L’exobiologie martienne mérite tous nos efforts

Il est tout à fait improbable que la vie martienne, si elle a existé, ait pu évoluer au-delà des êtres monocellulaires les plus simples, équivalents de nos procaryotes terrestres (bactéries ou archées). L’exploration de Mars à la recherche de traces de l’émergence de la vie n’en reste pas moins, un objectif passionnant et qui mérite que les hommes y consacrent des ressources non négligeables.

Si la vie monocellulaire de type bactérien a dû commencer sur Terre dès la solidification de la croûte terrestre, juste après l’Hadéen, il y a quelques 4 milliards d’années (premiers indices de « mix » d’éléments chimiques et de composition isotopique légère vers 3,8 milliards), la vie métazoaire (vie pluricellulaire organisée) n’a, elle, commencé il n’y a seulement que quelques 600 millions d’années (faune d’Ediacara –« vendobiontes », avant l’explosion cambrienne) et le processus qui a conduit jusque-là a été « semé d’embûches », et d’accidents. Il a fallu notamment que l’oxygène moléculaire, produit en rejet métabolique par les premières formes de vie en surface de la planète (cyanobactéries), ait, il y a plus de 2 milliards d’années, à l’occasion du « Great Oxydation Event » puis du premier épisode « Snowball Earth », commencé à s’accumuler suffisamment dans l’atmosphère pour que les eucaryotes monocellulaires (improbables chimères entre bactérie et archée) puissent l’utiliser pour proliférer malgré les dangers que cet oxydant très puissant leur faisait courir (mais incités à le faire en fonction de son très grand avantage énergétique). Il a fallu ensuite, beaucoup plus tard, il y a 700 à 600 millions d’années, à l’occasion d’un nouveau déséquilibre planétaire (une nouvelle série d’épisodes Snowball Earth) que les niveaux nouvellement atteints par l’oxygène (encore en dessous mais proches des nôtres) permettent à la population de ces eucaryotes de se structurer en êtres pluricellulaires  avec spécialisation par organes constitués chacun de nombreux individus identiques (métazoaires).

Mais l’oxygène moléculaire, indispensable élixir mortel, n’a pu être produit par les cyanobactéries que par photosynthèse à la surface des océans. Sur Mars, la disparition de l’eau liquide en surface, sauf épisodes cataclysmiques par la suite, s’est produite beaucoup trop tôt (vers -3,6 milliards d’années, époque correspondant à celle de nos premiers fossiles de type procaryotique ne pratiquant pas la photosynthèse) et la surface martienne mal protégée par une atmosphère insuffisamment épaisse et ne contenant pas d’ozone, a été dès cette époque probablement trop hostile à la vie. Ne comptons donc pas sur une vie martienne évoluée au-delà de l’équivalent des bactéries terriennes anoxiques les plus simples. Mais espérons tout de même. Il n’est en effet pas impossible que des molécules organiques présentes dans une région de l’espace proche de la nôtre, n’ait évolué dans le « bioréacteur » planétaire martien jusqu’à aboutir à une forme primitive de vie monocellulaire utilisant les matières et les sources d’énergies puisées dans un environnement aussi riche que le nôtre à l’origine. NB : tous les éléments chimiques dont nous sommes faits sont présents sur Mars (Carbone, Hydrogène, Oxygène, Azote + Phosphore, Calcium + Soufre, Sodium, Potassium, Manganèse, Fer & Chlore).

Sur Terre, il est de plus en plus probable que la vie ait commencé, avant que les cyanobactéries ne prolifèrent à la surface de l’océan, au sein des cheminées géothermales formées au fond d’un océan acide, aux limites des plaques tectoniques, par l’eau basique chargée d’effluents minéraux, chauffée, mais pas trop (aux environs de 60°C) par le magma (fumeurs gris de type « Lost-City » sur des failles parallèles aux résurgences magmatiques mid-océaniques). Sur Mars, quelques endroits (fond de la mer d’Eridania) ont pu connaître les mêmes conditions et le même phénomène a pu se produire. Mais il n’est pas impossible que les mêmes conditions favorables aient existé également dans des environnements de type Yellowstone (eau chaude, percolant par des failles d’un sol riche en minéraux alcalins à la rencontre de fluides acides descendant de la surface et riches en soufre et en gaz carbonique, avec un différentiel de pH important). C’est donc à ce niveau très primitif, avant photosynthèse, qu’il faut considérer la possibilité de vie sur Mars. Le processus aurait pu ensuite se développer et se prolonger dans l’environnement du sous-sol, stable, chaud (après les couches des premiers mètres constituées de pergélisol) et protégé des radiations, mais modérément et lentement compte tenu des conditions environnementales (notamment absence d’oxygène et aussi difficulté des contacts entre individus ou populations). C’est la thèse développée par l’astrophysicien Joseph Michalski dans un document scientifique publié en janvier 2018 (voir ci-dessous). Cerise sur le gâteau, le domaine habitable en sous-sol de Mars est beaucoup plus important que sur Terre en raison de la faible masse de la planète (1/10ème de celle de la Terre), donc de la gravité plus faible, ce qui induit une zone de porosité potentielle des roches beaucoup plus profonde (plus du double que sur Terre, jusqu’à 10 km). En fait la limite d’habitabilité est plutôt imposée avant que cette profondeur soit atteinte, par la montée de la température au fur et à mesure que l’on s’éloigne du sol, 120°C étant considéré comme un maximum supportable (3 km sur Terre, 6 km sur Mars).

