D´ etection d’oxydes et d’(oxy)hydroxydes de fer

Si la production de phyllosilicates et de sulfates peut ˆetre pr´ef´erentiellement associ´ee `a cer- taines `eres g´eologiques de Mars (Noachien et Hesp´erien), il en est autrement de la formation d’oxydes et d’(oxy)hydroxydes de fer, dont la gen`ese est omnipr´esente tout au long de l’histoire de Mars (bien que ces phases deviennent pr´epond´erantes durant l’Amazonien). Les analyses in situ ont montr´e que le budget en fer est important dans les roches ign´ees martiennes en comparaison des roches terrestres (eg., roche Adirondack `a Gusev : 15.2 wt.% FeOT; McSween et al., 2004), ainsi que dans les sols martiens

(16.7 wt.% FeOT; Taylor et McLennan, 2009), qui sont par ailleurs dop´es pour ces derniers par une

contribution m´et´eoritique (Newsom et Hagerty, 1997; Bland et Smith, 2000). Par cons´equent, une place particuli`ere est attendue pour cet ´el´ement dans les produits d’alt´eration. Cette importante concentration en fer dans les roches de surfaces pourrait ˆetre le r´esultat d’une diff´erenciation plan´etaire moins pouss´ee que la Terre. La formation d’un noyau de plus petite taille et d’un manteau de plus forte densit´e riche en fer est compatible avec le moment d’inertie de la plan`ete, plus proche d’une sph`ere homog`ene, que celui de la Terre (Taylor et McLennan, 2009).

La pr´esence de phases riches en fer dans le r´egolithe martien a tr`es tˆot ´et´e propos´ee pour ex- pliquer la couleur rouge caract´eristique de la surface. D´ej`a les observations t´elescopiques sugg´eraient la pr´esence d’oxydes de fer (Singer et al., 1979; Allen et al., 1981). L’orbiteur Viking acquiert des donn´ees multispectrales dans le visible qui sont compatibles avec la pr´esence d’oxydes de fer amorphes (Evans et Adams, 1980). L’instrument OMEGA r´ealise une couverture quasi-compl`ete de la surface, et met en ´

evidence la pr´esence importante d’oxydes de fer ferriques, en particulier dans les r´egions hesp´eriennes du nord et amazonienne (Figure 1.6 ; Ody et al., 2012). Ces r´egions correspondent bien aux zones dont les donn´ees TES ont mis en ´evidence la couverture de poussi`ere la plus importante (Ruff et Christensen, 2002).

L’un des atterrisseurs Viking (`a Utopia Planitia) identifie la pr´esence de min´eraux magn´etiques grˆace `a ses exp´eriences d’aimantation, et la pr´esence de magh´emite est sugg´er´ee (Hargraves et al., 1979). Des phases magn´etiques sont ´egalement captur´ees par les aimants des rover MER (Mars Exploration Rovers : Spirit et Opportunity) dont l’origine serait plutˆot li´ee `a la magn´etite provenant de roches ba- saltiques (Goetz et al., 2005), bien que la pr´esence de magh´emite soit ´egalement possible (Madsen et al., 1999). Cette derni`ere serait ´egalement pr´esente dans les roches analys´ees par Pathfinder (McSween et al., 1999). La magn´etite, elle, est ´egalement observ´ee dans les s´ediments du crat`ere de Gusev (Morris et al., 2006).

Figure 1.6 – Carte globale repr´esentant les d´etections par l’instrument OMEGA `a moyennes et faibles latitudes (-60◦, +60◦) a) d’oxydes de fer ferriques (bande d’absorption `a 0.53 µm), b) d’oxydes ferriques nanophases (pente entre 0.78 et 0.88 µm), c) de pyrox`ene (bande d’absorption `a 2 µm), d’apr`es Ody et al. (2012). `A noter qu’il existe une bonne anti-corr´elation entre les surfaces riches en pyrox`enes du socle basaltique et les zones couvertes de poussi`eres et riches en oxydes de fer. Le fond correspond aux donn´ees altim´etriques MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter ).

