L’étude de l’hydratation de la surface de Mars présentée dans ce chapitre représente à ce jour l’étude la plus complète de la bande à 3 µm depuis l’orbite. Comparativement aux études précédentes deJouglet et al.(2007) etMilliken et al.(2007), le jeu de données étudié ici, 6130 cubes de donnée couvrant 4 années martiennes, est bien plus vaste spatia-lement et temporelspatia-lement. Des nouveaux processus de filtrage des données, notamment des nuages de glace d’eau, ont été appliqués et ont permis de s’affranchir de plusieurs biais présents dans les études précédentes.
Les facteurs reliant la bande à 3 µm et les différentes formes d’hydratation ont été pré-sentés, permettant une estimation quantitative de l’hydratation à partir de la bande à 3 µm basée sur de nombreuses mesures en laboratoire d’analogues des phases hydratées mar-tiennes. Le résultat reste très dépendant des hypothèses faites, notamment sur la taille des grains du régolite. En conséquence, les estimations de l’hydratation des régolites cémen-tés ou constitué de grosses particules peuvent être largement surestimée dans la présente étude.
Nous avons construit une carte globale de l’hydratation de la surface de Mars à une résolution de 32 pixels par degrés et discuté à la fois la distribution de l’hydratation et ses variations apparentes. Nous avons ainsi pu établir que nos estimations de l’hydratation apparente de la surface de Mars :
— Varient au premier ordre avec la latitude avec une asymétrie hémisphérique. Les basses latitudes (< 30°) ont un niveau d’hydratation assez homogène, entre 3 et 5 % d’eau en poids. Cette hydratation augmente jusqu’à ~13 % au hautes latitudes de l’hémisphère nord et ~8 % pour les hautes latitudes de l’hémisphère sud. — Varient en fonction de la composition minéralogique de la surface, révèlant
la relation que nous avons choisi liant bande à 3 µm et valeur d’hydratation surestime un peu l’hydratation de la surface. Ceci indiquerait que les particules du régolite dominant la signature spectrale dans la bande à 3 µm ont une taille caractéristique supérieure à 45 µm. Une autre possibilité est que la mesure d’OMEGA est plus influencée par la poussière et le composé amorphe rélévé par CheMin qui est caractérisé par un plus fort signal H dans les mesures de ChemCam.
Les zones où une minéralogie particulière a été identifiée sont des exeptions au bruit de fond de l’hydratation : les grands dépôts de minéraux hydratés (phyllosilicates, sulfates) ont une hydratation plus de deux fois plus importante que les terrains environnants et les dépôts de chlorides, minéraux anhydres, apparaîssent eux moins hydratés que les terrains environnants.
Nous n’observons aucune variation diurne ou saisonnière de l’hydratation apparente attribuable à des changements physiques de l’hydratation de la surface. Les variations sai-sonnières que l’on observe sont en effet très probablement causées par des variations de l’opacité optique de l’atmosphère qui interagit avec le rayonnement mesuré par OMEGA. Les aérosols causent une variation moyenne de l’hydratation apparente de la surface d’en-viron 1.2 % d’eau en poids. Les variations physiques de l’hydratation, s’il y en a, sont vraisemblablement d’une amplitude inférieure à cette valeur.
Les valeurs d’hydratation calculées à partir des données OMEGA ont été comparées à des simulations du cycle de l’eau (l’humidité relative et la pression partielle de va-peur d’eau). Malgré le fait que l’humidité relative varie de plus de 3 magnitudes aux moments des diverses observations d’OMEGA, l’hydratation de la surface reste rela-tivement stable (aux incertitudes atmosphériques près). De même, les hautes latitudes des deux hémisphères ont des conditions d’humidité relatives proches qui n’expliquent pas leur différence, non ambigüe, d’hydratation. Ces résultats impliquent que la majeure partie des molécules d’eau et des groupements hydroxyls qui causent la bande à 3 µm n’est pas échangeable avec les autres réservoirs d’eau dans les conditions climatiques ac-tuelles. L’essentiel des molécules d’eau est ainsi fortement lié aux minéraux et composés amorphes du régolite martien et est potentiellement mobile uniquement sur des temps caractéristiques plus longs que ceux explorés ici (diurnes, saisonniers et annuels). Ces ré-sultats sont en bon accord avec les mesures récentes du LIBS de ChemCam, qui n’observe aucune variation diurne du signal H (Meslin et al.,2013;Schröder et al.,2014).