Mais, comme le souligne Joseph Michalski, l’intérêt de Mars n’est pas seulement d’offrir la possibilité d’observer une forme de vie ailleurs que sur Terre, elle est aussi d’offrir la possibilité d’observer le cheminement de l’évolution pré-biotique jusqu’à la vie. Sur Terre, seulement 0,001 % de la surface est suffisamment ancienne pour porter des traces de l’époque où il a dû se dérouler car le reste est totalement inaccessible ou, surtout, profondément transformé par la tectonique des plaques dont le rouleau compresseur fonctionne depuis plus de 2 milliards d’années. Sur Mars, les surfaces non transformées plus anciennes que 3,5 milliards d’années représentent plus de la moitié de la totalité et le sous-sol immédiat non transformé par les épanchements de lave de l’Hespérien et de l’Amazonien, est encore plus important.

Vous voyez l’enjeu ? Aller sur Mars n’est pas seulement “aller se balader” dans un endroit exotique, c’est aussi chercher les sources de la vie, que l’on ne peut espérer trouver, dans un futur proche, nulle part ailleurs. Quel homme resterait insensible à cet argument qui nous interpelle sous diverses formes depuis que nous sommes conscients ?!

Références :

“The Martian subsurface as a potential window into the origin of Life” par Joseph Michalski et al. in Nature Geoscience, janvier 2018; doi.org/10.1038/s41561-017-0015-2;

“Oxygen” (the molecule that made the world) par Nick Lane, Oxford Landmark Science, 2002;

“A new history of Life” par Joe Kirschvink et Peter Ward, Bloomsbury Press, 2015;

et toujours:

« L’unique Terre habitée? » Par André Maeder, éditions Favre, 2012.

Image à la Une : bactérie  observée dans le lac Whillans (en Antarctique occidentale, sous 700 mètres d’épaisseur de glace). On ne sait pas de quel type serait la vie martienne et quelle forme elle pourrait revêtir. Mais ce serait probablement un être de type procaryote (quasi certainement phylogénétiquement différent des procaryotes terrestres) et, selon nos critères, de « style de vie » extrêmophile  chemoautotrophe (qui puise son énergie et ses matières constitutives dans les éléments inorganiques qui l’entourent). Il devrait être très petit s’il vit dans les pores du sous-sol et de toute manière, pour être efficace. On estime qu’un être vivant ne peut avoir une taille inférieure à 100 nanomètres pour comprendre les constituants minimum nécessaires à la vie. Une bactérie ou une archée terrestre typique ont une taille d’environ 1 micron. Plus la taille est petite, meilleur est le rapport surface volume, ce qui est recherché par cette forme de vie car les procaryotes fonctionnent avant tout au travers de leur membrane externe.

Image ci-dessous : schéma d’une bactérie. Bien qu’il s’agisse de la forme de vie (connue) la plus simple, on peut néanmoins constater son extrême complexité (même si les premières bactéries ont été un peu plus simples, elles ont dû, pour fonctionner, posséder les mêmes organes).

Où en est la réflexion sur le méthane martien ?

La détection, depuis 1999, de bouffées occasionnelles de méthane dans l’atmosphère de Mars constitue l’une des énigmes les plus déconcertantes posées par la planète. Des scientifiques du monde entier y ont travaillé et réfléchi sans encore apporter de solution satisfaisante. Pour aller plus loin, nous allons bientôt disposer d’un nouvel instrument d’investigation très performant. Faisons le point.

Le méthane a été identifié à de multiples occasions par plusieurs équipes scientifiques travaillant de façon indépendante avec différents instruments aussi bien à partir de la Terre que dans l’environnement martien. Ce fut pour la première fois en 2003 par Vladimir Krasnopolski (Catholic University of America) et al. via les télescopes terrestres « IRTF » (Infrared Telescope Facility) et « Keck », tous deux situés au sommet du Mauna Kea sur l’île d’Hawaï. En Mars 2004, l’ESA avec Vittorio Formisano (IFSI, en Italie) et al. le confirmait avec le spectromètre planétaire à transformée de Fourier, « PFS », à bord de son orbiteur Mars Express. Puis en 2009 avec les mêmes télescopes du Mauna Kea, Michael Mumma (Goddard Space Flight Center de la NASA) et al. découvraient la saisonnalité du phénomène. Celle-ci était étudiée par Giuseppe Marzo (Centre de Recherches Ames de la NASA) et Sergio Fonti (Universita del Salento) sur la base des données recueillies entre 1999 et 2004 par le spectromètre pour émissions thermiques (« TES ») embarqué à bord de l’orbiteur de la NASA, Mars Global Surveyor.

