Mars et la Terre étaient très semblables, il y a 4 milliards d’années. À cette époque, champ magnétique interne et volcanisme, atmosphère dense et relativement chaude (avec donc un effet de serre important), eau à la surface et peut-être même tectonique des plaques étaient présents sur les deux planètes. Pourquoi ces deux planètes ont évolué si différemment?
Cette question est au centre des recherches menées par notre équipe en Planétologie comparée. Nous l’abordons avec une vision spécifique aux sciences de la Terre, et nous nous intéressons donc à l’étude de la structure et à l’évolution géologique de Mars, et d’une manière plus générale à celle des autres planètes. Notre activité de recherche est ainsi focalisée sur la structure interne des planètes, quelle soit superficielle (voir Caractérisation électromagnétique des surfaces planétaires) ou profonde.
Nous étudions en premier lieu les grandes structures de Mars (noyau, manteau, lithosphère, croûte) à l’aide des données des missions actuelles. L’analyse des données de gravimétrie et de topographie nous permet ainsi d’étudier la déformation de la croûte et de la lithosphère sous le poids des volcans géants de Mars, ce qui nous permet alors de déterminer l’épaisseur élastique de la lithosphère. Indirectement, ceci nous donne des informations sur le flux de chaleur de la planète. Nous nous intéresserons également à la composition chimique et minéralogique des croûtes planétaires, qui est déterminée à distance par les expériences de télédétection embarquées sur les missions NASA et ESA. Enfin, comme bien des inconnues demeurent sur la structure fine du manteau, notre activité de recherche est doublée d’une activité instrumentale, visant à développer des capteurs sismiques pour les futures missions, seuls instruments à même de déterminer avec précision la structure interne profonde.
Ces études nous permettent aussi de mieux contraindre le fonctionnement tellurique de des planètes et ainsi leur habitabilité. La mise en place de Tharsis par exemple contribua d’une façon importante à l’environnement de Mars, en libérant près de 1.5 bar de CO2 et plus de 100 mètres d’eau à l’échelle globale. Des épisodes de volcanisme accrus furent peut-être à l’origine de périodes plus chaudes et humides. À l’inverse, l’arrêt de la dynamo et la fin de la protection magnétosphérique de la planète signa l’arrêt de mort de l’atmosphère et aussi, probablement, la fin d’une période précoce d’habitabilité. Si l’évolution à long terme des planètes telluriques dépend de la distance au Soleil (et du régime de fonctionnement de ce dernier), des conditions qui règnent à la surface de la planète (température de surface, présence d’eau), son habitabilité à long terme dépend donc aussi de l’évolution de la planète solide au travers des échanges de volatils (en particulier les gaz à effet de serre, l’eau et les sources d’acidité). En collaboration avec l’IPSL, nous étudions et modélisons ces évolutions sur des échelles de temps de l’ordre du milliard d’année.

L’analyse des données de gravimétrie et de topographie permet de contraindre l’épaisseur de la lithosphère élastique sous les grands volcans Martiens. Les volcans anciens ont ainsi une lithosphère de l’ordre de 50 km, alors que les plus récents ont une lithosphère de 100 km, ce qui montre que la planète s’est fortement refroidie entre les deux périodes correspondant à la mise en place de ces volcans [ Belleguic et al., 2006]

Membres de l’équipe impliqués:
Mark Wieczorek,
Philippe Lognonné,
Essam Heggy,
Cédric Gillmann,
Ana Rita Baptista