Avant la mission Insight de la NASA opérée par le JPL, la structure interne de Mars était encore mal connue, étudiée grâce aux images des satellites en orbite martienne et à l’analyse des météorites martiennes. Depuis début 2019 et le succès du déploiement du premier sismomètre martien, l’expérience SEIS, les scientifiques ont collecté et analysé les données sismiques d’une année martienne, soit presque deux années terrestres, qui nous donnent des indications directes sur la structure de Mars, et donc sur sa formation et son histoire.
À ce jour, presque 700 évènements ont été répertoriés dans les données transmises par le CNES et IPGP à l’équipe internationale du Mars Quake Service animée par l’ETHZ. Dans ce catalogue, on trouve une soixantaine de séismes martiens, dont une dizaine de séismes suffisamment distincts pour l’on puisse, pour la première fois, déterminer un modèle de la structure interne de Mars, qui fait cette semaine la couverture du journal scientifique Science, avec trois articles cosignés par la collaboration InSight, sur la croûte, le manteau, et le noyau.
Détecter un murmure sous le brouhaha du vent martien
Sur Terre, les séismes sont forts à cause de la tectonique des plaques, et les sismomètres installés dans des caves ou sous terre et sont déployés par centaines. Sur Mars, dès que le soleil se lève, un bruit sismique important est généré par l’atmosphère et par sa turbulence et les séismes sont beaucoup plus faibles : c’est comme si vous cherchiez à entendre une conversation murmurée au milieu d’une salle de restaurant agitée.
Mais contrairement à la Terre, où même loin des côtes, le bruit sismique reste dominé par des ondes générées par la houle des océans, le bruit sismique observé par InSight est régional, voire local. Il chute donc dès le coucher du soleil et plus particulièrement pendant la première partie de la nuit, quand le vent est si faible que le capteur météorologique d’InSight n’arrive plus à le mesurer. Ces quelques heures ont permis de détecter des petits séismes, d’une magnitude inférieure à 3,7 et ce jusqu’à plusieurs milliers de kilomètres du capteur InSight. Certains de ces séismes ont un « rapport signal sur bruit » suffisamment bon (entre 10 et 100) pour l’on puisse en extraire des informations.
Avant de présenter ce modèle, rappelons que pour déterminer tout à la fois un modèle de structure, le temps (d’arrivée) du séisme et sa distance, il faut habituellement disposer de plus d’une station. Or, sur Mars, seule la station InSight est à disposition des scientifiques. Il a donc fallu rechercher, identifier et valider dans les enregistrements sismiques la signature d’ondes ayant interagi différemment avec les structures internes de Mars. Ces nouvelles mesures, couplées avec des modélisations minéralogiques et thermiques de la structure interne, ont permis de s’affranchir de la contrainte de station unique. C’est une méthode qui ouvre une nouvelle ère de la sismologie planétaire.
Mars rejoint le club très sélect des corps célestes dont nous connaissons la structure
Après plus de deux ans de surveillance sismique martienne, le premier modèle de la structure interne de Mars est obtenu, et ce jusqu’au noyau. Mars rejoint ainsi la Terre et la Lune dans le club des planètes et satellites telluriques dont la structure profonde est explorée par la sismologie.
Et pour la première fois, il est possible non seulement de comparer la structure interne de la Terre avec celle d’une autre planète tellurique, mais aussi l’état de leur moteur thermique interne : l’épaisseur de la croûte nous renseigne en effet sur la quantité d’éléments radioactifs qui s’y trouve, l’épaisseur de la lithosphère thermique donne la profondeur de la zone éventuellement convective du manteau et l’existence ou non de phases profondes peut avoir des conséquences majeures sur la vigueur de la convection.
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Avec ce premier modèle de structure interne et de profil thermique actuel, ce sont donc toutes les théories de formation et d’évolution thermique de Mars qui doivent être maintenant ajustées, avec à la clef une meilleure compréhension de l’évolution de la planète, puis de la perte d’« habitabilité » de Mars durant les 500 millions d’années qui suivirent sa formation.