Mais pourquoi s’intéresser au méthane ? Le premier problème est que le méthane est un gaz relativement instable mais que sur Mars il devrait subsister en moyenne 340 ans dans l’atmosphère (durée de vie théorique fonction de la destruction photochimique de ce gaz dans l’environnement martien). Or il y est un phénomène saisonnier (environ 200 sols seulement sur une année de 668 sols !) et, de ce fait assez localisé (l’homogénéisation par dispersion ne doit pas pouvoir se faire totalement). Il apparait avec la chaleur au début de l’été et disparait à la fin de l’automne. Le deuxième problème est qu’il peut être généré par la vie (rejet métabolique) et que, comme chacun sans doute le ressent, la possibilité de vie ailleurs que sur Terre est une interrogation essentielle. Le troisième problème c’est que ses émissions sont très variables d’une année sur l’autre. Les premières observations, en 2004, montrèrent des quantités d’une dizaine de « ppbv » (parties par milliards, sur base volumique, mesure utilisée pour les gaz à l’état de traces). En 2009 on était passé à 45 pbbv. A son arrivée en 2012 Curiosity ne trouva presque rien si ce n’est un « fond » oscillant entre 0,3 et 0,7 ppbv  avec maximum à 1,3 ppbv (au point que des études scientifiques sortirent pour dire que ce qu’on avait cru voir était une illusion tenant à la faiblesse des signaux). Puis soudainement fin 2013 et début 2014 le spectromètre TLS (Tunable Laser Spectrometer) du laboratoire embarqué SAM (Sample Analysis at Mars) du rover, enregistra quatre pics atteignant les environs de 7 ppbv. Les quantités observées retombèrent par la suite au niveau du « fond » précédent. Le quatrième problème c’est que les quantités étant non seulement fugaces mais très faibles (quantités à comparer aux 1800 ppbv sur Terre), elles sont difficiles à étudier pour les appareils pointés à partir de la Terre (problèmes de « bruit ») ou même pour ceux qui ont jusqu’à présent été embarquées sur les sondes et orbiteurs évoluant autour de Mars.

Le méthane, CH4, peut avoir plusieurs origines. La plus banale et la plus importante quantitativement aujourd’hui sur Terre est biologique ; c’est la fermentation anaérobique (métabolisme bactérien anoxique). Elle a lieu dans les marais et zones humides stagnantes ou dans le système digestif des ruminants, et ceci depuis fort longtemps. Avant même que la vie puisse utiliser l’oxygène pour la respiration, les premiers microbes ont utilisé le gaz carbonique et l’hydrogène pour obtenir de l’énergie (échange d’électrons à l’intérieur d’un couple redox) en rejetant du méthane. Mais il peut également avoir une origine géologique : le volcanisme, par contact de remontées magmatiques avec de la glace de surface ou proche de la surface (CO2 + H2 de l’eau) ; le thermalisme, permettant également la combinaison du carbone du gaz carbonique avec l’hydrogène de l’eau ; la conversion d’oxyde de fer en roches de type serpentine (Mg, Fe, Ni)3Si2O5(OH)4) à partir d’eau, de dioxyde de carbone et de la chaleur interne de la planète (lente dégradation des matières radioactives). D’autres possibilités pourraient être des impacts au sol de glace cométaire (contenant un peu de méthane) et des intrusions de carbone météoritique vaporisées à leur entrée dans l’atmosphère ou tout simplement l’effet de froid de l’hiver austral qui congèle une partie du gaz carbonique et facilite donc la concentration de méthane dans l’atmosphère pendant l’été boréal.

