Ce que l’on a appris

Seul sur Mars, deux en scène !

Roland Lehoucq

CEA-Saclay Service d’Astrophysique

Pierre Thomas

Laboratoire de géologie, ENS de Lyon

Tout commence par une tempête

Extrait du DVD Seul sur Mars, 20^th Century Fox, 2016 ; film de Ridley Scott, 2015.

Nuées ardentes de l’éruption du Lascar (Chili), 19 avril 1993.

Gaz et cendres volcaniques à haute température dévalant la pente du volcan.

Ce que l’on a appris

Le vent exerce une force de 8 600 Newtons.

La limite de sécurité est fixée à 7 500 Newtons.

Sas Mars Scaphandre Pression 11,71 psi 0,11 psi 4,75 psi Oxygène 20,7 % 0,14 % 21,01 % Température 16,19 °C - 62 °C 18,46 °C

1 psi = 1 pound per square inch = 6 894,76 Pa 1 atmosphère = 1,013 10⁵ Pa = 14,7 psi.

Le Mars Ascent Vehicle (MAV) bascule à 12,3° d’inclinaison.

Le MAV peut-il basculer ? - 1

O

G

Force du vent

Poids du MAV α

i

L’équilibre est possible tant que i ≤ 90° - α

O G

Force du vent

Poids du MAV

imax

Il faut que le h/D soit aussi petit que possible !

G

Poids du MAV

O

D

h

Le MAV peut-il basculer ? - 2

Hauteur totale : 22 mètres Diamètre max. : 11 mètres

Masse probable ≥ 100 tonnes

≈ 2,5 m

≈ 24,5 m

La hauteur sous les tuyères est de l’ordre de 2,5 mètres.

8 600 N = poids d’une masse de 2,3 tonnes !

Le MAV « réel »

Pour un équipage de 6 astronautes Masse à vide ≈ 13 tonnes

Masse de carburant ≈ 30 tonnes

Human Exploration of Mars Design Reference Architecture 5.0, NASA mars 2014

Quelle est la vitesse du vent ?

F = 1

2 ⇢ V

A C

Force exercée par le vent = 8 600 N

Densité atmosphérique martienne ρ = 0,016 kg/m³ Aire frontale du MAV A = 22 x 11 m²

Coefficient aérodynamique d’un cylindre Cx ≈ 1

Le calcul donne V ≈ 67 m/s ≈ 240 km/h

Cette vitesse de vent est-elle observée à la surface de Mars ? Le vent martien est-il assez puissant pour soulever des graviers ?

NB : La densité atmosphérique martienne est 75 fois inférieure à celle de la Terre.

Pour qu’un vent martien exerce une force identique à celle d’un vent terrestre il doit donc être √75 ≈ 8,7 fois plus rapide.

Un vent martien à 67 m/s est comme un brise terrestre à 7,7 m/s.

Faisons un peu de

météorologie martienne !

Tempête de poussières du 18 novembre 2012, vue par Mars Reconnaissance Orbiter.

La météorologie martienne actuelle (20 et 21

siècle)

5 jours de déplacement des nuages

Les températures sur Mars.

La pression est d’environ 7-8 hPa (Terre : 1013 hPa)

Températures moyennes aux hautes latitudes Nord : de -130°C l’hiver à -60/-70°C l’été

Températures moyennes à l’Équateur : de -60°C l’hiver à -20°C l’été (+ ε° sur les faces sombres bien exposées en plein été à midi)

Températures moyennes aux hautes latitudes Sud : de -130°C l’hiver à -100°C l’été (-125°C juste au pôle)

Mars en milieu de printemps austral (HST 2001)

(87 km/h)

Et voici un bulletin météo d’il y a quatre ans, le jour du solstice d’été. Les coups de vent y étaient très

« forts » (87 km/h pour le plus rapide). Leur vitesse

« ordinaire » est d’environ 10 à 20 km/h.

Même force qu’un vent terrestre de 11 km/h

http://photojournal.jpl.nasa.gov/targetFamily/Mars?subselect=Spacecraft%3AMariner+7%3A http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA02996

4 août 1969, Mariner 7 On voit la surface

C’est en 1971, grâce à Mariner 9, qu’on découvre l’existence de tempêtes de poussière globales à la

surface de Mars. Depuis, cela a alimenté l’imagination des romanciers et des réalisateurs de film.

