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l’instrument ChemCam : caractérisation des phases d’altération et de leur processus de formation dans les
roches et les sols
Gaël David
To cite this version:
Gaël David. Exploration des environnements passés de Mars avec l’instrument ChemCam : caractéri- sation des phases d’altération et de leur processus de formation dans les roches et les sols. Astro- physique galactique [astro-ph.GA]. Université Paul Sabatier - Toulouse III, 2020. Français. �NNT : 2020TOU30281�. �tel-03245030�
TH ` ESE TH ` ESE
En vue de l’obtention du
DOCTORAT DE L’UNIVERSIT´E DE TOULOUSE
D´elivr´e par : l’Universit´e Toulouse 3 Paul Sabatier (UT3 Paul Sabatier)
Pr´esent´ee et soutenue le vendredi 4 d´ecembre 2020 par :
Ga¨el DAVID
Exploration des environnements pass´es de Mars avec l’instrument ChemCam : caract´erisation des phases d’alt´eration et de leur processus de
formation dans les roches et les sols
JURY
Karim BENZERARA Directeur de recherche Rapporteur Jean-Baptiste SIRVEN Ing´enieur de recherche Rapporteur Vincent F. CHEVRIER Professeur d’universit´e assistant Examinateur St´ephanie DUCHENE Professeur d’universit´e Examinateur Pierre BECK Maˆıtre de conf´erence Examinateur Patrick PINET Directeur de recherche Examinateur
Ecole doctorale et sp´´ ecialit´e :
SDU2E : Astrophysique, Sciences de l’Espace, Plan´etologie Unit´e de Recherche :
Institut de Recherche en Astrophysique et Plan´etologie (UMR 5277) Directeur(s) de Th`ese :
Olivier FORNI etAgn`es COUSIN Rapporteurs :
Karim BENZERARAet Jean-Baptiste SIRVEN
Les conditions pal´eo-environnementales de la surface de Mars sont accessibles `a travers les enregistrements g´eologiques de la plan`ete, et plus particuli`erementvia les min´eraux d’alt´eration qu’ils contiennent. Ces phases secondaires peuvent constituer de v´eritables marqueurs g´eochimiques des conditions durant l’alt´eration aqueuse.
L’instrument ChemCam, `a bord du rover Mars Science Laboratory (Curiosity) est le premier instrument de spectroscopie sur plasma induit par laser d´eploy´e `a la surface de Mars. Il offre un moyen in´edit de caract´eriser la g´eochimie des roches du crat`ere Gale, `a une ´echelle d’analyse submillim´etrique.
Ce travail de th`ese s’int´eresse `a la caract´erisation des phases d’alt´eration ainsi qu’aux processus res- ponsables de leur formation dans les sols et les roches s´edimentaires de Gale. L’approche utilis´ee combine des exp´eriences de laboratoire avec une r´eplique de ChemCam ainsi que l’interpr´etation des donn´ees de l’instrument de vol. Ces ´etudes ont permis de tester la capacit´e de ChemCam `a identifier des argiles dans les roches s´edimentaires et ˆetre ainsi un outil diagnostique de ces phases.
Elles ont ´egalement aid´e `a mieux comprendre les param`etres influen¸cant la mesure LIBS dans les milieux granulaires, ainsi qu’`a montrer que les sulfates de magn´esium amorphes pourraient ˆetre des phases majeures dans les sols martiens et responsables de leur hydratation.
Par ailleurs, nous avons ´egalement propos´e une nouvelle quantification du fer pour les donn´ees ChemCam, qui a permis d’´etudier une structure g´eomorphologique particuli`ere de Gale. Cette derni`ere est associ´ee `a une forte signature spectrale d’h´ematite depuis l’orbite. L’´etude de la variabilit´e en fer sur ce terrain a permis de mieux appr´ehender son m´ecanisme de formation, en mettant en ´evidence une mobilit´e de cet ´el´ement durant la diag´en`ese, en lien avec des processus d’oxydo-r´eduction. Ces r´esultats indiquent que les s´ediments de Gale ont subi une histoire g´eologique post-d´epˆot complexe, impliquant probablement de multiples ´episodes aqueux aux propri´et´es diff´erentes.
Abstract
Paleo-environmental conditions at the surface of Mars are accessible through the geological records of the planet, and more particularly through the alteration minerals they contain. These secondary phases can constitute geochemical markers of the conditions during the aqueous alteration. The ChemCam instrument onboard the Mars Science Laboratory rover (Curiosity) is the first laser-induced breakdown spectroscopy instrument deployed on the surface of Mars. It provides a new way of characterizing the geochemistry of rocks and soils in the Gale Crater at a sub-millimeter scale.
This thesis work focuses on the characterization of the alteration phases and the processes responsible for their formation. The approach used combines laboratory experiments with a ChemCam replica as well as the interpretation of the flight instrument data. These studies tested ChemCam’s ability to identify clays in sedimentary rocks and to be a diagnostic tool for these phases.
These studies also helped to better understand the parameters influencing the LIBS measurement in granular media and to show that amorphous magnesium sulfates could be major phases in martian soils and responsible for their hydration.
Finally, we have also proposed a new quantification for iron that allowed us to study a particular geomor- phological structure of Gale, associated with a strong spectral signature of hematite from orbit. The study of iron variability in this field enabled us to better understand its formation mechanism, by highlighting the mobi- lity of this element during diagenesis, involving redox processes. These results indicate that the Gale sediments underwent a complex post-depositional geological history, involving multiple aqueous events with different fluids properties.
