Des mécanismes exotiques liés à la glace carbonique à l’origine de ravines sur Mars

Depuis 2000, les caméras embarquées sur les satellites en orbite autour de la planète Mars nous ont envoyé de multiples images montrant la présence de chenaux et de cônes de débris, semblables à ceux créés sur Terre par l’action de l’eau liquide sur les pentes d’éboulis, avec parfois un parcours sinueux. La formation de ces ravines semblait récente, de quelques millions d’années à seulement quelques années. Elles relançaient l’idée que des quantités non négligeables d’eau liquide potentiellement propice à une forme de vie pouvaient se former sur la planète Mars aujourd’hui.

Le rôle de l’eau liquide dans la genèse des ravines a toutefois été récemment remis en question par des clichés de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), obtenus en surveillant régulièrement certains réseaux de ravines. Ces clichés ont révélé la formation actuelle de nouveaux chenaux, à des saisons où les températures sont beaucoup trop basses pour imaginer que de l’eau, même salée, puisse contribuer à un écoulement liquide. Par contre, les observations de HiRISE sur MRO et une récente étude menée par M. Vincendon de l’IAS (données de spectroscopie infrarouge des instruments OMEGA sur Mars Express et CRISM sur MRO) ont montré que le creusement des nouveaux chenaux semblait se dérouler lorsque que de la glace de CO₂ était présente. Mais comment expliquer qu’une fine couche de glace de CO₂ saisonnière (quelques dizaines de centimètres d’épaisseur) puisse provoquer la formation de coulées impliquant des dizaines, voire des centaines de m³ de matériau ?

Des modèles numériques de C. Pilorget (IAS) et de F. Forget (LMD), qui permettent de simuler le cycle du CO₂ sur Mars en surface et dans le sous-sol, ont apporté de nouvelles réponses sur les mécanismes possiblement en jeu. Ces modèles ont notamment montré qu’il existait sous la glace de CO₂ chauffée par le Soleil d’intenses mouvements de gaz, pouvant potentiellement déstabiliser et fluidifier le sol jusqu’à parfois créer des coulées d’aspect analogue à celles générées par un liquide. Des simulations réalisées pour différentes latitudes et pentes ont permis d’expliquer la distribution spatiale et l’orientation des pentes des sites où la formation de chenaux a été observée ces dernières années. En explorant l’impact de l’obliquité de Mars, qui a varié entre 25 et 35° au cours du dernier million d’années de son histoire, il a également été observé une bonne corrélation entre les prédictions du modèle et la distribution des ravines sur Mars. Le mécanisme identifié, qui ne nécessite pas d’eau liquide, pourrait dont constituer un processus majeur dans la formation des ravines martiennes, même si le rôle de processus complémentaires n’est pas à exclure.