3.4 R´ esultats exp´ erimentaux
3.5.2 Comparaison entre les analyses ChemCam et APXS dans les sols d’ Aeolis Palus . 102
3.5.3.3 Le chlore et le soufre
a un appauvrissement et `a une composition similaire pour un ´el´ement donn´e entre les fractions hydrat´ee et anhydre. Les symboles de couleur rouge expriment une coh´erence avec les r´esultats APXS-CheMin, et les symboles de couleur noire une incoh´erence.
Des r´esultats globalement similaires ont ´et´e obtenus par Dehoucket al.(2018), ce qui accr´edite par ailleurs nos propres r´esultats (r´esum´es dans le Tableau 3.6). Cette ´etude a r´ealis´e une comparaison des donn´ees quantifi´ees de ChemCam par rapport aux compositions chimiques des pˆoles purs identifi´es par CheMin. Cette ´etude utilise la faible abondance en SiO2 dans certains points d’analyse ChemCam comme un proxy pour la d´etection de la composante amorphe. Ces r´esultats confirment que la composante non-cristalline est appauvrie en Al, et enrichie en Fe et Mg.
3.5.3.3 Le chlore et le soufre
La Figure 3.20 montre le signal du chlore moyen pour les deux groupes de spectres anhydres et hydrat´es. Il apparaˆıt que le chlore est plus important pour les tirs ayant analys´e les phases hydrat´ees que pour ceux ayant analys´e la composante cristalline. Ce r´esultat est compatible avec le bilan de masse CheMin-APXS, et serait `a rapprocher des esp`eces chlor´ees ´egalement identifi´ees par SAM (Sutteret al., 2017).
Figure 3.20 – Spectres moyens Chem-Cam (normalis´ee `a l’intensit´e totale) mon-trant les raies d’´emission du chlore `a 837.8 nm pour les deux groupes de composi-tions : hydrat´e (en noir), refl´etant la com-posante amorphe d’alt´eration ; et anhydre (en rouge), correspondant principalement `
a la fraction cristalline et `a la partie an-hydre de la composante amorphe.
La quantification de l’aire du pic de soufre `a 564 nm a ´et´e r´ealis´ee avec la m´ethode de Rapin
et al. (2019), et les donn´ees utilis´ees ici ont ´et´e fournies par l’auteur de cette ´etude. La raie d’´emission `
a 564 nm (pic diff´erent de ceux utilis´es dans la section 3.4.1.3) subit ´egalement des interf´erences, mais principalement avec le Si. Pour pallier ces interf´erences qui sont susceptibles de produire une surestimation de l’aire de la raie du soufre, cette m´ethode ´elimine les spectres si ces derniers ne montrent pas une ´
evolution conjointe des 3 raies du soufre `a 543.0, 543.5 et 564 nm qui peut seule garantir la pr´esence du soufre. Cette ´evolution est observ´ee `a la fois en laboratoire sur des m´elanges progressifs de basalte avec des sulfates, et aussi sur Mars grˆace aux nombreuses analyses sur les enrichissements binaires de sulfates de calcium avec les roches s´edimentaires de la formation deMurray. Autrement dit, cette m´ethode permet de supprimer les spectres qui pr´esentent d’importantes aires `a 564 nm qui en r´ealit´e ne garantissent pas une d´etection du soufre, mais plutˆot probablement une influence du Si, ou mˆeme d’autres ´el´ements qui pourraient influer sur l’aire du pic `a 564 nm.
Figure 3.21 – Distribution l’aire du pic `a 564 nm (normalis´ee `a l’aire du pic d’oxyg`ene `a ∼778 nm) pour quatre groupes de spectres. La s´election des spectres par groupe est r´ealis´ee `a partir des scores de l’hydrog`ene et de l’aluminium. Groupe 1 (mafique) : ICA H< 0.031 et ICA Al <0.144 ; Groupe 2 (felsique) : ICA H < 0.031 et ICA Al > 0.264 ; Groupe 3 (anhydre) : ICA H < 0.004 ; et Groupe 4 (hydrat´e) : ICA H >0.055. Ces diagrammes en boˆıtes, ou box plots, montrent le minimum, le quartile inf´erieur, la m´ediane, le quartile sup´erieur et le maximum de chaque classe.
En utilisant cette m´ethode, les phases hydrat´ees pr´esentent des aires de pics `a 564 nm qui sont globalement plus importantes que pour la fraction cristalline (Figure 3.21). Cette observation est encore une fois coh´erente avec le bilan de masse car CheMin n’a d´etect´e aucune phase cristalline riche en soufre. Les candidats soufr´es les plus plausibles et les plus couramment observ´es dans les sols martiens correspondraient `a des sulfates Mg/Fe/Ca/Al (e.g., Clark, 1993; Foleyet al., 2003; Wang et al., 2006b; Kounaveset al., 2010). `A partir de la dispersion tir-`a-tir de l’aire du pic du soufre `a 564 nm, il apparaˆıt que la pr´esence de sulfate de magn´esium soit majoritaire ´etant donn´e que les points riches en soufre sont associ´es `a de fortes concentrations en Mg (Figure 3.22.a). Des sulfates de calcium semblent ´egalement pr´esents (Figure 3.22.b) et pourraient correspondre, du moins en partie, `a l’anhydrite identifi´ee par Che-Min (Achilleset al., 2017). En revanche, les points riches en soufre montrent peu d’enrichissements en fer ainsi qu’en aluminium, ce qui minimise la possibilit´e de sulfates de fer ou d’aluminium dans nos donn´ees (Figure 3.22.c, d). Dans ce cas, l’enrichissement en fer dans la composante amorphe serait dˆu alors prin-cipalement `a la pr´esence d’(oxy)hydroxydes de fer de type ferrihydrite par exemple.
Finalement, la corr´elation entre le soufre et le magn´esium n’argumente pas en faveur d’anions sulfates adsorb´es `a la surface de produits d’alt´eration nanoparticulaires tel que propos´e par Rampeet al.
(2016). En effet, dans les sols terrestres, les anions sulfates sont principalement adsorb´es par des oxydes Fe ou Si/Al (e.g., Kwon et Kubicki, 2004; Ishiguroet al., 2006), mais pas particuli`erement par des phases magn´esiennes. Par cons´equent, la pr´esence de sulfate Mg semble le sc´enario le plus probable.
Figure3.22 – Scores ICA des ´el´ements Mg, Fe, Ca et Al en fonction de l’aire du pic du soufre `a 564 nm pour les tirs ChemCam dans les sols de Rocknest (d’apr`es la m´ethode de Rapin et al. 2019). Le soufre semble particuli`erement pr´esent dans les spectres riches en magn´esium.