Noachien

Coupe schématique de Mars.

Mars se serait formée, comme toutes les autres planètes du système solaire, il y a environ 4,6 milliards d'années, selon un processus d'accrétion gravitationnelle de planétésimaux résultant de la condensation de la nébuleuse solaire. Étant située en deçà de la limite des 4 UA du Soleil, au-delà de laquelle, peuvent se condenser les composés volatils tels que l'eau H₂O, le méthane CH₄ ou encore l'ammoniac NH₃, Mars s'est formée à partir de planétésimaux essentiellement ferreux et silicatés, mais avec une teneur en soufre bien plus élevée que la Terre, comme l'ont révélé d'intéressantes mesures réalisées par Mars Global Surveyor[10].

Le soufre modifie sensiblement les propriétés physiques des minéraux et des métaux chauffés sous les très fortes pressions qui règnent à l'intérieur d'une planète tellurique venant de se former. En effet, il se combine au fer du matériau mantellique en une réaction endothermique donnant des sulfures de fer qui :

1. Abaissent la température de fusion du mélange ;
2. Séparent chimiquement le fer du mélange de silicates en fusion ;
3. Entrainent rapidement le fer vers le bas pour constituer un noyau liquide de fer allié au soufre.

Le fait que le noyau de Mars soit encore essentiellement liquide, comme établi par MGS, indique une teneur en éléments légers de l'ordre de 14 à 17 %, essentiellement du soufre, correspondant à une concentration en éléments légers double de celle du noyau terrestre. Le noyau martien aurait un rayon compris entre 1 300 et 2 000 km, valeurs déduites d'une estimation du moment d'inertie de la planète par la mission Mars Pathfinder[11], la valeur généralement retenue étant un rayon d'environ 1 480 km. La teneur élevée en soufre des matériaux constituant la planète Mars est une donnée essentielle pour en comprendre la dynamique interne, et notamment l'étonnante fluidité des laves martiennes révélée par la morphologie des volcans martiens et la topographie des régions volcaniques.

L'omniprésence de lits de cours d'eau asséchés serpentant sur les sols noachiens et hespériens témoigne de la présence d'eau liquide sur de larges étendues de la surface martienne jusqu'à environ 3,6 milliards d'années avant le présent. Des formations géologiques très explicites, telles que des deltas, comme ceux du cratère Jezero[12] ou du cratère Eberswalde[13], sont également observables. La preuve formelle d'un passé humide sur Mars a été apportée par la caractérisation in situ sur une roche martienne de Meridiani Planum, par le rover Opportunity, de jarosite[14], un sulfate hydraté de fer de formule NaFe^(III)₃(OH)₆(SO₄)₂[15] qui se forme à partir de roches volcaniques en présence de solution aqueuse d'acide sulfurique H₂SO₄, résultat d'autant plus intéressant que ces solutions sont connues pour avoir un très bas point de congélation — l'eutectique du mélange H₂SO₄·2H₂O – H₂SO₄·3H₂O gèle un peu en dessous de −20 °C et celui du mélange H₂SO₄·6,5H₂O – H₂O gèle autour de 210 K, température légèrement inférieure à −60 °C[16], qui est la température moyenne sur Mars.

Un faisceau d'éléments convergents vient renforcer ce premier résultat[17]. Ainsi, la présence significative de phyllosilicates détectés par l'instrument OMEGA de la sonde Mars Express est également un fort indicateur de la présence passée d'eau liquide[18] - [19] - [20]. Des études plus fines réalisées in situ par les deux Mars Exploration Rovers Spirit et Opportunity respectivement dans le cratère Gusev, au sud d'Apollinaris Patera, et sur Meridiani Planum, suggèrent même l'existence passée d'une hydrosphère suffisamment importante pour avoir pu homogénéiser le taux de phosphore des minéraux analysés sur ces deux sites situés de part et d'autre de la planète[21]. Une approche différente, fondée sur la cartographie de l'abondance du thorium, du potassium et du chlore à la surface de Mars par le spectromètre gamma (GRS) de la sonde Mars Odyssey[22], aboutit au même résultat.

