par Dr Mélanie Thiriet, Escape Productions

L’obtention des premières images de Mariner 9 dans les années 70 nous a permis d’obtenir une topographie détaillée de la surface martienne et de nous dévoiler des structures de surface particulièrement étonnantes.

Parmi les plus remarquables de ces structures figuraient les plus grands volcans boucliers connus du système solaire (dont Olympus Mons : 22 km de haut pour 650 km de diamètre) ou encore la profonde entaille de Valles Marineris (jusqu’à 10 km de profondeur et 3500 km de long, soit des dimensions 10 fois plus imposantes que celles du Grand Canyon du Colorado). Mais un des plus grands étonnements provint certainement de la découverte d’une dichotomie d’aspect très marquée entre les hémisphères nord et sud de la planète. Aujourd’hui encore, l’origine de cette dichotomie ainsi que ses conséquences sur l’intérieur de la planète demeurent très énigmatiques et représentent un des enjeux majeurs de la recherche martienne.

1.   La dichotomie crustale nord/sud : présent et passé

a.   Une dichotomie d’altitude et d’aspect

L’aspect le plus frappant de cette dichotomie est la différence d’altitude qui est observée entre les hémisphères nord et sud de Mars avec une répartition quasi-bimodale des altitudes, l’hémisphère sud étant plus élevé d’environ 5.5 km en moyenne (Figure 1).

Une autre caractéristique de cette dichotomie est une différence d’aspect et de rugosité très marquée entre les 2 hémisphères. En effet, les hautes terres du sud comprennent majoritairement des terrains qui comptent parmi les plus anciens de la surface (Figure 2), et qui sont très cratérisés et incisés par de nombreuses vallées et canaux d’écoulement. Par contraste, les basses terres du nord sont recouvertes de vastes plaines très lisses, beaucoup moins cratérisées et plus jeunes. Ces plaines correspondent à de vastes dépôts sédimentaires qui sont issus de l’érosion intensive des hautes terres de l’hémisphère sud et qui recouvrent des coulées de lave de plusieurs kilomètres d’épaisseur.

b.   Délimitation de la dichotomie

Entre les deux hémisphères s’étendent des zones de transition (Arabia Terra, Aeolis Mensae) qui ont été remaniées après la formation de la dichotomie, tant par des processus érosifs que par l’activité des grandes provinces volcaniques (Figure 1). De même, la région du bouclier de Tharsis – immense renflement crustal de 5500 km de diamètre regroupant notamment de multiples stratovolcans, et cinq volcans boucliers majeurs dont Olympus Mons – a eu une activité volcanique intense qui a recouvert toute trace de l’ancienne délimitation nord-sud dans la région. L’ancienne limite nord-sud reste donc mal comprise, ce que nous en voyons aujourd’hui résultant d’une évolution longue et complexe de la surface. La Figure 1 présente deux limites potentielles de la dichotomie originelle : en pointillés fins une limite correspondant à une épaisseur de croûte estimée à 40 km avec les modélisations actuelles (Neumann et al., 2004), et en pointillés larges une limite prenant en compte les processus de remaniement ayant eu lieu au cours de l’évolution au niveau de la zone de transition (Andrews-Hanna et al., 2008). Cette dernière délimitation est tout particulièrement intéressante car elle a une forme elliptique qui nous fournit un indice précieux sur la manière dont a pu se former la dichotomie martienne.

c.   Comment s’est-elle formée ?

S’il est aujourd’hui largement admis que la dichotomie est une des plus anciennes structures de la surface de Mars et qu’elle daterait des premiers stades de l’évolution de la planète entre -4.5 Ga (formation du système solaire) et -3.7 Ga (Solomon et al., 2005), il n’y a toutefois pas de consensus quant au mécanisme ayant conduit à sa formation, bien qu’elle soit très vraisemblablement liée à un événement majeur de l’histoire de Mars. Plusieurs hypothèses ont été avancées et confrontées aux contraintes dont nous disposons :

–     formation de la dichotomie à un stade très précoce de l’évolution martienne

–     maintien de la différence d’altitude entre les deux hémisphères dans le temps

–     répartition quasi-bimodale des altitudes

–     forme vraisemblablement elliptique de l’ancienne limite de la dichotomie.

