Note Importante: s'il vous plait ayez à l'esprit que certaines des idées exprimées dans cet article se sont révélées quelques peu pessimistes par la suite. Par exemple, de nombreux scientifiques considèrent maintenant qu'une eau gelée à zéro degrés ou même en dessous n'est jamais absolument gelée mais surmontée d'un minimum d'eau liquide. Les estimations des températures ont également été revues. De fait, si une température de -60 degrés Celsius est souvent considérée comme un maxima, cette température s'applique à l'atmosphère à plusieurs pieds au-dessus du niveau du sol, et non au sol lui-même. Au sol, là où ce sol chauffe, des phénomènes de réflectivité locaux pourraient facilement créer des zones certes modestes mais où la température dépasserait les 0 degrés.
Les indications découvertes dernièrement dans une roche que des microbes extraterrestres ont pu avoir autrefois vécu loin de notre planète remue des sentiments de crainte. Mais ces affirmations récentes évoquent également des pensées de Percival Lowell, un astronome américain bien connu du début du 20ème siècle, qui avait tourné son télescope vers Mars et y avait vu un vaste réseau de canaux encadrés par de la végétation. Sa suggestion que Mars a hébergé une telle luxuriance a fait que beaucoup de gens ont cru que la surface de la planète aurait des conditions fort peu différentes de celles sur terre. Mais dans les années 60 trois vaisseaux spatiaux Mariner ont volé vers Mars et ont indiqué la vraie rudesse de son environnement.
Les observations de ces sondes automatisées ont indiqué que Mars a une atmosphère qui est ténue, froide et sèche. Cette couverture mince, composée presque entièrement d'anhydride carbonique, fournit moins de un pour cent de la pression que l'on trouve sur Terre au niveau de la mer. Les images transmises par radio pendant ces premières rencontres passagères il y a trois décennies étaient brouillées et peu nombreuses, mais elles étaient autrement plus précises que les vues télescopiques de Lowell. La caméra de Mariner n'a montré aucun canal, aucune eau et aucune végétation. Elle a présenté seulement une surface d'apparence lunaire. Les scientifiques prudents ont rapidement écarté toute notion que le climat sur Mars soit suffisamment chaud ou humide pour soutenir la vie.
Avec son orbite éloignée - 50 pour cent plus loin du soleil que la Terre - et sa mince couverture atmosphérique Mars subit des conditions atmosphériques glaciales. Les températures de surface font une moyenne typiquement d'environ -60 degrés de Celsius (- 76 degrés de Fahrenheit) à l'équateur et peuvent plonger à -123 degrés Celsius près des pôles. Seul le soleil de midi aux latitudes tropicales est assez chaud pour dégeler la glace occasionnellement, mais toute eau liquide formée de cette façon s'évaporerait presque immédiatement en raison de la basse pression atmosphérique.
Bien que l'atmosphère contienne une faible proportion d'eau, et que des nuages de glace d'eau se développent parfois, l'essentiel de la météorologie Martienne consiste en vents de poussière ou d'anhydride carbonique. Chaque hiver, par exemple, une tempête de neige d'anhydride carbonique gelé fait rage au-dessus d'un pôle, et quelques mètres de cette neige de glace sèche s'accumulent pendant que l'anhydride carbonique précédemment gelé s'évapore de la calotte polaire opposée. Pourtant même sur le pôle estival, où le soleil reste dans le ciel toute la journée, les températures ne se réchauffent jamais assez pour fondre l'eau congelée.
En dépit des traces abondantes des conditions froides et sèches, l'impression que Mars serait un monde perpétuellement sec et glacé avait largement perdu du terrain depuis que les sondes Mariner avaient rapporté leurs premiers résultats. Les scientifiques planétologues, qui continuent à examiner les données volumineuses de Mariner et des missions Viking postérieures des années 70, se rendent compte maintenant que Mars a eu une histoire climatique complexe - une histoire qui a peut-être été ponctuée par de nombreux épisodes relativement chauds. Par moments, des volumes énormes d'eau ont coulé librement à travers la surface de la planète. Avant de considérer ce que signifie ce fait étonnant pour la possibilité que la vie ait évolué sur Mars ou la stratégie pour les prochaines phases de l'exploration martienne (qui démarrent en ce moment), il sera instructif de passer en revue comment cette inversion de la manière dont Mars est perçu est survenue.