11 novembre 1971, Mariner 9 On ne voit pas la surface

Voila à quoi

ressemblait Mars en juin 2001, et … en septembre

2001. On est en pleine

tempête globale qui arrive fin de printemps / début d’été sud

(image HST)

Les saisons Martiennes

• Distance au Soleil (par rapport à la Terre) x 1,38 à 1,67

• Excentricité (par rapport à la Terre) x 5,5 saisons inégales

• Durée année (par rapport à la Terre) 1,88 an (670 sols, sol = jour martien)

(printemps sud) (printemps sud)

(printemps sud) Jour 193 (L_S = 90)

Eté Nord long pas trop chaud Hiver Sud long très froid Hiver Nord court pas trop froid

Eté Sud court très chaud

(1 sol = 24h 39 mn)

Solstice d’été Nord / hiver Sud

Jour 515 (L_S = 270)

Solstice d’hiver nord / Été sud

Équinoxe d’automne Nord / printemps Sud

Équinoxe de printemps Nord / automne Sud

N

Pression atmosphérique au site Viking 1 (Pa)

Date (en longitude Solaire Ls)

-130°C -20°C

Sublimation de la calotte sud cartographiée par sa température (~ -125°C)

Viking a mesuré des variations saisonnières de pression atmosphérique, qui sont parfaitement corrélées avec les variations de taille des calottes transitoires de CO₂ (surtout la calotte Sud)

Hiver sud

été nord Eté sud

hiver nord Automne sud

printemps nord Printemps sud

automne nord

Variations saisonnières de pression

Atmosphère piégée dans la

calotte sud

25%

Automne Sud / Hiver Sud/ Printemps Sud / Été sud Printemps Nord Été Nord Automne Nord Hiver nord

Atmosphère piégée dans la

calotte nord

Grandes tempêtes

La variation de pression atmosphérique permet de calculer les masses de CO₂ mises en jeu par sublimation et/ou condensation des calottes. Connaissant la surface des calottes transitoires et la masse volumique de la glace carbonique on peut calculer l’épaisseur de ces calottes transitoires :

≈ 1m [pour la glace d’eau transitoire, c’est beaucoup moins (petite couche de givre)].

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09935

(14 juin) (30 juin) (5 juillet) (13 juillet) (15 juillet)

Vu du sol, ce n’est pas spectaculaire : une simple baisse de luminosité (mais problème pour les panneaux solaires).

avec τ = I₀/I

http://www.met.reading.ac.uk/Data/CurrentWeather/wcd /blog/page/3/

En plus de ces tempêtes

globales, il y a des tempêtes plus locales, en général en bordure de calotte polaire : fort contraste de

température entre le sol

« chaud » et la glace froide.

http://apod.nasa.gov/apod/ap990816.html

Six heures du développement d’une tempête près de la calotte Nord le 30 juin 1999.

Cela permet de calculer la vitesse du vent au front : 45 m/s = 160 km/h.

Le maximum mesuré au sol (Viking) : 30 m/s (= 110 km/h)

http://www.thelivingmoon.com/43ancients/02files/Mars_Blue_Bird_Weather.html

Ce genre de front de poussière qui avance a dû inspirer Ridley Scott et les graphistes de

« Seul sur Mars »

Sauf que la majorité de ces tempêtes locales

arrivent aux hautes

latitudes, et que la base d’Ares 3 est par 32° lat.

Nord.

Phoenix a « subi » une telle tempête (assez faible) le 7

octobre 2008. Sur ce montage (une image toute les 71

secondes), on voit les nuages se

déplacer juste avant une tempête.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA11716

Et ces vents engendrent des dunes et autres

morphologies éoliennes.

Opportunity Viking 1

Voici un joli champ de dunes au fond du cratère Endurance (Ø = 200m) vu par Opportunity

Un immense champ de dunes de sable noir vu par Curiosity en novembre 2015

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20168

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20755

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20284

La plus haute dune de Mars vue du sol à ce jour (h = 5m), photographiée par Curiosity le 18 décembre 2015.

Un détail de la face « sous le vent » (face raide)

Certaines dunes, comme les barkhanes, permettent de

connaitre le sens des vents dominants (ici dans le désert côtier péruvien).

Photo Pierre Thomas

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/?IDNumber=PIA07502

Et sur Mars, on connait des barkhanes et d’autres

morphologies qui donnent le sens des vents dominants.