Vue calculée de la planète Mars pourvue d'une hydrosphère, il y a environ 4 milliards d'années.

Par ailleurs, l'étude détaillée des traces laissées dans le paysage martien par de supposés cours d'eau et étendues liquides a conduit à proposer l'existence d'un véritable océan couvrant près du tiers de la surface de la planète au niveau de l'actuel Vastitas Borealis. Dans un article de 1991 devenu classique[23], Baker et al. allaient jusqu'à identifier certaines structures aux traces d'un ancien rivage. Les lignes côtières ainsi identifiées se trouvaient de surcroît correspondre aux courbes d'altitude constante corrigées des déformations ultérieures déduites du volcanisme et d'estimations quant au changement d'axe de rotation de la planète[24]. D'autres théories ont cependant été proposées pour rendre compte de ces observations, notamment en se fondant sur la possible origine volcanique des structures ainsi interprétées[25].

L'hypothèse d'un océan boréal présente toutefois l'avantage d'expliquer une observation frappante : la densité et la taille des formations identifiées comme des lits de cours d'eau asséchés décroît sensiblement du nord au sud de la planète ; elle est maximum le long de l'hypothétique « rivage » de ce non moins hypothétique océan, avec d'impressionnantes vallées atteignant parfois 25 km de large, et devient pratiquement nulle aux environs des régions polaires australes, où les vallées sont également à peine perceptibles. Ceci serait cohérent avec une hydrosphère concentrée dans l'hémisphère nord, autour de l'océan boréal, laissant les terres émergées de l'hémisphère sud de plus en plus arides à mesure qu'on s'éloignait des côtes.

Selon nos connaissances actuelles[26] - [27], lors de sa formation il y a environ 4,6 milliards d'années, la planète Mars devait être entourée d'une atmosphère principalement constituée de vapeur d'eau H₂O libérée lors de l'agglomération des planétésimaux, ainsi que de dioxyde de carbone CO₂, d'azote N₂, de dioxyde de soufre SO₂ et peut-être d'assez grandes quantités de méthane CH₄. Une fois suffisamment refroidie, il y a environ 4,5 à 4,4 milliards d'années, la surface solide de la planète dut recevoir en pluie la vapeur d'eau condensée, qui réagit avec le fer contenu dans les minéraux chauffés pour l'oxyder en libérant de l'hydrogène H₂, lequel, trop léger pour s'accumuler dans l'atmosphère, s'échappa dans l'espace. Ne demeurèrent donc plus que le CO₂, le N₂ et le SO₂ comme constituants majoritaires de l'atmosphère martienne primitive, avec une pression atmosphérique totale alors plusieurs centaines de fois supérieure à ce qu'elle est aujourd'hui — la pression standard actuelle est de 610 Pa.

Cette atmosphère, qui devait permettre un effet de serre significatif maintenant des températures relativement élevées à la surface de Mars, aurait cependant rapidement commencé à s'évanouir dans l'espace en raison de trois facteurs principaux :

1. La ventilation sous l'effet des impacts météoritiques de gros astéroïdes ;
2. La précipitation, sous forme de carbonates et de sulfates, du CO₂ et du SO₂ dissous dans l'eau au contact des surfaces rocheuses ;
3. L'érosion de la haute atmosphère sous l'effet du vent solaire une fois sa magnétosphère disparue.