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Des lacs de cratère peuvent être trouvés sur terre dans les dépressions laissées après un impact d'un astéroïde ou d'une comète. Le Nouveau Cratère au Québec est un exemple typique de la formation d'un tel lac. Un corps semblable a pu avoir en son temps occupé un cratère à fond plat des montagnes martiennes, qui montre une pente en terrasses (position 8 heure) et un canal de sortie profondément incisé (position 3 heure). |
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En scrutant les images que Mariner et Viking ont obtenu à partir de l'orbite, les scientifiques planétologues ont vite remarqué que la plupart des vieux cratères de Mars (à la différence des cratères lunaires) sont érodés et que des caractéristiques ressemblant à des coulées de boue se voient autour de presque chaque grand et jeune cratère sur Mars. Un tel "éjecta" boueux représente probablement les restes congelés d'une phase cataclysmique dans le passé où un astéroïde ou une comète a heurtée la surface martienne, fondant une surface de pergélisol glacial (où un sol saturée avait été gelée) et excavant un grand trou qui a atteint une zone contenant de l'eau liquide profondément sous le sol. Vers la fin des années 70 les planétologues ont conclu qu'une quantité considérable de glace et d'eaux souterraines était présente au-dessous de la surface martienne dans la plus grande partie de l'histoire de la planète.
Pourtant tous les cratères martiens n'ont pas ces écoulements boueux qui les entourent. De plus petits cratères apparaissent plus comme leurs équivalents de la lune, avec de simples stries d'un éjecta sec dispersées autour d'eux. Près de l'équateur de Mars, seul les cratères de plus d'environ quatre kilomètres de diamètre montrent l'éjecta boueux, mais plus près des pôles de Mars, des cratères aussi petits que d'un kilomètre de large ont également des reliques de coulées de boue. Cette dépendance à l'égard de la latitude survient parce que la couche exempte de glace sous la surface varie en épaisseur. Cette couche se prolonge plus profondément sous la surface près de l'équateur (d'environ 800 mètres) que près des pôles parce que la chaleur relative des tropiques martiens purge une grande partie de la sub-surface de son eau congelée. Par conséquent, près de l'équateur seul l'impact des plus grands objets (c'est-à-dire, ceux qui laissent les cratères relativement grands) creusera vers le bas à travers la couche supérieure pour chauffer le pergélisol glacial souterrain et pour libérer un torrent de boue.
Les chercheurs ont depuis lors trouvé d'autres indications qu'un substrat épais de sol gelé existe sur Mars. Ils ont également identifié des évidences de ce que la glace s'était autrefois formée sur la surface, où elle semble avoir créé des paysages caractéristiques des glaciers. Ces caractéristiques incluent des arêtes de rocailles déposées par la fonte des glaciers à leurs limites et des lignes sinueuses de sable et de gravier déposés sous des glaciers par des rivières coulant sous la glace (ce que l'on appelle des eskers).
Beaucoup de paysages éloquents sur Mars ressemblent à des sites glaciaires sur terre. Par exemple, le terrain piqueté sur Mars correspond à un équivalent terrestre appelé thermokarst, qui se forme quand la glace contenue dans des niveaux peu profond fond et fait s'effondrer le sol. Des lobes en forme de tablier de débris rocheux vus sur les flancs de quelques montagnes martiennes pourraient être ses glaciers couverts de rocailles. Ou, plus probablement, ils représentent des "glaciers de roche," comme ceux qui se forment dans les marges de l'Alaska et dans les vallées sèches antarctiques sur terre. Ces surfaces en pentes distinctives se produisent après que des milliers de cycles de gel-dégel fassent descendre lentement le long de la pente le mètre supérieur ou à peu près de sol qui est imbibé d'eau.
