Francis Rocard

Dernières nouvelles de Mars

Flammarion

Infographies : Thomas Haessig
© Flammarion, 2020

ISBN numérique : 978-2-0815-1377-8

ISBN du pdf web : 978-2-0815-1379-2

Le livre a été imprimé sous les références :

ISBN : 978-2-0814-5145-2

Ce document numérique a été réalisé par Nord Compo.

Présentation de l’éditeur :
Grâce aux sondes automatiques, on sait que de l’eau a coulé à la surface de Mars, que cette dernière est émaillée de volcans géants et qu’elle a jadis subi un terrible changement climatique. Mais pourquoi n’a-t-elle pas évolué comme la Terre ? Aurait-elle abrité la vie ? Mystère…
Pour répondre à ces questions et à bien d’autres encore, l’objectif scientifique est aujourd’hui de rapporter des échantillons de la planète rouge. Mais un autre programme d’une tout autre nature se dessine, sous la pression inédite d’acteurs privés : y envoyer un jour des hommes.
Défi colossal ! Concevoir un atterrisseur, se protéger des radiations meurtrières, trouver des ressources sur place, gérer la psychologie humaine durant l’interminable voyage, etc. Ce qui paraît impossible est pourtant déjà en préparation. À l’heure où le retour d’échantillons s’amorce, Francis Rocard nous propose un tour d’horizon, aussi fascinant que documenté, de cette ambition spatiale sans précédent.

Francis Rocard est astrophysicien, en charge des programmes d’exploration du Système solaire au Centre national d’études spatiales (CNES).

Dernières nouvelles de Mars

INTRODUCTION

De tous les films de science-fiction traitant d’une mission habitée sur Mars, et ils sont nombreux, Seul sur Mars est certainement celui qui est le plus proche d’un scénario plausible. Et pourtant, les erreurs et les exagérations ne manquent pas, la plus choquante étant l’effet mécanique des tempêtes de poussière sur Mars. Alors que ces tempêtes sont réelles et parfois globales, leurs effets seraient peu perceptibles pour un astronaute en scaphandre : il sentirait à peine la pression du vent. En revanche, l’obscurcissement de l’atmosphère serait bien réel, ce qui mettrait la base en déficit d’énergie si elle était alimentée par des panneaux solaires.

La problématique la plus intéressante du film est le fait que le séjour possible est soit de quelques semaines, soit d’un an et demi sans alternative intermédiaire. Nous le verrons plus loin, cette caractéristique des vols sur Mars est une réalité incontournable et un obstacle certain à leur réalisation. Un autre aspect du film est que le sauvetage de Mark Watney, alias Matt Damon, nécessite la participation d’un vaisseau… chinois. Or, aujourd’hui, les nations les plus en pointe sont – dans cet ordre – les États-Unis et la Chine. Une coopération entre ces deux États faciliterait sûrement le programme, même si, actuellement et depuis des décennies, elle est politiquement inenvisageable.

Envoyer un équipage sur la planète rouge est l’horizon goal de la politique spatiale américaine dans le domaine de l’exploration habitée. La formulation utilisée signifie que Mars est la priorité à long terme, mais qu’au-delà de l’horizon, il est illusoire car trop lointain d’imaginer ce qui pourrait être envisagé pour l’envoi d’hommes vers une autre destination.

Un point stabilise toutefois ce programme : l’objectif est partagé par la NASA, le Congrès et la Maison Blanche. Aucune de ces entités n’a osé annoncer l’abandon de cette ambition. À chaque revirement – et on l’a vu quand Barack Obama a arrêté en 2010 le programme Constellation d’exploration de la Lune, prévu pour 2020 –, on s’est bien gardé de tirer un trait sur l’idée de l’homme sur Mars1. D’ailleurs, la décision d’Obama a été suivie deux mois plus tard de la confirmation des programmes de développement du lanceur SLS (Space Launch System, la Saturn V du XXIe siècle) et de la capsule habitée Orion. Le but était clair : se doter d’une possibilité de missions habitées au-delà de l’orbite basse et conserver une perspective au programme habité américain, une nécessité vitale.

Si l’idée que l’homme ira un jour sur la planète rouge semble acquise, la question du comment est encore très floue. C’est l’une des motivations de cet ouvrage. Après avoir fait le point sur les découvertes scientifiques réalisées récemment nous nous attacherons aux justifications de ce programme hors norme, qui ne sont en aucun cas limitées à la recherche de la vie.