1 km

Malgré les tempêtes, les dunes ne changent que très peu en une année (martienne). Ça bouge quand même un tout petit peu, mais pas assez pour recouvrir (en 38 ans !) Pathfinder qui en plus n’était pas du tout dans une zone à dunes !

https://www.nasa.gov/mission_pages/MRO/multimedia/pia15295.html

Progression :

≈1 m en 3 ans (entre 2007 et 2010)

Autre preuve de cette puissance de transport très

limitée, vue la très faible pression

atmosphérique :

6 mois de vent dans le parachute de

Curiosity (Ø = 16 m, une belle voile) sont incapables de

déplacer les 350 kg du bouclier arrière qui y est resté

attaché.

http://mars.jpl.nasa.gov/msl/news/whatsnew/index.cfm?FuseAction=ShowNews&NewsID=1460

Du 12 aout 2013 au 13 janvier 2013

Sur ce, ça peut quand même « secouer ». Phoenix s’est posé (mai 2008) par 68° latitude Nord. Il s’est posé en début

d’été. Il a été complètement recouvert par la calotte

transitoire Nord (1 m de glace carbonique) pendant l’hiver suivant (pas de photo, car nuit polaire). Qu’en était-il l’été suivant ?

Le site d’atterrissage de

Phoenix en plein été Le site d’atterrissage de Phoenix en fin d’hiver

oenix

arachute et bouclier arrière

L’atterrisseur Phoenix et son

« parachute +

bouclier arrière » l’été de son

atterrissage (2008) et l’été suivant

(2010). Entre les deux, tout a été recouvert par la calotte transitoire Nord. Et pendant ce temps là, le parachute a été arraché et est parti.

2008 2010

Autre phénomène météorologique visible « en

passant » dans le film : les « dust devil » (poussières du diable), des « mini-tornades » = tourbillons de

poussière

Roland a estimé la hauteur du VAM à une vingtaine de mètres. La tornade fictive aurait donc environ 200 m de hauteur

Exemple de tourbillon de poussière terrestre dans le désert de Gobi (= dust devil = poussières du diable)

Photo Pierre Thomas

Au sol, les robots (ici Spirit) observent ces mini- tornades

http://mars.nasa.gov/multimedia/images/?ImageID=7789

Une autre vue par

Opportunity le 31 mars 2016

Une de ces mini tornades « filmée » par Spirit le 15 mars 2005.

Animation : 1 image prise toutes les 21 secondes,

passées en accéléré.

À gauche, le compteur des secondes.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07253 et

http://www.thelivingmoon.com/43ancients/02files/Mars_Blue_Bird_Weather.html

http://www.msss.com/mars_images/moc/lp sc2000/3_00_dustdevil/

Ces tourbillons soulèvent la

poussière (en général assez claire) qui

recouvre le sol de Mars, ce qui laisse des traces

sombres qui ont longtemps été

bien énigmatiques

Connaissant la localisation de cette tornade

(Promethei Terra, 55°lat.S), la date et l’heure de la prise de vue, la longueur de

l’ombre (≈ 400 m) permet d’estimer la hauteur du

tourbillon à 200 m (cf. le calcul de

Roland).

http://www.msss.com/mars_images/moc/lpsc2000/3_00_dustdevil/

http://www.msss.com/mars_images/moc/lpsc2000/3_00_dustdevil/

De belles traces dans Promethei Terra, dont un joli

« spermatozoïde », photographiées par MGS le 30 décembre 1999

Ces mini-tornades, si elles ne font pas s’envoler les rovers,

nettoient les panneaux solaires (et leur mire colorée). De vraies

« tornades blanches » !

http://apod.nasa.gov/apod/ap051128.html

Spirit avant une mini-tornade (5 mars 2005)

Spirit après une mini-tornade (15 mars 2005)

https://en.wikipedia.org/wiki/Pancam

https://en.wikipedia.org/wiki/Pancam

Comment faire de l’eau ?

Pour produire de l’eau Watney utilise

2 H₂ + O₂ ! 2 H₂O

3 N₂H₄ ! 4 NH₃ + N₂

N₂H₄ + 4 NH₃ ! 3 N₂ + 8 H₂ N₂H₄ ! N₂ + 2 H₂

Il produit H2 à partir

d’hydrazine (N2H4) et d’un catalyseur (dépôt d’iridium sur alumine)

Catastrophe du Hindenburg, Lakehurst, 6 mai 1937.

J’ai réussi à créer 126 mètres carrés de terre utilisable, mais chaque mètre cube de terre nécessite 40 litres d’eau pour être cultivable.

La propulsion du MAV

Martinez prépare le MAV pour le départ précipité.

Hydrazine et propulsion - 1

Hydrazine seule (monoergol) utilisée par la sonde Juno

(arrivée le 14 juillet 2016)

pour ses corrections orbitales.

Hydrazine et propulsion - 2

Hydrazine monoergol utilisée par le skycrane qui a

déposé Curiosity sur Mars.

Vue d’artiste de l’arrivée de Curiosity sur Mars, le 6 août 2012.

