Des sites d’étude passionnants et des abris naturels essentiels s’offrent aux premiers hommes qui partiront pour Mars, ses cavernes. C’est peut-être là qu’on trouvera les plus intéressants des indices exobiologiques que l’on cherche et en tout cas les abris les plus efficaces et les plus faciles à utiliser par les premiers hommes. Pour les deux, elles présentent en effet l’avantage d’être bien protégées des radiations et de pouvoir abriter plus d’eau concentrée sous forme de glace, qu’en surface. Les cavités souterraines présentent de plus, pour ce qui est des habitats, la possibilité d’être beaucoup plus volumineuses que sur Terre.

En 2009, pour la 40^ème « Lunar & Planetary Science Conference », Nathalie Cabrol a dirigé une étude sur la « Détection des cavernes et la géologie génératrice de cavernes sur Mars ». Cette étude est la base de toute réflexion sur le sujet.

Deux types principaux de cavernes sont possibles : les tunnels de lave et les cavités creusées par des écoulements d’eau dans des sols boueux, impliquant éventuellement un volcanisme de boue. La différence essentielle entre ces types est évidemment la consistance de la roche « hôte », les milieux volcaniques offrant des parois beaucoup plus résistantes que les roches sédimentaires. Une autre différence est la localisation. Les tunnels de lave se trouvant davantage sur les flancs des volcans, en altitude (socle de Tharsis), dans un environnement d’atmosphère plus ténue (ce n’est pas indifférent pour l’occupation humaine). Enfin l’action de l’eau dans les sols boueux semble a priori plus favorable à l’évolution biotique et à la conservation des traces. En dehors de ces trois types, on trouve des gouffres résultant de failles tectoniques. A noter qu’étant donnée l’histoire très particulière du calcaire sur Terre, liée à une certaine forme de vie, il n’y a pas de formation purement karstique sur Mars. Cependant la géologie est souvent complexe et il existe des tunnels et cavernes qui résultent de la conjonction de différents facteurs. Je veux parler de Hebrus Vallis et Hephaestus Fossae. Ce sont évidemment les plus intéressants.

Avant de les décrire, il convient de définir différents phénomènes.

Les tunnels de lave sont formés par des coulées sur les flancs des cônes volcaniques, visqueuses avec un taux de liquidité plus ou moins prononcé (plus dans le cas de Mars, comme dans les îles hawaïennes). Le flux prend la forme de coulées, plus chaude à l’intérieur et moins sur les bords exposés à l’environnement plus froid. Cette différence définit des murs, un sol et une voûte. Lorsque la coulée cesse d’être alimentée par l’éruption, pourvu qu’elle puisse se déverser « quelque part », elle se vide et laisse une cavité en forme de galerie.

Les zones de boue sont le résultat de flux cataclysmiques provenant des hauteurs environnantes. Suffisamment liquides, elles s’étalent en nappes. Elles stagnent ensuite dans les zones d’altitudes basses où elles ont été accueillies (cuvettes) si elles ne peuvent être dissoutes et dissipées dans une étendue d’eau suffisante pour leur masse (Chryse planitia et sud d’Acidalia planitia à l’embouchure de Valles Marineris). L’accumulation des boues si elle est suffisamment épaisse produit un gradient de températures qui favorise l’évacuation des couches souterraines plus chaudes vers la surface où elles s’écoulent par des cheminées de pseudo-volcans (« volcans de boue »), d’autant plus que l’intérieur de la planète est chaud, donc que la croute est mince par rapport au magma du manteau.

Le pergélisol est le sol gelé riche en eau (les boues ci-dessus) qui résulte des températures particulièrement froides, circumpolaires sur Terre et omniprésentes en surface de Mars.

Il s’est produit dans les régions voisines de Hebrus Vallis et Hephaestus Fossae, centrées sur 15°N, entre le volcan Elysium Mons (24°N, au Nord-Est) et les hautes-terres du Sud (plus ou moins à l’équateur), un phénomène complexe qui associe le volcanisme magmatique, ayant des effets dans le pergélisol, avec le volcanisme de boue, et qui a créé des tunnels et cavernes étendus qui pourraient s’avérer extrêmement intéressants et utiles.

