Y a-t-il de la vie sur Mars ?

Y a-t-il de la vie sur Mars ? Mars est la deuxième planète du système solaire la plus proche de la Terre, après Vénus. En raison de sa couleur rougeâtre, la planète a reçu le nom romain du dieu de la guerre.

Informations succinctes

L’une des premières observations télescopiques (D. Cassini, 1666) a montré que la période de rotation de cette planète est proche des 24 heures et 40 minutes de la Terre. A titre de comparaison, la période de rotation exacte de la Terre est de 23 heures 56 minutes 4 secondes, et pour Mars, cette valeur est de 24 heures 37 minutes 23 secondes. L’amélioration des télescopes a permis de détecter des calottes polaires sur Mars et de commencer à cartographier systématiquement la surface de Mars. À la fin du XIXe siècle, des illusions d’optique ont fait naître l’hypothèse que Mars possédait un vaste réseau de canaux d’irrigation créés par une civilisation très avancée. Ces hypothèses ont coïncidé avec les premières observations spectroscopiques de Mars, qui ont confondu les raies de l’oxygène et de la vapeur d’eau de l’atmosphère terrestre avec les raies du spectre de l’atmosphère martienne. C’est ainsi que l’idée d’une civilisation avancée sur Mars est devenue populaire à la fin du 19e siècle et au début du 20e siècle. Les illustrations les plus frappantes de cette théorie sont les romans «La guerre des mondes» de G. Wales et «Aelita» d’A. Tolstoï. Dans le premier cas, les Martiens belliqueux ont tenté de s’emparer de la Terre à l’aide d’un canon géant, qui a tiré des cylindres avec une équipe de débarquement en direction de la Terre. Dans le second cas, les Terriens utilisent une fusée à essence pour se rendre sur Mars. Alors que dans le premier cas, le vol interplanétaire dure plusieurs mois, dans le second cas, il s’agit d’un vol de 9 à 10 heures.

Croquis des détails de la surface martienne réalisé par l’astronome J. de Mottoni à la demande de l’UAI (Communauté astronomique internationale) en 1958.

Dans ce croquis, vous pouvez remarquer 128 détails différents qui ont reçu leur propre nom. La distance entre Mars et la Terre varie considérablement, de 55 à 400 millions de kilomètres. En général, les planètes se rapprochent l’une de l’autre tous les deux ans (oppositions ordinaires), mais en raison de la forte excentricité de l’orbite de Mars, les rapprochements (grandes oppositions) se produisent tous les 15 à 17 ans. Les grandes oppositions sont différentes car l’orbite de la Terre n’est pas circulaire. À cet égard, il existe également les plus grandes oppositions, qui se produisent environ tous les 80 ans (par exemple, en 1640, 1766, 1845, 1924 et 2003). Il est intéressant de noter qu’au début du 21e siècle, les gens ont assisté à la plus grande confrontation depuis plusieurs milliers d’années. Lors de la confrontation de 2003, la distance entre la Terre et Mars était inférieure de 1900 kilomètres à celle de 1924. D’autre part, on estime que la confrontation de 2003 a été la plus faible depuis au moins cinq mille ans. Les grandes oppositions ont joué un rôle majeur dans l’histoire de l’exploration de Mars, car elles ont permis d’obtenir les images les plus détaillées de Mars et de faciliter les voyages interplanétaires.

Au début de l’ère spatiale, la spectroscopie infrarouge au sol avait considérablement réduit les chances de vie sur Mars : il a été déterminé que le dioxyde de carbone était le principal composant de l’atmosphère, et que la teneur en oxygène de l’atmosphère de la planète était minime. En outre, la température moyenne de la planète a été mesurée et s’est révélée comparable à celle des régions polaires de la Terre

Le début de l’ère spatiale

L’URSS a commencé à lancer des stations interplanétaires automatiques vers Mars en 1960. Au cours des fenêtres astronomiques de 1960 et 1962, 5 stations interplanétaires soviétiques ont été lancées, mais aucune d’entre elles n’a réussi à s’approcher de la surface de la planète rouge. Lors de la fenêtre astronomique de 1964, outre la prochaine sonde soviétique, les premières stations américaines du même type, Mariner-3 et Mariner-4, ont été lancées. De ces trois stations, seule Mariner-4 a réussi à atteindre le voisinage de Mars.

La station de 260 kg est passée au-dessus de l’hémisphère sud de Mars les 14 et 15 juin et a obtenu 22 images de sa surface

Les premières images de la surface de Mars prises par la sonde étaient de mauvaise qualité et de faible résolution (quelques kilomètres par pixel), mais elles montraient 300 cratères d’un diamètre de plus de 20 kilomètres. Cela a permis de conclure que la surface martienne ressemblait à la surface sans vie de la Lune.

Cependant, les images prises par les orbiteurs Mariner 6, Mariner 7 et le premier orbiteur Mariner 9 ont montré que la surface de Mars était beaucoup plus diversifiée que la surface de la Lune. Il s’est avéré que la surface de l’hémisphère nord contenait un nombre minimal de cratères, avec des traces importantes d’activité tectonique passée (un énorme système de failles, la vallée de Mariner, et les plus grands volcans du système solaire).

En outre, les images ont révélé un grand nombre de systèmes de ravines arborescentes, qui ressemblent le plus à des traces d’écoulements d’eau séchée

L’analyse des systèmes de ces formations a montré que la plupart d’entre eux se trouvent à la même hauteur par rapport au centre de Mars, ce qui constitue un argument de poids en faveur de l’existence d’un ancien océan sur Mars dans le passé.

La carte montre la densité moyenne des canaux asséchés (de 1 par kilomètre carré et moins) et deux niveaux possibles de la surface de l’ancien océan martien (-3760 et 1680 mètres sous le niveau moyen de la surface de la planète).

