 300 (une demi année plus tard).
L'abondance de vapeur d'eau est fortement corrélée au cycle de la température
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Distribution de la vapeur d'eau dans l'atmosphère de Mars sur environ deux années martiennes, en fonction de la latitude. Mesures fournies par SPICAM.
Résultats présenté au cours de l'atelier Cycle de l'Eau de Mars, Paris 2008
Mars Express porte ses efforts sur les figures d'érosion
Mars Express a découvert des preuves géologiques suggérant que certains des processus de dépôt, révélés par l'érosion, ont été à l'œuvre sur de grandes échelles dans les régions équatoriales de la planète.
Les preuves viennent de la composition minéralogique de la région d'Aram Chaos. Des données de l'instrument OMEGA ont révélé que cette région montre une quantité significative de sulfates et d'oxydes de fer. Les oxydes de fer ont été découverts par érosion avant de s'accumuler à la base de falaises.
Des dépôts résiduels similaires enrichis en oxydes de fer, recouvrant une formation stratifiée contenant à la fois des oxydes de fer et des sulfates, ont été observés par le rover Opportunity dans la région de Meridiani Planum, suggérant un processus de formation commun.
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Cette carte représente la région d'Aram Chaos de Mars - un cratère d'un diamètre de 280 km situé presque directement sur l'équateur de Mars où l'instrument OMEGA a trouvé des preuves de dépôts d'oxydes de fer (communément appelé rouille sur Terre) et de sulfates sur de grandes échelles.
Crédits: NASA/MGS/MOLA/THEMIS
Les vallées fluviales sur Mars
Les images stéréoscopiques de l'instrument HRSC donnent une reconstitution de la topographie (image 3D) très précise de la surface de Mars. Appliquées aux vallées fluviales anciennes, celle-ci permet de mesurer la profondeur des vallées, de retracer automatiquement leur position (lignes bleues) ainsi que les différents bassins hydrographiques (en couleur), de la même manière que sur Terre. Les vallées sont toutes dirigées dans le sens de la pente comme attendu pour des cours d'eau, et se dirigent vers le canyon principal.
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Image de l'instrument HRSC 3D et 2D du canyon d'Echus Chasma
Énorme volume de glace stocké dans les calottes polaires de Mars
Les données du radar de subsurface MARSIS (sonde Mars Express/ESA) ont été utilisées pour cartographier la base de la calotte polaire sud de Mars. Cette étude internationale, à laquelle ont participé des chercheurs du Laboratoire de Planétologie de Grenoble, a donné une évaluation du volume de glace d'eau stocké dans la calotte à 1,6 million de km³.
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Epaisseur de la calotte polaire sud de Mars - LPG/ASI/ESA
