Comme les atmosphères, elle a en grande partie disparu. Certes, si vous plongez dans l’atmosphère martienne à la vitesse d’une météorite, comme l’a fait le malencontreux Mars Climate Observer en septembre, il y en a encore assez pour vous déchirer. Mais dans la plupart des autres circonstances, c’est une piètre excuse pour une atmosphère. À la surface de la planète, la pression représente un maigre 1 % de celle de la Terre.

Pourquoi Mars devrait-elle avoir si peu d’atmosphère alors que Vénus et la Terre en ont tant ? Bien qu’elle puisse simplement être née ainsi, il y a beaucoup d’indices que l’atmosphère était autrefois beaucoup plus épaisse – les traces d’eau, par exemple. Aujourd’hui, la surface martienne est froide et extrêmement aride. Mais la surface porte des signes indéniables que l’eau liquide a jadis fait rage dans les canaux d’inondation et les vallées, a laissé des rivages dans les cratères et a peut-être même formé des océans dans le Grand Bassin du Nord. Il est difficile d’être mouillé avec une température moyenne d’environ -53 ¡C, donc l’eau liquide implique la chaleur. Et qui dit chaleur dit atmosphère épaisse et isolante, regorgeant de gaz à effet de serre réchauffant comme le dioxyde de carbone.

Si l’atmosphère martienne était autrefois beaucoup plus épaisse, où est passé tout ce gaz ? Malgré des recherches assidues, personne ne le sait. Mais au cours de l’année écoulée, le Mars Global Surveyor de la NASA – qui a lui-même utilisé l’atmosphère pour freiner et changer d’orbite – a recueilli des informations qui pourraient répondre à cette question. Et ses résultats ne correspondent pas du tout à ce que ses concepteurs attendaient.

Dans les années 1980, les chercheurs ont élaboré une théorie expliquant pourquoi Mars était autrefois chaude et humide. Ils ont d’abord calculé la quantité de CO2 qu’il faudrait pour faire fondre la glace martienne et permettre à l’eau de couler, et sont arrivés à un chiffre compris entre 5 et 10 bars (un bar est la pression d’environ une atmosphère terrestre). C’est plutôt beaucoup pour une planète où il ne reste que quelques millibars aujourd’hui, et ils ont donc dû expliquer où le CO2 a pu disparaître depuis. Selon leur image, l’atmosphère a semé les graines de sa propre destruction.

En présence d’eau liquide, une atmosphère de CO2 devient instable – le gaz se dissout, altère chimiquement les roches silicatées à la surface de la planète et est finalement enfermé sous forme de carbonates. La preuve est sous vos pieds. Il fut un temps où le CO2 dominait l’atmosphère terrestre, qui était probablement beaucoup plus épaisse qu’aujourd’hui. Aujourd’hui, malgré les efforts de l’humanité pour redresser la situation, le CO2 n’est plus qu’une trace de sa gloire passée et représente moins d’un millième de l’air que nous respirons.

La raison en est qu’au cours de milliards d’années, l’altération chimique a stocké une grande partie du CO2 sous forme de carbonates. Selon Jim Kasting, de l’Université d’État de Pennsylvanie à University Park, qui a été l’un des chercheurs qui ont mis au point la théorie de la Mars chaude, humide et précoce – et l’un des premiers à souligner certaines de ses failles – si vous libérez tout le CO2 qui est maintenant enfermé dans les sédiments carbonatés de la Terre, vous obtiendrez environ 60 atmosphères de cette substance.

Si l’altération chimique peut détruire les serres si facilement, pourquoi la Terre n’a-t-elle pas gelé comme Mars ? La réponse, ont décidé les chercheurs, est le recyclage. Sur Terre, une partie du CO2 des carbonates est recyclée par la tectonique des plaques. Lorsque les sédiments riches en carbonates commencent leur voyage vers le manteau au niveau d’une zone de subduction, où une plaque glisse sous une autre, ils sont réchauffés et libèrent du CO2 dans l’atmosphère, où il peut réchauffer la planète.

Sur la petite Mars froide, cependant, le recyclage semble ne pas avoir été aussi bon. Contrairement à la Terre, Mars n’a pas assez de chaleur interne pour continuer à pousser des morceaux de sa croûte, ou pour refaire surface avec de grands rots, comme Vénus a pu le faire. Il n’y a guère de preuves que les feux internes de Mars aient jamais alimenté un système de tectonique des plaques, et même si la planète a pu avoir d’autres moyens d’utiliser sa chaleur interne pour recycler les carbonates, ils auraient manqué de dynamisme assez tôt, lorsque les entrailles de la planète se sont refroidies. Le recyclage du CO2 aurait commencé à prendre du retard sur la production de nouveaux carbonates, et l’atmosphère aurait commencé à se rétrécir sérieusement.