Observer l’enveloppe superficielle : la croûte de Mars
Avant la mission InSight, les modèles ne reposaient que sur des mesures recueillies par les satellites en orbites ou l’analyse des météorites martiennes. L’épaisseur de la croûte, avec les seules mesures de gravité et de topographie, était estimée entre 30 et 100 kilomètres. Les valeurs du moment d’inertie et de la densité de la planète suggéraient un noyau avec un rayon entre 1400 kilomètres et 2000 kilomètres. Les détails de la structure interne de la planète comme les profondeurs des frontières entre croûte, manteau et noyau, et plus encore les stratifications éventuelles de la croûte ou du manteau étaient donc inconnus.
Aujourd’hui, c’est l’analyse des signaux sismiques recueillis par InSight qui nous permet de comprendre la structure interne de la planète. Avant d’atteindre la station Insight, à chaque « discontinuité crustale », les ondes sismiques vont être en partie converties en un autre type d’onde, en partie transmises, et en partie réfléchies. Une onde S peut ainsi être convertie en une onde P, dont la plus grande vitesse de propagation lui assurera une arrivée plus rapide à la surface. L’inverse est vrai pour une conversion P en S, qui elle arrivera après l’onde transmise.
La mise en évidence de ces « conversions » a permis d’identifier plusieurs discontinuités dans la croûte : une première, observée à environ 10 kilomètres de profondeur, marque la séparation entre une structure très altérée qui résulte d’une très ancienne circulation de fluide, et une croûte peu altérée. Une seconde discontinuité vers 20 kilomètres puis une troisième moins marquée, vers 35 kilomètres, indiquent la stratification de la croûte sous le sismomètre InSight. La croûte martienne sous InSight fait donc entre 20 et 35 kilomètres d’épaisseur.
Comprendre la structure et les propriétés du « manteau martien »
Dans le manteau, nous avons analysé les différences de temps de parcours entre les ondes générées directement par le séisme (de types P et S) et celles générées lors de la réflexion de ces ondes directes sur la surface (une seule réflexion donne les ondes « PP » et « SS » tandis que deux réflexions génèrent les ondes dites « PPP » et « SSS »). Ces différences permettent avec une seule station de déterminer la structure du manteau supérieur, et notamment la variation des vitesses sismiques avec la profondeur.
Or, ces variations de vitesse sont liées à la température, à la pression et à la minéralogie du manteau. En croisant ces informations avec les contraintes minéralogiques liées à nos observations des météorites martiennes basaltiques, dont le réservoir pourrait être le manteau superficiel, il est possible de relier directement les vitesses sismiques mesurées à la température du manteau.
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Les résultats suggèrent alors que la température du manteau de Mars croit linéairement avec la profondeur jusqu’à atteindre un peu plus de 1500 °Celsius entre 500 et 600 kilomètres de profondeur. Cette croissance de la température caractérise un manteau où la chaleur interne se diffuse sans qu’une lente convection de ce dernier puisse mieux équilibrer ces différences de température. Sur Terre, cette zone où il n’y a pas de convection appelée « lithosphère thermique » varie entre 10 et 100 kilomètres d’épaisseur.
Où est le noyau de la planète rouge ?
Pour trouver le noyau, nous avons déterminé la profondeur de la base du manteau grâce aux ondes S réfléchies par sa surface. Malgré les faibles amplitudes des signaux associés à ces ondes réfléchies (appelées « ScS »), un excès d’énergie est observé pour les modèles de noyaux avec un rayon entre 1790 kilomètres et 1870 kilomètres, ce qui nous donne une fourchette de taille pour le noyau martien.
Une telle taille impliquerait la présence d’éléments chimiques légers dans le noyau externe liquide. Ce type de taille exclue l’existence à la base du manteau d’une couche de « bridgmanite », ce silicate de fer et de magnésium de structure pérovskite qui constitue l’essentiel du manteau terrestre entre 660 et 2700 kilomètres de profondeur. Si elle avait existé sur Mars, une telle couche aurait « boosté » la convection et donc le volcanisme, en particulier pendant les 500 premiers millions d’années.
L’auteur remercie Brigitte Knapmeyer-Endrun, Amir Khan, Mark P. Panning, Simon C. Stähler et les autres coauteurs des trois articles parus dans Science en 2021, ainsi que Charles Yana (CNES) et toute l’équipe opération SEIS au CNES/JPL/IPGP.