Nous présenterons de plus les différentes missions possibles vers et sur Mars. Elles créent en effet une certaine confusion dans les esprits, notamment par leur calendrier : les dates proposées s’étalent sur plus de deux décennies ! Ces propositions correspondent à des degrés de complexification croissante et constituent par là même des validations en vol des différents systèmes nécessaires à la mission ultime et la plus complexe : faire séjourner un équipage plus d’un an sur Mars. Nous analyserons en outre dans quels domaines se situent les difficultés majeures – et innombrables – pour la mise en œuvre du programme. Nous verrons qu’il est impératif, à l’opposé du programme Apollo où tout a été mené de front, d’envisager celui-ci à travers une succession d’étapes, ou pathways, toutes plus stratégiques les unes que les autres. La première est aujourd’hui décidée – ce sera une station spatiale en orbite lunaire –, chaque étape se concrétisant sur une durée voisine de la décennie. Enfin, nous tenterons de chiffrer le programme et de préciser son calendrier prévisionnel pour sa réalisation. Certains pensent que l’entreprise est impossible. Pourtant, l’impossible est aujourd’hui en préparation.

Chapitre premier

La vie sur Mars : quoi de neuf ?

Moins d’un siècle après la première utilisation par Galilée d’une lunette grossissante pour observer les astres, les observations de Mars permettent en 1666 à Giovanni Cassini de découvrir la calotte polaire Sud, la plus aisément visible. Dès cette époque, la présence d’eau est considérée comme acquise, car cette glace au pôle ne pouvait être que de l’eau gelée1.

Le malheur de Mars

Premières observations

Alors que la Lune est sans aucun doute désespérément vide de vie en l’absence d’atmosphère et que Vénus ne laisse rien apparaître comme relief particulier, Mars, dès le XVIIe siècle, semble prometteuse du point de vue de l’habitabilité. Néanmoins, en 1686, Fontenelle publie ses Entretiens sur la pluralité des mondes, dans lesquels Mars, ainsi que d’autres mondes, pouvaient être habités. Le livre est un best-seller, réédité trente-trois fois. Si nous nous sommes de tout temps interrogés sur la possibilité d’une vie ailleurs que sur Terre, il n’en reste pas moins que, très tôt, Mars est devenue la plus attractive.

Toutefois, ces premières observations révèlent également que Mars est de petite taille : son diamètre est près de deux fois inférieur à celui de la Terre, son volume presque sept fois plus faible. La dimension réduite de Mars a longtemps été un mystère. En effet, le modèle standard de formation des planètes telluriques prédit que ces dernières se sont constituées par accrétion de petits grains solides situés sur leur orbite. Si l’on suppose, ce qui semble raisonnable, que le disque d’accrétion autour du Soleil était homogène au moins jusqu’à l’orbite de Mars, la quantité de matière est alors à peu près proportionnelle à la circonférence de l’orbite de la planète. Ainsi, Mars aurait dû être plus volumineuse que la Terre. Cette hypothèse est d’ailleurs vérifiée pour Mercure, dont le volume est dix-huit fois plus faible que celui de la Terre.

Une explication a été proposée en 2011 avec le modèle dit du grand tack d’Alessandro Morbidelli, de l’Observatoire de la Côte d’Azur : dès leur formation, Jupiter d’abord puis Saturne à son tour auraient migré vers le Soleil à cause de leur friction sur le gaz résiduel qui les fait spiraler vers l’intérieur. Ce phénomène est très courant autour d’autres étoiles, puisqu’on observe un grand nombre de planètes géantes très près de leur étoile sur des orbites où elles n’ont pas pu se former. En s’approchant du Soleil, leur orbite respective se serait alors stabilisée par un phénomène de résonance : Jupiter faisant trois tours autour du Soleil quand Saturne en faisait deux. Celle-ci a d’abord arrêté leur migration, provoquant ensuite celle du couple vers l’extérieur (grand tack signifie « grand virement de bord »). Ce mécanisme est efficace car Saturne est suffisamment massive : 1/3 de la masse de Jupiter. L’aller-retour s’est produit en moins d’un million d’années, une durée très brève en comparaison des 20 à 30 millions d’années nécessaires pour former la Terre. Dans d’autres systèmes stellaires où la deuxième géante est absente, la géante est devenue un « Jupiter chaud » que l’on observe très près de son étoile.

Toujours est-il que l’excursion temporaire de Jupiter dans le Système solaire interne a vidé la cavité par interaction gravitationnelle, jusqu’à une distance d’environ 1 unité astronomique (UA), soit la distance Terre-Soleil. Par conséquent, la quantité de matériau pouvant être accrétée par la planète Mars qui va alors se former est fortement réduite, si bien que celle-ci n’a jamais pu grossir autant que la Terre et Vénus.