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Apr`es ces 1277 jours (environ) pass´es `a l’IRAP, cette th`ese est maintenant achev´ee, et j’aime- rais prendre le temps de remercier toutes les personnes qui y ont contribu´e et qui m’ont aid´e par leur collaboration scientifique, leur soutien, leurs conseils et leurs encouragements jusqu’`a la r´edaction de ces derni`eres lignes. Cette th`ese a ´et´e l’occasion pour moi d’apprendre ´enorm´ement, dans une multitude de disciplines, et je vous remercie tous beaucoup pour cela.
Je tiens tout d’abord `a remercier les membres du Jury : Jean-Baptiste Sirven, Karim Benzerara, Vincent Chevrier, Pierre Beck, St´ephanie Duchˆene et Patrick Pinet pour avoir accept´e de rapporter et d’examiner mes travaux de th`ese, pour les tr`es int´eressantes discussions de la soutenance, ainsi que pour certains de leur accompagnement dans mon parcours depuis quelque temps maintenant.
Je voudrais ensuite (et surtout) remercier mes deux directeurs de th`ese : un immense merci `a Agn`es et Olivier, pour m’avoir permis ce voyage extraordinaire et accompagn´e tout du long. Vous avez form´e un exceptionnel duo d’encadrants, d’un soutien inconditionnel et c’´etait un r´eel plaisir de travailler avec vous.
Merci infiniment `a Pierre-Yves Meslin (qui fut comme mon troisi`eme directeur de th`ese) pour son aide inestimable dans tous les domaines. Merci ´egalement `a Erwin Dehouck pour ses conseils toujours tr`es pr´ecieux, et son expertise sur les processus d’alt´eration martiens. Cette belle histoire sur Mars a commenc´e avec vous 2 lors de mon stage de M2 : des exp´eriences de laboratoire jusqu’`a l’analyse des donn´ees martiennes.
Je tiens ´egalement `a remercier chaleureusement l’ensemble de l’´equipe ChemCam ! Merci aux chefs : Sylvestre Maurice et Roger Wiens (pour avoir imagin´e et con¸cu un si bel instrument) et Olivier Gasnault pour avoir permis qu’il fonctionne presque toujours aussi bien aujourd’hui. Merci `a toi J´er´emie Lasue pour tes conseils et tes id´ees. Merci `a Nicolas Mangold, St´ephane Le Mou´elic et La¨etitia Le Deit
`
a Nantes pour vos collaborations mais ´egalement pour vos enseignements de Master qui ont fortement contribu´e `a mon attrait pour la g´eologie martienne. Merci `a mes pr´ed´ecesseurs th´esards dans l’´equipe qui m’ont tous beaucoup inspir´e : Jonas L’Haridon, William Rapin, Marion Nachon et Val´erie Payr´e. Du cˆot´e am´ericain, je voudrais particuli`erement remercier Ann Ollila, Jeff Johnson, Abby Fraeman, Mark Salvatore, Travis Gabriel et Adriana Reyes-Newell pour leur aide scientifique, de la calibration `a l’in- terpr´etation des donn´ees.
Merci `a tous ceux des diff´erents laboratoires de l’OMP et du CNES pour les discussions et les aides pr´ecieuses sur les manips (LIBS, ICPMS, pastilleuse, prˆets d’´echantillons ...) : je pense en particulier
`
a Gilles Berger, Jean-Fran¸cois Fronton, Karine Demyck, J´erˆome Chmeleff, Aur´elie Marquet et Eric Le Comte.
Je voudrais aussi remercier Baptiste, Julien, Kristine et Amaury, mes coll`eges th´esards et post- doc que de belles carri`eres attendent sans aucun doute. Merci ´egalement `a Paolo, et `a Ga´etan, mes co-bureau de la derni`ere heure, et pour ces vendredis sportifs (parfois). Un merci `a Sarah pour ce stage de M2 r´ealis´e avec Agn`es et moi qui fut pour ma part tr`es riche d’enseignements.
iii
Laurent, Jean-Yves et Eric. J’en profite pour remercier ´egalement tous les scientifiques et ing´enieurs aux US engag´es dans les op´erations de ChemCam ainsi que dans celles du rover (financ´ees par le ”Mars Ex- ploration Program” de la NASA).
Merci ´egalement `a mes amis, et en particulier `a Maxime et Laureline pour avoir particip´e `a la pr´eservation de ma sant´e mentale durant ces longues journ´ees de r´edaction en confinement.
Un grand merci `a ma famille pour leur soutien : `a mes parents, grands-parents, Marion, Pierre et Louise, qui ont ´egalement beaucoup contribu´e pour certain par leur relecture et correction `a la forme actuelle du manuscrit.
