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Paris, 19 janvier 2006

Simuler le climat martien pour comprendre l'origine de ses glaciers

Une équipe internationale, conduite par François Forget, chercheur au Laboratoire de météorologie dynamique (1) vient de développer une simulation numérique à haute résolution du climat martien il y a plus de 5 millions d'années. Se basant sur un changement d'obliquité (2) de la planète rouge, le modèle permet d'expliquer parfaitement la présence de glaciers rocheux sur les flancs des grands volcans martiens, dont Olympus Mons, et à l'est du bassin d'Hellas. Ce résultat est publié dans Science du 20 janvier 2006.

Alors que la glace est actuellement instable à la surface de Mars en dehors des régions polaires, les récentes missions spatiales, et en particulier la mission européenne Mars Express de l'ESA (European Space Agency), ont découvert de spectaculaires traces de glaciers dans certaines régions de Mars situées aux moyennes latitudes et même sous les tropiques. Ces traces de glaciers, et parfois même de véritables glaciers rocheux (formés de glace recouverte de roches et de sédiments) ont ainsi été repérées près des flancs ouest des grands volcans martiens de la région de Tharsis et sur le volcan géant Olympus Mons. De l'autre coté de la planète, une petite région grande comme la France et située à l'est du bassin d'Hellas regroupe les exemples les plus spectaculaires de glaciers rocheux, dont le spectaculaire « glacier sablier » découvert par Mars Express en 2005.

 

Comment expliquer la présence de tels glaciers à ces latitudes sur Mars ? Pourquoi sont-ils regroupés dans certaines régions spécifiques ?

 

De nouvelles simulations numériques à haute résolution du climat de Mars, effectuées par François Forget au Laboratoire de météorologie dynamique de l'Institut Pierre Simon Laplace  en collaboration avec une équipe franco-américaine (3), ont pu reproduire la formation de ces glaciers, et expliquer leur origine.

 

En pratique, les chercheurs ont utilisé un modèle sophistiqué de l'atmosphère et du cycle de l'eau sur Mars, conçu pour simuler les détails de la météorologie martienne telle que l'observent les missions spatiales actuelles. En faisant tourner le même modèle, mais en supposant que l'obliquité de la planète était passée de 25,2° (valeur actuelle) à 45° (une valeur souvent atteinte dans le passé, le plus récemment il y a 5,5 millions d'années (4)), les planétologues ont découvert une planète Mars au climat relativement comparable à celui que nous observons aujourd'hui, mais sur laquelle le cycle de l'eau était intensifié par le chauffage de la calotte polaire nord en été, une saison relativement torride lorsque l'axe de rotation de Mars est très incliné. Dans ces conditions plus « humides », le modèle prédit la condensation et l'accumulation de glace sur les flancs « au vent » des grandes montagnes martiennes,  selon un mécanisme de précipitation couramment  observé dans les îles montagneuses sur Terre. Les zones d'accumulation de la glace prédites correspondent précisément aux régions où des traces de glacier ont été découvertes. Ceci indique que le phénomène simulé est probablement celui qui est à l'origine de ces formations (Figures 1A et 1B).

 

De nouvelles simulations ont ensuite été conduites en supposant cette fois que le réservoir originel de glace d'eau était la calotte polaire sud plutôt que la calotte nord comme de nos jours. Cela ne correspond pas aux conditions actuelles, mais la géologie du Pôle sud indique que cela a dû être le cas par le passé. Dans ces simulations, l'est du bassin d'Hellas s'est révélé être le lieu d'intenses précipitations, et à nouveau le modèle peut expliquer pourquoi cette petite région est à présent recouverte de formations glaciaires. Le modèle montre que la topographie du bassin d'Hellas perturbe l'écoulement atmosphérique et force l'essentiel de la vapeur d'eau issue de la calotte polaire sud en été à passer à l'est d'Hellas. Là, la rencontre avec des masses d'air plus froid se solde par la condensation d'une grande partie de la vapeur d'eau, et sa précipitation (Figures 2A et 2B).

 

Ces simulations  montrent que le système climatique que nous observons aujourd'hui sur Mars, exposé aux fortes variations d'obliquité que connaît la planète rouge, est capable de déplacer de vastes quantités de glace et de former des glaciers sous les tropiques et aux moyennes latitudes. Ces glaciers ont dû être exposés à des températures très différentes de celles que connaissent les dépôts de glace présents sur Mars de nos jours. Ainsi, est-il envisageable que certains dépôts de glace aient pu fondre et être le siège d'écoulement d'eau liquide, ce qui expliquerait la présence de ravines et de trace de ruisseau géologiquement récent, en particulier à l'est d'Hellas.  

 

Glacier sablier Mars

© ESA/DLR/FU berlin (G. Neukum).

Le « glacier sablier » photographié par la sonde Mars Express à l'est du bassin d'Hellas : À présent sous une couche de sédiment protectrice, la glace du petit cratère (diamètre 9 km) a flué dans le grand cratère en contrebas, large de 16 km


 

Carte géologique Mars

© LMD/IPSL. CNRS.

Figure 1A : carte géologique de la région de Tharsis montrant l'endroit des dépôts (en jaune) situés sur les pentes nord-ouest de Tharsis Montes et d'Olympus Mons. Figure 1B : accumulation de la glace d'eau dans la région de Tharsis obtenue par le modèle numérique simulée avec une obliquité de 45°.


 

Carte topographique Mars

© LMD/IPSL. CNRS.

Carte topographique du bassin d'Hellas. Figure A, les marques géométriques correspondent aux structures géologiques particulièrement riches en glace et aux glaciers rocheux rassemblés dans cette région (le point rouge et la croix verte marquent respectivement le « glacier-sablier » et la langue glaciaire présenté ci-dessus),
Figure B, accumulation de la glace d'eau en millimètres par année martienne prédite par le modèle numérique avec une obliquité de 45°, en supposant une calotte de glace d'eau au pôle sud.



 

Notes :

(1) Unité mixte de recherche CNRS : Laboratoire de météorologie dynamique / Institut Pierre-Simon Laplace, CNRS/Université Pierre et Marie Curie/Ecole Normale Supérieure/Ecole Polytechnique.
(2) L'obliquité est l'angle formé par l'axe de rotation de la planète avec le plan de l'écliptique, plan sur lequel la planète tourne autour du Soleil.
(3) En font partie : le Servive d'Aéronomie / Institut Pierre-Simon Laplace, CNRS/Université de Versailles Saint-Quentin-en-Yvelines/Université Pierre et Marie Curie ; l'Institut de Mécanique de Mécanique Céleste et de Calcul des Ephémérides / Observatoire de Paris, CNRS/Université de Paris VI ; Space Science Division de la NASA ; Department of Geological Sciences, Brown University.
(4) Communiqué de presse CNRS-INSU : Consulter le site web

Références :

« Formation of Glaciers on Mars by Atmospheric Precipitation at High Obliquity ». F. Forget, R. M. Haberle, F. Montmessin, B. Levrard, J. W. Head. Science 20/01/2006.

Contacts :

Contact chercheur
François Forget
T 01 44 27 47 63
Francois.Forget@lmd.jussieu.fr

Contact INSU / MIPPU
Philippe Chauvin
T 01 44 96 43 36
philippe.chauvin@cnrs-dir.fr

Contact presse
Delphine Kaczmarek
T 01 44 96 51 37
Delphine.kaczmarek@cnrs-dir.fr


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