Les caractéristiques glaciaires et les éjecta boueux autour des cratères ne sont pas les seuls exemples de formations sues à l'eau à la surface de Mars. A certains endroits, des vallées sinueuses d'un kilomètre de large et des centaines de réseaux se forment, longs de plusieurs kilomètres. Carl Sagan d'université de Cornell, Victor R. Baker de l'université de l'Arizona et leurs collègues ont suggéré dans les années 70 que de telles cuvettes aient été créées par de l'eau courante. D'autres vallées martiennes ont des points de départ émoussés et les tributaires courts, des caractéristiques qui sont typiques de l'érosion par des eaux souterraines qui les "sapent." Ce processus, courant sur terre, est le résultat de l'infiltration de l'eau de sources souterraines, lesquelles causent l'érosion des sols et des roches de la surface.
Les images de Mars indiquent également d'énormes canaux de déluges gravés sur la surface. Certaines de ces structures ont plus de 200 kilomètres de large et peuvent s'étirer sur 2.000 kilomètres ou plus. Ces canaux émanent de ce qui s'appelle le terrain chaotique, des régions de rocailles éparses et chaotiques qui se sont apparemment effondrée quand les eaux souterraines ont soudainement jailli à l'extérieur. Les inondations consécutives ont découpé des vastes canaux, laissant des îles profilées de plus de 100 kilomètres de long et creusant des trous caverneux de plusieurs centaines de mètres de profondeur. Baker a comparé les canaux des déluges martiens à des caractéristiques d'inondations semblables mais plus petites que l'on trouve sur terre dans des parties de l'état de Washington et de l'Orégon. Ces zones creusées de rigoles du nord-ouest Pacifique se sont formées après qu'un glacier qui avait endigué un grand lac se soit soudainement ouvert et ait causé une inondation catastrophique.
La géométrie des canaux d'inondations martiens indique que l'eau pourrait avoir coulé sur la surface aussi rapidement que 75 mètres par seconde (170 miles par heure).
Michael H. Carr de l'US Geological Survey estime que la vaste quantité de l'eau nécessaire pour créer ces nombreux et énormes canaux aurait été suffisante pour remplir l'océan global de Mars qui avait 500 mètres de profondeur, bien que tout ce liquide ne se soit pas écoulé en même temps. Une source pour cette grande quantité d'eau a pu avoir été un lac profond dans Valles Marineris, une région sur Mars en partie couvert de couches sédimentaires qui semblent être d'anciens dépôts de lac. L'eau pourrait également avoir jailli d'un grand réservoir sous le pergélisol imbibé de glace qui aurait été chauffé par la chaleur de l'intérieur de la planète.
Pourquoi est-ce qu'une accumulation si grande d'eau souterraine aurait du inonder soudainement la surface? Les scientifiques sont incertains de la cause exacte, mais ces eaux souterraines pourraient avoir commencé à couler après que le pergélisol glacial les couvrant se soit aminci et se soit affaibli, peut-être en raison d'un réchauffement soudain du climat, du volcanisme ou des soulèvements tectoniques. Peut-être qu'un grand impact ou tremblement du à un météore a déclenché ce cataclysmique. Une fois que l'eau avait jailli de sous la surface, l'anhydride carbonique qui sature ces eaux souterraines - un aqua seltzer martien en quelque sorte - peut avoir éclaté en énormes geysers, minant encore plus la stabilité des couches souterraines saturées. Le résultat devait produire le terrain chaotique, des inondations et des coulées de boue d'une magnitude qui a rarement, voire jamais, été atteinte par un déluge terrestre.
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Galcier rocheux. |
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Quelques secteurs de montagne sur Mars contiennent des systèmes étendus de vallées qui se sont écoulées dans des dépressions de dépôts sédimentaires. Ces basses terres étaient en un temps pleines d'eau. Le plus grand de ces lacs martiens a rempli deux bassins d'impacts colossaux appelés Hellas et Argyre.
Mais ces lacs ont pu ne pas avoir été les plus grandes eaux superficielles sur la planète. Les groupes de recherche menés par David H. Scott et Kenneth L. Tanaka de l'US Geological Survey et par Jeffrey M. Moore du centre de recherches Ames de la NASA ont indépendamment conclu que les inondations répétées des canaux de sortie se sont déversés vers le Nord et ont formé une succession de lacs et de mers passagers. Nous avons interprété beaucoup de caractéristiques encadrant ces bassins antiques comme des inscriptions des glaciers qui se sont par le passé déversés dans ces eaux superficielles profondes. Tanaka et Moore pensent que les couches épaisses de dépôt déposées dans ces mers s'étendent maintenant à travers une grande partie de l'étendue des plaines nordiques. Selon plusieurs évaluations, une des plus grande des mers nordiques sur Mars pourrait avoir déplacé le volume combiné du Golfe du Mexique et de la Mer Méditerranée.