Le modèle du grand tack

Ce modèle explique la faible quantité de petits corps dans la ceinture principale d’astéroïdes, qui aurait perdu 99 % de sa masse2, doublée de la distribution particulière des objets la constituant. Ceux-ci sont en effet d’excentricité (la grandeur qui mesure l’écart de l’orbite par rapport au cercle) modérée dans la ceinture principale, avec une fraction hydratée plutôt sur l’extérieur, alors qu’initialement, leur excentricité devait être pratiquement nulle (et leur orbite circulaire, donc)3. Le modèle prédit également l’existence de plusieurs populations d’astéroïdes à forte excentricité, dont l’orbite a été fortement perturbée par les interactions avec Jupiter. Il prévoit aussi la présence des troyens aux points de Lagrange4 L4 et L5 de Jupiter, dont l’existence est attribuée à la capture par Jupiter d’objets se mouvant sur des orbites elliptiques et se retrouvant piégés dans ces puits de potentiel gravitationnel.

La petite taille de Mars a eu un effet majeur sur son évolution. Comme pour tous les petits corps sphériques (planètes telluriques et planètes naines), la présence de matière radioactive accumulée dans leur intérieur lors de la phase de formation a libéré suffisamment de chaleur pour provoquer la fonte du matériau interne. L’intérieur étant fondu, cela a abouti à leur forme sphérique sous l’action de leur gravité et à la libération par dégazage des gaz volatils qui ont constitué une atmosphère primitive riche en dioxyde de carbone et en eau, deux gaz à effet de serre.

Les corps les plus petits comme les astéroïdes, la Lune et Mercure, ont rapidement perdu cette atmosphère faute d’une gravité suffisante et d’un champ magnétique pour les conserver. Mars, de taille intermédiaire entre la Lune et la Terre, a pu la maintenir pendant près de 500 millions d’années, permettant à l’eau sous sa forme liquide d’exister en surface à cette époque.

La chaleur libérée par un corps planétaire étant proportionnelle au volume (4/3 πr³) et cette chaleur rayonnant par la surface (4πr²), le rapport de ces deux quantités montre que plus un tel corps est volumineux, plus il mettra de temps à se refroidir. Inversement, les petits corps se sont rapidement refroidis sans pratiquement avoir conservé d’atmosphère.

Il y a 3,9 à 4 milliards d’années, Mars a ainsi connu un changement climatique global. Son intérieur s’est refroidi, provoquant l’arrêt des mouvements de convexion dans le noyau supérieur et l’extinction du champ magnétique dipolaire global. Ce champ magnétique disparaissant, l’atmosphère s’est retrouvée en contact direct avec les ions du vent solaire qui, par des mécanismes d’interactions multiples, ont provoqué l’échappement lent et inexorable de l’atmosphère dans le milieu interplanétaire.

Or la perte progressive de l’atmosphère a diminué l’effet de serre, ce qui a abaissé la température en augmentant la condensation des gaz. C’est par ce mécanisme qu’on aboutit à l’atmosphère actuelle, dont la pression à la surface est de moins de 1/100e de la pression terrestre, avec un effet de serre pratiquement inexistant.

Retenons qu’il y a 3,5 milliards d’années environ, Mars est devenue progressivement le désert glacé que nous connaissons aujourd’hui, avec une température à l’équateur qui varie d’approximativement 0 °C le jour à –100 °C à –90 °C la nuit, et une pression faible qui ne permet pas à l’eau liquide d’être thermodynamiquement stable, passant directement de l’état solide à l’état gazeux.

1. Carte d’identité de Mars.

Néanmoins, nous allons voir que l’eau liquide a joué un rôle important dans l’histoire de cette planète, même si sa durée d’existence est discutée.

Une histoire d’eau

Les manifestations dues au ruissellement de l’eau à la surface de Mars ont provoqué de l’érosion, qui se traduit par deux types de morphologies clairement visibles depuis l’orbite : les vallées ramifiées (Valley Network) et les vallées de débâcle (Outflow Channel). Ces traces ont été détectées par la sonde Mariner 9 en 1972, le premier satellite à se mettre en orbite autour de la planète.

Les premières vallées sont plus anciennes que les secondes et auraient été façonnées lors de longs épisodes d’écoulement, au début de l’histoire de Mars. Les secondes présentent une morphologie très différente et seraient associées à des écoulements brutaux, sur de courtes périodes de temps.