Pour l’instant, tout va bien. Il ne restait plus aux chercheurs qu’à trouver des carbonates à la surface de la planète pour confirmer leur histoire. La meilleure technologie pour faire ce travail depuis l’espace est la spectroscopie infrarouge, qui détecte les caractéristiques du spectre infrarouge propres à des minéraux spécifiques. Cette année, le spectromètre de Mars Global Surveyor, le spectromètre à émission thermique (TES), a réalisé sa première étude approfondie de la planète, couvrant près des trois quarts de la surface. Selon le scientifique responsable de l’instrument, Phil Christensen, de l’université d’État de l’Arizona à Tempe, il a découvert que les carbonates représentent moins de 15 % de la surface. Probablement beaucoup moins. « Nous essayons d’être prudents avec ces 10 ou 15 %, car il n’y a pratiquement aucune signature carbonatée discernable », explique Phil Christensen. « A mon avis, la découverte la plus profonde que fera TES et l’article le plus intéressant que nous écrirons est qu’il n’y a pas de carbonates sur Mars, à la surface du moins. »

Si les soupçons de Christensen sont exacts, alors les chercheurs sur Mars sont confrontés à des choix intrigants. Ils doivent soit trouver un autre moyen de se débarrasser de l’atmosphère, soit se contenter de moins d’atmosphère en premier lieu – ou peut-être faire un peu des deux.

S’attaquer d’abord aux autres cachettes. Il y a probablement du CO2 gelé dans le sol de la planète, ou caché dans des dépôts de glace sèche sous les extérieurs de glace d’eau des calottes polaires (bien que d’autres observations de Mars Global Surveyor jettent un doute sur cette deuxième possibilité). De tels réservoirs pourraient représenter dix fois plus de CO2 que ce que l’on observe actuellement dans l’atmosphère. Mais comme l’atmosphère actuelle est inférieure à un centième de bar, ce n’est pas suffisant pour expliquer la différence entre le passé et le présent.

Alors, il pourrait y avoir des carbonates cachés sous la surface. Les 13 météorites martiennes retrouvées sur Terre contiennent toutes de faibles traces de carbonate, et la plus ancienne d’entre elles, ALH 84001, est traversée par des veines de carbonate. Il est concevable que l’on puisse perdre une bonne quantité de CO2 dans le sous-sol martien. Mais encore une fois, il ne semble pas probable que vous puissiez vous débarrasser de quelques bars d’atmosphère sans laisser de sédiments carbonatés discernables à la surface.

Alors peut-être que l’atmosphère a carrément quitté la planète. Il y a deux façons dont cela a pu se produire : de très gros impacts et de très petits impacts. Les astéroïdes et les comètes qui frappent la surface d’une planète peuvent projeter des pans entiers de l’atmosphère à des vitesses si élevées qu’ils échappent définitivement à la gravité de la planète. Au tout début du système solaire, lorsque les planètes venaient tout juste d’être assemblées, il restait de nombreux débris. Durant cette période, connue sous le nom de bombardement lourd tardif, Mars a été frappée par des dizaines de gros morceaux et des centaines de plus petits, qui pourraient tous marquer le passage de certaines parties de l’atmosphère.

Après que les impacts d’astéroïdes aient érodé l’atmosphère martienne primitive de bas en haut, un processus plus subtil pourrait l’avoir grignotée de haut en bas. La haute atmosphère de la planète est constamment secouée par le vent solaire. En soi, ce vent est assez inoffensif, car il est fin et composé de particules très légères, mais il transporte également un champ magnétique. Celui-ci peut capter les ions de la haute atmosphère, les accélérer et les renvoyer vers leurs congénères. « Les ions peuvent être projetés dans la haute atmosphère à plus de 400 kilomètres par seconde », explique Bruce Jakosky, de l’université du Colorado à Boulder. « C’est comme un jeu de billard. Sur le coup de départ, tout s’écroule. Vous pouvez faire sortir des choses de l’atmosphère entièrement. » On pense que ce processus, appelé pulvérisation cathodique, érode encore aujourd’hui l’atmosphère de Mars, mais personne ne sait à quelle vitesse.