Pourtant même cette grande eau superficielle a pu ne pas avoir été l'exemple suprême: il a pu y avoir eu un océan sur Mars. Dès 1973, feu Henry Faul de l'université de Pennsylvanie a soulevé cette possibilité intrigante dans un papier qu'il a avec romantisme intitulé "la falaise de Nix Olympica." Tout naturellement, étant donné le manque des données d'observations alors disponibles, le papier n'a jamais été accepté pour publication. Mais pendant la décennie passée, d'autres chercheurs, travaillant avec l'information acquise pendant les missions de Viking, ont réhabilité l'idée de Faul.
Par exemple, en 1989 Timothy J. Parker et ses collègues au Jet Propulsion Laboratory à Pasadena, Californie, a encore proposé un océan nordique (arguant du fait que beaucoup de caractéristiques dans les plaines nordiques ont l'air d'avoir résulté d'une érosion côtière). Pour augmenter ses chances d'être publié, cependant, ils ont délibérément obscurci la portée provocatrice de leur travail de morphologie transitoire avec ce titre banal "Morphologie Transitionnelle dans la région occidentale de Deuteronilus Mensae de Mars: Implications pour la modification de la frontière entre les basses terres et les hautes terres." Dans un papier suivant, ces chercheurs ont essayé un titre plus franc pour leurs idées: "Géomorphologie côtière des plaines nordiques de Mars." Motivé en partie par un tel travail, Baker et plusieurs collègues (nous y compris) avons appelés cet océan nordique hypothétique Oceanus Borealis. Nous avons calculé qu'il était probablement quatre fois plus grands que l'océan arctique sur terre, et nous avons proposé un scénario pour les actions du cycle de l'eau sur Mars qui pourrait l'avoir expliqué.
Considérant que la plupart des scientifiques planétaires sont maintenant d'accord pour penser que les grandes eaux superficielles se sont formées à plusieurs reprises dans les plaines nordiques sur Mars, beaucoup n'acceptent pas qu'il y avait jamais eu là un véritable océan. Certains envisagent que seule de vastes boues, ou océan de boue, ait existé. De toute façon, il est clair que des quantités énormes d'eau aient par le passé circulé sur la surface de Mars. Pourtant le destin de cette eau demeure inconnu. Une partie d'elle a pu avoir filtré à fleur de sol et s'être congelée dans le pergélisol. Certaines eaux ont pu avoir gelé sur place et pourraient maintenant s'étendre à travers une grande partie du sol des plaines nordiques, cachées par un manteau de poussière et de sable [NdT: prophétique; c'est bien ce qu'a révélé la sonde Odyssey en 2003]. Une certaine quantité de cette eau a pu simplement s'être évaporée, pour être plus tard perdue dans l'espace ou pour se déposer en tant que neige aux pôles.
Bien que les images des paysages laissés par les glaciers antiques, les vallées, les lacs et les mers soient un fort testament du passé riche en eau de Mars, des preuves viennent également d'autres sources. Des mesures spectroscopiques de Mars depuis la Terre indiquent la présence de minéraux d'argile. Plus directement, les deux landers qui se sont posés sur la surface pendant les missions Viking ont analysé le sol martien et ont constaté qu'il contient probablement 10 à 20 pour cent de sels. Les roches martiennes, comme celles de la terre, réagissent aux minerais de sel en formant de l'argile une fois exposée à l'eau. Mais une telle formation chimique ne peut pas vraisemblablement se produire dans les conditions froides et sèches qui règnent maintenant sur Mars.
