Le vent solaire, principal responsable de l’érosion atmosphérique de la planète Mars

Le vent solaire, principal responsable  de l'érosion atmosphérique de la planète Mars

Après plusieurs campagnes de « deep-dip », la sonde MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution) de la NASA est parvenue à déterminer les raisons de l’échappement de l’atmosphère martienne dans l’espace, et donc l’un des facteurs clés de la transition d’une planète potentiellement habitable vers un environnement inhospitalier. Ces résultats majeurs, auxquels ont notablement contribué des chercheurs de l’IRAP (Université Paul Sabatier de Toulouse & CNRS), paraîtront le 6 novembre 2015 au sein des revues Science et Geophysical Research Letters.

Figure de droite : MAVEN observant une aurore sur Mars. Comme sur Terre, ce phénomène lumineux est dû à l’interaction entre des particules énergétiques du vent solaire et les molécules de l’atmosphère ; mais comme Mars n’a pas de champ magnétique interne, les aurores ne sont pas concentrées aux pôles.Crédit : CU/LASP

En orbite autour de la planète rouge depuis le 22 septembre 2014, la sonde MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution) de la NASA embarque huit instruments scientifiques dont SWEA (Solar Wind Electron Analyser), un détecteur conçu par une équipe de l’IRAP. Objectifs de la mission : mieux connaître la composition et la densité de la haute atmosphère et de l’ionosphère martiennes ainsi que leurs interactions avec le rayonnement et le vent solaires, afin de déterminer les processus d’échappement atmosphérique et donc de retracer l’évolution passée du climat martien. A cet effet, la sonde a effectué, au cours de l’année 2015, plusieurs campagnes de “deep-dip” (plongée atmosphérique) jusqu’à environ 120 kilomètres de la surface.

L’analyse des données recueillies par les instruments embarqués indique que le vent solaire a pour effet d’expulser le gaz atmosphérique à une rythme voisin de 100 grammes par seconde (1). Cet échappement se produit principalement à l’intersection entre la haute atmosphère martienne et la queue magnétique produite par l’interaction de cette dernière avec le vent solaire (~75%), de façon moindre au niveau des pôles (~25%) (2) et du nuage de gaz entourant la planète.

En outre, il est apparu que ce taux d’érosion atmosphérique augmente significativement – peut-être d’un facteur 10 – lors des tempêtes solaires, suggérant qu’il fut bien plus élevé par le passé, lorsque le Soleil était plus jeune et bien plus actif. Ainsi donc, il ne fait guère plus de doute que la planète Mars était jadis dotée d’une atmosphère suffisamment dense et chaude pour garantir la présence d’eau liquide en surface (3), voire abriter certaines formes de vie, et que cet échappement atmosphérique induit par le vent solaire a eu un impact majeur sur l’évolution du climat martien vers le stade froid et aride que nous lui connaissons aujourd’hui.

Cette découverte invite à se poser la question subsidiaire : pourquoi le vent solaire n’a-t-il pas également causé l’échappement de l’atmosphère terrestre ? Christian Mazelle, chercheur à l’IRAP et responsable de l’instrument SWEA, répond par ces quelques mots : « Au contraire de la planète rouge (4), notre Terre est dotée d’un puissant bouclier magnétique qui repousse l’essentiel du vent solaire à plus de dix rayons planétaires sur la face avant. Seule une infime fraction de notre atmosphère s’échappe dans l’espace – le long des lignes de champ magnétique dans les régions polaires. A ce rythme, plusieurs fois l’âge actuel de l’Univers seront nécessaires pour qu’elle se vide » !

Terre-Mars

Comparison of field geometry for diffuse and discrete aurora on Earth and Mars. Mars lacks an internally generated global magnetic field due to the cooling of its core. Fields surrounding Mars are a combination of small structures locked in the crust billions ago (lower right) and solar wind field lines draped around the planet.

Notes

(1) Le vent solaire consiste en un flux de particules énergétiques, majoritairement des protons et des électrons, s’échappant du Soleil à une vitesse voisine de 1,5 million de km/h. Le champ magnétique qu’il transporte génère, au voisinage de Mars, un champ électrique qui accélère les ions de la haute atmosphère martienne. Dotés d’une vitesse suffisante, ces derniers s’échappent de l’attraction martienne en direction de l’espace.

(2) Des volutes de gaz ionisé ont été observées à l’aplomb des pôles magnétiques perpendiculairement à la queue magnétique induite.

(3) Diverses régions martiennes, des vallées notamment, portent des traces d’érosion par l’eau, d’autres sont constituées de dépôts minéraux dont la formation requiert la présence d’eau liquide. Récemment, la sonde Mars Reconnaissance Orbiter a détecté l’apparition saisonnière d’eau saumâtre liquide en surface. Autant d’indices suggérant la présence de rivières, de lacs, voire d’océans d’eau liquide à la surface de Mars dans un lointain passé.

(4) Mars est dénuée de tout bouclier magnétique global depuis au moins 3,6 milliards d’années. En conséquence, même au niveau des régions où se trouvent les sources crustales magnétiques fossiles (essentiellement dans l’hémisphère sud), le vent solaire arrive à parvenir intact jusqu’à environ un demi-rayon martien. Il est encore présent quoique ralenti à beaucoup plus basse altitude (quelques centaines de kilomètres) et n’est bloqué réellement qu’au niveau de l’ionosphère dense. Les résultats de Maven (aurores diffuses) montrent toutefois qu’une précipitation intense de particules énergétiques peut se produire dans l’atmosphère jusqu’à très basse altitude voire jusqu’au sol (pour les particules les plus énergétiques).

Ressources complémentaires

Contact IRAP

  • Christian Mazelle, cmazelleSPAMFILTER@irap.omp.eu, Tel : 0561557775 / 0661041734

Auteurs : Karine Gadré & Christian Mazelle

Date : 05/11/20152015/11/05

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