→ La théorie de l’impact

La théorie de l’impact est l’une des hypothèses les plus populaires et les plus prometteuses, notamment car elle parvient à expliquer la répartition quasi bimodale des altitudes ainsi que la forme elliptique de la dichotomie, forme typiquement retrouvée dans les grands bassins d’impact du système solaire. Dans cette hypothèse, la croûte de l’hémisphère nord est éradiquée lors d’un grand impact. L »énergie phénoménale fournie par un évènement d’une telle ampleur provoque la formation d’un océan de magma à l’échelle hémisphérique qui, en refroidissant, aurait conduit à la formation d’une croûte nord secondaire (Marinova et al., 2008) (Figure 3). Un tel impact pourrait, de plus, également justifier la formation des deux petits satellites de Mars, Phobos et Deimos, à partir des éjectas de l’impact vers l’espace (Rosenblatt et al., 2016).

Plusieurs arguments ont toutefois été opposés à cette théorie. La localisation de l’impact reste notamment débattue, un évènement situé dans l’hémisphère austral ayant pu conduire, à l’inverse, à un épaississement de la croûte sud (Reese et al., 2010; Golabek et al., 2011). De plus, un impact de cette magnitude pourrait conduire à la disruption de la planète, ou tout du moins, à l’éradication de la dichotomie car l’apport considérable de chaleur de l’impact pourrait conduire à un rééquilibrage des altitudes entre les deux hémisphères.

→ La théorie de la convection mantellique avec un panache dominant dans un hémisphère

Alternativement, la dichotomie martienne pourrait résulter de processus endogènes et être l’expression de surface de la structure interne de la planète par le passé. Ainsi, certains modèles de dynamique interne prédisent la présence d’un panache chaud dominant dans un hémisphère tandis qu’un écoulement descendant de manteau froid est observé au niveau de l’hémisphère opposé. Dans une telle configuration, le panache pourrait soit amincir soit épaissir la croûte de l’hémisphère sous lequel il se trouve, ceci dépendant de la domination, ou non, de l’érosion de la croûte par le panache, sur les processus magmatiques à l’origine de la formation de cette croûte (Zhong and Zuber, 2001).

Cependant, à l’instar de la théorie de l’impact, certaines problématiques posées par la théorie de la convection mantellique demeurent à ce jour irrésolues. Un contre-argument majeur concerne l’incompatibilité apparente entre la formation très précoce de la dichotomie et les délais nécessaires avant la mise en place d’une structure convective, c’est-à-dire typiquement quelques centaines de millions d’années. Un autre challenge pour cette théorie est de parvenir à expliquer la répartition quasi-bimodale des altitudes. En effet, avec une convection mantellique de cette nature les altitudes auraient tendance à être maximales au niveau de la tête du panache mais à s’étaler à distance de celle-ci.

→ La théorie d’un manteau gravitationnellement instable

La formation de la dichotomie pourrait être encore plus primordiale que dans les deux scénarios précédents et être directement en lien avec la différenciation de la planète elle-même. En effet, lors de la formation des planètes telluriques les sources de chaleur étaient nombreuses, ce qui a très certainement conduit à la formation d’océans magmatiques primordiaux d’échelle planétaire ou, tout du moins, hémisphérique. Le refroidissement et la cristallisation de ces océans primordiaux a conduit à la formation de la croûte primaire des planètes telluriques.

Sur Mars, différents scénarios de refroidissement ont été proposés avec une cristallisation qui se fit vraisemblablement de bas en haut, c’est-à-dire du noyau jusqu’à la surface. Si le scénario d’une cristallisation rapide et homogène est possible, il n’est cependant pas exclu que cette cristallisation ait été plus lente avec la formation de cristaux légers près du noyau puis de plus en plus lourds vers la surface. Cette stratification en densité étant instable elle aurait pu conduire à un retournement du manteau, créant ainsi un épaississement de la croûte au niveau du panache associé à la remontée des cristaux peu denses proches du noyau vers la surface (Elkins-Tanton et al., 2003). Cependant, dans un tel scénario, le rétablissement de l’équilibre gravitationnel dans le manteau aurait conduit à l’arrêt rapide de la convection, ce qui est incompatible avec l’observation d’un volcanisme récent sur Mars. De plus, comme pour la théorie de l’impact, la différence d’altitude entre les deux hémisphères disparaîtrait rapidement, aucun processus ne permettant de la maintenir.