Comment ces différents processus s’assemblent-ils ? Le facteur le plus important est probablement les impacts. Selon Kevin Zahnle, du centre de recherche Ames de la NASA en Californie, les preuves suggèrent qu’ils ont dépouillé une énorme quantité de l’atmosphère d’origine – plus de 99 %, en fait. Ce chiffre, dit-il, provient de l’examen des ratios des différents isotopes du xénon dans l’atmosphère.

Le mélange d’isotopes du xénon dans l’atmosphère martienne contient aujourd’hui une proportion bien plus élevée de xénon-129 que celle que l’on trouve dans l’atmosphère terrestre, ou dans le Soleil. Le xénon-129 est produit par la désintégration de l’iode-129. Pour que le xénon-129 soit si prédominant, l’atmosphère originelle – dans laquelle le mélange d’isotopes du xénon était vraisemblablement similaire à celui du reste du système solaire – a dû être plus ou moins décapée de la planète avant que la plupart de l’iode radioactif qu’elle contenait ne se soit désintégré. Comme il n’y avait pratiquement pas d’autre xénon dans les environs, le gaz nouvellement libéré aurait rapidement fini par dominer la distribution isotopique, comme c’est le cas aujourd’hui.

Mais si les calculs de Zahnle suggèrent que l’érosion par impact a été un fléau aux proportions bibliques, elle n’a pas réussi à écorcher toute l’atmosphère. Il est difficile de dire quelle était l’épaisseur de ce vestige d’atmosphère, mais il aurait pu être bien plus épais qu’il ne l’est aujourd’hui.

Zahnle pense qu’une partie de l’atmosphère a pu attendre le bombardement piégée dans la croûte, n’émergeant que lorsque cela était sûr. Dans un article présenté à la cinquième conférence internationale sur Mars à Pasadena, en Californie, cet été – la première réunion vraiment importante à être saturée par les nouvelles découvertes entêtantes de Mars Global Surveyor – Kattathu Mathew et Kurt Marti de l’Université de Californie, San Diego, ont décrit une nouvelle analyse des gaz piégés dans la météorite ALH 84001.

Ces anciens gaz martiens correspondent apparemment à l’époque où la roche s’est formée. Ils portent un ratio de xénon tout à fait semblable à celui observé aujourd’hui, et sont donc vraisemblablement postérieurs au premier grand écrasement. Mais les isotopes d’azote de la météorite la distinguent de l’atmosphère martienne moderne. L’atmosphère actuelle est fortement enrichie en isotope lourd de l’azote. Mais les échantillons d’ALH 84001 de Mathew ne montrent pas un tel enrichissement.

Il se trouve que la pulvérisation cathodique est particulièrement efficace pour éliminer l’azote léger. Dans les parties supérieures de l’atmosphère, il y a très peu de turbulences, et donc une délicate stratification isotopique a lieu, les isotopes les plus légers de chaque gaz remontant vers le haut. Comme la pulvérisation fonctionne du haut vers le bas, il est plus probable que les isotopes les plus légers soient éliminés que les plus lourds. L’échantillon de ALH 84001 semble donc provenir d’une époque où la pulvérisation n’avait pas encore commencé – d’une époque où la haute atmosphère de Mars était protégée contre les déprédations du vent solaire. Et c’est là qu’intervient une autre découverte intrigante de Mars Global Surveyor.

Alors que le vaisseau spatial utilisait la haute atmosphère de Mars pour modifier son orbite, il a survolé assez bas les hauts plateaux du sud de la planète – assez bas pour que son magnétomètre capte des signaux inattendus en provenance de la croûte. Depuis lors, il est apparu clairement que, bien que Mars n’ait pas de champ magnétique global aujourd’hui, elle en avait un très fort dans sa jeunesse, dont les traces étaient imprimées sur sa croûte. Là encore, Mars était trop petite pour maintenir de tels efforts pendant longtemps. L’énergie interne qui alimentait sa dynamo magnétique a dû s’épuiser assez rapidement, puisque ce n’est que dans la croûte la plus ancienne que la signature du champ magnétique a été observée.

Tant que le champ magnétique était là, il aurait protégé la planète des déprédations du vent solaire. Ainsi, l’atmosphère post-bombardement a pu rester raisonnablement épaisse – ou du moins plus épaisse qu’aujourd’hui – tant que le champ magnétique a tenu bon.