La relation de l’hydratation de la surface mesurée par OMEGA avec les détections de réservoirs d’eau sousterrains par les instruments MONS et MARSIS a été abordée, sans qu’un lien évident puisse en être extrait. Certains extremas de l’hydratation d’OMEGA et du WEH de MONS coincident mais l’accord est globalement mauvais, principalement
car MONS détecte des abondances d’eau enterrée dans des proportions similaires pour les deux hémisphères. Aucune variation pluri-annuelle de l’hydratation de la surface n’a été remarquée non plus, comme cela pourrait être le cas dans le cas d’une alimentation ou d’une décharge d’un réservoir d’eau sous-terrain.
A la différence des régions équatoriales, l’hydratation des hautes latitudes augmente lorsque des dépôts de fine poussière sont présents à la surface. Le processus de séquestra-tion et d’accumulaséquestra-tion de l’eau dans le régolite n’est ainsi principalement pas l’adsorp-tion, mais augmente également avec la surface de spécifique du régolite. La distribution de l’hydratation aux hautes latitudes coincide avec les régions où se dépose du givre d’eau chaque année. Le processus d’hydratation du régolite est ainsi probablement lié aux dé-pôts saisonniers de givre à la surface qui sont eux aussi caractérisés par une forte asymétrie hémisphérique. Ce processus d’altération et d’implémentation d’eau dans le régolite est d’autant plus efficace que la surface de contact entre le régolite et les molécules d’eau est importante.
Ces résultats suggèrent que l’hydratation de la surface de Mars vue par la bande à 3 µm est stable dans les conditions climatiques actuelles et que le processus implémentant de l’eau dans le régolite est actif de nos jours aux hautes latitudes de Mars, là où du givre se dépose chaque année. L’hydratation des basses latitudes pourrait ainsi être le résidu de périodes de plus grande obliquité durant lesquelles le givre précipitait jusqu’à l’équateur.
antes. Avant cette thèse, les hétérogénéités du régolite martien étaient ainsi surtout vues à travers les variations saisonnières de l’inertie thermique apparente, car seulement deux heures locales étaient disponibles pour caractériser le comportement diurne. Aucune in-version systématique de mesures in-situ pour contraindre les propriétés thermo-physiques du régolite n’avait été effectuée car aucun jeu de données comparable à celui collecté par l’instrument REMS au cours de cette thèse n’existait. Les propriétés thermo-physiques du régolite n’avaient été déduites de mesures in situ de température que très localement, révélant l’influence d’hétérogénéités de plus petites échelles spatiales que celles alors dé-tectées depuis l’orbite.
L’hydratation du régolite responsable de la bande à 3 µm n’était contrainte que par des études reposant sur un jeu de données OMEGA réduit. Ces études avaient montré que les dépôts de minéraux hydratés présentaient des absorptions plus fortes que leurs environs et notaient que l’hydratation des hautes latitudes diminuait entre le printemps et l’été. L’hydratation responsable de la bande à 3 µm était ainsi considérée comme étant de l’eau adsorbée et/ou des films d’eau à la surface des grains du régolite. L’essentiel des mesures en laboratoire de suivi spectroscopique de l’hydratation d’analogues du régolite martien qui ont été utilisées au chapitre5 existait déjà, mais était resté sans application globale pour le suivi de l’hydratation du régolite martien.
Avant toute analyse scientifique des données, le premier volet de ma thèse a consisté à valider la méthode empirique de correction de la fonction instrumentale de transfert de la voie L d’OMEGA. Cela a permis d’évaluer la stabilité de la calibration des données OMEGA durant les 4.5 années martiennes étudiées ici. Une phase de test du modèle de calcul des équilibres dynamiques et de la méthode d’inversion des propriétés thermo-physiques a été implémentée et validée. Le modèle utilisé nécessite une base de données de paramètres environnementaux (albédo, opacité optique, etc..) dont l’influence sur les modélisations a été précisée. Enfin, des efforts ont été faits pour prendre en compte les dernières mises à jour de ces paramètres élaborés alors que ma thèse était en cours.