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A Aram Chaos, Meridiani Planum, Candor Chasma et Ophir Chasma, d’importants d´epˆots d’h´ematite grise sp´eculaire (particules de diam`etres > 5-10 µm) sont pour la premi`ere fois observ´es par l’instrument TES. Il s’agit des premiers indices min´eralogiques qui impliqueraient un processus de formation potentiellement en milieu aqueux. Ces d´etections sont effectivement interpr´et´ees comme le r´esultat de la pr´ecipitation de fer en condition aqueuse ambiante ou hydrothermale (Christensen et al.,

2000, 2001). Les observations au sol d’Opportunity `a Meridiani ont confirm´e la pr´esence de sph´erules millim´etriques d’h´ematites (Figure 1.7). Ces sph´erules sont plus r´esistantes `a l’´erosion que l’encaissant, ce qui conduit `a leur accumulation `a la surface et `a la formation d’importants lits de concr´etions responsables de la signature orbitale. L’observation par spectrom´etrie M¨ossbauer de jarosite `a proximit´e (Klingelh¨ofer et al., 2004), probablement form´ee dans un contexte ´evaporitique en bordure de lac, sugg`ere que l’h´ematite pourrait s’ˆetre form´ee par alt´eration de ce sulfate acide durant un battement de nappe avec des eaux plus alcalines (McLennan et al., 2005). Alternativement, la d´estabilisation de sulfates ferreux tels que la m´elanterite par des eaux oxydantes est ´egalement un sc´enario possible (McLennan et al., 2005).

La formation d’oxyde de fer dans les conditions actuelles de Mars, `a partir de pr´ecurseurs de type sulfate de fer, est ´egalement suppos´ee `a plus grande ´echelle. La corr´elation spatiale entre ces deux phases dans les donn´ees orbitales (Bibring et al., 2007; Murchie et al., 2009) sugg`ere effectivement un lien g´en´etique. Un chemin r´eactionnel est par ailleurs d´emontr´e en laboratoire (e.g., Tosca et al., 2008). L’h´ematite est aussi d´etect´ee par spectroscopie M¨ossbauer dans le crat`ere Gusev par Spirit (Morris et al., 2006), ainsi que dans les s´ediments du crat`ere Gale comme il en sera question plus tard.

Figure 1.7 – Concr´etions sph´ero¨ıdales riches en h´ematite observ´ees par Opportunity `a Meridiani Pla- num. Les images a) et b) ont ´et´e acquises par le microscope imageur, et mesurent chacune 3 cm de cˆot´e. c) L’image est r´ealis´ee grˆace `a l’instrument PanCam et montre ´egalement des sph´erules d’h´ematite s’ac- cumulant au sol. Une zone nettoy´ee de la poussi`ere pour des analyses de la roche est ´egalement visible. Cr´edit : NASA/JPL/Cornell/US Geological Survey

Associ´ee `a l’h´ematite et aux oxydes de fer nanoparticulaires, de la goethite est d´etect´ee dans le crat`ere Gusev `a Columbia Hills, en abondance puisque jusqu’`a 40% du fer serait associ´e `a cet oxy- hydroxyde (Morris et al., 2006; Arvidson et al., 2006). C’est une d´ecouverte importante, car `a la diff´erence de l’h´ematite, la goethite ne se forme qu’en pr´esence d’eau. La goethite est ´egalement observ´ee dans les m´et´eorites amazoniennes nakhlites (Bridges et al., 2001), ainsi que la m´et´eorite noachienne NWA7034 (Black Beauty ) associ´ee `a de la magn´etite et de la magh´emite (Gattacceca et al., 2014). La goethite n’est pas thermodynamiquement stable dans les conditions actuelles de Mars (Gooding, 1978), mais ´etant m´etastable sur de longues p´eriodes de temps, elle peut toujours ˆetre observ´ee.

La ferrihydrite, faiblement cristalline, est susceptible de se former dans les conditions actuelles de Mars (Banin et al., 1997; Chevrier et al., 2004), et est ´egalement un pr´ecurseur potentiel `a l’h´ematite et la goethite en fonction de la disponibilit´e en eau, de la temp´erature et du pH (e.g., Cornell et Schwertmann, 2003). Cette phase pourrait ˆetre pr´esente dans les m´et´eorites NWA7034 (Muttik et al., 2014; Beck et al., 2015) et sa pr´esence est ´egalement sugg´er´ee `a Gale comme constituant de la fraction amorphe (Rampe et al., 2016). Schwermannite, l´epidocrocite et akagan´eite ont ´et´e propos´ees `a la surface `a partir des donn´ees multispectrales acquises par Pathfinder (Morris et al., 2000).