Dans le creux situé entre les deux élévations, la couche superficielle du sol formée par les alluvions qui en proviennent, était gelée (pergélisol), avec en profondeur, dans un environnement plus chaud, car plus proche du sous-sol volcanique, un aquifère. Avec le temps, 1) la pression de l’eau chauffée produisit des fractures dans le pergélisol, ce qui conduisit à du volcanisme de boue ; 2) l’aquifère s’assécha ainsi que les passages d’eau qui s’étaient formés dans les fractures du pergélisol ; 3) une intrusion de magma souterrain (« dike ») provoqua une fonte sévère du pergélisol qui s’écoula dans des vallées de débâcle ; 4) les flux furent captés par les cavernes asséchées qui les évacuèrent par les failles précédemment formées. Il en résulte aujourd’hui des réseaux de débâcle asséchés aux tracés particuliers. Les parcours de leurs vallées montrent des ruptures de débit (largeur et profondeur des vallées) extrêmement marquées et subites, signalant la présence de gouffres sous-jacents. On déduit aussi, à la vue des alignements de puits d’effondrement y donnant accès, le parcours de longs cheminements souterrains.

Sous le sol de ces deux sites voisins il y a donc en prolongement de vallées sèches dans un environnement où l’eau a séjourné longtemps, des cavernes profondes et/ou très allongées comme des tunnels, formant réseaux, les unes étant accessibles par les autres avec des accès intermittents en surface.

Réseaux de Hebrus Vallis à droite et Hesperaeus Fossae à gauche (“panel c” de l’illustration en fin d’article), les lignes jaunes indiquent les chenaux parcourant le sous-sol proche, in Infiltration of Martian outflow channel floodwaters into lowland cavernous systems (voir ref. ci-dessous)

Regardons maintenant ces cavités de plus près, quelle que soit leur origine, théoriquement puisqu’aucune n’a encore été explorée.

Pour des roches de même nature, la porosité du sol martien est très nettement inférieure à celle du sol terrestre en raison d’une gravité beaucoup plus faible (1 à 5% à 3 ou 4 km sur Terre, même pourcentage à -10 km sur Mars). En conséquence on peut espérer trouver des cavernes sur Mars jusqu’à -5 km contre -2 km sur Terre (les profondeurs peuvent être supérieures si les cavernes sont emplies d’eau (comme sous notre calotte Antarctique, à – 4 km). Et les volumes de ces cavernes pourraient être 4 fois plus importants (1,6³) que sur Terre avec des plafonds d’une portée de 60% supérieure (la largeur stable possible d’une caverne augmente selon l’inverse de la racine carrée de l’accélération gravitationnelle). Petit problème, si l’on choisit d’habiter dans une caverne, il faut que l’accès n’en soit pas trop difficile. On peut difficilement imaginer qu’il faille prendre un ascenseur (ou un escalier !) à chaque fois qu’on voudrait sortir !

Les températures du sol martien sont très froides car la planète s’est refroidie très vite en raison d’une masse beaucoup plus petite que celle de la Terre (1/10^ème). La croute est donc aujourd’hui beaucoup plus épaisse que celle de la Terre (pour Mars, 10 à 100 km, maximum sous Tharsis ; pour la Terre, 6 sous les Océans, 30 sous les continents, 70 sous les grandes chaines de montagnes) et le gradient des températures a une pente très « raide » (15 K par km, au début) ce qui fait qu’il faut plusieurs km à partir de la température de la surface du sol (215 K en moyenne) pour arriver à un point ou l’eau peut être liquide (en fonction aussi de la pression qui augmente). La température maximum pour la vie, estimée à 120°C, est atteinte sur Terre à -3 ou 4 km. Sur Mars elle se situerait plutôt vers -30 km (mais bien sûr cela varie en fonction de l’épaisseur de de la croûte puisque le manteau sous-jacent est beaucoup plus chaud que la croûte). A partir de la surface à l’équateur, l’eau pourrait être liquide vers – 4,7 km si elle est très saumâtre et vers – 8 km pour de l’eau douce. Quand on remonte vers la surface la température se refroidit.  Et au niveau où l’on trouve des cavernes (la plupart étant probablement quand même à moins des 5 km ci-dessus mentionnés) la différence avec la température de surface sera très réduite. La seule chose remarquable est que le sol étant thermiquement beaucoup plus inerte que l’atmosphère, il ne connait pas l’amplitude des variations journalière ou saisonnière de la surface. On estime donc qu’en moyenne, à quelques deux mètres de leur ouverture, les cavernes non éclairées auraient la température moyenne de surface (215 K précités). Le point de givrage de l’eau est, lui, autour de 200 K (rappelons que 273,15K = 0°C).