Et merci bien ´evidemment `a Iris, sans qui tout cela n’aurait pas ´et´e possible, et pour bien plus.
iv
R´esum´e/Abstract i
Remerciements iii
Introduction 1
1 L’alt´eration `a la surface de Mars 7
1.1 G´en´eralit´e sur l’alt´eration aqueuse . . . . 7
1.1.1 Principaux processus d’alt´eration . . . . 7
1.1.2 Mobilit´e des ´el´ements en solution . . . . 9
1.2 Les produits d’alt´eration . . . . 11
1.2.1 Les phyllosilicates . . . . 11
1.2.2 Les sulfates . . . . 12
1.2.3 Les oxydes et (oxy)hydroxydes de fer . . . . 12
1.3 Observations martiennes . . . . 14
1.3.1 Structures g´eomorphologiques et `eres g´eologiques . . . . 14
1.3.1.1 Le Noachien . . . . 14
1.3.1.2 L’Hesp´erien . . . . 16
1.3.1.3 L’Amazonien . . . . 18
1.3.1.4 Un d´ebat sur les environnements associ´es . . . . 18
1.3.2 Caract´erisation min´eralogique par les observations orbitales etin situ . . . . 19
1.3.2.1 Une surface ign´ee . . . . 19
1.3.2.2 D´etection des phyllosilicates . . . . 20
1.3.2.3 D´etection des sulfates . . . . 22
1.3.2.4 D´etection d’oxydes et d’(oxy)hydroxydes de fer . . . . 23
1.3.3 Les sols de Mars . . . . 26
1.3.3.1 D´efinition . . . . 26
1.3.3.2 Les sols de Mars avant l’`ere Curiosity . . . . 27
vii
1.4 La missionMars Science Laboratory . . . . 29
1.4.1 Contexte g´eologique du crat`ereGale . . . . 29
1.4.2 Charge utile du rover Curiosity . . . . 30
1.4.3 Les roches s´edimentaires deGale . . . . 32
1.4.3.1 Les roches deBradbury . . . . 35
1.4.3.2 Les roches du MontSharp . . . . 35
1.4.4 Les sols deGale . . . . 38
1.4.4.1 Rocknest . . . . 38
1.4.4.2 Les dunes deBagnold . . . . 41
1.4.5 La ride deVera Rubin . . . . 43
1.4.5.1 Donn´ees orbitales . . . . 43
1.4.5.2 Premi`eres hypoth`eses de formation . . . . 44
1.5 Probl´ematiques et objectifs de la th`ese . . . . 46
1.5.1 Les sols . . . . 46
1.5.2 La formation de la ride deVera Rubin . . . . 47
1.5.3 La d´etection des argiles `aGale . . . . 47
2 M´ethodologie : la technique LIBS et l’instrument ChemCam 51 2.1 La spectroscopie de plasma induit par laser . . . . 52
2.1.1 Principes physiques du LIBS . . . . 52
2.1.2 Influence de la pression et de la composition de l’atmosph`ere . . . . 54
2.2 L’instrument ChemCam . . . . 54
2.2.1 Description de l’instrument . . . . 55
2.2.1.1 LeMast Unit . . . . 55
2.2.1.2 LeBody Unit . . . . 56
2.2.1.3 Les cibles de calibration . . . . 57
2.2.2 Points d’observation ChemCam . . . . 58
2.2.3 Les r´epliques ChemCam de laboratoire . . . . 59
2.3 Traitement des spectres LIBS . . . . 61
2.3.1 Proc´edure de traitement . . . . 61
2.3.2 Normalisation . . . . 63
2.4 Quantification . . . . 64
2.4.1 Les ´el´ements analys´es par ChemCam . . . . 64
2.4.2 Les effets de matrice . . . . 65
2.4.3 M´ethode de quantification des spectres LIBS ChemCam . . . . 66
2.4.3.1 Base de calibration . . . . 67
2.4.3.2 M´ethode de quantification univari´ee . . . . 67
2.4.3.3 M´ethode de quantification : ICA . . . . 68
2.4.3.4 M´ethode de quantification : PLS . . . . 69
2.4.4 Incertitude et pr´ecision du mod`ele . . . . 69
2.5 Conclusion . . . . 71
3 Etude des sols avec ChemCam´ 73 3.1 Objectifs de l’´etude . . . . 73
3.2 Pr´eparation des ´echantillons de sols . . . . 75
3.2.1 Les m´elanges m´ecaniques . . . . 76
3.2.2 Grains avec vernis de surface . . . . 79
3.3 Acquisition, traitement des donn´ees et m´ethode ICA . . . . 81
3.4 R´esultats exp´erimentaux . . . . 83
3.4.1 M´elanges m´ecaniques . . . . 83
3.4.1.1 Les ´el´ements majeurs . . . . 83
3.4.1.2 Le signal d’hydrog`ene . . . . 86
3.4.1.3 D´etection du soufre . . . . 88
3.4.1.4 Effet de la taille des grains sur la variabilit´e tir-`a-tir . . . . 90
3.4.2 Grains avec revˆetement superficiel . . . . 92
3.4.2.1 Grains <500 µm avec un revˆetement de surface . . . . 92
3.4.2.2 Grains >500 µm avec un revˆetement de surface . . . . 93
3.4.3 Comparaison entre m´elanges m´ecaniques et revˆetements . . . . 95
3.5 Observations martiennes . . . . 97
3.5.1 Les dunes deBagnold . . . . 97
3.5.1.1 Effet de la taille de grains sur la dispersion . . . . 97
3.5.1.2 Le signal d’hydrog`ene dans les sols deBagnold . . . . 99
3.5.2 Comparaison entre les analyses ChemCam et APXS dans les sols d’Aeolis Palus . 102 3.5.3 Contrainte sur la composition chimique de la composante amorphe deRocknest . . 105
3.5.3.1 L’hydratation de la poussi`ere . . . 106
3.5.3.2 Compositions relatives des phases deRocknest . . . 107
3.5.3.3 Le chlore et le soufre . . . 110
3.5.3.4 Discussion sur la pr´esence de sulfates . . . 113
3.5.3.5 Origine possible des sulfates deRocknest . . . 114
3.6 Conclusion . . . 116
4 Mod`ele de calibration du fer 121
4.1 Contexte de l’´etude . . . 121
4.2 VRR : premi`eres observationsin situ . . . 122