→ La théorie de la tectonique des plaques

Bien qu’aujourd’hui la tectonique des plaques de notre planète soit un phénomène unique dans le système solaire, certains indices font penser que ce processus a également pu exister sur d’autres planètes et, en particulier, sur Mars. Dans l’hypothèse de l’existence d’une tectonique des plaques anciennes ayant conduit à la formation de la dichotomie, les hautes terres du sud s’apparenteraient alors à un continent, tandis que les basses régions plus jeunes du nord correspondraient à de la croûte océanique recyclée (Sleep, 1994).

Cependant, cette théorie est loin de faire l’unanimité car les preuves de l’existence d’une ancienne zone de subduction manquent. Par ailleurs, ce scénario nécessite des délais de mise en place également trop longs pour permettre la formation très précoce de la dichotomie.

→ Vers un scénario de formation hybride ?

       Comme nous venons de le voir, aucun des scénarios qui ont jusqu’à présent été envisagés n’est compatible avec toutes les contraintes dont nous disposons. Cependant, des scénarios alliant certaines des théories précédemment évoquées peuvent également être envisagés. Ainsi, à titre d’exemple, Citron et al. (2018) proposent une théorie où un impact de grande envergure excaverait la croûte primordiale dans l’hémisphère nord, créant ainsi une différence d’épaisseur entre les deux hémisphères. Cet impact favoriserait par la suite la mise en place d’une structure de convection avec un panache qui migrerait préférentiellement aux antipodes de l’impact, c’est-à-dire sous la croûte épaissie et donc isolante de l’hémisphère sud. La chaleur apportée par ce panache permettrait d’épaissir encore la croûte de l’hémisphère sud et d’assurer ainsi la pérennité de la différence de relief entre les deux hémisphères tout en conservant la forme elliptique de l’impact initial.

2.   Impact de la dichotomie sur la structure et l’évolution de Mars

Même s’il n’y a pas de consensus sur le processus de formation de la dichotomie de Mars, tous ceux qui ont été envisagés opèrent à large échelle et ont, donc, profondément dû influencer la structure interne de la planète. Mais dans quelle mesure cette dichotomie de surface s’étend-elle en profondeur ?

a.   Une dichotomie dans la structure de la croûte martienne

       L’analyse des données topographiques et gravimétriques a montré que la différence d’altitude entre les deux hémisphères était compensée par une différence d’épaisseur de croûte, ou, alternativement, par une différence de densité. Or, les chercheurs ont longtemps pensé que la croûte martienne était homogène et de composition basaltique. Cette hypothèse a donc donné lieu au modèle traditionnel de la croûte martienne où la croûte sud compense son altitude plus élevée par une épaisseur plus importante que la croûte nord (Figure 4, modèle 1). Avec un tel modèle, une compilation des différentes études prédit une répartition quasiment bi-modale entre les épaisseurs des croûtes nord (pic à ~ 30 km) et sud (pic à ~ 60 km) (Neumann et al., 2004, Wieczorek, 2007).

b.   Une dichotomie de composition et de propriétés de la croûte ?

Cependant, la croûte martienne ne serait peut-être pas aussi homogène que le suggèrent les observations de surface. En effet, des études récentes (par télédétection et analyses in situ) ont montré la présence de roches felsiques plus légères que les roches basaltiques (Carter and Poulet, 2013 ; Wray et al., 2013 ; Sautter et al., 2015) et proches des restes de la croûte terrestre continentale précoce. Ces roches ont toutes été mises en évidence dans le sud, au niveau des cratères d’impact, ce qui suggère l’existence d’un réservoir commun enfoui en profondeur dans cet hémisphère.

Cette découverte, couplée au mode de formation le plus communément adopté de la dichotomie par impact, suggèrerait un modèle de croûte alternatif. Dans ce modèle une croûte primaire uniforme est formée dès les premiers stades de l’évolution de Mars. Cette croûte primaire serait ensuite éradiquée dans l’hémisphère nord lors de la formation de la dichotomie par un grand impact, puis remplacée par une croûte secondaire basaltique. Au sud, la croûte secondaire basaltique se limiterait ainsi à une couche de surface, tandis qu’un composant plus léger de croûte primaire persisterait en profondeur avec des propriétés et une composition différente (Figure 4, modèle 2). Dans une telle configuration, ce composant de croûte primaire pourrait, notamment, être plus riche en éléments radioactifs, la croûte secondaire étant formée à partir d’un manteau déjà appauvri en éléments radioactifs suite à la formation de la croûte primaire.