Les vallées ramifiées

Les vallées ramifiées sont apparues très tôt dans l’histoire de Mars, au début de l’époque noachienne, soit vers 4,1 milliards d’années. Elles se situent exclusivement sur les hauts plateaux cratérisés très anciens. Ces vallées ressemblent à nos fleuves terrestres, mais leur structure est moins complexe, du fait de leur faible nombre de ramifications. Le lit de la vallée a une forme en « U » très prononcée. En général, leur longueur ne dépasse pas 200 km pour quelques kilomètres de large. Certaines se développent toutefois sur plusieurs centaines de kilomètres de long et quelques dizaines de kilomètres de large.

Les vallées ramifiées sont pour la plupart plus petites que les vallées de débâcle et correspondent à des débits inférieurs. Elles peuvent avoir été formées par de l’eau courante, qui proviendrait soit de précipitations, soit d’eau libérée du sous-sol. Mais l’absence de branches de petite taille suggère une origine liée à l’eau souterraine, plutôt qu’à du ruissellement d’eau de pluie. L’un des exemples les plus significatifs de vallée ramifiée est Nanedi Vallis : sa structure est tout à fait similaire à un fleuve terrestre ayant coulé durant des siècles ou des millénaires.

2. Nanedi Vallis appartient à un réseau de vallées ramifiées qui coupent les plaines cratérisées de la région équatoriale. Le canyon, qui mesure 2,5 km de large, évoque une structure creusée par un fleuve sur Terre.

… et de débâcle

Les vallées de débâcle se développent plus tard, au cours de l’Hespérien, soit entre 3 et 3,7 milliards d’années, c’est-à-dire pendant la période de transition où Mars se refroidit progressivement. Ce sont des vallées peu sinueuses, larges de 10 à 100 km, et parfois longues de plus de 2 000 km ! Ces dimensions reflètent les débits tout à fait considérables qui étaient à l’œuvre dans ces régions.

Les régions sources sont liées à des manifestations tectoniques (cratères d’impact effondrés, grandes dépressions, failles). Certaines, situées dans les régions d’Elysium ou d’Hellas, sont corrélées à du volcanisme. Leur origine est liée à la fonte de la glace dans le sous-sol, à une époque où la cryosphère (cf. infra) était déjà épaisse, créant un effondrement de terrain et libérant brutalement une énorme quantité d’eau sous pression. Les débits estimés allaient de 0,01 à 1 km³/s, soit des valeurs au moins cent fois supérieures aux phénomènes terrestres analogues. La durée de ces écoulements aurait été de l’ordre de quelques jours à quelques semaines au plus.

Michael Carr, de l’US Geological Survey, a estimé à 4 millions de km³ – soit l’équivalent d’un cube de 160 km de côté – le volume de matériau érodé par les vallées de débâcle qui aboutissent dans la plaine Chryse Planitia. Moyennant certaines hypothèses, il en découle une épaisseur moyenne d’eau de 40 m répartie sur toute la surface de Mars, à comparer à l’épaisseur d’eau des océans, qui atteint 3 km en moyenne sur Terre.

Étrange cryosphère

La cryosphère sur Mars se définit comme la couche du sous-sol riche en eau gelée. La présence de glace d’eau dans le sous-sol de Mars a été proposée pour interpréter les images des orbiteurs Viking des années 1970 : elle démontrait en effet que l’eau qui avait coulé en surface (vallées ramifiées et de débâcle) provenait des profondeurs.

Une autre manifestation de cette glace souterraine résulte de la présence d’éjectas fluidisés (cf. figure 3) autour de certains grands cratères. Lors de l’impact d’un astéroïde, l’énergie cinétique se transforme en chaleur, faisant fondre instantanément la glace présente dans le sol. Les éjectas fluidisés ou boueux retombent ensuite autour du cratère et forment ces contours caractéristiques que l’on ne retrouve que sur Mars (et également sur Ganymède, satellite de glace de Jupiter).

3. Ce cratère de 20 km de diamètre a été photographié dans Hephaestus Fossae, sur le flanc ouest du volcan Elysium Mons. Ses éjectas fluidisés marquent la présence de la glace souterraine.

Les travaux de François Costard, du laboratoire GEOPS d’Orsay, sur l’étude systématique de la présence de ces éjectas en fonction de la taille du cratère, mais aussi de leur latitude, démontrent que le toit du pergélisol (le mélange d’eau gelée et de roches) se situe entre 150 et 300 m de profondeur à l’équateur et entre 60 et 150 m vers les moyennes et hautes latitudes, tout en restant affleurant aux pôles. Quant à l’épaisseur maximale de ce pergélisol, elle a été estimée à 450 m au niveau de la région Acidalia Planitia.