4.2.1 Les roches dePettegrove Point . . . 122
4.2.2 Les roches deJura . . . 124
4.2.3 Les figures diag´en´etiques deJura . . . 127
4.3 Objectifs de l’´etude . . . 129
4.4 Pr´eparation des ´echantillons de r´ef´erence . . . 132
4.5 M´ethode de quantification du fer . . . 135
4.5.1 Principe de la m´ethode . . . 135
4.5.2 S´election des longueurs d’onde . . . 136
4.5.3 Normalisation des spectres de la base de donn´ees . . . 139
4.5.4 Retrait des ´echantillons h´et´erog`enes . . . 139
4.5.5 R´esultats des diff´erentes suites instrumentales . . . 140
4.5.6 Courbe de calibration et incertitude du mod`ele . . . 141
4.5.7 R´esultats du mod`ele sur les cibles de calibration . . . 144
4.5.8 Niveau critique et limite de d´etection . . . 145
4.6 Tests sur les donn´ees martiennes . . . 146
4.6.1 Comparaison avec les r´esultats du mod`ele MOC . . . 146
4.6.1.1 Examen visuel des spectres . . . 148
4.6.1.2 Quantification du fer et somme des oxydes majeurs . . . 149
4.6.2 Comparaison avec l’instrument APXS . . . 152
4.6.3 Test sur les m´et´eorites . . . 155
4.7 Conclusion . . . 157
5 Le fer dans la ride de Vera Rubin 161 5.1 Contexte de l’´etude . . . 161
5.2 Les figures diag´en´etiques . . . 162
5.2.1 Les figures diag´en´etiques deGrey Jura . . . 163
5.2.2 Profils tir-`a-tir . . . 164
5.2.3 Processus de formation des nodules diag´en´etiques deJura . . . 165
5.2.4 Bilan de masse du fer . . . 166
5.3 Le fer dans les roches s´edimentaires de VRR . . . 168
5.3.1 Abondances moyennes en fer . . . 168
5.3.2 Variabilit´e du fer . . . 170
5.3.3 Analyses des zones enrichies en fer . . . 174
5.3.3.1 Profils tir-`a-tir . . . 174
5.3.3.3 El´ements “mineurs” . . . 177
5.4 Discussion . . . 181
5.4.1 Origine de la variabilit´e en fer `a VRR : un processus diag´en´etique . . . 181
5.4.2 Origine de la variabilit´e en fer `a VRR : un processus redox . . . 182
5.4.3 Distribution du mangan`ese . . . 183
5.4.4 Hypoth`eses sur l’origine du fluide r´educteur et sur l’agent oxydant . . . 186
5.4.5 S´equences d’´ev`enements propos´ees `a VRR . . . 188
5.4.6 Sc´enario du fluide chaud . . . 192
5.5 Conclusion . . . 192
6 D´etection des argiles avec ChemCam 197 6.1 Objectifs de l’´etude . . . 197
6.2 M´ethode d’identification des argiles avec ChemCam . . . 198
6.2.1 Les sites d’´echantillonnage deMarimba,Quela etSebina . . . 198
6.2.1.1 Les phyllosilicates . . . 198
6.2.1.2 Les phases non argileuses . . . 200
6.2.2 L’indice d’alt´eration chimique CIA . . . 202
6.2.3 S´election des donn´ees . . . 203
6.3 R´esultats . . . 203
6.3.1 Diagrammes ternairesAl2O3−CaO+N a2O−K2O . . . 203
6.3.2 L’hydrog`ene et l’indice d’alt´eration chimique . . . 205
6.3.3 Les ´el´ements majeurs . . . 206
6.4 Conclusion . . . 209
Conclusions et perspectives 213
Bibliographie 219
Annexes 245
A Les op´erations MSL et ChemCam 245
B Documents compl´ementaires chapitre 3 249
C Documents compl´ementaires chapitres 4 et 5 253
D 1ere` publication 260
E 2nd publication 287
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L’exploration de Mars nous a appris que cette plan`ete est un monde probablement aussi com- plexe que le syst`eme Terre, avec une longue et riche histoire g´eologique. L’une des diff´erences fondamen- tales entre les deux plan`etes r´eside dans la pr´eservation de leurs roches de surface. `A la diff´erence de la Terre, il est aujourd’hui admis que Mars n’a pas connu de tectonique des plaques sur l’ensemble de son histoire (Grottet al., 2013). Bien que la possibilit´e de tel processus sur la p´eriode ant´erieure `a ∼4.1 Ga soit toujours sujette au d´ebat, un r´egime stagnant `a une plaque sur l’ensemble de la plan`ete pendant les derniers milliards d’ann´ees a permis une remarquable pr´eservation des roches de surface. Sur Terre, l’´erosion et l’alt´eration chimique intense de surface combin´ees `a la tectonique (et plus particuli`erement aux subductions associ´ees) renouvellent constamment les roches et s´ediments et ne permettent pas d’en- registrer d’´ev´enements tr`es anciens. Bien que certaines roches terrestres aient ´et´e dat´ees autour de 4 Ga, comme les granites m´etamorphis´es de la r´egion des grands lacs au Canada par exemple, la majorit´e des roches terrestres sont vite recycl´ees, entre 1 et 3 Ga pour la croˆute continentale et ∼200 Ma pour la croˆute oc´eanique. Par ces ph´enom`enes la Terre a perdu les “archives” des 4/5 de son histoire. `A l’inverse, Mars poss`ede une des g´eologies les plus pr´eserv´ees parmi les plan`etes telluriques du syst`eme solaire. Son resurfa¸cage volcanique localis´e depuis ∼3 Ga, une ´erosion m´ecanique et une alt´eration chimique aujour- d’hui limit´ees `a sa surface contribuent `a pr´eserver les enregistrements g´eologiques. Elle nous offre ainsi la possibilit´e d’´etudier des terrains tr`es anciens et de remonter dans son pass´e lointain. ´Etudier la sur- face de Mars aujourd’hui permet de mieux comprendre son ´evolution. Bien que son histoire g´eologique soit singuli`erement diff´erente de la Terre, comprendre Mars nous offre ´egalement une possible fenˆetre sur le pass´e de notre propre plan`ete, ainsi que sur les processus qui ´etaient actifs dans un syst`eme solaire jeune.