Hydrazine et propulsion - 3

NH₂ N(CH₃)₂ + 2 N₂O₄ ! 3 N₂ + 4 H₂O + 2 CO₂

Diméthylhydrazine + peroxyde d’azote

Monométhylhydrazine + peroxyde d’azote

4 NH₂ NHCH₃ + 5 N₂O₄ ! 9 N₂ + 12 H₂O + 4 CO₂

Réactions utilisées par

• Le Lunar Module Ascent Engine.

• Ariane 5 (étage EPS, à propergols stockables).

• la sonde Juno pour se mettre en orbite jovienne.

Mélanges hypergoliques

Comment faire de l’oxygène ?

CO

+ 4 H

! CH

+ 2 H

O

Réaction de (Paul) Sabatier

(1854 - 1941, prix Nobel de chimie 1912)

Atmosphère (Mars) Respiration (ISS)

Faible import de la Terre

Carburant pour le retour

Electrolyse

O

+ 2 H

Recyclage Température élevée (300 - 400 °C) en présence d'un catalyseur.

Dans l’ISS cette réaction est utilisée pour produire de l’eau à partir du CO2 issu de la respiration des astronautes.

Pour respirer ! Produit du CO2

Recyclage

Comburant

Le parc énergétique de Morbach (Allemagne) stocke l’électricité inutilisée sous forme de

méthane CH4 (CO2 issu de biogaz, H2 issu de l’électrolyse de l’eau).

Peut-on encore trouver de l’eau sur Mars ?

La calotte polaire nord durant l’été, vue par Mars Global Surveyor.

Deuxième point :

si vous êtes naufragés sur Mars,

où trouver de l’eau

aujourd’hui ?

C’est tellement évident que je n’en parle pas plus que ça.

Les réserves sont énormes (diamètre de 1000 km, épaisseur de 2000 à 3000 m).

Mais il faut aller au-delà de 80° de latitude.

http://themis.asu.edu/vistas/5488

L’eau (la glace) des calottes polaires permanentes

L’eau du ciel

Si on n’a jamais vu de neige (et à plus forte

raison de pluie) tomber sur le sol, très souvent, ce sol se recouvre de givre la nuit. La

température lorsqu’il y a ce givre montre qu’il ne s’agit pas de glace carbonique, mais bien de glace d’H₂O. Ce givre d’H₂O se sublime juste après le lever du soleil.

Photos Viking, 1976-1977

= jours

La même chose sur la mire

colorée

d’Opportunity (posé en zone

équatoriale) .

-20

-30

-40

-50

-60 -

K ° C

Depuis une sonde en orbite, on peut quantifier spectra-

lement cette vapeur d’H₂O dans l’atmosphère. Cette quantité de vapeur varie avec l’altitude et les saisons (ici été dans l’hémisphère Nord). Elle est de 25 µm « précipitables » en moyenne !

Supposons qu’il se condense 2,5 µm de glace chaque nuit (soit l’épaisseur d’un globule rouge, ≈ 10 % de l’eau

atmosphérique). On étend un « drap » de

20 x 20 = 400 m², qui se recouvre de ces 2,5 µm de givre chaque nuit. Si on récupère ce drap au petit matin et

qu’on fasse fondre le givre, on récupérera :

400 x,2,5.10^-6 = 1000.10^-6 m³, soit 1 litre d’eau.

S’il ne s’en condense que 1%, ca fera seulement 0,1 litre!

https://www.flickr.com/photos/30909655@N02/3159013595/sizes/l/in/photostream/

Sur Mars, il tombe parfois des « petites » météorites, laissant des traces qu’on voit « apparaitre » entre deux survols

L’eau du sol

Au-delà de ≈ 45° de lat.

les plus « grands » de ces cratères « actuels » sont souvent entourés d’éjectas blancs, que les spectres IR révèlent être faits de glace d’eau.

Ce cratère a été creusé en 2008. Il mesure 8 m de diamètre, pour 1,5 m de profondeur. De la

glace d’eau existe donc à faible profondeur dans cette région (56° lat. N).

8 m

Voici un autre petit cratère récent (D = 6m , P= 1,3 m) creusé entre le 22 décembre 2007 et le 5 juillet 2008. Le 18 octobre, une image Haute Résolution montre de la glace vive, quasiment sublimée le 14 janvier 2009. De la glace stable en profondeur (mais instable en surface) existe donc en ce site à moins de 1,3 m de profondeur par 43° lat. Nord (c’est la limite de cette présence).

Mais la base d’Ares 3 (Acidalia Planitia) est à 32° lat. Nord !