Les nombreuses preuves de la présence de grandes quantités d’eau à la surface de Mars dans le passé ont considérablement augmenté les chances de vie sur Mars, ainsi que les chances d’une vie simple sur Mars aujourd’hui. C’est pourquoi des programmes spatiaux visant à construire et à mettre en place des missions d’atterrissage sur Mars ont été lancés. D’autre part, les premières études de Mars depuis l’espace ont permis de déterminer une pression atmosphérique extrêmement faible à la surface de Mars — environ 0,01 % des valeurs terrestres, ce qui correspond à la pression à une altitude de 35 kilomètres.

Le programme Viking

L’Union soviétique a été la première à tenter un atterrissage réussi sur Mars. Entre 1962 et 1973, les sondes soviétiques ont tenté à sept reprises d’effectuer un atterrissage en douceur sur la surface de Mars. Aucune de ces tentatives n’a été couronnée de succès, seule la sonde Mars-3 a réussi à transmettre une image floue de la surface de Mars, après quoi la communication avec la station a été définitivement interrompue le 2 décembre 1971.

Le programme américain Viking pour le premier atterrissage sur Mars en 1976 a été l’un des projets interplanétaires les plus coûteux : son coût total en monnaie d’aujourd’hui dépasse les 5 milliards de dollars. Au cours de ce projet, deux sondes ont été lancées vers Mars, chacune composée d’un véhicule d’atterrissage et d’un orbiteur. À bord de chaque atterrisseur a été placé un ensemble important d’instruments : caméras, instruments météorologiques, sismographe, équipement de recherche de substances organiques et inorganiques et de traces de vie simple. Pour étudier efficacement les propriétés chimiques et biologiques du sol, des manipulateurs de trois mètres de long munis de seaux ont été installés à bord de chaque sonde d’atterrissage, qui ont creusé des tranchées d’environ 30 cm de profondeur. Les sondes d’atterrissage étaient alimentées par des batteries à radio-isotopes (RITEG).

Représentation schématique de la station d’atterrissage du programme Viking

Les deux missions d’atterrissage et de mise en orbite ont été couronnées de succès. Le premier atterrissage de la station Viking-1 a eu lieu un mois seulement après sa mise en orbite autour de Mars, le 20 juillet 1976. Cela s’explique par la sélection minutieuse d’une zone plus plate de la surface de Mars, destinée à l’atterrissage. Le 28 juillet, la station a commencé à étudier le sol. Le deuxième atterrissage a également eu lieu près d’un mois après l’entrée en orbite autour de Mars — le 7 août et le 3 septembre 1976, respectivement.

Premier panorama de la sonde Viking-1

Les études de la composition de l’atmosphère ont confirmé les conclusions antérieures selon lesquelles son composant prédominant est le dioxyde de carbone avec une teneur minimale en oxygène : la teneur en dioxyde de carbone, en azote, en argon et en oxygène est respectivement de 95 %, 2 à 3 %, 1 à 2 % et 0,3 %. L’étude de la composition chimique du sol martien a montré que son élément principal, comme sur la Terre et la Lune, est l’oxygène (50 % de la teneur). Les autres éléments chimiques prédominants du sol martien sont le silicium (15-30%) et le fer (12-16%). À titre de comparaison, sur la Terre, le troisième élément chimique le plus courant n’est pas le fer mais l’aluminium (sa teneur dans le sol martien est de 2 à 7 %). En général, l’étude des propriétés magnétiques du sol martien a montré que la part des particules magnétiques ne dépasse pas 3 à 7 %. La modélisation a permis d’estimer que le sol martien est un mélange d’argiles riches en fer (teneur de 80% avec une composition de 59% de nontronite et 21% de montmorillonite), de sulfate de magnésium (teneur de 10% sous forme de kiesérite), de carbonates (teneur de 5% sous forme de calcite) et d’oxydes de fer (teneur de 5% sous forme d’hématite, de magnétite, d’oxymagnétite et de goethite). La teneur des principaux composés chimiques du sol martien correspond au rapport SiO₃:Fe₂O₃:AL₂O₃:MgO :CaO:SO₃en 45%:18%:8%:5%:8%, respectivement

De plus, l’étude du sol a montré une absence presque totale de matière organique (la teneur en carbone du sol martien était plus faible que celle du sol lunaire livré à la Terre).

L’instrument de biologie de Viking (VBI) a été conçu pour rechercher des micro-organismes utilisant un milieu nutritif en se basant sur la détection de processus spécifiques d’absorption et de libération de gaz, de photosynthèse et de métabolisme (métabolisme).

Schéma de l’instrument VBI

Presque tous les instruments de l’expérience biologique de l’équipement de la sonde ont donné des résultats négatifs, à l’exception de l’expérience métabolique Labeled Release (LR). Dans cette expérience, un bouillon nutritif contenant des atomes radioactifs de l’isotope carbone 14 a été ajouté à un échantillon de sol. Si ces atomes pouvaient ensuite être enregistrés dans l’air au-dessus du sol, cela pourrait indiquer la présence de micro-organismes ayant absorbé les nutriments et «exhalé» les isotopes radioactifs sous forme de CO2. L’expérience LR a montré de manière inattendue qu’un flux régulier de gaz radioactif s’échappait du sol dans l’air immédiatement après la première injection de bouillon. Toutefois, les injections suivantes n’ont pas confirmé ce phénomène. On en a donc conclu que la vie martienne, même la plus simple, était improbable et que les résultats contradictoires de l’expérience LR étaient dus à la présence d’un puissant agent oxydant inconnu dans le sol martien. Plus tard, une autre mission d’atterrissage martien, «Phoenix», en 2008, a trouvé dans le sol martien des perchlorates, qui ont été désignés comme le candidat le plus probable pour le rôle d’un tel oxydant. Des expériences répétées dans des laboratoires terrestres ont montré que si des perchlorates étaient ajoutés au sol du désert chilien, les résultats de l’expérience métabolique seraient similaires à ceux de Viking. En février-mars 1977, l’atterrisseur Viking 1 a creusé une tranchée d’environ 30 cm de profondeur afin de rechercher des micro-organismes à cette profondeur. Pour