Certains scientifiques ont également étudié les roches martiennes trouvées ici sur terre. Ces rares échantillons de la surface de Mars ont été soufflés dans l'espace par l'impact d'un astéroïde ou d'une comète et sont tombés plus tard sur la terre en tant que météorites. Allan H. Treiman, de l'Institut Lunaire et Planétaire à Houston et James L. Gooding du Centre Spatial Johnson de la NASA ont montré lors des dernières années que des minerais dans certaines de ces météorites dites SNC ont été chimiquement altérées par de l'eau fraîche et salée, tandis que d'autres ont été affectés par des solutions hydrothermiques plus chaudes. Leurs conclusions impliquent que Mars a eu une fois un climat relativement chaud et humide et a pu avoir eu des sources chaudes. Peut-être se peut-il que les conditions étaient correctes pour la vie.
Cette possibilité a inspiré David S. McKay du Centre Spatial Johnson de la NASA et ses collègues pour examiner une météorite SNC pour y chercher des signes d'une vie martienne passée. Bien que leur conclusion que des microbes fossiles sont présent soit ouverte à la discussion (qui se poursuit en effet avec vigueur), la composition de la roche qu'ils ont étudiée - les ruptures étant remplies par des minerais qui ont probablement précipité d'une solution aqueuse - ont indiqué que les conditions sur Mars il y a milliard d'années auraient été compatibles avec l'existence de la vie.
En accord avec cette évaluation, beaucoup de physiciens atmosphériques avaient déjà conclu que Mars a perdu d'immenses quantités de vapeur d'eau dans l'espace au cours du temps. Leurs calculs théoriques sont en bon accord avec des mesures faites par les diverses sondes spatiales soviétiques qui ont montré que des atomes d'oxygène et d'hydrogène (dérivées de la perte de l'eau atmosphérique exposée à la lumière du soleil) s'échappent de Mars. La perte continue de ces éléments implique que Mars doit avoir eu dans le passé toute l'eau requise pour remplir l'Oceanus Borealis.
Mais l'eau n'était pas la seule substance perdue. Récemment David M. Kass et Yuk L. Yung de l'Institut de Technologie de Californie ont examiné l'évolution de l'anhydride carbonique - un gaz a effet de serre - dans l'atmosphère de Mars. Ils ont constaté qu'avec le temps, d'énormes quantités d'anhydride carbonique s'est échappé vers l'espace. Cette quantité d'anhydride carbonique gazeux aurait constitué une atmosphère martienne qui aurait eu trois fois la pression trouvée sur la surface de la terre. L'effet de serre chaude de ce gaz aurait été suffisant pour chauffer la majeure partie de la surface de Mars au-dessus du point de congélation de l'eau. Ainsi, de ce point de vue également il semble tout à fait plausible que le climat sur Mars était par le passé beaucoup plus chaud et plus humide qu'il ne l'est aujourd'hui.
Pourtant beaucoup de questions demeurent au sujet de la façon dont l'eau pourrait s'être arrangée sur la surface de Mars: Y avait-il réellement un océan? L'eau s'est-t-elle déplacée rapidement entre différents réservoirs? Quand et pendant combien de temps y avait-il eu un Mars humide? Bien que la synchronisation absolue de ces événements demeure inconnue, la plupart des chercheurs pensent que l'eau a sculpté la surface de Mars à de nombreuses occasions dans toute l'histoire de la planète. La perte constante de l'eau et de l'anhydride carbonique de l'atmosphère suggère que les époques primitives sur Mars (c'est-à-dire, milliards il y a des années) aient pu avoir été particulièrement chaudes et humides. Mais certaines périodes favorables ont pu également avoir été relativement récentes: Timothy D. Swindle de l'Université de l'Arizona et ses collègues ont étudié des minerais dans une météorite SNC qui ont été créés par le changement aqueux et ils ont déterminé qu'ils ont été formé il y a 300 millions d'années - un temps long pour les normes humaines mais seulement quelques pour cent de l'âge du système solaire qui a 4.6 milliards d'années. Leur résultat a été cependant accompagné d'un degré considérable d'incertitude.
Il est également difficile mesurer exactement la durée des périodes humides sur Mars. Si les paysages érodés de Mars se sont formés dans des conditions typiques des environnements glaciaires terrestres, plus de quelques milliers mais moins qu'environ un million d'années de climat chaud et humide sont nécessaires. Si ces conditions avaient été maintenues sensiblement plus longtemps, l'érosion aurait vraisemblablement effacé toutes sauf quelques-unes des traces de cratères d'impact, juste comme elle l'a fait sur Terre.