18 octobre 2008 14 janvier 2009 6 m

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA13804

Phoenix (68° lat. N) a été la 1^ère mission capable

d’identifier formellement et d’analyser cette glace du sol. Regardons la tranchée au centre gauche

Cette tranchée contient une substance

blanche qui se sublime

(partiellement) en 4 jours.

De la glace !

Cette tranchée contient une substance

blanche qui se sublime

(partiellement) en 4 jours.

De la glace !

"We have water," said William Boynton of the University of Arizona, lead scientist for the Thermal and Evolved-Gas Analyzer, or

TEGA. "We've seen evidence for this water ice before in observations by the Mars Odyssey orbiter and in disappearing chunks

observed by Phoenix last month, but this is the first time Martian water has

been touched and tasted."

(Nasa News du 31 juillet 2008)

Victory !

Phoenix dépose le sol ramassé dans des laboratoires automatiques d’analyse.

Résultats des analyses : la glace est bien de la glace d’H₂O, eau qui a un Ph basique de 8-9, qui

contient des ions divers : magnésium, sodium,

potassium, chlore et perchlorate = ClO₄^- …

Il faudra donc « distiller » l’eau obtenue par la fonte de la glace du sol de Mars si on veut la boire ou...

arroser des « patates ». Petit chimiste vert analysant le sol de Mars



L’eau des roches et des minéraux

Certains minéraux (et roches) bien que totalement secs contiennent naturellement de l’eau dans leur réseau cristallin. Citons au moins trois familles de minéraux fréquents sur Terre et sur Mars :

Les argiles (Na,Ca)_0.3(Al,Mg)₂ Si₄O₁₀OH₂₂) Les serpentines [(Mg, Fe)3 Si₂O₅(OH)₄]

Le gypse (CaSO₄, 2 H₂O) et autres sulfates.

S’il est très difficile de récupérer l’eau des silicates, il est très facile d’extraire de l’eau des sulfates : par

exemple, il suffit de chauffer 1 kg de gypse à 120°C pour récupérer 200 g d’eau !

{

Silicates Sulfates

http://planet-terre.ens-lyon.fr/article/mars-2005-03-24.xml

Les études spectrales depuis l’orbite montrent que des sulfates hydratés, il y en a beaucoup sur Mars.

Sur cette première détection faite en 2005 par l’équipe de Mars Express, des sulfates mono-

hydratés sont représentés en rouge, des sulfates poly-hydratés en vert.

Mars express a révélé que tout le haut de cette colline était faite de gypse (en vert, CaSO₄, 2H₂O), et le bas en kiésérite (en rouge, MgSO₄, H₂O)

C’est avec ce genre d’étude qu’on a choisi la cible de Curiosity. Vous voyez, sur cette vue orbitale annotée, qu’il y a beaucoup de sulfates. Donc un naufragé

« débrouillard » ne risquerait pas de mourir de soif.

http://www.universetoday.com/87676/mars-science-lab-rover-will-land-in-gale-crater/

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA17595

G

Et si on va sur place, on trouve effectivement des sulfates de calcium hydratés. Allons au point G (G comme Gillespie)

On trouve une formation parcourue de filons blancs.

http://mars.jpl.nasa.gov/msl/multimedia/images/?ImageID=5019

À l’œil, on reconnait ces filons pour être probablement faits en gypse.

Avec ChemCam aussi, et c’est plus sûr (mais plus cher).

Photo Pierre Thomas

Je ne peux m’empêcher de

vous montrer le plus « beau » (à mon point de vue) réseau de filons de gypse découvert le 17 février

2016

(sol 1256).

http://mars.nasa.gov/msl/multimedia/raw/?s=1256&camera=MAST_

C’est beau, n’est-ce pas !

Et je ne peux pas m’empêcher de comparer ce filon de gypse martien avec ce filon de gypse bien

terrestre (et même basque)

Photo Pierre Thomas

Terre Mars

http://mars.jpl.nasa.gov/msl/multimedia/raw/?s=837&camera=MAST_

Et du

gypse, on n’en

trouve pas qu’en filon, mais aussi dans la

roche,

comme ici le 15

novembre 2014.

Regardons la surface brossée :

http://mars.jpl.nasa.gov/msl/multimedia/images/?ImageID=6872 et http://mars.jpl.nasa.gov/msl/multimedia/raw/?s=844&camera=MAST_

Regardons cette surface brossée : on voit des …

… des cristaux qui ont la forme de cristaux de sulfates, diagnostic confirmé par Chemcam

Équivalent terrestre de ces cristaux de gypse dans l’Oligocène lacustre du Languedoc. Et on a la même chose (filons et

cristaux) autour d’Opportunity !

Photo Pierre Thomas Photo Pierre Thomas

Photo Pierre Thomas

Surface de la Terre

.