Les missions d’atterrissage sur Mars après Viking

La prochaine mission d’atterrissage sur Mars n’a eu lieu que 20 ans plus tard : en 1996, la sonde MarsPassfinder s’est posée sur la surface martienne. L’instrumentation de cette sonde d’atterrissage ne comportait pas d’équipement pour la recherche de la vie, mais des caméras, un complexe météorologique et des spectromètres pour déterminer la composition chimique du sol. Au même moment, la mission MarsPassfinder a effectué la première livraison du rover automatisé Sojourner de 10 kg à la surface de Mars. Les deux parties de la mission d’atterrissage (plate-forme d’atterrissage et rover) ont été alimentées par l’énergie solaire. Dans les dernières années du 21e siècle, trois autres rovers américains ont été envoyés sur Mars : Spirit, Opportunity et Curiosity. Les deux premiers étaient des rovers solaires de 120 kg dotés d’instruments similaires (la différence la plus importante étant l’ajout d’une foreuse permettant de prélever des échantillons de sol à une profondeur de 5 mm). Le rover «Curiosity» a une masse comparable à celle d’une voiture de tourisme (environ une tonne) et dispose d’une source d’énergie radio-isotopique. Les instruments du rover étaient non seulement des caméras, une station météorologique et des spectromètres avec une foreuse et un seau pour prélever de la terre à une profondeur de 5 cm, mais aussi un instrument de mesure des radiations (RAD) et un détecteur d’hydrogène (DAN ou Dynamic Albedo of Neutrons). Ce dernier instrument a permis de mesurer la teneur en eau du sol martien jusqu’à une profondeur de 5 cm. Au 19 mars 2018, l’instrument DAN, fabriqué en Russie, sur le parcours de 18,5 km du rover, a produit 8 millions d’impulsions de neutrons dans l’espace.

Mesures de la teneur en eau du sol martien au cours des cinq premières années de fonctionnement de l’instrument DAN

Comparaison des données cartographiques globales de la teneur en eau dans la couche du sol proche de la surface (ci-dessus, la couleur indique la teneur en eau en pourcentage de masse) et des données mesurées à la surface et caractérisant la quantité d’eau le long du trajet du rover (horizontalement — distance parcourue par le rover en mètres, verticalement — teneur en eau dans le sol en masse) :

Comparaison des données cartographiques globales de la teneur en eau dans la couche de sol proche de la surface

Les mesures de méthane effectuées par le rover sont d’un grand intérêt (en 2018, environ 30 mesures de méthane ont été effectuées dans l’atmosphère nocturne de Mars). En effet, le méthane est l’un des biomarqueurs les plus importants et peut être d’origine biologique ou non. Sur Terre, 95 % du méthane est d’origine biologique — il est produit par des microbes, y compris ceux qui vivent dans le système digestif des animaux. La valeur moyenne de la concentration de méthane mesurée dans l’atmosphère martienne correspond à environ 0,4 milliardième, alors que dans l’atmosphère terrestre, ce chiffre est égal à 1800 milliardièmes. La durée de vie du méthane dans l’atmosphère terrestre est courte — environ 7 à 15 ans — en raison de son oxydation par le radical hydroxyle. La situation devrait être similaire pour le méthane martien, d’autant plus que l’atmosphère martienne perd chaque jour entre 100 et 500 tonnes en raison de la faiblesse du champ magnétique. La présence de méthane dans l’atmosphère martienne a été détectée par la sonde Mariner 7 en 1967. Les mesures effectuées par le rover ont montré des augmentations saisonnières des concentrations de méthane allant jusqu’à 0,7 milliardième de degré à la fin de l’été martien. Ces changements périodiques peuvent être liés à la fonte saisonnière des calottes polaires contenant du méthane gelé. En outre, les instruments du rover ont enregistré des augmentations de méthane allant jusqu’à 7 milliardièmes de degré, et le télescope infrarouge IRTF à Hawaï jusqu’à 45 milliardièmes de degré. Certains pensent que le p

Concentrations record de méthane en 2003, mesurées par le télescope terrestre de l’IRTF à Hawaï

Un autre facteur important pour déterminer la source du méthane peut être la mesure du rapport des isotopes du carbone. Sur Terre, la vie a évolué en favorisant le carbone 12, qui nécessite moins d’énergie pour la liaison moléculaire que le carbone 13. Lorsque les acides aminés sont combinés, les protéines produites présentent une nette déficience de l’isotope le plus lourd. Les organismes vivants sur Terre contiennent 92 à 97 fois plus de carbone 12 que de carbone 13. Dans les composés inorganiques, ce rapport est de 89,4. L’excès important de carbone 12 par rapport au carbone 13 dans les roches terrestres anciennes est traditionnellement interprété comme la preuve d’une activité biologique sur notre planète il y a déjà 4 milliards d’années. La mesure de ce rapport à l’aide des instruments de Curiosity pendant l’un des pics de concentration de méthane serait l’un des résultats scientifiques les plus importants de la mission du rover.

Les principaux composants de l’atmosphère martienne

Outre les rovers martiens, des véhicules d’atterrissage stationnaires continuent d’être envoyés sur Mars. Il s’agit de Mars Polar Lander et de Phoenix. La tâche principale de ces missions d’atterrissage était de rechercher de l’eau dans les régions polaires de Mars. La première de ces sondes s’étant écrasée sur Mars en 1999, la deuxième sonde, au nom symbolique, a en fait répété la mission de 1999 en 2008. En raison de leur courte durée d’utilisation, les deux stations ont été équipées de panneaux solaires. Les instruments scientifiques des missions polaires martiennes étaient des caméras (y compris celles permettant d’obtenir des images avec une résolution allant jusqu’à 10 nanomètres), une station météorologique, un manipulateur de 2,35 m avec un godet permettant de prélever de la terre à une profondeur de 25 cm en 4 heures, des spectromètres pour l’analyse chimique des échantillons de sol et de la composition de l’atmosphère. Le site d’atterrissage de la station a été choisi spécifiquement dans une zone où la teneur en eau est maximale selon le satellite Mars Odyssey.