Cette limitation ne s'applique pas à l'histoire des débuts de la planète, il y a des milliards d'années, avant que les cratères maintenant visibles de se soient formés. Un jeune Mars aurait pu avoir une érosion vigoureuse lissant son visage. Mais par la suite, pendant que la planète glissait vers l'âge moyen, son visage est devenu froid, sèche et marqué de cratères. C'est seulement à des intervalles dispersés que la chaleur aurait depuis lors rajeuni la surface de la planète dans certaines régions. Pourtant le mécanisme qui cause le basculement de Mars entre les régimes doux et glacials demeure en grande partie mystérieux [NdT: l'orbite excentrique et variable de Mars, qui la rapproche et l'éloigne tantôt du soleil, pourrait jouer un rôle essentiel, qui n'a pas encore été évalué à ma connaissance.]. Les scientifiques peuvent seulement maintenant oser des explications brutes pour la façon dont ces changements de climat pourraient s'être produits.
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LES ESKERS sont des arêtes sinueuses composées de sable et de gravier déposés par les rivières qui ont autrefois couru sous une couche de glace. Ils semblent exister sur le plancher du bassin d'Argyre sur Mars, ce qui indique que les glaciers de fonte ont par le passé couvert ce terrain. |
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Une des hypothèses comporte les décalages dans l'obliquité, l'inclinaison de l'axe de rotation depuis sa position idéale, perpendiculaire au plan orbital. Mars, comme la terre, est maintenant penchée d'environ 24 degrés, et changements de cette inclinaison se prduisent régulièrement au cours du temps. Jihad Touma et Jack L. Wisdom du Massachusetts Institute of Technology ont découvert en 1993 que, pour Mars, l'inclinaison peut également changer brutalement. Les excursions de l'axe d'inclinaison par une gamme de non moins que 60 degrés peuvent se reproduire sporadiquement tous les 10 millions d'années ou à peu près. En outre, l'orientation de l'axe d'inclinaison et de la forme de l'orbite suivie par Mars changent cycliquement avec du temps.
Ces machinations célestes, en particulier la tendance de l'axe de rotation à plus s'incliner, peuvent causer des extrêmes saisonniers de la température. Même avec une atmosphère mince telle que celle qui existe aujourd'hui, les températures d'été aux latitudes moyennes et élevées de Mars pendant des périodes où il y a une grande obliquité pourraient être monter au-dessus de zéro pendant des semaines, et les hivers Martien auraient été encore plus rudes qu'ils ne le sont actuellement.
Mais avec le chauffage suffisant d'un pôle en été, l'atmosphère a pu avoir changé fondamentalement. Les dégagements du gaz du chapeau polaire chauffé, des eaux souterraines de seltzer ou de pergélisol riche en anhydride carbonique ont pu avoir suffisamment épaissi l'atmosphère pour créer un climat provisoire de serre chaude. L'eau pourrait alors avoir existé sur la surface. Les réactions chimiques aqueuses pendant de telles périodes chaudes formeraient à leur tour les sels et les carbonates dans les roches. Ce processus absorberait lentement l'anhydride carbonique de l'atmosphère, réduisant de ce fait l'effet de serre chaude. Un retour aux niveaux modérés de l'obliquité pourrait plus tard refroidir la planète et précipiter la neige de glace sèche, amincissant l'atmosphère encore plus et renvoyant Mars à son état normal et glacial.
Cette théorie de changement climatique doit être examinée, mais les nouvelles observations et de nouvelles perspectives viendront assurément d'une décennie de visites de vaisseaux spatiaux sur Mars. Les expéditions commencent ce mois par le lancement des sondes américaines et russes. Ce programme d'exploration avait été prévu pour se conclure en 2005 avec le retour de roches martiennes. Mais la découverte de ce qui peut être des microbes fossiles dans une météorite de SNC a motivé à tenter d'obtenir des échantillons martiens plus tôt de sorte que les scientifiques puissent mieux évaluer si des micro-organismes ont existé il y a plusieurs milliard d'années - ou même plus récemment.