L’eau liquide a ´et´e pr´esente `a la surface de cette plan`ete au d´ebut de son histoire, comme en atteste l’observation de structures g´eomorphologiques t´emoins d’´ecoulements aqueux, ainsi que des preuves min´eralogiques. D’une hydrosph`ere riche durant sa jeunesse (>3 Ga), celle-ci a progressivement d´eclin´e, pour ˆetre aujourd’hui tr`es sporadique. L’´evolution de l’activit´e aqueuse refl`ete des changements majeurs dans les environnements de surface. Mais les conditions exactes qui permettraient la pr´esence d’eau liquide de mani`ere relativement p´erenne font toujours aujourd’hui l’objet de controverses, et seules des investigations pouss´ees dans les s´ediments anciens peuvent aider `a mieux comprendre le pal´eoclimat de la prime jeunesse de la plan`ete.
L’eau est d’une mani`ere g´en´erale l’un des plus importants facteurs d’alt´eration et est responsable de la formation d’une grande vari´et´e de nouvelles phases min´erales. Durant les diff´erentes `eres g´eologiques martiennes, elle a particip´e de mani`ere active `a fa¸conner la surface de Mars, en compl´ement du volcanisme et des impacts m´et´eoritiques. L’alt´eration aqueuse tend `a former des produits secondaires, qui constituent de v´eritables marqueurs g´eochimiques des conditions environnementales. Ils nous apportent des informa- tions directes sur les conditions anciennes de surface ou sub-surface locale, voire `a plus grande ´echelle (i.e., d’ordre climatique). En effet, les ´etudes terrestres nous ont appris que les s´ediments et les roches s´edimentaires ont le potentiel d’enregistrer des ´ev´enements plus ou moins majeurs de l’´evolution de la
1
surface terrestre, tels que des processus climatiques et biologiques. Hormis la simple curiosit´e g´eologique, comprendre les environnements pass´es de cette plan`ete a ´egalement un int´erˆet du point de vue astrobio- logique. Sur Terre, la vie serait apparue dans les oc´eans il y a plus de 3.5 Ga, `a une p´eriode o`u l’eau liquide ´etait pr´esente sur Mars. Ainsi, le d´eveloppement d’une activit´e biologique a pu y ˆetre ´egalement possible. Environ 60 % de la surface martienne a l’ˆage des terrains qui, sur Terre, ´etaient contemporains de l’apparition du vivant, et certains enregistrements s´edimentaires poss`edent peut-ˆetre des indices sur le passage d’une chimie pr´ebiotique aux premiers organismes vivants.
La caract´erisation des phases d’alt´eration a ´et´e l’un des th`emes majeurs des ´etudes martiennes au cours des derni`eres d´ecennies. Si Mars poss`ede une surface totale ∼3 fois moindre par rapport `a notre plan`ete, c’est-`a-dire l’´equivalent des continents terrestres ´emerg´es, les terrains `a explorer sont consid´erables. Les donn´ees orbitales ont apport´e une vue d’ensemble, avec aujourd’hui une r´esolution importante. Elles ont permis de mettre en ´evidence, par les observations spectroscopiques, une riche di- versit´e de produits secondaires `a la surface. Cependant, les informations min´eralogiques r´ecolt´ees sont parfois parcellaires et peuvent manquer de contexte g´eologique pr´ecis. Les analyses orbitales souffrent
´
egalement de la fine couche de poussi`ere recouvrant une part importante de la plan`ete, qui, combin´ee
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a la faible profondeur de p´en´etration de certains instruments, peut masquer la surface et engendrer un manque de repr´esentativit´e. Par cons´equent, l’identification des phases d’alt´eration et l’interpr´etation des processus `a l’origine de leurs formations sont parfois difficiles. Par ailleurs, pour d´erouler une his- toire g´eologique, il est n´ecessaire d’identifier les processus majeurs ayant affect´es les roches s´edimentaires pour comprendre leurs ´evolutions. Or, le cycle g´eologique des s´ediments martien est complexe. Comme sur Terre, il peut impliquer un transport avant le d´epˆot et l’enfouissement des s´ediments, ainsi que leur alt´eration par des processus diag´en´etiques (i.e., post-d´epˆot qui ne refl`ete pas n´ecessairement les conditions de surface), avant leur exhumation `a l’air libre.