c.   Influence de ces différences nord-sud sur la structure interne de Mars

Bien que l’existence d’une tectonique des plaques dans le passé ne soit pas exclue, Mars est aujourd’hui entièrement recouverte d’une lithosphère rigide et relativement froide, qui englobe la croûte ainsi que la partie haute du manteau. Avec le refroidissement de la planète durant les milliards d’années qui ont suivi sa formation, cette lithosphère rigide s’est épaissie et s’est étendue de plus en plus profondément dans le manteau. Cependant la manière dont une planète refroidit dépend pour beaucoup de la répartition des sources de chaleur (et donc des éléments radioactifs) dans la planète. Lors de sa formation, la croûte extraite du manteau est enrichie en éléments radioactifs par rapport à celui-ci. Plus cet enrichissement est important plus les sources de chaleur sont localisées près de la surface – c’est-à-dire dans la croûte – et plus la chaleur est facilement évacuée vers la surface et la lithosphère est chaude.

Dans les deux modèles proposés (Figure 4), la production de chaleur est plus importante dans la croûte sud que dans celle du nord. Ceci est dû au fait que la croûte sud contient plus d’éléments radioactifs que la croûte nord : soit parce qu’elle est plus épaisse (modèle homogène : Figure 4, modèle 1), soit parce que la croûte primaire qui y est enfouie est probablement enrichie en éléments radioactifs (modèle alternatif : Figure 4, modèle 2). Aujourd’hui l’hémisphère sud a donc une lithosphère très probablement plus fine que celle de l’hémisphère nord (Figure 5a) avec des températures bien plus élevées (Figure 5b : 170-304 K de différence dans le manteau superficiel) et un flux de chaleur de surface qui est également plus important (17.1-19.5 mW/m2 au nord, 24.8-26.5 mW/m2 au sud) (Thiriet et al., 2018).

Conclusion

La dichotomie nord/sud représente une des caractéristiques majeures de la surface martienne et date très probablement des premiers stades de l’évolution de la planète. Elle se caractérise par une dualité marquée entre les surfaces des hémisphères nord et sud de la planète, la surface sud étant plus élevée, plus ancienne, plus rugueuse et cratérisée. Bien que la formation de cette dichotomie représente vraisemblablement un événement majeur de l’histoire martienne, le mécanisme qui en est à l’origine demeure à ce jour encore très énigmatique. La théorie d’un grand impact dans l’hémisphère nord est cependant la thèse la plus populaire.

Mais loin de se limiter à un simple aspect de surface, cette dichotomie nord/sud s’étend également très probablement en profondeur et influence la structure-même de la planète. En effet, afin de compenser son altitude plus élevée, la croûte sud est probablement plus épaisse que la croûte nord et pourrait même avoir une composition différente avec un composant enfoui en profondeur, constitué de roches plus légères et potentiellement enrichies en éléments radioactifs. Ces différences entre les propriétés des croûtes des deux hémisphères prédisent une lithosphère plus froide et plus épaisse dans le nord, avec un flux de chaleur de surface par conséquent plus faible par rapport à celui observé dans le sud.

Bibliographie

Andrews-Hanna, J., M. Zuber, and W. Banerdt (2008), The Borealis basin and the origin of the martian crustal dichotomy, Nature, 453, 1212–1215, doi :10.1038/nature07011.

Carter, J., and F. Poulet (2013), Ancient plutonic processes on Mars inferred from the detection of possible anorthositic terrains, Nature Geosci, 6, 1008–1012, doi :10.1038/NGEO1995.

Citron, R. I., M. Manga, and E. Tan (2018), A hybrid origin of the martian crustal dichotomy : Degree-1 convection antipodal to a giant impact, Earth and Planetary Science Letters, 491, 58–66, doi :10.1016/j.epsl.2018.03.031.

Elkins-Tanton, L., E. Parmentier, and P. Hess (2003), Magma ocean fractional crystallization and cumulate overturn in terrestrial planets : Implications for Mars, Meteoritics and Plane- tary Science, 38, 1753–1771, doi :10.1111/j.1945-5100.2003.tb00013.x.

Golabek, G., T. Keller, T. Gerya, G. Zhu, P. Tackley, and J. Connolly (2011), Origin of the martian dichotomy and Tharsis from a giant impact causing massive magmatism, Icarus, 215, 346–357, doi :10.1016/j.icarus.2011.06.012.