Le Soleil aurait été moins puissant qu'aujourd'hui aux débuts de son existence : peut-être un quart, voire un tiers moins puissant. La présence avérée d'eau liquide à la surface de Mars à cette époque indique par conséquent qu'un effet de serre significatif devait alors exister. Le dioxyde de carbone est un gaz à effet de serre, et les simulations montrent qu'une pression partielle de 150 kPa de CO₂ aurait permis d'avoir une température moyenne au sol égale à celle d'aujourd'hui, soit −60 °C. Un renforcement de cet effet de serre aurait pu provenir de plusieurs facteurs complémentaires :

• la condensation du CO₂ en nuages réfléchissants dans le domaine de l'infrarouge aurait contribué à renvoyer au sol le rayonnement thermique qu'il émet, de façon encore plus efficace que ne le font les nuages terrestres, constitués d'eau ;
• la présence en haute altitude de SO₂ très absorbant dans le domaine de l'ultraviolet aurait contribué à réchauffer la haute atmosphère, comme le fait la couche d'ozone sur Terre ;
• le rôle de l'eau et du méthane (le CH₄ génère un effet de serre vingt fois plus puissant que celui du CO₂) n'est peut-être pas non plus à négliger.

L'eau, le CO₂ et l'azote ont été, en tant que constituants majeurs de l'atmosphère primitive de Mars, massivement soufflés dans l'espace par les impacts météoritiques à la fois nombreux et catastrophiques qui ont prévalu pendant tout le Noachien, jusqu'à l'épisode final du « grand bombardement tardif » survenu entre 4,1 et 3,8 milliards d'années avant le présent. Ceci peut se déduire de l'abondance naturelle de l'isotope radiogénique ¹²⁹Xe du xénon, qui dérive de l'iode 129 par une désintégration β⁻ avec une période radioactive de 15,7 millions d'années :

${\displaystyle \mathrm {^{129}_{\ 53}I\ {\xrightarrow[{15\ 700\ 000\ ans}]{\beta ^{-}\ 194\ keV}}\ _{\ 54}^{129}Xe} }$

Dans l'atmosphère de Mars, l'abondance relative du xénon 129 par rapport aux autres isotopes du xénon est plus élevée que ce qu'elle est sur Terre et dans le Soleil. Or cet isotope provient de la désintégration radioactive de l'iode 129 contenu dans les roches de la planète : le fait que sa concentration soit plus élevée dans l'atmosphère de Mars que dans l'atmosphère de la Terre, alors que les deux planètes devaient avoir des compositions initiales à peu près similaires, indique que l'atmosphère martienne avait perdu l'essentiel de sa masse avant son enrichissement en ¹²⁹Xe[28].

Une atmosphère riche en CO₂ en présence d'importantes quantités d'eau liquide aurait dû conduire à la formation de grandes quantités de carbonates, tels que le calcaire CaCO₃, la magnésite MgCO₃ ou la sidérite FeCO₃, selon des réactions similaires à celle donnant, par exemple, de la magnésite à partir d'une olivine (Mg,Fe)₂SiO₄ essentiellement magnésienne :

Mg₂SiO₄ + CO₂ → 2 MgCO₃ + SiO₂.

Or ces minéraux demeurent difficiles à trouver sur Mars. En revanche, les sulfates semblent, au contraire, particulièrement abondants[29] - [30]. Ces deux observations sont en fait cohérentes : la formation des carbonates est inhibée par l'acidité que la présence de sulfates laisse supposer et la libération continue de SO₂ par l'activité volcanique à l'Hespérien aurait déplacé le CO₂ des carbonates qui auraient pu s'être formés au Noachien pour les remplacer par des sulfates, comme cela se produit par exemple à pH faible avec le magnésium :

MgCO₃ + H₂SO₄ → MgSO₄ + H₂O + CO₂.

La formation de H₂SO₄ par oxydation en SO₃ du SO₂ dissous dans les nuages est un phénomène bien connu depuis l'étude des pluies acides sur Terre, réaction sans doute favorisée sur Mars par la photolyse à haute altitude des molécules d'eau sous l'action du rayonnement ultraviolet du Soleil, qui libère notamment des radicaux hydroxyle HO^• et produit du peroxyde d'hydrogène H₂O₂, un oxydant fort. La comparaison avec l'atmosphère de Vénus, qui possède des nuages d'acide sulfurique, souligne également le rôle de la dissociation photochimique du dioxyde de carbone par les ultraviolets de moins de 169 nm pour initier l'oxydation du dioxyde de soufre :