Le problème c’est que les quantités que ces phénomènes pourraient produire ou apporter sur Mars ne correspondent pas aux volumes constatés (Chris Webster qui pilote l’instrument de Curiosity pour cette étude les évalue à trois fois supérieures). Le volcanisme y est très ralenti (les dernières éruptions doivent remonter à une dizaine de millions d’années) et il est donc peu probable que des remontées magmatiques approchent suffisamment les poches de glace souterraines ou superficielles. Mars Odyssey équipé de son spectromètre-imageur « THEMIS » (pour THermal Emission Imaging System, l’instrument le plus approprié), n’a pas encore repéré de points chauds (constants par rapport aux poussées magmatiques) en surface de la planète mais compte tenu de la température de la croûte superficielle de Mars, les manifestations hydrothermales en surface même si elles existent ne devraient pas être assez chaudes (aux températures possibles, la production de méthane sur Terre est très basse). Les impacts cométaires, incontestables, ne devraient pas contribuer à la production pour plus de 2%. De même les impacts météoritiques ou la poussière interplanétaire ne peuvent compter pour plus de 4%. Enfin les phénomènes atmosphériques généraux ne pourrait expliquer la localisation apparente des sources. Dans ces conditions où la géologie semble ne pas pouvoir avoir une action suffisamment puissante, une faible activité biotique souterraine reste une cause possible. On peut exclure le processus biologique en surface (radiations, pression basse, sécheresse, froid) mais pas en sous-sol, à une profondeur permettant l’eau liquide (sous le permafrost).

A noter cependant que la libération de méthane dans l’atmosphère peut aussi être déconnectée de l’époque de sa production. En effet le sol de Mars étant gelé sur une épaisseur non négligeable, le gaz peut avoir été encapsulé dans des sortes de cages de glace (les « clathrates » ou « hydrates de méthane ») il y a très longtemps (échelle de plusieurs millions d’années), une partie de ces « cages » se sublimer chaque année à la saison chaude et le gaz parvenir alors dans l’atmosphère par les pores du sol.

Symétriquement la rapide disparition dans l’atmosphère est difficile à expliquer mais elle pourrait être due à l’action combinée du rayonnement ultra-violet (transformation du CH4 en méthyl, CH3 + H) et à une roche particulièrement réactive en surface (peroxyde d’hydrogène, H2O2) ou à des particules oxydantes en suspension dans l’air (par exemple O2 + méthane => formaldéhyde). Elle pourrait aussi résulter de processus électrochimiques ou triboélectriques (électricité statique) durant les tempêtes de poussière ou le passage de « dust devils » (par exemple le H2O2, provoquerait la transformation du CH4 en dioxyde de carbone, méthanol, formaldéhyde). L’avantage du caractère saisonnier est qu’il permet de mieux voir l’origine des émissions. Elles se centrent au Nord de la planète, sur les zones volcaniques de Tharsis, Elysium, et à l’Est d’Arabia Terra, dans la région du volcan de Syrtis Major (riches en gaz), de Nili Fossae (une région de failles tectoniques et de roches hydratées, phyllosilicates et carbonates) et de Terra Sabae (sous-sol riche en hydrogène, c’est-à-dire en eau).

L’orbiter TGO (« Trace Gas Orbiter ») de l’ESA lancé en Mars 2016 et arrivé dans le domaine de la planète en Octobre 2016, doit atteindre son orbite d’observation en avril 2018 (après un lent ajustement par aérofreinage). Sa sensibilité est extrême (quelques dizaines de pptv -parties par trillion en volume) et il pourra à partir de son orbite faire des mesures aussi précises que celles de Curiosity au sol mais sur toute la surface de la planète. Il est dommage qu’il ne soit pas déjà opérationnel car le 24 janvier Mars a traversé le sillage d’une comète passée extrêmement près de la surface de Mars (moins de 1/10ème de la distance Terre Lune) et que cela aurait permis d’observer l’effet de l’entrée des poussières carbonées vaporisées dans l’atmosphère. Il faudrait aussi pouvoir analyser les atomes de carbone des molécules de méthane martien ; cela permettrait de savoir s’ils comportent une surabondance d’isotope 12 de cet élément puisque c’est celui qui est privilégié par la vie. Encore faudrait-il déposer des capteurs dans une des zones qui semblent les plus productives de méthane. Précisément Nili Fossae semble être la source la plus riche et c’est une des régions candidates pour l’atterrissage du rover Mars-2020 de la NASA. Avec ce rover et TGO nous sommes donc peut-être tout près d’obtenir l’explication recherchée !

Références:

https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103504002222

“Detection of methane in the Martian atmosphere: evidence for life?” par Vladimir Krasnopolski et al. Science direct, Icarus 172 (2004) 537-547; 20/08/2004.

https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2010/04/aa13178-09.pdf

“Mapping the methane on Mars” par S. Fonti et G. Marzo, Astrophysics & Astronomy, A51(2010 DOI:10.1051/0004-6361/200913178, publié début 2010.

https://www.nasa.gov/mission_pages/mars/news/marsmethane.html

“Martian methane reveals the red planet is not a dead planet” 15 01 2009, par Michael Mumma.

http://sci.esa.int/mars-express/45811-methane-on-mars-workshop-2009/?fbodylongid=2134

“Analyzing the consistency of Martian methane observations by investigation of global methane transport” par James A. Holmes et al. in Icarus 257 (2015) 23–32; disponible en ligne 20 April 2015.