Deltas et lacs

La présence d’eau liquide dans un lointain passé est un argument fort en faveur de la possibilité qu’une vie soit apparue à cette époque. Néanmoins, un objectif important – et aujourd’hui central – est de quantifier la durée pendant laquelle cette eau est restée liquide. Nous l’avons rappelé, une vallée de débâcle est un événement qui met certes en jeu une grande quantité d’eau, mais sa durée est de l’ordre de la semaine. Les vallées ramifiées, ou fleuves, nous donnent des durées de quelques siècles à quelques millénaires – difficile d’aller au-delà.

Par ailleurs, le devenir de l’eau en aval de ces écoulements fait l’objet de nombreuses recherches depuis des décennies. En effet, dès que l’eau a cessé d’éroder le relief, on perd rapidement sa trace. Toutefois, plusieurs sites morphologiques en forme de delta ont été observés sur Mars à l’embouchure d’une vallée. Deltas qui sont autant de preuves qu’un lac a existé en aval de l’embouchure de la vallée. Or ces lacs sont des lieux privilégiés pour chercher des molécules organiques et des traces de vie anciennes. D’ailleurs, le site choisi pour la mission Mars 2020 de la NASA qui doit se poser au printemps 2021 est le cratère Jezero, où un delta est présent (cf. figure 5). Grâce à ces deltas et notamment à leur volume de sédimentation, il devrait être possible de quantifier la durée d’écoulement de la vallée.

Au début du XXIe siècle, des instruments de spectro-imagerie dans l’infrarouge ont permis de mesurer pour la première fois la nature minéralogique de la surface. Hormis l’existence de poussières qui la recouvrent et la masquent en de nombreux endroits, ces observations ont suggéré que l’essentiel de la surface (au moins 95 %) est constitué de roches volcaniques anciennes n’ayant pas connu d’altération aqueuse. Les quelques pourcents restants sont couverts de roches sédimentaires hydratées, identifiées tout d’abord par Mars Express puis par Mars Reconnaissance Orbiter, dont la résolution spatiale est plus performante : des argiles hydratées, localisées sur des surfaces anciennes datées de plus de 4 milliards d’années, ainsi que des sulfates hydratés datant de 3,1 à 3,9 milliards d’années. Au total, plus de 100 000 régions sédimentaires ont ainsi été repérées. Ces minéraux sédimentaires sont le résultat d’une altération par l’eau liquide des roches volcaniques primordiales. En un mot comme en cent, ce sont des indicateurs de la présence d’eau sur de longues durées.

4. Établie en 2020, cette carte montre les sites où des minéraux hydratés – phylosilicates, argiles, sulfates hydratés, sels polyhydratés, carbonates – ont été repérés. Au total, 100 000 sites sont identifiés, représentant en cumulé seulement 1 % de la surface totale de Mars.

En quête de sédiments

La présence de ces roches sédimentaires a des conséquences importantes sur l’histoire de l’eau au cours des époques : des périodes chaudes et humides ont existé dans un lointain passé, périodes durant lesquelles l’altération de l’eau a fait son œuvre. Quelles ont été les durées de ces périodes humides ? Ces roches se sont-elles formées en surface ou en profondeur ? De nombreuses études cherchent à donner des éléments de réponse à ces questions.

Aujourd’hui, les engins œuvrant sur le sol de Mars, dont l’objectif est de rechercher des traces de vie anciennes, se sont posés sur des sites argileux, car ce sont les lieux les plus prometteurs pour découvrir ces preuves.

Curiosity s’est ainsi posé dans le cratère Gale en août 2012 et a roulé pendant plus de sept ans, afin d’atteindre, début 2019, une strate d’argile, identifiée depuis l’orbite, sur le flanc de la montagne située au centre du cratère. Un long périple, justifié par l’impossibilité de faire atterrir Curiosity directement sur les argiles, le terrain étant trop accidenté. Des prélèvements ont depuis eu lieu, et les échantillons ont été analysés par le spectromètre de masse SAM. Ces mesures sont longues et nécessitent des analyses avec des analogues en laboratoire, si bien que les résultats ne sont pas encore publiés.

Par ailleurs, les modélisations de l’atmosphère primitive de Mars mettent en évidence une difficulté : il semble compliqué de maintenir en permanence une atmosphère suffisamment dense et chaude compatible avec la présence d’eau en phase liquide. Seules des périodes transitoires chaudes et humides de quelques dizaines de milliers d’années seraient envisageables, notamment lors de l’impact de gros astéroïdes (supérieurs à 10 km de diamètre). Il en résulte alors une augmentation de la température de Mars, en transformant une partie de l’énergie cinétique de l’objet en chaleur qui diffuse dans le sol et rayonne dans l’atmosphère.