Carte du pourcentage d’eau dans le sol martien proche de la surface dans les régions polaires et équatoriales de Mars.

L’atterrisseur Phoenix, d’une masse de 350 kg, s’est posé avec succès sur Mars le 25 mai 2008 à 69 de latitude nord.

Les analyses chimiques des échantillons de sol prélevés dans la tranchée creusée ont confirmé la présence d’eau. En outre, ces mêmes analyses ont détecté pour la première fois des perchlorates (sels de l’acide perchlorique) et du calcaire (carbonate de calcium ou craie), de petites quantités de magnésium, de sodium, de potassium et de chlore. La découverte du calcaire a considérablement augmenté les chances de vie sur Mars. Les mesures ont montré que le sol martien a une acidité de 8 à 9 unités, ce qui est proche des roches légèrement alcalines de la Terre. Le microscope de la station a détecté dans le sol des particules fines et plates qui suggèrent la présence d’argile. La découverte de calcaire et d’argile est une preuve supplémentaire de la présence de grandes quantités d’eau liquide sur Mars dans le passé. En outre, les images de la station Phoenix pourraient constituer la première preuve de la présence d’eau liquide sur Mars aujourd’hui.

Exemples d’images de gouttelettes liquides aux jours 8, 31 et 41 de la mission

Des expériences menées dans des laboratoires terrestres ont confirmé la possibilité de la présence d’eau salée sous forme liquide dans les conditions de température dans lesquelles se trouve la station «Phoenix» (environ moins 70 degrés Celsius). D’autre part, on suppose que les gouttelettes observées sont des traces de métaux liquides (par exemple de potassium ou de sodium).

Radar et autres méthodes de télédétection des couches profondes de Mars

Les années 1960 du XXe siècle ont été marquées par des progrès significatifs dans l’étude de Mars, puisqu’il est devenu possible de radariser la planète. En février 1963, en URSS, à l’aide du radar ADU-1000 («Pluto») en Crimée, composé de huit antennes de 16 mètres, le premier radar martien a été réalisé avec succès. La planète rouge se trouvait alors à 100 millions de kilomètres de la Terre. Le signal radar a été émis à une fréquence de 700 mégahertz, et le temps total pour que les signaux radio voyagent de la Terre à Mars et vice-versa a été de 11 minutes. Le coefficient de réflexion à la surface de Mars était inférieur à celui de Vénus, même s’il atteignait parfois 15 %. Cela prouve que Mars possède des zones horizontales planes de plus d’un kilomètre. Dès les premières séances de radar, une différence d’altitude de 14 kilomètres a été détectée. Plus tard, en 1980, les radioastronomes soviétiques ont mené avec succès une session de radiolocalisation de la pente du volcan Olympus, où la hauteur maximale mesurée par rapport au rayon moyen de la planète était de 17,5 km.

Profil topographique de la surface de Mars

Le graphique ci-dessus montre un profil topographique de la surface de Mars le long de 21 degrés de latitude nord. Les chiffres romains indiquent les chaînes de montagnes (I — Pharsida, II — Olympus, III — Elysium, IV — Great Sirte) et les basses terres (V — Chrysa, VI — Amazonis, VII — Isis). En 1991, l’expérience Goldstone-VLA utilisant des ondes radio de 3,5 cm de longueur d’onde a révélé de nouvelles caractéristiques structurelles du coefficient de réflexion. Dans la région Farside, on a découvert un énorme élément furtif qui ne réfléchit pratiquement pas les ondes radio (probablement de la poussière ou des cendres finement broyées d’une densité d’environ 0,5 g/cm3).

Les premières tentatives de radiolocalisation de la calotte polaire sud de Mars à Arecibo ont eu lieu en 1988 et 1990. Des observations similaires ont été réalisées en 1992-1993 pour la calotte polaire nord. Dans les deux cas, un fort signal réfléchi par la calotte polaire sud a été obtenu. Comme dans le cas de Mercure, cela pourrait s’expliquer par la présence de couches d’eau gelée ou de dioxyde de carbone avec un petit mélange de poussière à des profondeurs allant jusqu’à 2-5 mètres. Ce fait a constitué la première preuve directe de la découverte d’une grande quantité de glace d’eau souterraine.

Par la suite, des engins spatiaux ont commencé à sonder l’intérieur de Mars. Comme mentionné ci-dessus, en 2001, la sonde Mars Odyssey a été envoyée sur Mars avec l’instrument russe HEND (développé à l’IKI sous la direction d’I.G. Mitrofanov). Cet instrument a été conçu pour rechercher de l’eau dans le sol de Mars jusqu’à une profondeur de 1 mètre en utilisant l’enregistrement des neutrons à partir de l’orbite martienne. Les cartes de la surface de Mars, réalisées à l’aide des données de cet instrument, ont déjà été présentées ci-dessus. Ces cartes montrent clairement de grandes quantités de glace d’eau dans les régions polaires, bien que dans certaines zones, on trouve également des concentrations d’eau plus importantes près de l’équateur.