Image à la Une : Visualisation d’un panache de méthane observé dans l’atmosphère de Mars au cours de l’été boréal. Crédit: Trent Schindler / NASA

Image ci-dessous; carte des concentrations de méthane sur Mars (première année d’observation). Crédit: NASA/Università del Salento. On voit clairement l’absence de méthane en hiver (hémisphère Nord), la reprise au printemps, la montée en puissance en été et l’abondance relative la plus forte en automne.

L’océan martien gagne en crédibilité et ses dates se précisent

Depuis que la dichotomie crustale martienne a été observée, les Terriens que nous sommes rêvent d’une planète semblable à la nôtre, avec un océan comme les nôtres qui, en l’occurrence, aurait occupé tout le Nord de la planète (« Oceanus Borealis »). Cela est tentant puisque l’on sait qu’il y a eu de l’eau liquide sur Mars, puisque le fond de l’océan présumé est beaucoup plus lisse et d’altitude beaucoup plus basse que les Hautes terres du Sud qui le bordent et puisque l’on observe des traces d’écoulements puissants dans la zone intertropicale, aboutissant aux Basses terres du Nord.

Il est avéré cependant que la surface de ces Terres du Nord est beaucoup plus pauvre en roches hydratées que les Terres du Sud (notamment en argile ou autres phyllosilicates). Par ailleurs les lignes de rivage apparentes sont moins nettes quand on s’en approche et elles varient considérablement en altitude selon de longues ondulations longitudinales (on dit qu’elles ne suivent pas une « surface équipotentielle »). La première impression, de nature géographique, a donc été reléguée pendant un temps dans la catégorie des fausses impressions intuitives mais depuis quelques temps, l’hypothèse de l’Océan global martien « refait surface ».

En effet, on a d’abord observé que la diélectricité était très faible (comparée à celle typique des matériaux volcaniques) dans tout le sous-sol de la région ce qui indique un sol occupé par de l’eau (glace) ou poreux (suite à la disparition par sublimation de la glace). On a ensuite considéré que les différences d’altitude dans la ligne de rivage diffuse pouvaient être dues à des mouvements internes de la planète ayant eu une influence sur son volume en surface (renforcement du socle volcanique de Tharsis, formation de la déchirure de Valles Marineris, volcans divers à la limite de la dichotomie crustale). On a encore jugée que la température de l’eau avait pu être trop froide, la profondeur trop faible et la permanence d’eau liquide trop courte pour que la transformation des roches par l’eau se soit produite, comme sur Terre. On a enfin observé dans des météorites martiennes que la composition isotopique de l’eau, plus précisément son rapport hydrogène / deutérium, était constante dans tous le bassin de l’océan présumé et que cette composition était différente de celle de l’eau atmosphérique et de l’eau du sous-sol profond, semblant indiquer qu’il y avait eu homogénéité d’un très large volume d’eau liquide en surface (autant qu’aujourd’hui dans l’Océan Arctique terrestre) occupant plus ou moins le volume du bassin de l’hémisphère Nord délimité par la dichotomie crustale.

Avec deux autres études dont l’une date de 2016 et l’autre toute récente (19 mars 2018), on a de nouvelles explications, logiques et fortes, sur le caractère diffus, en certains endroits, des lignes de rivage et les fortes variations en altitude de ces mêmes lignes.

Avant de les considérer, il faut au préalable remarquer que :

(1) la ligne de rivage a forcément changé tout au long des quelques 800 millions d’années où l’océan a été possible, même par intermittence. D’ailleurs deux des trois lignes étudiées par les auteurs  et qui correspondent à un océan à deux époques successives de l’Hespérien (entre – 3,7 et – 3,4 milliards), sont en retrait par rapport à la rupture de pente principale de la dichotomie crustale à la hauteur de laquelle se situe la première ligne (“Arabia”), parce que sans doute le volume d’eau disponible sur la planète était déjà réduit par rapport au volume présent à l’origine (au Noachien tardif, de -4,2 à -3,7 milliards).

(2) pour qu’il y ait ligne de rivage, il suffit qu’il y ait fluide. C’est-à-dire que l’océan peut avoir été de la glace plus ou moins fondue, recouvrant éventuellement de l’eau vraiment liquide, mais aussi contenant, mêlés à l’eau, des quantités plus ou moins importantes de matières solides, boue et roches, compte tenu de la violence de l’environnement (volcanisme, astéroïdes et flux cataclysmiques).