Dans ces conditions, une caractéristique jusqu’à présent non étudiée et qui vient de l’être sur le plan théorique (décembre 2020 par Norbert Schörghofer), est celle de la glace d’eau dans ces cavernes. Il semble que les parois de très nombreuses cavernes martiennes puissent être recouvertes de glace du fait d’une sursaturation en humidité (même si l’atmosphère comprend très peu de vapeur d’eau, celle-ci se condense en glace avec le froid). Compte tenu du mouvement de l’atmosphère, il y aurait déchargement de glace d’eau au contact des parois plus froides. Par sublimation inverse, les cristaux de glace recouvriraient les parois (plutôt le haut et le plafond que le bas). Le processus serait très lent (pour ordre d’idée, 1 cm d’épaisseur après une période de 2000 ans) puisque la quantité d’eau est faible mais ces cavernes sont très anciennes (plusieurs millions d’années) et donc la couche de glace pourrait être assez épaisse. A noter qu’il ne devrait y avoir ni stalagmite, ni stalactite puisque l’eau ne peut être sous forme liquide (pas de « goutte à goutte » !) mais que le sol pourrait être jonché de plaques de glace détachées de la voute (du fait de leur poids). Imaginez les recherches planétologiques et exobiologiques que l’on pourrait faire dans cet environnement et (après étude !) l’utilisation que pourrait faire un établissement humain de la glace (étant donné que les volumes pourraient être très limités puisqu’il y aurait un recyclage intensif de l’eau utilisée) !

Ainsi les premiers hommes sur Mars auraient toutes les raisons pour s’établir dans les cavernes, comme leurs prédécesseurs très lointains lorsqu’ils voulurent se protéger des animaux et des rigueurs du climat terrestre. Retournement de situation qui donne à penser et à espérer puisque nous pouvons anticiper un développement aussi prodigieux pour nos descendant que celui qui s’est étendu depuis nos ancêtres jusqu’à nous.

Illustration de titre : Gouffre « Jeanne », photo HiRISE (2007), High Resolution Imaging Science Experiment, caméra embarquée à bord de l’orbiteur MRO. Le gouffre est situé au Nord-Est d’Arsia Mons, un des volcans dominant le socle de Tharsis. Crédit NASA.

Illustration ci-dessous: vues des lits asséchés des écoulements d’eau dans la région d’Hebrus Vallis. On voit nettement les ruptures de débit impliquant des gouffres et des prolongations souterraines des écoulements (outre, bien sûr, les lits à découvert, creusés dans la boue), in Infiltration of Martian outflow channel floodwaters into lowland cavernous systems (voir ref. ci-dessous)

Illustration ci-dessous: une caverne intéressante dont la photo a été prise par la caméra HiRISE (NASA) à bord de l’orbiteur MRO. Elle est située près du volcan Arsia Mons. Comme vous le voyez on accède à la partie souterraine par une pente douce qui pourrait être accessible aux véhicules. Il conviendrait évidemment d’explorer l’intérieur de la caverne avant d’entreprendre de s’y installer. NB: cette photo est reprise dans l’étude ci-après : G.E. Cushing – Candidate cave entrances on Mars. Journal of Cave and Karst Studies, v. 74, no. 1, p. 33–47. DOI: 10.4311/
2010EX0167R

Références, liens :

https://mars.nasa.gov/resources/21879/hebrus-valles/

Lava tubes on Earth, Moon and Mars: A review on their size and morphology revealed by comparative planetology par Francesco Sauro, Riccardo Pozzobon, Matteo Massironi, Pierluigi De Berardinis, Tommaso Santagata, Jo De Waele.  Earth-Science Reviews, 2020; 103288 DOI: 10.1016/j.earscirev.2020.103288

Geological evidence of planet-wide groundwater system on Mars, par F. Salese et al. 2019 : https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2018JE005802

Detection of cave and cave bearing geology on Mars. Nathalie Cabrol et al. 2009: Cabrol 2009 1040.pdf

Modern geothermal gradients on Mars and implications for subsurface liquids. N. Hoffman, Earth Sciences, La Trobe University, Melbourne 3086, 2001 : https://www.lpi.usra.edu/meetings/geomars2001/pdf/7044.pdf

Infiltration of Martian outflow channel floodwaters into lowland cavernous systems J. Alexis, P. Rodriguez et al. https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1029/2012GL053225

Ice caves on Mars, Hoarfrost and microclimates. Norbert Schörghofer, 9 decembre 2020 : https://www.researchgate.net/publication/347951956_Ice_caves_on_Mars_Hoarfrost_and_microclimates

Evidence for pervasive mud volcanism in Acidalia Planitia, Mars, Dorothy Oehler, 2010: https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0019103510001405

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Index L’appel de Mars 21 06 25