Mais y en avait-il assez pour expliquer l’eau ? C’est difficile à dire. Personne ne sait à quelle vitesse la pulvérisation se produit aujourd’hui, ni à quel point le vent solaire était fort au début du système solaire. Alors que la plupart des estimations ont chiffré la perte par pulvérisation à un dixième de bar environ au cours de la vie de la planète, Jakosky – qui a fait certaines de ces prédictions – pense qu’elle aurait pu être dix fois plus.

Cela ne correspondrait toujours pas à la pression de 5 à 10 bars dont les chercheurs pensaient initialement avoir besoin pour expliquer une période soutenue et relativement humide au début. Mais ils ont peut-être surestimé les besoins de la planète. Les modèles qui exigeaient de nombreux bars de CO2 pour expliquer la présence d’eau liquide ne tenaient pas compte de la formation de nuages. Il s’avère qu’en principe, des nuages de CO2 solide auraient pu réchauffer Mars de manière tout à fait satisfaisante, même avec une pression atmosphérique de seulement un demi-bar.

En novembre 1997, François Forget, de l’Université Pierre et Marie Curie à Paris, et Raymond Pierrehumbert, de l’Université de Chicago, ont calculé que de grands cristaux de glace sèche dans une telle atmosphère pourraient très bien diffuser le rayonnement thermique vers le sol tout en laissant passer la lumière visible et ultraviolette entrante (Science, vol 273, p 1273). Une atmosphère mince mais nuageuse aurait pu réchauffer Mars durant les premières phases de son histoire, puis être évacuée par pulvérisation lorsque le noyau en refroidissement a coupé le champ magnétique. Au fur et à mesure que l’atmosphère s’est amincie, le sol aurait pu absorber la majeure partie de la quantité relativement faible de CO2, et la production de carbonate aurait pu être minimale.

Le problème est que ce n’est pas parce que des nuages de refroidissement peuvent être trouvés dans un modèle, qu’ils ont jamais été là dans la vie réelle. Et Kasting souligne que si certaines sortes de nuages ont pu réchauffer la surface, d’autres ont pu la refroidir – tout comme différents nuages affectent la température de différentes manières sur Terre.

Puis il y a la possibilité qu’il n’ait jamais été vraiment si chaud en premier lieu. L’eau peut s’arranger pour être liquide dans certains endroits assez froids, au moins de façon éphémère, et certains pensent qu’un grand nombre des filigranes à la surface de Mars ont pu se former lors de quelques catastrophes humides et brèves. Comme le dit Zahnle, « J’ai vu des preuves de la présence de laves silicatées liquides à la surface de la Terre : dois-je en conclure que la température globale était de 1500 K ? Tout ce que je peux raisonnablement conclure, c’est que le liquide était là, et que le liquide était chaud. » Les vallées fluviales pourraient s’être formées par l’action des eaux souterraines chauffées par le volcanisme local ou les impacts. Ou bien elles ont pu se former sous des couches de glace transitoires qui se sont ensuite sublimées.

Peut-être que la chaleur est arrivée par poussées très brèves. Cela expliquerait pourquoi, malgré la présence de vallées, il y a peu de preuves d’une érosion soutenue dans de nombreux anciens cratères, et certains d’entre eux conservent une netteté presque semblable à celle de la Lune.

Victor Baker de l’Université de Tucson en Arizona pense que Mars a parfois été très humide en effet grâce aux gaz de l’intérieur de la planète forçant l’eau chaude des profondeurs de la croûte vers la surface. Mais ces inondations n’auraient duré qu’une dizaine de milliers d’années. Même une douzaine de ces périodes humides ne représenteraient qu’une infime partie de l’histoire martienne, et laisseraient les hauts plateaux du sud épargnés par l’érosion.

Il ne devrait pas vraiment être surprenant que l’on ne puisse pas donner un sens à une planète entière avec quelques missions spatiales. Mais les complexités et les contradictions apparentes du passé de Mars forcent la leçon. L’histoire de Mars est peut-être plus complexe que ne le permettait le modèle « chaud et humide à l’époque, froid et sec maintenant ». Le premier milliard d’années de Mars a pu donner lieu à toutes sortes d’énigmes complexes, et pour les résoudre, les chercheurs proposeront des théories qui s’étendent, comme les idées de Jakosky, du cœur en fusion de la planète jusqu’aux confins de l’espace. La mince atmosphère martienne peut faire une mauvaise couverture planétaire, mais comme tremplin pour la spéculation, elle n’a rien à envier aux autres.n

Oliver Morton est un écrivain scientifique basé à Londres

Nouveau Scientist numéro : 20 novembre 99

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