D’après les auteurs des deux nouvelles études, ce serait précisément cet environnement violent qui expliquerait l’imprécision des lignes. Ils remarquent en effet (a) des vestiges de flux lobés orientés vers le Sud et sur des distances plus ou moins importantes selon la pente du terrain (de quelques dizaines à plus de cent kilomètres) et (b) des lignes de reflux rapides encombrées de gros rochers.  Ils font le rapprochement entre ces reliefs et les impacts d’astéroïdes, remarquant à l’époque (fin de l’Hespérien, vers -3,4 milliards), la fréquence des cratères d’une trentaine de km de diamètres (espacés de 2 à 3 millions d’années en moyenne), coïncidant avec du volcanisme (épaississement de l’atmosphère et donc possibilité d’eau liquide). Ces traits de reliefs (on pourrait dire de grosses « éclaboussures ») correspondraient selon eux à des « tsunamis », résultant de ces impacts intervenus sur une planète disposant d’un atmosphère non négligeable et dans un milieu aqueux.

Par ailleurs on suppose maintenant de plus en plus que la constitution de la masse du bouclier volcanique de Tharsis a provoqué un « True Polar Wander » (« TPW » ou « dérive des pôles vraie ») c’est-à-dire un basculement en un seul bloc des couches supérieures de la planète par rapport à son axe de rotation. Le volcanisme spectaculaire de Tharsis (trois volcans géants sur un socle gigantesque de 5000 km de diamètre) apparaît en effet comme résultant d’une énorme et exceptionnelle fuite magmatique au travers de la croûte de Mars jusqu’à la surface, provoquée par une longue accumulation de chaleur à l’intérieur et une très grande difficulté à s’échapper du fait de l’épaisseur de la croûte. Tharsis par sa masse, a déséquilibré cette enveloppe extérieure de la planète qui a glissé sur le manteau visqueux (ou les deux sur le noyau liquide) jusqu’à se rééquilibrer après avoir atteint l’équateur. Le déplacement aurait été de l’ordre d’un angle de 20°. Ce déplacement a déformé la croûte d’autant qu’elle était déjà légèrement renflée à l’équateur du fait de la rotation de la planète et que ce renflement a dû se reformer autour du nouvel équateur. Ces déformations conjuguées à celle induite par l’intrusion d’une masse énorme de matière volcanique en surface, a pu provoquer l’ondulation en altitude de la ligne de rivage antérieure que l’on constate aujourd’hui. Par le même coup on peut dater l’Océan martien, d’environ – 4 milliards (avant Tharsis puisque la ligne de rivage la plus ancienne a dû être déformée par Tharsis aux environs de – 3,6 milliards), jusqu’à – 3,4 milliards (après que l’essentiel des flux cataclysmiques provoqués par Tharsis se soient épuisés). Cela sous-entend que, après que l’atmosphère primitive ait disparue (vers – 4 milliards), de nouveaux épisodes d’atmosphère relativement dense se soient reproduits, toujours par volcanisme, ce qui permit à nouveau à l’eau de couler sans se sublimer trop rapidement (marge de liquidité de quelques petites dizaines de degrés et températures fraîches) et donc de remplir à nouveau les Basses Terres du Nord par une vaste étendue liquide ou au moins fluide. Cela sous-entend aussi que ces épisodes de renforcements de densité atmosphérique étroitement liés au volcanisme devinrent exceptionnels à la fin de l’Hespérien / début de l’Amazonien (nettement avant – 3 milliards), mettant ainsi fin aux réapparitions de l’Océan martien.

Petit à petit se dessine ainsi une histoire, assez peu terrienne, qui explique la spécificité de Mars : un climat toujours froid et le plus souvent sec, une atmosphère rapidement dissipée, vers – 4 milliards d’années, et périodiquement faiblement reconstituée par le volcanisme, une eau liquide par intermittence, un océan mais peu d’hydratation de roches. On est bien à la limite de l’habitabilité de surface et peut-être que ces conditions n’ont pas été suffisantes pour l’émergence de la vie, ou juste suffisantes pour quelques tentatives sans lendemain. Dans cette direction, on peut encore avoir des surprises, par exemple découverte de quantités importantes de carbonates résultant du piégeage du CO2 par l’eau de l’Océan primitif (avant Tharsis), dans le fond de cet océan (c’est-à-dire sous le nappage volcanique et les alluvions qui l’encombrent sur plusieurs centaines de mètres) qui signifieraient plus de chaleur et de plus longues périodes d’atmosphère dense. Quoi qu’il en soit, même si Mars n’a jamais été une seconde Terre, elle lui a quand même ressemblé plus que toutes autres planètes que nous connaissons.

Image à la Une : carte de Mars (en projection de Mercator) de l’Astrogeology Science Center (USGS), établie selon les données recueillies par l’instrument Mars Orbiter Laser Altimeter ( MOLA) embarqué par la sonde Mars Global Surveyor (MGS); Crédits: NASA.

NB: La couleur bleue n’indique pas l’eau mais les surfaces situées en dessous du Datum. Les couleurs bleue ou ocre sont plus ou moins intenses selon la profondeur ou l’altitude. Le bloc ocre foncé à l’Ouest est le socle de Tharsis avec ses trois volcans géants. Olympus Mons est juste à gauche de l’ensemble. La tache bleue foncée au Sud Est est le bassin d’Hellas, la région la plus basse de la planète (-8 km par rapport au Datum).