Les propriétés thermo-physiques de la surface de Mars issues de mon travail sur les données OMEGA sont au premier ordre en bon accord avec les résultats d’études précé-dentes à partir des données IRTM, TES et THEMIS et confirment le rôle important de la poussière mobile dans la structure thermo-physique du régolite de Mars. Dans le cra-tère Gale où les propriétés spectroscopiques sont dominées par la poussière, les données REMS ne détectent pas son influence, indiquant que la couche de poussière est parfois localement trop fine à la surface pour avoir une influence sur l’inertie thermique, bien qu’elle contrôle toujours l’albédo et donc l’énergie reçue par le régolite.
Certaines hétérogénéités thermo-physiques du régolite ont pu être directement mises en évidence pour la première fois grâce à leur signature diurne et saisonnière. Les tem-pératures de surface d’OMEGA apportent ainsi un regard inédit sur les hétérogénéités du régolite martien. Nous avons pu montrer que des valeurs différentes d’inertie thermique obtenues avec la méthode traditionnelle ne signifient pas forcément que des matériaux différents composent le régolite mais peuvent être la conséquence de ses hétérogénéités, notamment en matière de rugosité de surface ou de stratification verticale. A ce titre, les variations d’inertie thermique qui corrèlent bien aux frontières des unités géologiques montrent que les propriétés thermo-physiques peuvent être le produit d’une histoire géo-logique.
L’étude des mesures de température de surface de REMS à bord de Curiosity nous a appris que le comportement non-idéal avait, au premier ordre, une signature très régulière pour les différentes zones étudiées par Curiosity. Ce comportement non-idéal est corrélé aux variations diurnes et saisonnières de température. Sans que le phénomène responsable soit définitivement identifié, la dépendance des propriétés thermo-physiques à la tempéra-ture, non prise en compte dans nos simulations, est un candidat crédible. Cette dépendance à la température des propriétés thermo-physique n’a cependant pas été identifiée comme un contribuant majeur aux mesures de températures depuis l’orbite avec OMEGA dont les interprétations d’hétérogénéités semblent fiables au regard de la morphologie et de géo-logie de la surface. La différence d’échelle spatiale entre les mesures OMEGA et REMS pourrait expliquer cette différence si les hétérogénéités observées avec OMEGA sont dues à des mélanges spatiaux à plus grande échelle que les mesures de REMS (~100m²). Pour aller plus loin, il conviendrait d’intégrer les relations de dépendance à la température des propriétés thermo-physiques à notre outil de simulation des températures. Les cartes d’inertie thermique présentées dans cette thèse sont aujourd’hui disponibles pour l’en-semble de la communauté scientifique. Une étude globale systématique des propriétés thermo-physique et des hétérogénéités à l’échelle kilométrique à partir de toutes les don-nées OMEGA est envisagée car elle permettrait de mettre à disposition de la communauté une cartographie globale à une résolution spatiale utile pour appuyer d’autres études (no-tamment pour interpréter les contextes locaux des détections minéralogiques), et d’établir un catalogue des hétérogénéités du régolite martien plus robuste et exhaustif que celui présenté dans cette thèse (d’une résolution de ~15 km).
Notre étude de l’hydratation du régolite martien à partir de la bande à 3 µm des don-nées OMEGA a permis de construire et de fournir à la communauté la première carte globale (remplie à plus de 70% à l’échelle de 1.5 km par pixel) de ce paramètre et per-met ainsi une estimation du réservoir d’eau du régolite martien. Par rapport aux études précédentes, l’impact de plusieurs biais observationnels qui affectent significativement le
les basses latitudes de Mars sont hydratées entre 3 et 5 % en poids, pourcentage qui peut varier beaucoup si des phases hydratées ou ahnydres sont présentes mais qui ne dépend ni du couvert de poussière, ni de l’altitude, ni de l’inertie thermique et qui ne varie pas avec la saison ou avec l’humidité relative de l’atmosphère. Ces résultats indiquent que l’eau de l’hydratation des basses latitudes est liée à haute énergie aux matériaux du régolite (hydratation de structure, eau chemisorbée et eau piégée mais pas adsorbée) et n’est pas mobile dans les conditions actuelles, en bon accord avec les récentes mesures des instruments ChemCam et SAM à bord de Curiosity.