CO₂ + hν → CO + O

SO₂ + O → SO₃

SO₃ + H₂O → H₂SO₄

Le champ magnétique du vent solaire a la propriété d'accélérer les ions de la haute atmosphère et de les renvoyer vers celle-ci à grande vitesse, ce qui provoque l'expulsion vers l'espace d'un ou plusieurs atomes de cette atmosphère lors de chaque collision. Sur une période de temps suffisamment longue, ceci peut entraîner la dispersion dans l'espace d'une fraction significative de la masse atmosphérique. Ainsi, avec l'hypothèse d'une érosion modérée sur 3,5 milliards d'années, on explique aisément la perte de 100 kPa de pression partielle de CO₂[31], d'autres modèles allant jusqu'à des valeurs extrêmes cinq fois supérieures — mais on sait aujourd'hui qu'une pression partielle supérieure à 150 kPa de dioxyde de carbone aurait conduit à la condensation du CO₂ dans les conditions de température martiennes de l'époque.

Paléomagnétisme des régions de Terra Cimmeria et Terra Sirenum observé par Mars Global Surveyor en 1998.

L'atmosphère martienne aurait été protégée, au début de l'existence de la planète, par la magnétosphère induite par le champ magnétique global généré par effet dynamo dû, pense-t-on, aux mouvements de convection dans le noyau, à la fois liquide et conducteur, de Mars. Ce champ magnétique a été mis en évidence à travers la magnétisation rémanente — parfois supérieure à celle de l'écorce terrestre — des terrains les plus anciens de la planète relevée en 1998 par Mars Global Surveyor au-dessus de l'hémisphère sud[32], et notamment dans la région de Terra Cimmeria et Terra Sirenum[33]. En revanche, l'absence de paléomagnétisme significatif au-dessus des bassins d'Hellas et d'Argyre plaide pour la disparition précoce de ce champ magnétique global, qui devait déjà avoir cessé d'exister il y a 3,5 milliards d'années[34], et sans doute même il y a déjà 4 milliards d'années, lors de l'hypothétique grand bombardement tardif.

Il n'est cependant pas absolument certain que l'absence de paléomagnétisme au-dessus d'une structure d'impact puisse être interprétée comme la preuve de l'absence de champ magnétique global au moment de cet impact. En effet, l'étude des roches du dôme de Vredefort, le plus grand et le second plus ancien cratère d'impact identifié de façon certaine sur Terre, montre que celles-ci sont plus fortement magnétisées que partout ailleurs sur notre planète, mais semblent s'être refroidies trop rapidement pour que la direction de la magnétisation des différentes phases solides qui les constituent ait eu le temps de s'aligner sur le champ magnétique terrestre ; il en découle que ces directions sont aléatoires et que la magnétisation des grains de magnétite s'annule globalement[35]. Ainsi, le magnétisme rémanent mesuré au-dessus de l'impact est très inférieur à celui du reste de la région ; c'est également ce qui a été observé au-dessus des grands bassins d'impact martiens, qui pourraient donc en fait être constitués de matériaux très fortement magnétisés, mais dans des directions aléatoires. La mesure dans laquelle cette observation pourrait s'appliquer aux bassins d'impact martiens est cependant discutée[36].

Mars aurait également pu connaitre, à cette époque, un début de tectonique similaire à celle de la Terre[37], comme pourrait le laisser penser la magnétisation structurée en bandes parallèles de polarité opposée relevée en plusieurs endroits de la surface martienne[38], qui révéleraient également que le champ magnétique martien aurait connu des inversions de polarité, comme le champ magnétique terrestre. Des formations topographiques d'origine tectonique ont également été mises en évidence, notamment par la sonde européenne Mars Express[39]. La présence d'une hydrosphère martienne au Noachien pourrait avoir favorisé cette tectonique en « lubrifiant » les matériaux de l'écorce, jouant en cela un rôle similaire à l'eau terrestre ; l'absence d'eau sur Vénus est a contrario souvent avancée pour y expliquer l'absence de tectonique.