Compl´ementaires de l’approche globale fournie par les observations orbitales, les ´etudes in situ, bien que limit´ees en r´esolution spatiale, sont indispensables pour comprendre `a fine ´echelle les processus responsables de la formation des phases d’alt´eration. Elles permettent de mieux appr´ehender le contexte g´eologique et les subtilit´es d’une zone d’´etude sp´ecifique. Elles autorisent des ´etudes chimiques et min´eralogiques plus pr´ecises, avec des seuils de d´etection plus bas. Les ´etudes au sol permettent ´egalement d’obtenir une “v´erit´e terrain”, de faire le lien avec les informations `a hautes r´esolutions spatiales des missions orbitales et, potentiellement, d’effectuer une extrapolation `a plus grande ´echelle. En caract´erisant les assemblages min´eralogiques, les donn´ees r´ecolt´ees au sol permettent ´egalement d’alimenter les ´etudes de mod´elisation et ouvrent le champ aux exp´erimentations de laboratoire, souvent indispensables pour interpr´eter les observations et ´elaborer des sc´enarios.
Les objectifs scientifiques de la missionMars Science Laboratory (MSL) incluent l’´etude des s´ediments meubles et indur´es dans le but de comprendre l’´evolution g´eologique de Mars. Le choix du crat`ere Gale comme site d’atterrissage pour MSL a ´et´e fond´e sur l’observation depuis l’orbite de nom- breuses phases d’alt´eration (i.e., argiles, sulfates et oxydes de fer) associ´ees `a des d´epˆots s´edimentaires distincts, ´eventuellement en lien avec les grandes `eres climatiques de Mars (e.g., Millikenet al., 2010; Frae- man et al., 2013, 2016). La caract´erisation de ces phases particuli`eres permettrait de mieux comprendre les conditions d’alt´eration chimiques locales deGale, et peut-ˆetre de Mars d’une mani`ere plus g´en´erale.
Parmi la charge utile de Curiosity (MSL), l’instrument ChemCam (Maurice et al., 2012; Wienset al., 2012) est le premier instrument de spectroscopie sur plasma induit par laser (ou LIBS pourLaser-Induced Breakdown Spectroscopy) d´eploy´e sur Mars. Il offre en compl´ement des autres instruments du rover un moyen in´edit de caract´eriser la g´eochimie des roches et s´ediments de la surface.
Les travaux men´es au cours de cette th`ese sont ax´es autour de la probl´ematique des phases d’alt´eration du crat`ereGale, de leur caract´erisation avec ChemCam, ainsi que de l’´etude des processus et conditions responsables de leur formation. Les ´etudes r´ealis´ees combinent des exp´eriences de laboratoire avec une r´eplique de l’instrument, ainsi que l’interpr´etation des donn´ees de vol. Nous nous int´eresserons au cours de ce manuscrit `a 3 th´ematiques principales qui consistent `a :
— am´eliorer la compr´ehension des donn´ees ChemCam, et LIBS en g´en´eral, dans les milieux gra- nulaires, ainsi que de contraindre la composition chimique des phases d’alt´eration dans les sols martiens ;
— am´eliorer les connaissances sur les processus d’´evolution des s´ediments `aGale, et plus pr´ecis´ement sur le m´ecanisme de formation de la ride deVera Rubin, une unit´e riche en oxyde de fer d´etect´e depuis l’orbite ;
— tester une m´ethode d’identification et de caract´erisation des argiles pr´esents dans les roches s´edimentaires, `a partir des donn´ees LIBS de ChemCam, afin de d´eterminer le potentiel de l’instrument `a ˆetre un outil diagnostique de ces phases.
Ce manuscrit de th`ese se compose de six chapitres. Le chapitre 1 a pour vocation de pr´esenter les processus d’alt´eration d’une mani`ere g´en´erale, ainsi que les principales observations orbitales et in situ r´ealis´ees `a la surface de Mars. Un accent particulier est donn´e aux phyllosilicates, aux sulfates et aux oxydes de fer. La seconde partie de ce chapitre d´etaille la charge utile du rover Curiosity, le contexte g´eologique de son site d’exploration, c’est-`a-dire le crat`ereGale, ainsi que les objectifs scientifiques de ce travail de th`ese.
Le chapitre 2 pr´esente la technique LIBS ainsi que l’instrument ChemCam. Dans un pre- mier temps, ce chapitre se concentre rapidement sur la partie physique de la m´ethode. Nous d´etaillons
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egalement les propri´et´es techniques de l’instrument ChemCam, ainsi que la proc´edure de traitement des donn´ees n´ecessaire pour une quantification chimique. Enfin, le dispositif exp´erimental `a partir duquel sont r´ealis´ees nos exp´eriences est ´egalement pr´esent´e.