Sur Terre, l’atmosphère (et le champ magnétique)

« arrêtent » la quasi totalité des rayons cosmiques.

Comment quantifier cette eau superficielle, glace du sol et/ou eau des minéraux ? En utilisant deux

particularités de Mars : la faiblesse de son atmosphère et l’absence de champ

magnétique.

S^uper N^ovae

Surface de Mars

Sur Mars, peu d’atmosphère et pas de champ

magnétique. Les rayons cosmiques frappent le sol, ce qui produit des neutrons « rapides ».

Réactions nucléaires

Super Novae

Surface de Mars sans H₂O Surface de la Mars avec H₂O

Neutrons rapides Neutrons

lents ^{Super Novae}

Or, l’hydrogène (plus précisément son isotope nommé

deutérium) ralenti les neutrons d’une façon « particulière ». Et il y a de l’Hydrogène dans H₂O. Il n’y a qu’à carter (depuis un rover ou un satellite en orbite équipés d’un détecteur de

neutrons) l’énergie des neutrons émis par la surface et la convertir en % d’H₂O.

http://mars.nasa.gov/msl/multimedia/images/?ImageID=7439

Curiosity mesure en continu la

teneur en H₂O (ou plutôt en deutérium) du premier mètre du sol, qui varie du simple au

double et qui est convertible en

«équivalent H₂O» (glace,

gypse, minéraux hydroxylés, silice hydratée…)

Ici, 60 sols de mesures (juin et juillet 2015) : de 5 à 10 % d’eau (le maximum mesuré :

jusqu’à 10% d’eau !).

% dans le premier mètre superficiel

Et Mars Odyssey a fait la même chose depuis l’orbite en 2004 : beaucoup d’eau aux pôles (les calottes

polaires), pas mal jusqu’à 60° latitude, moins plus près de l’équateur. Moyenne : 5 % !

http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2004-209

Si on ne considère que le premier mètre d’épaisseur, sur 1 m² (masse de 2000 kg), 5 % d’eau, cela

représente 100 litres d’eau. Pour la récupérer, il

« suffit » alors de chauffer à plus de 0°C si cette eau est sous forme de glace, à plus de 120°C si cette eau est dans du gypse, à plus de 800°C si elle est dans

des silicates.

http://blog.aujourdhui.com/walkyrie2/1231097/semaine-fatiguante.html

Cultivons sur Mars - 1

Mark Watney et son carré de pommes de terre.

Cultivons sur Mars - 2

Le site d’Arès 3 vue par Mars Odyssey en 2001.

Acidalia Planitia/Arès 3 : - 4 000 m Arabia Terra : - 2 000 à -1 000 m

Région de Schiaparelli : -1 000 à 0 m

Arès 3

Arès 4

Région de l’hypothétique

paléo-océan martien (-4,1 à -3,8 Gans)

Pathfinder

Carte altimétrique partielle de Mars

Viking 1

Cultivons sur Mars - 3

Régolite : couche superficielle formée par la dégradation de la roche sous l’effet de divers facteurs (impacts de micrométéorites, influence du vent solaire, érosion éolienne, etc.).

Ce n’est pas vraiment un « sol » car il lui manque matière organique et vie microscopique.

Région d’Arès 3 : fond d’un ancien océan contenant 0,5 % de potassium (K) en masse.

Sur Terre, quand on évapore de l'eau de mer les sédiments qui en résultent sont 20 fois plus concentrés en Na qu’en K.

Si c’est la même valeur sur Mars alors les sols de la région d'Acidalia Planitia sont riches en Na (10% en masse), ce qui n'est pas bon pour cultiver !

Sur Mars, très bonne corrélation entre teneur en K et faible altitude.

Carte du

la sonde Mars Odyssey (de 70° W à 150° E).

Volcans de la chaîne Elysium.

L’habitat martien - 1

Mark Watney répare le sas détruit avec une bâche et du scotch.

L’habitat martien - 2

La réparation est terminée ! Vraiment ?

Réparation d’un casque

Mark Watney bouche la fuite de son casque avec du scotch !

Paysages des trajets

vers Pathfinder et Arès 4

https://twitter.com/cirquelar/status/519902013434261504

Les paysages d’Acidalia planitia et ceux vus pendant les trajets d’Ares 3 (Acidalia Planitia) vers

Pathfinder puis vers Ares 4 (Schiaparelli)

On voit très souvent de très beaux paysages dans le film. Un géologue reconnait sans problème des

paysages dans une région faite de grès, comme en Arizona, ou en Jordanie (lieu du tournage) …

… même si Ridley Scott a parfois « marsisé » ses paysages en rajoutant des cratères.