L’étape suivante dans l’étude de l’intérieur de Mars a été le déploiement d’équipements radar sur des satellites artificiels de Mars. Pour la première fois, un radar destiné à étudier l’intérieur de Mars a été installé sur l’atterrisseur européen Mars Express. Le radar MARSIS a été conçu pour sonder l’intérieur de Mars jusqu’à une profondeur de 5 km et se compose de trois antennes (deux de 20 mètres de long et la troisième de 7 mètres de long). Les antennes du radar n’ont été déployées qu’au cours de la deuxième année d’exploitation de la station martienne (en décembre 2005). Quelques mois plus tard, un second radar, SHARAD (SHAllow RADar), est apparu en orbite martienne et a été installé à bord de la sonde américaine Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Ce radar est une antenne de 10 mètres capable d’étudier l’intérieur de Mars jusqu’à une profondeur de 3 km. Les deux radars ont été conçus et fabriqués en Italie. Les différentes profondeurs de détection des radars sont liées aux différentes fréquences utilisées. Le premier radar utilisait des fréquences de 1,8 à 5 mégahertz, le second des fréquences de 15 à 25 mégahertz. Comme le premier radar se trouvait sur une orbite très elliptique et ne pouvait fonctionner qu’à une altitude de 800 kilomètres de la surface de Mars, son champ d’application était beaucoup plus restreint que celui du radar de la station américaine.

Les premières découvertes du radar MARSIS ont été celles de nombreux grands cratères enfouis sur les plaines du nord de Mars. En juin et juillet 2015, le radar a été allumé sur plus de 30 orbites et a découvert plus de 12 cratères cachés dont le diamètre varie de 130 à 470 kilomètres. L’analyse de ces observations, qui couvraient 14 % des plaines du nord, a permis d’estimer que ces cratères ont environ 4 milliards d’années. Sur la carte, les cercles blancs indiquent les structures d’impact connues sur Mars, et les cercles noirs les cratères découverts par le radar MARSIS.

Les contours blancs indiquent la zone couverte par les observations radar

Dans l’un des cratères souterrains découverts sur la plaine de Chrysos, d’une dimension d’environ 250 kilomètres et d’une profondeur d’environ 2 kilomètres, des dépôts de glace d’eau ont été découverts.

En mars 2007, la revue Science a publié les résultats de l’étude radar MARSIS (Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding) de la calotte polaire sud. Les observations effectuées à une profondeur de plus de 3,7 km ont permis de déterminer que la calotte polaire sud contient de la glace d’eau d’un volume total d’environ 1,6 million de kilomètres cubes. Cette quantité de glace contient suffisamment d’eau pour recouvrir la surface de Mars d’une couche de 11 mètres d’épaisseur.

En 2009, le radar SHARAD a réalisé des études détaillées de la calotte polaire nord de Mars. Ses observations ont montré que la glace souterraine y atteint jusqu’à deux kilomètres d’épaisseur et que la quantité totale de glace d’eau y est estimée à 821 000 kilomètres cubes. Cette dernière estimation correspond à environ 30 % de la masse du glacier du Groenland.

Schéma de la calotte polaire nord d’après les données du radar SHARAD

Le diagramme ci-dessus montre la topographie des couches de surface et de subsurface (base) de la calotte polaire nord, ainsi que l’épaisseur des couches de glace d’eau qu’elle contient.

Entre 2006 et 2013, le radar SHARAD a collecté environ 2 To de données. L’analyse des données a permis de détecter la glace de subsurface non seulement aux pôles, mais aussi aux latitudes moyennes.

Parallèlement, l’étude des caractéristiques des spectres infrarouges de la surface de Mars constitue un moyen efficace de rechercher de la glace extrasolaire.

Le diagramme montre l’emplacement probable des glaciers extrapolaires entre 45 degrés de latitude sud et 50 degrés de latitude nord.

Les étoiles noires représentent les glaciers détectés à l’aide du spectrographe infrarouge OMEGA, les carrés bleus et les losanges rouges à l’aide du spectrographe infrarouge CRISM. Il est clairement visible qu’aucun signe de glace n’est observé entre 13 degrés de latitude sud et 32 degrés de latitude nord.

Un autre schéma montre à quelle profondeur se trouve la glace d’eau par rapport à la surface.

Ces dernières années, une autre méthode efficace de recherche de glace souterraine a commencé à se développer : la méthode de recherche de cratères frais et la spectroscopie des émissions du sol dans ces cratères, y compris l’étude de leur dynamique. À ce jour, plusieurs centaines de cratères frais ont été découverts sur Mars, et l’étude de plusieurs d’entre eux a révélé des émissions probables de glace d’eau. Pour l’un de ces cratères frais, une spectroscopie a même été réalisée et a confirmé la présence de glace d’eau.

La spectroscopie n’a pu détecter que des traces de sels dans ces bandes. D’autre part, des expériences menées dans des laboratoires terrestres confirment la possibilité de la présence d’eau sous forme liquide avec une forte concentration de sels sur Mars. Une autre explication pour les bandes sombres saisonnières sur Mars est qu’elles sont représentées par des glissements de terrain. Cette dernière hypothèse présente un inconvénient de taille : elle ne peut expliquer l’apparition et la disparition des stries respectivement pendant les saisons chaudes et froides de l’année.

Découvertes importantes sur Mars ces dernières années

L’étude des météorites martiennes est un domaine entièrement nouveau de la problématique de la recherche de la vie sur Mars. Au 27 mars 2017, 202 des 61 000 météorites répertoriées sur Terre sont attribuées à des météorites martiennes. La première météorite martienne (Chassigny) aurait été trouvée dans les Ardennes françaises en 1815. Toutefois, son origine martienne n’a été déterminée qu’en 2000. On estime que jusqu’à 0,5 tonne de matière martienne tombe en moyenne sur Terre. Selon d’autres estimations, il tombe en moyenne une météorite martienne par mois sur Mars.