Le chapitre 3 d´ecrit la premi`ere ´etude de cette th`ese, qui porte sur les milieux granulaires.
Celle-ci se d´ecompose en deux volets. La premi`ere partie correspond `a une ´etude de laboratoire sur diff´erents types de m´elanges dans les sols. Les ´echantillons ´etudi´es y sont d´ecrits ainsi que les protocoles exp´erimentaux r´ealis´es. Le second volet s’int´eresse `a des applications martiennes de nos observations de laboratoire. En particulier, nous nous focalisons sur la composante amorphe des sols, qui est susceptible de contenir des phases d’alt´eration. Nous essayons dans ce chapitre de contraindre la forme physique de cette composante, qui est un premier pas vers une meilleure compr´ehension de son origine. Enfin, une
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etude g´eochimique de cette composante non-cristalline est r´ealis´ee, permettant de mettre en ´evidence la nature des principales phases hydrat´ees dans les sols deGale.
Les chapitres 4 et 5 se focalisent sur le processus de formation de la ride riche en h´ematite de Vera Rubin dans le crat`ereGale. Ce travail se d´ecompose ´egalement en deux parties. Le chapitre 4 d´etaille dans un premier temps les observations r´ealis´ees par le rover sur cette structure g´eomorphologique particuli`ere afin de fournir un contexte g´eologique `a l’´etude. Ensuite, nous pr´esentons l’´elaboration d’une nouvelle m´ethode de quantification du fer `a partir des donn´ees ChemCam, qui a pour objectifs de d´etecter des variations de concentrations plus subtiles que ne le permet le mod`ele actuel, ainsi que de quantifier de mani`ere plus pr´ecise de tr`es hautes concentrations en fer (i.e.,>50 wt.% FeOT).
Dans le chapitre 5, nous appliquons ce nouveau mod`ele de calibration du fer aux donn´ees mar- tiennes dans deux contextes diff´erents : 1) aux figures diag´en´etiques riches en fer rencontr´ees `aVera Rubin
pour raffiner leur composition, et 2) aux roches s´edimentaires, dans l’optique d’´etudier la variabilit´e de cet ´el´ement le long de la ride. Nos r´esultats permettront de mettre en ´evidence des ´ev`enements majeurs ayants affect´e cette localit´e et de mieux comprendre son origine.
Dans le chapitre 6, nous testons une m´ethode dont l’objectif est d’identifier et de caract´eriser certain phyllosilicates `a partir des donn´ees de ChemCam. Nous pr´esentons d’abord l’aspect th´eorique de la m´ethode, puis son application aux donn´ees martiennes. Cette ´etude est restreinte `a trois localit´es du crat`ereGale, particuli`erement riches en smectites et o`u les assemblages min´eralogiques sont relativement bien contraints.
L’alt´ eration ` a la surface de Mars
Ce premier chapitre a pour objectif de donner un contexte globale relatif `a ce travail de th`ese, ainsi que d’introduire certains concepts qui seront utiles pour la suite de ce manuscrit. Un premier accent est donn´e aux processus d’alt´eration dans un cadre g´en´eral. Puis les principaux produits d’alt´eration rencontr´es sur Mars, ainsi que des exemples de d´etection seront d´ecrits afin de donner un aper¸cu de la g´eologie martienne. Ensuite, ce chapitre se focalise sur la missionMars Science Laboratory, et un tour d’horizon est donn´e sur son lieu d’atterrissage dans l’optique de fournir le cadre dans lequel le rover
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evolue. Enfin, les objectifs scientifiques seront pr´esent´es.
1.1 G´en´eralit´e sur l’alt´eration aqueuse
1.1.1 Principaux processus d’alt´eration
L’alt´eration aqueuse est un processus important dans l’´evolution des roches. Elle se regroupe en deux cat´egories. Tout d’abord, l’alt´eration physique (ou ´erosion) correspond aux processus `a l’origine de la fracturation des roches `a laquelle l’eau participe de mani`ere active (par cryoclastie par exemple), ainsi qu’aux transports des particules et `a leurs d´epˆots (´etymologie du mot s´ediment). Si l’´erosion m´ecanique est susceptible de modifier les propri´et´es physiques des constituants (telles que la taille des grains par exemple et donc leur surface sp´ecifique), elle ne peut modifier la nature chimique des particules. En revanche, l’alt´eration chimique correspond `a la transformation `a l’´echelle du cristal de la composition chimique et/ou de la structure cristalline d’une phase donn´ee. Ces r´eactions se produisent car les phases min´erales ne sont plus en ´equilibre avec leur environnement, et la formation de nouvelles phases plus stables est favoris´ee. Deux types d’alt´erations chimiques peuvent ˆetre distingu´es. Le premier correspond
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a l’alt´eration superg`ene (weathering) basse temp´erature lors d’´ecoulement d’eau en surface ou sub-surface.
Le fluide peut ˆetre plus ou moins riche en ´el´ements d’origine atmosph´erique ou d’´el´ements drain´es le long du chemin d’´ecoulement. Le second type d’alt´eration, hydrothermale, implique une temp´erature de fluides plus importante, et se produit g´en´eralement en profondeur.