Références :

(a) Mouginot et al.2012. Dielectric map of the Martian northern hemisphere and the nature of plain filling materials.Geophys. Res. Lett. 39, L02202.

(b) Tomohiro Usui et al. Meteoritic evidence for a previously unrecognized hydrogen reservoir on Mars. Earth and Planetary Science Letters 410 (2015) 140-151; Elsevier doi:10.1016/j.epsl.2014.11.022.

(c) Rodriguez, J. A. P. et al. Tsunami waves extensively resurfaced the shorelines of an early Martian ocean. Sci. Rep. 6, 25106; doi: 10.1038/srep25106 (2016).

(d) Robert Citron et al. Timing of oceans on Mars shoreline deformation. Nature, doi:10.1038/nature26144; publié le 19 mars 2018.

TESS va détecter par la méthode des transits les petites planètes de nos voisines stellaires

Entre le 16 avril et fin juin 2018, la NASA doit lancer le satellite TESS (« Transit Exoplanet Survey Satellite ») portant un assemblage de quatre télescopes pour détecter un maximum d’exoplanètes de type terrestre dans le « voisinage » de notre système solaire. L’objectif est de contribuer à améliorer nos connaissances sur une fraction de l’étrange bestiaire planétaire qui nous entoure.

La mission TESS a été conçue par le « Kavli Institute for Astrophysics and Space Research » du MIT avec pour « Principal Investigator » le Dr. George Ricker, astrophysicien. Ses partenaires sont un consortium américain constitué par le Goddard Space Flight Center de la NASA, le Lincoln Laboratory du MIT (centre de recherche du Département fédéral de la Défense), Orbital ATK (spécialiste de la construction de satellites), l’Ames Research Center de la NASA, le Harvard Smithsonian Center for Astrophysics, and le Space Telescope Science Institute (STScI) qui dirigera la recherche faite avec le futur James Webb Space Telescope (« JWST »), successeur de Hubble (et qui lui intégrera la recherche de TESS). Le lancement sera effectué par Space X à partir de Cap Canaveral avec une fusée Falcon 9. La mission primaire durera deux ans (il pourra y avoir extension). L’investissement d’ensemble (hors lancement) est de 337 millions de dollars, ce qui est « modeste » (la mission est classée « SMEX » pour « Small Explorer Mission » c’est-à-dire mission scientifique à coût modéré). TESS est vu comme un successeur de Kepler (lancé en 2009 et maintenant dans l’extension de sa mission, “K2”, jusqu’en 2019), un précurseur du JWST (qui sera lancé l’an prochain) et un complément de WFIRST (qui pourrait être abandonné, à la demande du gouvernement américain).

Image ci-dessous (crédit NASA), insertion de TESS dans le programme d’exploration des exoplanètes:

La méthode utilisée sera, comme avec Kepler, celle de la « détection des transits » c’est-à-dire de la diminution de la luminosité de l’étoile du fait du passage devant elle (c’est-à-dire entre elle et nous) d’une planète (cela donne le diamètre de cette dernière si on combine les données d’occultation avec celles du déplacement radial et la fréquence des transits). Les cibles sont (1) dans une sphère de 300 années-lumière de rayon, les planètes telluriques orbitant quelques 15.000 étoiles sélectionnées sur un potentiel de 200.000, soit de type « naines orange » (classées « K » dans le diagramme de Hertzprung-Russel), soit de type « naines jaunes » jusqu’à la taille du Soleil (classées « G ») ; ainsi que (2) dans un rayon de 100 années-lumière, les planètes telluriques orbitant environ un millier d’étoiles de type naines rouges (classées « M »). L’observation couvrira 85% de la voûte céleste. On peut constater tout de suite une différence essentielle avec Kepler qui, comme un crayon lumineux, explore un tout petit secteur du ciel (0,28%) mais sur une beaucoup plus grande profondeur (3000 années-lumière). Kepler ne peut de ce fait distinguer le transit que d’une population de planètes assez hétérogène (du fait que plus on s’éloigne, plus les planètes doivent être grosses pour, de notre point de vue, avoir un effet perceptible sur la lumière de leur étoile). Kepler est aussi beaucoup plus limité dans sa sensibilité. TESS pourra « traiter » des étoiles beaucoup plus lumineuses (30 à 100 fois plus), gérant donc un différentiel de lumière beaucoup plus important entre la planète et l’étoile (il est moins difficile de noter l’effet d’une même planète sur la lumière d’une naine rouge que sur celle d’une naine jaune).