Et en plus, Acidalia Planitia, comme son nom l’indique, devrait être une « plaine plate » !

Vu du sol, on reconnait très bien un paysage et des falaises de grès bien stratifiés.

http://referentiel.nouvelobs.com/file/14487230.jpg

Officiellement sur Mars

Réellement sur Terre

(Wadi Rum en Jordanie)

http://wadirum.jo/2013/11/10/landscape-2/

La majorité des roches de Mars sont en fait des roches volcaniques et non des grès, ce qui est implicitement dit dans « Seul sur Mars »

Carte géologique

en pays volcanique

On peut alors paraphraser Jean Gabin dans un film d’Henri Verneuil / Michel Audiard (Le Président) : - Mais il y a des grès sur Mars ! Je tiens à vous

l'apprendre.

- Oui, et y'a aussi des poissons volants mais qui ne constituent pas la majorité du genre.

http://akachebusiah.blogspot.fr/2014/10/les-presidents-francais-au-cinema.html

*

* Patrons de gauche

Le ciel martien - 1

Mark Watney approche du cratère Schiaparelli.

Le Soleil paraît un peu brillant :

586 W/m², contre 1 360 W/m² sur Terre.

Le ciel martien - 2

Mark Watney stationné près du MAV de la mission Arès 4 (cratère Schiaparelli).

Le ciel martien - 3

L’intérieur du cratère Spirit of St. Louis vu par Opportunity le 29/3/2015.

Le ciel martien - 4

Le ciel martien vu depuis le site de Viking 1 (posé sur Mars depuis le 20 juillet 1976).

Séquence de 1 000 sols (1,5 an martien, 3 ans terrestres)

Tempête de poussières Pression atmosphérique

et vent faibles

Coucher de Soleil martien - 1

Coucher de Soleil (Seul sur Mars).

Coucher de Soleil martien - 2

Coucher de Soleil vu par Curiosity le 15 avril 2015 dans le cratère Gale.

Les paysages martiens

Curiosity au pied du mont Sharp, septembre 2015.

Les vrais paysages martiens.

D’abord quatre panoramas vus par les quatre sondes (presque) fixes, puis un florilège de panoramas vus par Spirit, Opportunity et Curiosity, les trois robots mobiles.

http://mars.nasa.gov/msl/multimedia/images/?ImageID=7496

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA03163

Viking 1, 1976 (40 ans, déjà !)

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00525

Viking 2, 1976

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01466

Pathfinder, 1997

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA13804

Phoenix, 2008

Des plaines « caillouteuses » (Curiosity, 2012)

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA16453

Des plaines « caillouteuses » et sableuses (Spirit, 2004)

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07342

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA11753

Des plaines « caillouteuses » et sableuses (Opportunity, 2008)

Des plaines sableuses (Opportunity, 2005) http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07216

Le cratère « Beagle », 35 m de diamètre (Opportunity 2006)

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA13795

Le cratère « Santa Maria », 90 m de diamètre (Opportunity 2011)

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08754

En se promenant dans les collines (Spirit 2005)

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07334

En se promenant dans les collines (Spirit 2009)

http://mars.nasa.gov/mer/gallery/panoramas/spirit/2009.html

http://mars.nasa.gov/mer/gallery/press/opportunity/20110810a.html

En se promenant dans les collines (Opportunity 2011)

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA19394

En se promenant dans les collines (Opportunity 2015)

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA17766

En se promenant dans une vallée (Curiosity 2014)

http://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/details.php?id=PIA20174

En se promenant dans une vallée (Curiosity 2015)

http://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/details.php?id=PIA20332

En se promenant au-dessus d’une vallée (Curiosity 2016)

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA04183

En se promenant en haut des collines (Spirit 2005)

En se promenant en haut des collines (Spirit 2005)

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA04184

En se promenant en haut des collines (Opportunity 2012)

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA15689

http://mars.nasa.gov/mer/gallery/press/opportunity/20140909a.html

En se promenant en haut des collines (Opportunity 2014)

http://mars.nasa.gov/mer/gallery/press/opportunity/20140624a.html

En se promenant en haut des collines (Opportunity 2014)

http://mars.nasa.gov/mer/gallery/press/opportunity/20150323a.html

En se promenant en haut des collines (Opportunity 2015)

Au pied du Mont Sharp (Curiosity, 2013)

Au pied du Mont Sharp (Curiosity, 2013)

http://www.nasa.gov/image-feature/jpl/pia19839/strata-at-base-of-mount-sharp

Au pied du Mont Sharp (Curiosity, 2014)

http://mars.nasa.gov/msl/multimedia/images/?ImageID=7528

Au pied du Mont Sharp (Curiosity, 2015)