Hartmann, W. K., and G. Neukum (2001), Cratering chronology and the evolution of mars, in Chronology and evolution of Mars, pp. 165–194, doi :10.1007/978-94-017-1035-0_6.

Marinova, M., O. Aharonson, and E. Asphaug (2008), Mega-impact formation of the Mars hemispheric dichotomy, nature, 453, 1216–1219, doi :10.1038/nature07070.

Neumann, G., M. Zuber, M. Wieczorek, P. McGovern, F. Lemoine, and D. Smith (2004), Crus- tal structure of Mars from gravity and topography, Journal of Geophysical Research, 109, E08,002, doi :10.1029/2004JE002262.

Reese, C., C. Orth, and V. Solomatov (2010), Impact origin for the Martian crustal dichotomy : Half emptied or half filled ?, Journal of Geophysical Research, 115, E05,004, doi :10.1029/ 2009JE003506.

Rosenblatt, P., S. Charnoz, K. M. Dunseath, M. Terao-Dunseath, A. Trinh, R. Hyodo, H. Genda, and S. Toupin (2016), Accretion of phobos and deimos in an extended debris disc stirred by transient moons, Nature Geoscience, 9, 581–583, doi :10.1038/ngeo2742.

Sleep, N. H. (1994), Martian plate tectonics, Journal of Geophysical Research : Planets, 99, 5639–5655, doi :10.1029/94JE00216.

Sautter, V., M. Toplis, R. Wiens, A. Cousin, C. Fabre, O. Gasnault, S. Maurice, O. Forni, J. Lasue, A. Ollila, J. Bridges, N. Mangold, S. Le Mouélic, M. Fisk, P.-Y. Meslin, P. Beck, P. Pinet, L. Le deit, W. Rapin, E. Stolper, H. Newsom, D. Dyar, N. Lanza, D. Vaniman, S. Clegg, and J. Wray (2015), In situ evidence for continental crust on early Mars, Nature Geosci, 8, 605–611, doi :10.1038/NGEO2474.

Solomon, S., O. Aharonson, J. Aurnou, W. Banerdt, M. Carr, A. Dombard, H. Frey, M. Go- lombek, S. Hauck, II, J. Head, III, B. Jakosky, C. Johnson, P. McGovern, G. Neumann, R. Phillips, D. Smith, and M. Zuber (2005), New Perspectives on Ancient Mars, Science, 307, 1214–1220, doi :10.1126/science.1101812.

Tanaka, K., S. Robbins, C. Fortezzo, J. Skinner Jr., and T. Hare (2014), The digital global geologic map of Mars : Chronostratigraphic ages, topographic and crater morphologic cha- racteristics, and updated resurfacing history, Planetary and Space Science, 95, 11–24, doi : 10.1016/j.pss.2013.03.006.

Thiriet, M., Michaut, C., Breuer, D., & Plesa, A. C. (2018). Hemispheric dichotomy in lithosphere thickness on Mars caused by differences in crustal structure and composition. Journal of Geophysical Research: Planets, 123(4), 823-848.

Thiriet, M. (2018). Effect of the north/south dichotomy on the thermal structure and evolution of Mars (Doctoral dissertation, Université Sorbonne Paris Cité).

Wieczorek, M. (2007), The gravity and topography of the terrestrial planets, Treatise on Geo- physics, 10, 165–206, doi :10.1016/B978-044452748-6/00156-5.

Wray, J., S. Hansen, J. Dufek, G. Swayze, S. Murchie, F. Seelos, J. Skok, R. Irwin III, and M. Ghiorso (2013), Prolonged magmatic activity on Mars inferred from the detection of felsic rocks, Nature Geosci, 6, 1013–1017, doi :10.1038/NGEO1994.

Zhong, S., and M. Zuber (2001), Degree-1 mantle convection and the crustal dichotomy on Mars, Earth and Planetary Science Letters, 189, 75–84, doi :10.1016/S0012-821X(01) 00345-4.

Mélanie Thiriet est Docteur Es Sciences, discipline Science de l’Univers et Géophysique. Elle a soutenu sa thèse de doctorat « Effet de la dichotomie Nord/Sud sur l’évolution thermique et la structure de Mars », sous la direction de Chloé Michaut et Doris Breuer, Institut du Globe de Paris, le 22/10/2018. Elle est actuellement photographe et réalisatrice de films documentaires chez Escape Productions https://www.escape-productions.com/