TESS collectera la lumière avec quatre télescopes, complété chacun par une caméra CCD avec des éléments optiques qui créeront ensemble un champs de vision de 24° par 24° (quatre images juxtaposées en carré). En cas d’intérêt particulier, elles pourront être focalisées sur une seule étoile. L’instrument visera pour chaque hémisphère une succession de 13 bandes de 24°, constituées chacune de 4 carrés de 24° par 24° et couvrant l’ensemble du ciel du pôle à l’écliptique (en fait un peu plus, 96°). Il restera en opération 27 jours sur chaque bande. Kepler est sur une orbite héliocentrique, il suit la Terre sur son orbite, en s’en éloignant lentement. TESS sera positionné sur une orbite terrestre stable, très excentrique (jusqu’à l’orbite lunaire). Cette orbite tout en maintenant le satellite à proximité de la Terre sur la durée, permettra de maximiser la quantité de ciel qu’il pourra imager sans interruption pendant le temps donnée pour l’observation de chaque bande. Cela permettra aussi d’optimiser les conditions de températures et de radiations (en sortant des ceintures de Van Allen).

Image ci-dessous : plan d’opération de TESS (crédit NASA):

Vous remarquerez qu’il y aura chevauchement d’observations pour certaines régions du ciel (au fur et à mesure qu’on s’éloigne de l’écliptique et qu’on va vers les pôles).

Les détections de planète seront transmises aux observatoires terrestres pour examen avec d’autres méthodes pratiquées par ces observatoires, notamment celle des vitesses radiales permettant de connaître la masse des planètes. Elles seront aussi transmises au JWST lorsqu’il entrera en fonction dans un peu plus d’un an, pour l’analyse des atmosphères par spectroscopie. Le Dr. Ricker a très bien défini la mission de TESS. D’après ses propres termes, ce sera un « finder-scope » autant qu’un « télescope ».

L’intérêt de TESS sera de balayer l’ensemble de notre univers proche. Sa limitation viendra du fait qu’il n’utilisera que la méthode des transits. Cela ne permettra pas de voir les planètes des systèmes stellaires dont l’écliptique n’est pas orthogonale à notre visée ou avec un angle s’éloignant trop des 90°. Cela rendra aussi très aléatoire la détection de planètes en zone habitable d’étoiles de type solaire. En effet les planètes de ce type passent moins souvent devant leur étoile, environ une fois par an, car elles doivent en être éloignées d’environ une unité astronomique, comme la Terre, pour bénéficier d’une température permettant l’eau liquide. Par ailleurs, un transit doit être vérifié pour être certain qu’il résulte bien du passage d’une planète (pour Kepler trois transits sont requis) et aussi pour connaitre leur distance à l’étoile (durée de parcours de l’orbite pour un certain rapport de masses). On aura donc de la chance si on les observe passant devant leur étoile juste pendant la courte fenêtre des 27 jours d’observation (avec la réserve que certaines régions du ciel seront observées plus longtemps que d’autres, jusqu’à 351 jours aux pôles, comme expliqué ci-dessus, mais ce ne sera pas suffisant non plus). Et si on les aperçoit, il faudra attendre la fin de la mission primaire pour revenir fixer leur étoile pour essayer de constater d’autres transits de leur part. Les objectifs sur ce point sont d’ailleurs modestes. Les porteurs du projet espèrent observer 5000 transits et identifier 50 planètes de la taille de la Terre (et 500 inférieures à 2 fois la Terre*) sur un total de 20.000 exoplanètes dont 17.000 d’une taille supérieure à Neptune (pour mémoire, à ce jour Kepler a identifié 2342 exoplanètes et en considère 2245 de plus; l’ensemble des télescopes y compris Kepler, 3706). Il faut surtout s’attendre à trouver des planètes jouissant certes de la possibilité d’eau liquide en surface mais orbitant autour de petites étoiles de type naine rouge à une distance très courte les exposant à des forces de marée très forte (rotation synchrone à l’étoile ou « tidal lock ») et à des sursauts radiatifs très impropres au développement d’une forme de vie.

*NB : au-delà de deux fois la Terre, la masse d’une planète rocheuse génère une pression interne, une chaleur et des réactions qui en changent la nature.

Tess apportera donc sa pierre à la connaissance et à la compréhension de notre environnement mais son lancement ne doit pas faire oublier que la réalisation de son complément WFIRST est aujourd’hui menacée. Rappelons que ce dernier, si son abandon n’est pas confirmé, recueillerait, en direct, le rayonnement infrarouge des planètes et permettrait de déceler beaucoup moins difficilement et avec leur spectre propre, les fameuses planètes de type terrestre orbitant des étoiles de type solaire dans leur zone d’habitabilité.

Image à la Une : vue d’artiste du satellite TESS, vous remarquerez les quatre télescopes. Crédit NASA.

lien vers le site de la NASA: http://nasa.gov/tess