L'exploration de Mars est une aventure scientifique majeure visant à comprendre les origines de la vie et des planètes. Contrairement à la Terre, Mars a conservé une surface beaucoup plus ancienne, offrant une fenêtre unique sur l'histoire planétaire. L'exploration de Mars a révélé de nombreuses preuves d'activité hydrique, sculptant des vallées et transformant les roches en minéraux secondaires, indices des paléoenvironnements. Actuellement, plusieurs orbiteurs et missions in situ explorent le passé aqueux de Mars, notamment les minéraux d’altération. Les rovers Curiosity et Perseverance ont montré des preuves de changements climats tantôt sec ou humides. Cependant, la chronologie de l'eau martienne et les conditions climatiques restent floues. Même si l'exploration robotique est à la pointe de la technologie, notre capacité à modéliser et interpréter les résultats pose encore des défis majeurs. Les conditions uniques sur Mars, tel que son climat froid, son atmosphère tenue et la nature épisodique de son activité hydrique, suggèrent que les interaction eaux roches sont régis par la cinétique, plutôt par la vitesse des réactions que par leurs équilibres. Une approche de modélisation différente de celles utilisées sur Terre doit être développée pour s'adapter aux contraintes des données in situ. Ce travail de thèse se concentre sur le développement de nouveaux modèles, intégrant des expériences et les résultats des missions.
Des modèles ont été créés pour simuler l’altération martienne, proposant plusieurs approches incluant la cinétique. Un ensemble d'outils ont été développés, comme un calculateur thermocinétique accélérant l’utilisation des modèles cinétiques, et des tests de sensibilité à grande échelle permettant d’explorer les environnements martiens possibles. Des expériences d’altération ont été développés, avec la dissolution cinétique de roches naturelles dans des conditions imitant celles de Mars. Ces études ont permis d’améliorer le modèle et de démontrer que la cinétique est le principal facteur qui régis la composition des fluides. Elles ont aussi révélé que les éléments sensibles au redox tels que le Fe et Mn étaient relativement mobiles sur Mars. Des tests de sensibilité suggèrent que la formation de carbonates dans des conditions plus oxydantes que prévu, influencée par le temps de réaction et la quantité d’eau, suggérant une formation par évaporation plutôt que par altération in situ. Cependant, des expériences d'évaporation avec les solutions d’altération ont montré la précipitation de sulfates et de chlorures mais pas de carbonates, et ceux sous aucune des conditions martiennes. Les modèles ont révélé que la cinétique de précipitation et la composition des fluides inhibaient leur formation. Cela signifie que sur Mars, la précipitation des carbonates n'est probablement pas commune et nécessiterait des conditions spécifiques, même par évaporation.
Les observations d'oxydes de Mn in situ sont une énigme, car ils nécessiteraient un pH élevé et des conditions oxydantes que l’on ne trouve pas à la surface de Mars. Nous avons étudié l'évaporation des fluides dans des conditions modérément oxydante, dans le but de démonter l’existence de pH élevés temporaires. Les expériences et modèles ont révélé que l'évaporation sur Mars pourrait élever le pH et favoriser la formation d'oxydes de Mn, tout en créant de nouvelles divisons chimiques par l'oxydation et la cinétique de précipitation.
Enfin, des modèles conceptuels sont proposés pour se comparer aux données in situ : un modèle en régime permanent, pour expliquer les observations faites dans le cratère Gale, et un modèle à l'échelle du bassin versant pour tester les hypothèses climatiques.
Ce travail a révélé que l’histoire des interactions eau-roche est plus dynamique et complexe qu'on ne le pensait, en mettant en lumière l'influence des facteurs cinétiques. Il fournit de nouvelles méthodes de modélisation et des outils pour les observations futures. |
The exploration of Mars represents a major scientific endeavor aimed at understanding the origins of life and planets. Unlike Earth, Mars has preserved a much older surface, providing a unique window into planetary history. The exploration of Mars revealed extensive evidence of water activity, carving valley network and altering the rocks into secondary minerals. These minerals are formidable clues for water activity, recording the types of environments in which they formed. There are currently multiple orbiters and in situ missions exploring the aqueous past of Mars, with a focus on alteration mineralogy. In particular, the Curiosity and Perseverance rovers have shown in situ evidence of multiple wet and dry climates. However, the chronology of the Martian water, and the climatic conditions that allowed this aqueous activity are still not clear. Even if robotic exploration is state-of-the art, our ability to model and interpret the mission results still poses major challenges. The unique environmental conditions on Mars—such as its low temperatures, thin atmosphere, and the episodic nature of its water activity—mean that many geological processes are governed by kinetics, the rates at which chemical reactions occur, rather than by equilibrium states. A new modelling approach different than terrestrial ones needs to be developed to accommodate the constraints we have on the in-situ data. This thesis work focuses on developing new models, integrating in the approach experimental work and mission results.
A set of models were created to simulate Martian weathering processes, proposing several approaches that include kinetics. A framework of tools was also developed, such as a thermokinetic calculator that enables efficient use of kinetics models, and large-scale sensitivity tests to explore possible Martian environments. Experimental studies were conducted to simulate early Martian weathering processes, focusing on the kinetic dissolution of natural rocks under controlled conditions that mimic those on Mars. These studies allowed us to fine tune the model and to demonstrate that kinetics is the primary control on fluid composition. These experiments also revealed that the redox elements Fe and Mn were relatively mobile on Mars. Sensitivity tests also suggest that carbonate formation is possible under oxidizing conditions and is influenced more by water availability and timings, suggesting that it formed by evaporation rather than by in situ alteration on Mars. Furthermore, evaporation experiments were conducted to with the weathering solutions. The results showed abundant sulfates and chlorides, while carbonates did not precipitate under any possible Martian conditions. The models revealed that precipitation kinetic and fluid composition were inhibiting their precipitation. This means that on Mars, carbonates precipitation is likely not widespread and that they would require specific conditions for form, even by evaporation.
The observations of Mn oxides in situ have been a conundrum because it would require high pH and oxidizing conditions that cannot occur at the surface of Mars. We investigated evaporation of fluids under moderately oxidizing conditions, aiming to find a process to increase pH. Experiments and models have revealed that evaporation on Mars might be the missing process to raise pH and enhance Mn oxide formation, while creating new chemical divides controlled by oxidation and precipitation kinetics.
Finally, we propose several conceptual models to confront observational data directly with the models. We propose a set of steady-state models to explain observations made in Gale crater, and we show a concept of a watershed scale model to test climatic hypothesis.
This work revealed a more dynamic and complex history of water-rock interactions than previously thought, such as the influence of kinetic factors. It provides new modelling methods and tools to be applied on current and future observations. |