L’alt´eration chimique d’une roche primaire, c’est-`a-dire cristallis´ee `a partir d’un liquide silicat´e, peut impliquer diff´erentes r´eactions chimiques (e.g., Meunier, 2003). Tout d’abord, les processus de disso- lution correspondent `a la rupture des liaisons chimiques d’un min´eral et `a la lib´eration d’ions en solution.
On distingue g´en´eralement la dissolution simple de l’hydrolyse. La dissolution au sens strict se fait sans
←Illustration : mosa¨ıque de Mars compos´ee de 102 images acquises par l’orbiteur Viking. NASA/JPL-Caltech
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consommation de mol´ecules d’eau, et cette derni`ere n’est pas dissoci´ee en ions H+ et OH−. Par exemple la halite (NaCl) lib`ere des ions Na+ et Cl− en solution par dissolution. L’hydrolyse en revanche, corres- pondant `a la principale r´eaction d’alt´eration, implique la d´ecomposition d’un min´eral suite `a la rupture des liaisons chimiques par fixation des ions H+ et OH− `a partir de mol´ecules d’eau. Les deux termes (hydrolyse et dissolution simple) sont g´en´eralement regroup´es sous l’unique appellation de dissolution.
Celle-ci peut ˆetre congruente dans le cas o`u la proportion d’´el´ements lib´er´es en solution se fait suivant la stœchiom´etrie du min´eral primaire (olivines et pyrox`enes par exemple). La dissolution peut ´egalement ˆ
etre incongruente, c’est-`a-dire que les ´el´ements se dissolvent de mani`ere diff´erentielle (e.g., feldspaths alcalins). Cette hydrolyse partielle implique un enrichissement pr´ef´erentiel de certains ´el´ements dans la solution et un r´esidu riche en ´el´ements moins solubles. La pr´ecipitation d’une phase secondaire fixe une partie des ´el´ements chimiques qui ne sont pas mobilis´es. Ce m´ecanisme aboutit notamment `a la formation de min´eraux argileux.
La pr´ecipitation correspond au ph´enom`ene inverse de la dissolution et intervient lorsque la solution est sursatur´ee par rapport `a un solide. Cette sursaturation peut ˆetre provoqu´ee par la r´eduction de la quantit´e de solvant (formation d’´evaporite) ou par l’apport d’´el´ements dans la solution.
Les processus d’hydratation ou de d´eshydratation correspondent `a une transformation sans mise en solution des ions, par incorporation ou expulsion de mol´ecules d’eau dans la structure min´erale.
L’anhydrite par exemple s’hydrate en gypse, ou la goethite se d´eshydrate en h´ematite.
Les processus d’oxydo-r´eduction correspondent `a l’´echange d’´electrons entre ´el´ements chimiques.
Ces r´eactions sont importantes car la charge port´ee par un ´el´ement chimique conditionne les phases se- condaires form´ees (dans le cas des argiles par exemple ou des oxydes de fer). Les ´el´ements capables de c´eder un ou plusieurs ´electrons sont dits r´educteurs, et ceux capables de capter un ou des ´electrons sont des oxydants. L’eau permet ici de faciliter la circulation et la rencontre entre les esp`eces en solution. Une r´eaction d’oxydor´eduction courante sur Terre est celle de l’oxydation de fer natif (r´educteur) par l’O2 (oxydant) qui aboutit `a la formation d’h´ematite par les r´eactions chimiques suivantes :
Fe−→Fe3+ + 3e− O2 + 4e− −→2O2−
4Fe + 3O2 −→4Fe3+ + 6O2−
4Fe3+ + 6O2− −→2Fe2O3
La derri`ere ´equation ne correspond `a une r´eaction chimique au sens strict, mais `a une attrac- tion ´electrostatique entre les deux complexes, qui forment alors un cristal neutre : l’h´ematite (Fe2O3).
Sur Terre, l’oxyg`ene de l’atmosph`ere est l’´el´ement oxydant le plus r´epandu. Dans un sens plus courant, l’oxydation et la r´eduction peuvent ´egalement faire r´ef´erence au gain et `a la perte d’oxyg`ene. Le nombre d’oxydation d’un ´el´ement (le nombre de charges ´electriques ´el´ementaires r´eelles ou fictives que porte un atome) est particuli`erement important pour certain ´el´ements majeurs et mineurs comme Fe ou Mn par exemple, ainsi que certains ´el´ements traces (e.g., Mo, As, U, V, et Cr) car il contrˆole leur mobilit´e dans un fluide. Le caract`ere oxydant ou r´educteur d’un milieu vis-`a-vis d’un ´el´ement donn´e se caract´erise par son potentiel d’oxydo-r´eduction Eh (ou potentiel redox).
Les processus d’alt´eration sont d´ependants des nombreux param`etres propres au milieu qui vont affecter leur efficacit´e. La composition min´eralogique et chimique de la roche primaire est importante car les min´eraux ne poss`edent pas tous les mˆemes r´esistances `a l’alt´eration. La r´esistance d’une phase min´erale est li´ee `a l’´energie de liaison entre ses constituants qui est variable suivant les ´el´ements chimiques concern´es. Par exemple, le quartz ne comprend que des liaisons fortes entre Si et O, et est par cons´equent plus r´esistant que l’olivine, qui contient des cations plus faiblement li´es `a l’oxyg`ene (Mg et Fe). La quantit´e de fluide disponible, d´efinie comme le ratio eau/roche (ou W/R), est ´egalement dominante. Dans le cas