Une étude de la météorite martienne ALH 84001, publiée dans la revue Science en août 1996, a fait couler beaucoup d’encre. Bien que cette météorite ait été trouvée dans l’Antarctique en 1984, elle n’a été étudiée en détail qu’une décennie plus tard. La datation isotopique a montré que la météorite est née il y a 4 à 4,5 milliards d’années et qu’elle a été éjectée dans l’espace interplanétaire il y a 15 millions d’années. Il y a 13 000 ans, la météorite est tombée sur Terre. En étudiant la météorite au microscope électronique, les scientifiques ont trouvé des fossiles microscopiques ressemblant à des colonies bactériennes, constituées de pièces individuelles d’une taille d’environ 100 nm. Ils ont également trouvé des traces de substances formées lors de la décomposition des micro-organismes. Ces travaux ont reçu un accueil mitigé de la part de la communauté scientifique. Les critiques ont noté que la taille des formations trouvées est 100 à 1000 fois plus petite que celle des bactéries terrestres typiques, et que leur volume est trop petit pour contenir des molécules d’ADN et d’ARN. Des études ultérieures ont révélé des traces de biocontamination terrestre dans les échantillons. D’une manière générale, les arguments en faveur du fait que les formations sont des fossiles de bactéries ne semblent pas suffisamment convaincants.

Photo de la météorite ALH 84001 avec un fort grossissement

Les scientifiques se sont intéressés à un fragment ressemblant à une bactérie (objet oblong au centre).

Plus tard en 2011, une nouvelle étude de la météorite ALH 84001 a été publiée, qui a montré que la température sur l’ancienne Mars était d’environ 18 degrés Celsius.

En 2013, une étude portant sur une autre météorite martienne MIL 090030 a été publiée. Elle a révélé que la teneur en sels d’acide borique résiduels nécessaires pour stabiliser le ribose dans cette météorite est environ 10 fois supérieure à sa teneur dans d’autres météorites étudiées précédemment.

La même année, une étude sur la météorite NWA 7034, trouvée au Maroc en 2011, a été publiée. La météorite NWA 7034 contient environ 10 fois plus d’eau (environ 6 000 parties par million) que n’importe laquelle des 110 premières météorites connues qui sont tombées sur Terre en provenance de Mars. Selon Carl Egi, spécialiste des planètes à l’université du Nouveau-Mexique, cela suggère que la météorite pourrait provenir de la surface de la planète plutôt que de ses profondeurs. Les experts pensent que la météorite NWA 7034 est une météorite fossilisée due à une éruption volcanique survenue à la surface de la planète il y a environ 2,1 milliards d’années. La météorite était à l’origine de la lave qui s’est refroidie et solidifiée. Le processus de refroidissement a peut-être été favorisé par la présence d’eau à la surface de Mars, ce qui a finalement laissé des traces dans la composition chimique de la météorite.

En 2014, une nouvelle étude a été publiée sur une autre météorite martienne, Tissint, tombée dans le désert marocain le 18 juillet 2011. L’analyse primaire de la roche spatiale a montré qu’elle présentait de petites fissures, remplies de substances contenant du carbone. Les scientifiques ont prouvé à plusieurs reprises que ces composés étaient d’origine organique, mais jusqu’à présent, on ne savait pas si ces minuscules mouchetures de carbone étaient effectivement des traces d’une ancienne vie martienne. Les analyses chimiques, microscopiques et isotopiques de la matière carbonée ont permis aux chercheurs de déduire plusieurs explications possibles de son origine. Les scientifiques ont trouvé des caractéristiques qui excluent sans équivoque l’origine terrestre des composés contenant du carbone. Ils ont également déterminé avec certitude que le carbone était présent dans les fissures de Tissint avant qu’il ne se détache de la surface de Mars. Des études antérieures avaient suggéré que les composés carbonés provenaient de la cristallisation à haute température dans le magma. Mais Gillet et ses collègues réfutent cette version : selon la nouvelle étude, une explication plus probable est un scénario dans lequel des fluides contenant des composés organiques d’origine biologique ont pénétré la roche «mère» de Tissint à basse température près de la surface de Mars.

Ces conclusions sont étayées par certaines caractéristiques du carbone contenu dans la météorite, comme le rapport entre les isotopes du carbone 13 et du carbone 12. Il s’est avéré beaucoup plus faible que le rapport carbone-13 dans le carbone de l’atmosphère martienne, qui a été mesuré par les rovers martiens. En outre, la différence entre ces rapports correspond à celle observée sur Terre entre un morceau de carbone d’origine purement biologique et le carbone de l’atmosphère. Les chercheurs notent que le composé organique pourrait également avoir été apporté sur Mars avec des météorites primitives, les chondrites carbonatées. Ils considèrent toutefois ce scénario comme très improbable, car ces météorites contiennent de très faibles concentrations de matière organique.

Image de la météorite de Tissint contenant des phénocristaux carbonés

En 2017, une étude sur la météorite Y000593, tombée en Antarctique il y a environ 50 000 ans, a été publiée. L’analyse a montré que la météorite a été formée à partir de lave martienne il y a environ 1,3 milliard d’années. Il y a environ 12 millions d’années, un astéroïde l’a fait tomber de la surface de la planète. La météorite a été trouvée sur le glacier Yamato en 2000 par une expédition de recherche japonaise. Elle a été classée comme naclite. Les météorites martiennes se distinguent des roches d’autres origines par la disposition des atomes d’oxygène dans les minéraux silicatés et les inclusions de gaz provenant de l’atmosphère martienne. Les scientifiques ont trouvé dans la météorite, tout d’abord, des tunnels de flexion creux et des microtunnels. Ces structures sont similaires à celles que l’on trouve dans les échantillons terrestres de verre volcanique, qui se forment sous l’effet de l’activité des micro-organismes. Deuxièmement, les scientifiques ont à nouveau trouvé des formations sphériques d’inclusions de taille nanométrique et micrométrique qui se distinguent des roches environnantes par leur forte teneur en carbone. Les scientifiques ont également observé des inclusions similaires dans une autre météorite martienne appelée Nakhla, tombée en Égypte en 1911. Gibson et ses collègues ne nient pas que les caractéristiques de la structure de la météorite puissent ne pas être d’origine biologique. Mais, au moins sur la base de la structure de la météorite, on peut affirmer qu’elle s’est formée en présence d’eau qui, en quantités substantielles, contenait du carbone, estiment les scientifiques.