Les vaisseaux spatiaux américains qui se mettront bientôt en route incluent Mars Pathfinder et Mars Global Surveyor. Pathfinder atterrira sur une plaine rocailleuse d'un canal de déluge qui a par le passé alimenté une mer antique. Bien que non équipé pour rechercher directement des signes de la vie, ce lander libérera un petit véhicule nomade pour explorer les environs immédiats. Surveyor prendra des images depuis son orbite qui pourront résoudre des caractéristiques de justes quelques mètres de large. Les mesures de ce vaisseau spatial permettront également à des scientifiques de faire des cartes topographiques détaillées et de rechercher des dépôts de glace comme de nouvelles traces de glaciers, de lacs et de fleuves anciens. L'information recueillie par ces prochaines missions devrait donner à des scientifiques une image plus claire de ce à quoi Mars a ressemblé pendant son dernier épisode d'un climat plus chaud, peut-être il y a 300 millions d'années dans le passé.
Il y a 300 millions d'années de cela sur terre, les amphibies ont évolués à partir des poissons qui avaient rampé hors de la mer et des littoraux marécageux. D'autres créatures complexes pourraient-elles s'être épanouies simultanément le long des rivages martiens? Les conditions de base pour la vie ont pu avoir existé pendant des millions d'années dans l'histoire tardive de Mars - peut-être beaucoup plus longtemps pendant une période antérieure. Ces intervalles étaient-ils favorables pour que les organismes se transforment en des formes qui pourraient survivre aux changements dramatiques du climat? Les organismes martiens ont-ils pu survivre jusqu'à aujourd'hui dans des sources chaudes souterraines? La décennie suivante d'exploration concentrée peut fournir les réponses définitives, qui, si elles sont positives, marqueraient un saut intellectuel aussi grand que tout autre dans l'histoire humaine.
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DES COLLINES EN FORME DE LARMES, sculptées par des débordements du lac glacial Missoula, se trouvent dans les terrains de l'est de l'état de Washington (au-dessus). Des collines sculptées de façon similaires se retrouvent au fond de canaux d'écoulements sur Mars, se formant généralement derrière les bords élevés de cratères (en-dessous). |
 Credit: Victor R. Baker  Credit: NASA |
"Ancient Oceans, Ice Sheets and the Hydrological Cycle on Mars." V. R. Baker, R. G. Strom, V. C. Gulick, J. S. Kargel, G. Komatsu and V. S. Kale in Nature, Vol. 352, pages 589-594; August 15, 1991.
"Ancient Glaciation on Mars." J. S. Kargel and R. G. Strom in Geology, Vol. 20, No. 1, pages 3-7; January 1992.
"The Ice Ages of Mars." J. S. Kargel and R. G. Strom in Astronomy, Vol. 20, No. 12, pages 40-45; December 1992.
"Coastal Geomorphology of the Martian Northern Plains." T. J. Parker, D. S. Gorsline, R. S. Saunders, D. C. Pieri and D. M. Schneeberger in Journal of Geophysical Research E (Planets), Vol. 98, No. 6, pages 11061-11078; June 25, 1993.
Life on Mars - resources from the Federation of American Scientists.
JEFFREY S. KARGEL et ROBERT G. STROM ont travaillé ensemble sur divers projets en science planétaire depuis plus d'une décennie. Kargel a rencontré Strom peu après avoir commencé des études de diplômé à l'université de l'Arizona, où il a reçu un doctorat en sciences planétaires en 1990. Kargel est resté au Lunar and Planetary Science Laboratory de l'Université de l'Arizona pendant deux années, faisant des recherches postdoctorales sur des lunes glaciales du système solaire externe et a ensuite rejoint le groupe de l'astrogéologie de l'US Geological Survey à Flagstaff. Strom a commencé sa carrière en tant que géologue du pétrole, mais il s'est impliqué dans des efforts de l'exploration lunaires pendant les années 60 et a rejoint la faculté de l'Université de l'Arizona, où il continue à enseigner et a mener la recherche. Il a participé à des équipes scientifiques de la NASA rassemblées pour le programme Apollo, pour les missions Mariner vers Venus et Mercure, et pour les missions de Voyager vers le système solaire externe.