Le Noachien sur Mars correspond à une période d'intense bombardement météoritique dont on retrouve les traces à travers tout le système solaire, qu'il s'agisse des astres intérieurs tels que Mercure ou la Lune, ou des satellites des planètes extérieures. Mars étant à la fois plus proche que la Terre de la ceinture d'astéroïdes et dix fois moins massive que notre planète, ces impacts auraient été plus fréquents et plus catastrophiques sur la planète rouge, soufflant une partie importante de l'atmosphère de Mars dans l'espace et peut-être également à l'origine de la disparition de son champ magnétique global en réchauffant le manteau au point d'annuler le gradient thermique à l'origine des mouvements de convection au sein de la phase liquide du noyau, supposés être à l'origine du champ magnétique global d'une planète par effet dynamo[8].

Tous les bassins d'impact martiens se seraient formés au Noachien, bien que constitués en surface de terrains géologiquement plus récents[40] - [41] - [42] : le Bassin boréal, Utopia Planitia, Hellas Planitia, Argyre Planitia, Isidis Planitia et Chryse Planitia seraient ainsi autant de traces d'impacts d'astéroïdes, parfois gigantesques, survenus au plus tard à la fin du grand bombardement tardif, il y a environ 3,8 milliards d'années — le Bassin Caloris, sur Mercure, et Mare Imbrium (la « Mer des Pluies »), sur la Lune, sont également datés de cette époque, qui correspond, pour la Lune, au Nectarien et à l'Imbrien inférieur. Il est possible que les satellites Phobos et Deimos aient un rapport avec cet épisode, comme astéroïdes incidents capturés par Mars — mais il resterait alors à expliquer leur orbite quasi circulaire avec une inclinaison très faible sur l'équateur martien — ou comme agglomérats de matériaux projetés dans l'espace et satellisés à la suite de collisions avec des impacteurs de taille suffisante[43], le premier en deçà et le second au-delà de l'orbite synchrone de Mars, qui correspond à une altitude de 17 000 km au-dessus de la surface.

Le Noachien ne semble pas avoir été dominé par le volcanisme et la plupart des volcans martiens sont a priori postérieurs à cet éon. Quelques structures volcaniques font cependant exception, notamment Alba Mons au nord-ouest du renflement de Tharsis, dont la principale phase d'activité se situerait plutôt dans la seconde moitié de l'Hespérien jusqu'au début de l'Amazonien mais qui pourrait être apparu, compte tenu de sa taille et de la nature singulièrement fluide de ses laves, dès la fin du Noachien ; le fait qu'il se trouve exactement aux antipodes du bassin d'impact d'Hellas Planitia indique peut-être un lien entre ces deux structures. La même remarque s'applique également au possible point chaud à l'origine d'Hecates Tholus et d'Elysium Mons, proche des antipodes d'Argyre Planitia, et à Tyrrhena Patera dans Hesperia Planum, voisine des antipodes de Chryse Planitia : si les terrains de ces régions sont géologiquement postérieurs au Noachien, leur apparition remonte vraisemblablement à cet éon.

D'une manière générale, l’activité volcanique hespérienne pourrait avoir été initiée par les impacts météoritiques noachiens, dont on peut raisonnablement supposer qu'ils ont injecté dans la planète une quantité d'énergie thermique suffisante pour accroître significativement son activité interne. Il est ainsi remarquable que toutes les régions volcaniques martiennes jouxtent au moins un bassin d'impact.

• Mars (planète)
• Géologie de la planète Mars
• Échelle des temps géologiques martiens :
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• UCLA « Generalized geologic map of Mars. » Les terrains noachiens sont préfixés par N (les compléments EN et LN se réfèrent respectivement au Noachien ancien et au Noachien récent).
• USGS Geologic Map of Mars (JPG 3,7 Mio) Les terrains préfixés par un N remontent au Noachien (ceux préfixés par HN contiennent des matériaux hespériens provenant de l'érosion de matériaux noachiens, tandis que ANch correspond à des dépôts éoliens ou peut-être fluviaux sur des terrains noachiens).