En général, les météorites SNC prédominent parmi les météorites martiennes — ce sont des roches ignées de composition basique et ultrabasique (minéraux principaux : pyroxène, olivine, plagioclase), qui se sont formées lors de la cristallisation de magmas basaltiques. Il est intéressant de noter que, malgré le grand nombre de cratères d’impact à la surface de Mars, sur les 70 premières météorites martiennes connues, seule une météorite, NWA 7034, est représentée par une brèche d’impact, alors que toutes les météorites SNC portent des traces d’impact. En outre, il n’existe pas d’échantillons connus de roches sédimentaires martiennes telles que celles trouvées par les engins spatiaux Opportunity et Curiosity. Que cela soit dû au fait que l’échantillon de météorites martiennes n’est pas représentatif ou à la faible résistance de ces roches, il y a une forte probabilité de les confondre avec des roches sédimentaires terrestres. Quoi qu’il en soit, les nouvelles découvertes de météorites martiennes peuvent réserver des surprises. En outre, toutes les météorites martiennes sont beaucoup plus jeunes que les autres météorites. L’exception est la météorite unique ALH 84001 (4,5 milliards d’années), tous les autres échantillons martiens sont significativement plus jeunes qu e-0,1-1,4 milliard d’années (moyenne d’environ 1,3 milliard d’années). L’âge de NWA 7034 représente une transition entre la météorite martienne la plus ancienne et la plus jeune découverte sur Terre.

Matériel sur le sujet

La zone la plus efficace pour la recherche de météorites martiennes a été l’Antarctique et les déserts terrestres : plus de 40 000 et 15 000 météorites, respectivement, sur les 61 000 météorites répertoriées. La première météorite a été trouvée en Antarctique en 1912, quelques autres dans les années 1960, mais le tournant s’est produit en 1969, lorsque des scientifiques japonais ont trouvé neuf météorites en une seule fois dans une zone de 3 kilomètres carrés.

Une nouvelle phase d’exploration du sol martien devrait débuter avec la première livraison de sol martien prévue dans les années 20 ou 30 du 21e siècle. Le coût de ce projet est estimé à plusieurs milliards de dollars. Les préparatifs de ce projet devraient commencer dès 2020 : il est prévu que le nouveau rover de la NASA recueille des échantillons intéressants tout au long de son parcours, en vue de leur livraison ultérieure sur Terre. En outre, un morceau de météorite martienne trouvé sur Terre sera livré à la Terre avec le rover afin de mieux calibrer les instruments scientifiques.

Un point intéressant a été l’étude de la possibilité d’existence des organismes terrestres les plus simples dans les conditions martiennes modernes. En particulier, des chercheurs américains ont publié en 2017 les résultats d’expériences montrant que les méthanogènes terrestres, dans des conditions vraisemblablement propres à la subsurface de Mars, sont capables de survivre et ont la possibilité de se développer. Les scientifiques ont mené une série d’expériences au cours desquelles les micro-organismes archaea Methanothermobacter wolfeii, Methanosarcina barkeri, Methanobacterium formicum et Methanococcus maripaludis ont été placés dans des conditions de pression atmosphérique très basse. Le mélange de gaz à l’origine de cette pression était composé à 90 % de dioxyde de carbone et à 10 % d’hydrogène. Le dioxyde de carbone est le principal composant de l’atmosphère martienne. En théorie, l’hydrogène peut se former dans les sols martiens si ses composants interagissent avec de l’eau liquide pendant de longues périodes. Lors d’expériences, des archées vivantes ont démontré leur viabilité et leur métabolisme actif pendant trois semaines à des pressions aussi basses que 6 millibars — environ 160 fois inférieures à celles qu’elles rencontrent sur Terre. Cette pression atmosphérique est typique de la surface de Mars (toutefois, dans la zone des canyons profonds, elle est nettement plus élevée). Les auteurs de l’étude notent que la capacité des micro-organismes terrestres à survivre sur le chemin de la Terre à Mars (sur le revêtement des rovers et d’autres appareils) a déjà été démontrée dans des travaux antérieurs. Toutefois, à l’époque, la résistance aux conditions extrêmes avait été testée pour les spores bactériennes. La capacité de

S’il y a eu ou s’il y a une vie bactérienne sur Mars, une telle pression est normale pour elle, au contraire, et la capacité des bactéries locales hypothétiques à survivre sous cette pression peut être significativement plus élevée. La prochaine étape pour les scientifiques consiste à faire des expériences à basse température. «Mars est une planète très froide, dont la température descend souvent jusqu’ à-100 °C la nuit et ne dépasse qu’occasionnellement zéro pendant les jours les plus chauds de l’année. Nous avons mené nos expériences à des températures juste au-dessus du point de congélation, mais les basses températures pourraient limiter la vaporisation de l’environnement et rendre les conditions plus similaires à celles de Mars»

Il est donc possible que, même si Mars ne possède pas de vie propre, celle-ci ait pu y être apportée par des sondes terrestres.

D’autres études explorent la possibilité pour les bactéries martiennes de survivre dans les gouttelettes d’eau salée liquide qui pourraient exister à la surface de Mars. Des chercheurs américains ont notamment recréé dans de petits modules une atmosphère de dioxyde de carbone et de vapeur d’eau avec une pression de 99% inférieure à celle de la Terre au niveau de la mer. Dans ces modules, les températures varieront d e-73 à-62 degrés Celsius pour simuler les cycles diurnes et saisonniers. Des équipements spécialisés alerteront les chercheurs de la formation de gouttelettes salées qui pourraient être propices à certaines formes de vie microbienne. Leurs collègues étrangers placeront dans des chambres similaires des «extrêmophiles» qui aiment le sel, c’est-à-dire des organismes provenant des profondeurs des lacs de l’Antarctique et du golfe du Mexique. Les scientifiques observeront s’ils peuvent vivre, se développer et se reproduire dans la «saumure» située juste sous la surface. Toutes les formes de vie connues ont besoin d’eau liquide. Mais les microbes n’ont besoin que d’une goutte ou d’une fine pellicule.