Au pied du Mont Sharp (Curiosity, 2015)

http://mars.nasa.gov/msl/multimedia/images/?ImageID=7540

http://mars.nasa.gov/msl/multimedia/images/?ImageID=7539

Au pied du Mont Sharp (Curiosity, 2015)

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA16105

Au pied du Mont Sharp (Curiosity, 2012)

http://mars.nasa.gov/msl/multimedia/images/?ImageID=7811

Au pied du Mont Sharp (Curiosity, avril 2016)

http://mars.nasa.gov/msl/multimedia/raw/?s=1384&camera=MAST%5F

Au pied du Mont Sharp (Curiosity, juin 2016)

Au pied du Mont Sharp (Curiosity, juillet 2016)

http://mars.nasa.gov/msl/multimedia/raw/?s=1387&camera=MAST%5F

http://www.msss.com/mars_images/moc/E01_E06_sampler2002/dust/

La même tempête vue par Mars Global Surveyor

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA09935 http://www.nasa.gov/mission_pages/mars/news/mars20121127.html

Les robots subissent de

telles tempêtes.

Voici celle de

juin-juillet 2007 sur Opportunity vue depuis

l’orbite (MRO)

Ces dunes et autres structures éoliennes permettent de faire une carte des vents dominants (données

Viking)…

http://www.atm.ox.ac.uk/group/gpfd/research.html

… qu’on peut comparer avec des GCM (Global Circulation Model) faits par les météorologues en fonction de

l’insolation, de la rotation de Mars… On peut déjà faire des prévisions météorologiques sur Mars. Alors, en 2035 …

Le trajet :

Acidalia Planitia (Ares 3)

Chryse Planitia (Pathfinder) Cratère Schiaparelli (Ares 4)

Le voyage vers Mars - 1

Orbite de Hohmann

Le voyage vers Mars - 2

Aller et retour durent 180 jours.

Longue mission.

Minimise la consommation en carburant.

L’aller dure 180 jours et le retour 430 jours.

Minimise la durée de la mission et l’exposition aux rayonnements.

Le vaisseau Hermès - 1

La roue fait 1 tour en environ 40 secondes.

Pour avoir une gravité martienne (0,38 g) il faudrait qu’elle ait un rayon de 150 m !

Le vaisseau Hermès - 2

L’échelle donnée par le personnage indique que la roue a un rayon voisin de 20 m…

Pour créer une gravité martienne (0,38 g) il faudrait qu’elle ait une période de 14,6 s !

Le vaisseau Hermès - 3

Propulsion du Hermès : argon et réacteur nucléaire Accélération = 2 mm/s².

Accroissement de vitesse : 1 km/s en 6 jours.

T H E T R A J E C T O R I E S O F

JULY 7, 2035

b y L A U R A B U R K E | g r a p h i c b y M I C H A E L G R E S H K O

The Ares 3 mission to Mars leaves low Earth orbit aboard the Hermes.

NOVEMBER 7, 2035^* (Sol 0)

After nearly 124 days and over 150 million miles, the Hermes arrives at Mars.

NOVEMBER 13, 2035 (Sol 6)

A freakishly strong dust storm forces the Ares 3 crew to abort, inadvertently leaving behind Mark Watney.

The Hermes begins its return to Earth.

May 23, 2036 (Sol 192)

The Hermes begins the Rich Purnell maneuver, which adds over 600 million miles to the mission—

but gives the crew a chance to rescue Watney.

July 6, 2036 (Sol 229.7)

The Hermes flies by Earth, using our planet’s gravitational field to adjust its trajectory.

May 24, 2037 (Sol 549)

The Hermes flies by Mars at 12,000 mph (5.36 km/s), successfully and harrowingly rescuing Watney.

December 21, 2037

The Hermes returns to orbit around Earth.

Flight paths reflect the optimized trajectory of the Hermes using the dates and spacecraft performance in "The Martian.”

The spacecraft has an inert mass of 110 metric tons and is capable of constant acceleration at 2 mm/s².

Burke, Laura. "An Examination of ‘The Martian’ Trajectory.” NASA Glenn Research Center. 29 September 2015.

THE MARTIAN

1

2

3 4

1 5

2

5 3

4

Sun Venus

Earth Mars

To see Andy Weir’s original trajectories, visit galactanet.com/martian/hermes.mp4.

*The optimized initial leg takes 123.8 days. Date listings assume that the Hermes leaves Earth at 12:00 AM on July 7, 2035.

*

*

Rich Purnell en train de chercher une solution pour retourner vers Mars…

C’est fini !