L’hydratation de la surface de Mars augmente au premier ordre à partir de ~40° de latitude avec une asymétrie hémisphérique non-ambigüe, les hautes latitudes de l’hémi-sphère sud étant moins hydratées que celles de l’hémil’hémi-sphère nord, sans relation avec la distribution de l’hydrogène intégrée sur le premier mètre du régolite. Aux hautes lati-tudes, l’hydratation est également plus forte aux endroits où la poussière est abondante, révélant que le processus d’implémentation de l’eau dans le régolite est indépendant mais augmenté par la présence de poussière (qui a une surface spécifique importante). L’hydra-tation des hautes latitudes semble également être non-mobile sur des échelles de temps allant de la journée à l’année, aucune variation diurne ou saisonnière n’étant repérée sur plus d’une saison et entre les 4 années des données OMEGA. Là encore, ces résultats nous indiquent que l’eau d’hydratation est liée à haute énergie aux matériaux du régolite (groupements hydroxyl, eau de structure, eau piégée).
Des simulations du cycle de l’eau nous indiquent que la distribution de l’hydratation des hautes latitudes coincident avec les régions où se dépose du givre chaque année. Plus hautes topographiquement de plusieurs km que celles de l’hémisphère nord, les hautes latitudes de l’hémisphère sud sont en effet beaucoup moins fréquemment couvertes de givre. Ces éléments nous conduisent à favoriser un mécanisme d’implémentation de l’eau dans le régolite par le contact entre le régolite et le givre saisonnier. Ce contact régulier pourrait altérer chimiquement et physiquement le régolite qui s’en retrouverait alors d’au-tant plus hydraté que sa surface de contact avec le givre est grande (et donc que la taille de ses particules est petite, expliquant la relation entre l’hydratation et l’abondance de la poussière aux hautes latitudes). Le processus d’implémentation de l’eau dans le régolite est ainsi aujourd’hui encore actif sur Mars et l’hydratation des basses latitudes (3-5% en poids) pourrait bien être le résidu stable d’hydratation passées plus importantes mises en place à une période de plus forte obliquité et/ou une redistribution globale des poussières hydratées. Nous interprétons donc l’hydratation du régolite martien comme l’association d’une composante stable (l’hydratation des basses latitudes) et d’une composante transi-toire selon les conditions climatiques (aujourd’hui aux hautes latitudes et de manière plus
importante pour l’hémisphère nord).
Nous avons ici relié une seule mesure spectrale (à 2.9 µm) à des valeurs d’hydrata-tion de la surface, ce qui représente un modèle simple. Pour aller plus loin, on pourrait reprendre les données des nombreuses mesures en laboratoires présentées en début de ce chapitre pour construire un indice spectral intégrant plus d’informations vis-à-vis de l’hy-dratation (la bande à 3 µm continue jusqu’à ~3.6 µm). On pourra aussi intégrer les données d’OMEGA enregistrées après l’arrêt de la voie C, ce qui nécessite de repenser la chaîne de traitement des données et du calcul de l’ESPAT qui utilise aujourd’hui les données de la voie C également. Cette méthode est applicable aux données de l’imageur hyperspec-tral CRISM disposant d’une très bonne résolution spatiale, ce qui pourrait apporter des réponses, notamment sur l’hydratation des dunes circumpolaires et les variations d’hydra-tations liées à des variations de compositions minéralogiques.
Des expériences en laboratoire sur des analogues du régolite martien peuvent être bé-néfiques pour les compositions minéralogiques dont les suivis spectroscopiques de l’hy-dratation ne sont que très peu documentés (comme les chlorides ou les sulfates). Il sera également nécessaire de comparer nos résultats avec d’autres simulations de l’humidité relative et du cycle de l’eau pour les confirmer. D’autres comparaisons avec les données récoltées par Curiosity seront également précieuses pour évaluer la qualité de notre mo-dèle de quantification de l’hydratation, notamment des mesures additionnelles du contenu en eau par SAM et on peut aussi espérer que le problème de la quantification du signal H dans les plasmas créés par le LIBS de ChemCam apportera un autre point de compa-raison absolu, plus proche (en terme de profondeur sondée) de l’hydratation mesurée par OMEGA.
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