Un autre point important est la recherche de vie martienne dans les grottes. Les grottes martiennes n’ont été découvertes qu’au 21e siècle. L’origine des grottes diffère selon cinq types : karst, érosion, glaciaire, tectonique et volcanique. Les trois premiers types sont associés à l’activité de l’eau liquide. Il est donc peu probable que de telles grottes se trouvent sur Mars. Les grottes tectoniques se trouvent dans les failles de la croûte terrestre. Même sur Terre, elles sont très rares, et sur Mars, l’activité tectonique est beaucoup moins importante. Les grottes volcaniques résultent de l’effondrement partiel du plafond de tubes de lave creux. Et les tubes de lave eux-mêmes sont formés par la solidification de la lave liquide. Ce sont des grottes volcaniques qui ont été découvertes sur Mars.

Le nombre de cratères frais sur ces volcans montre que leur dernière éruption remonte à environ 100-150 millions d’années. Il est donc logique d’y rechercher des grottes volcaniques. Les tubes de lave ont été les premiers à être découverts.

En septembre 2007, la découverte des 7 premiers trous, qui sont probablement les entrées des grottes, a été annoncée. La découverte a été faite sur les pentes du mont Arsia lors de l’analyse des images de la caméra THEMIS (résolution de 18 mètres) de la sonde Odyssey. Les trous, dont la taille varie de 100 à 225 mètres, ont reçu des noms officieux : «Dena», «Chloe», «Wendy», «Annie», «Abby», «Nikki» et «Genie».

Les observations dans l’infrarouge ont montré que pendant la journée, ces trous sont plus frais que la zone environnante et qu’à l’inverse, ils sont plus chauds la nuit. Ces observations ont permis de conclure que les trous avaient une profondeur d’environ 100 mètres.

Plus tard, deux trous («Genie» et «Annie») ont été observés avec la caméra HIRES, plus puissante (résolution de 0,3 mètre). Lors des observations HIRES, des poses plus longues ont été effectuées pour voir le fond des trous. Les observations indiquent que la profondeur de «Genie» est d’environ 112 mètres et celle de «Annie» de 172 mètres. D’autres observations indiquent que «Jinn» a une profondeur de plus de 245 mètres et un diamètre de 175 mètres.

Il est suggéré que les grottes découvertes pourraient être de bons candidats pour la recherche de la vie martienne. Cette version a cependant ses sceptiques, qui affirment que la grande hauteur des grottes au-dessus du rayon moyen de Mars réduit considérablement cette possibilité. Des robots spéléologues spécialisés seraient nécessaires pour explorer les grottes martiennes.

Futures missions sur Mars

La recherche future de la vie sur Mars implique plusieurs projets importants :

Matériel sur le sujet

Matériel connexe

— Radar WISDOM pour la radiolocalisation de l’intérieur de Mars avec une résolution verticale allant jusqu’à 3 cm et une profondeur de détection de 3 à 10 mètres ;

— Spectromètre neutronique ADRON-RM pour la recherche d’eau souterraine, de matériaux hydratés et pour identifier les meilleurs endroits pour l’échantillonnage (fabriqué en Russie — à l’Institut IKI sous la direction de I.G. Mitrofanov) ;

— Spectromètre Raman RLS pour la détermination de la composition minéralogique et la détection des pigments organiques ;

— L’analyseur de molécules organiques MOMA pour la recherche de biomarqueurs.

Parallèlement, l’instrument HABIT sera installé sur la plateforme stationnaire d’atterrissage pour étudier les conditions d’habitabilité de Mars : recherche d’eau liquide, étude du rayonnement UV et de la température.

• Photo des essais du rover martien ExoMars 2020
• Le rover martien 2020 de la NASA, outre sa capacité à collecter des échantillons de sol martien en vue de leur restitution ultérieure, disposera de trois autres outils importants d’orientation astrobiologique :
• SuperCam, un instrument permettant d’analyser la composition chimique et minéralogique du sol martien. L’instrument pourra également détecter à distance la présence de composés organiques dans les roches et le régolithe.
• SHERLOC (Scanning Habitable Environments with Raman & Luminescence for Organics and Chemicals) est un spectromètre Raman ultraviolet qui fournira une imagerie à petite échelle pour déterminer la minéralogie et détecter les matières organiques. SHERLOC sera le premier spectromètre ultraviolet à la surface de Mars et interagira avec d’autres instruments de la charge utile.

RIMFAX (Radar Imager for Mars’ Subsurface Exploration) est un GPR qui sondera la structure géologique du sous-sol avec une résolution allant jusqu’à 15-30 centimètres. Le radar sera capable de détecter les eaux souterraines à des profondeurs supérieures à 10 mètres. Le radar sera activé tous les 10 centimètres sur la trajectoire du rover.

• Représentation schématique du fonctionnement du radar

La deuxième mission chinoise vers Mars en 2020 sera composée d’un orbiteur et d’un véhicule d’atterrissage. L’orbiteur transportera un radar et des spectromètres pour mesurer les concentrations de méthane. Le véhicule d’atterrissage comprendra un petit rover doté d’un puissant radar capable de sonder l’intérieur de la planète jusqu’à une profondeur de 400 mètres.

On peut également noter que la sonde InSight («Insight») s’est rendue sur Mars en 2018 pour des recherches marsographiques. Cette mission effectuera le forage le plus profond sur Mars — 5 mètres de profondeur — afin de mesurer le flux de chaleur provenant de l’intérieur martien.

Articles connexes

Date de publication: 12-26-2023

Mettre à jour la date: 12-26-2023