Voici deux images d’une même région, prises à plus de 20 ans d’intervalle.

Il s'agit d'un versant de cratère d’impact situé dans les hautes latitudes Sud de la planète. Ce cratère d’impact, de 50 kilomètres de diamètre est situé au Sud de la région Noachis Terra, vers 65°S et 15°W.

La première image est un composite de 2 vues prises par la sonde Viking Orbiter 2 le 28 décembre 1977. Le Nord est en haut. Le Soleil illumine la scène par le haut droite.

La seconde image a été obtenue par la caméra MOC de la sonde MGS le 04 janvier 2000, durant la phase de cartographie. Le Nord est en bas à droite. Le Soleil illumine la scène par le haut droite.

Sur l’image Viking, la résolution de l’époque ne permet pas de faire de l’interprétation fine de la zone photographiée. Globalement, on note bien quelques linéaments verticaux, un piton centrale et une curieuse accumulation de matériaux sombres au fond de la partie Ouest du cratère. Les remparts semblent frais à l’Ouest tandis qu’ils sont fortement dégradés à l’Est. Finalement on devine dans la partie haute du rempart Est quelques niches de départs d’éboulis de gravité avec de gros blocs traduisant de grands éboulements de masse tandis que dans la partie Ouest, on distingue quelques couloirs d’avalanches évoquant une sensation de fluages sur ce versant exposé à l’Est et au Sud Sud-Est. Il est particulièrement difficile d’évoquer une quelconque dynamique sur le versant du cratère d’impact.

Sur l’image MGS, le contraste est frappant ! La très haute résolution ainsi que le piqué de l’image sont saisissants. L’image est composée de 2 vues différentes. La première, en haut, date du mois de décembre 1997, lors de la phase d’aéro-freinage de la sonde. La seconde, en bas, date du mois de janvier 2000 lors de la phase de cartographie très haute résolution. Il y a un facteur 10 dans la précision de ces 2 clichés !

Le cliché du haut détaille une grande partie du versant Ouest du cratère d’impact. On note une vingtaine de ravines incisant profondément le versant. Ces ravines sont toujours situées à l’aval de zones sombres, où elles semblent précisément prendre naissance. Curieusement les ravines ne semblent pas atteindre le plancher du cratère et disparaissent progressivement en devenant moins larges et probablement moins profondes. Le cadre blanc, représente la zone couverte par le cliché du bas, soit précisément 4800 m de large.

Le cliché du bas est lui encore plus spectaculaire ! D’abord il laisse espérer aux spécialistes de Mars une couverture globale de la planète avec la même précision...

Plus sérieusement, l’analyse de ce cliché n’est pas favorable à un écoulement liquide de surface sur ce versant. Il apparaît très nettement que les ravines sont en fait des couloirs d’avalanches de matériaux solides. La différence de teintes des terrains concernés pourrait s’expliquer de la manière suivante : les terrains clairs, situés dans les strates supérieures semblent pulvérulents, comparables à du régolithe et probablement pour une grande partie, d’origine éoliens tandis que les terrains sombres des strates inférieures sont composés de gros blocs, probablement des brèches d’impact issus de la genèse du cratère. Par endroits, il semble donc que les strates supérieures aient flué vers le fond du cratère, la gravité et l’appel au vide offert par la pente aidant ces fluages.

La question majeure est alors de savoir si dans ce type de fluage, il est besoin ou non de liant, de matrice pour que le matériau garde sa cohésion et adopte une dynamique fluide ? Le régolithe peut-il avoir une dynamique proche de celle des fluides ? Et dans ce cas, pourrait-il avoir suffisamment de compétence pour inciser si profondément la surface du cratère ? Même s’il n’est pas impossible qu’un liquide ait affleuré entre deux strates, générant alors une résurgence en subsurface, il n’y a strictement aucune trace, aucune forme morphologique fine traduisant un écoulement liquide au fond de ces couloirs ! Il n’y a pas non plus de trace d’érosion régressive profondément marquée comme on peut en trouver ailleurs sur Mars...

Par ailleurs, les formes en éperons entre lesquelles les couloirs en forme de V se sont formés, sont parfaitement découpés. A l’apex de chacun d’eux on retrouve une ligne de crête bien marquée. Curieusement dans la plupart des cas, de gros blocs sont restés bloqués contre la paroi dans les couloirs et non sur les versants des éperons eux-mêmes. Ces blocs n’ont pas massivement dévalés la pente, contrairement aux matériaux fins alentours qui se sont accumulés au fond du cratère. Il en va de même dans la partie amont du versant, partie que l’on nomme niche de départ, là où les terrains sont plus sombres. On pourra prochainement tenter de quantifier les volumes déplacés...

Sur les pentes des éperons, il est notable de constater des fines stries parallèles larges de quelques dizaines de centimètres et peu profondes, dont l’origine est encore inconnue.

Enfin, on notera également que le décollement du régolithe laisse apparaître une relative stratification du cratère d’impact. Et l’on peut alors suivre sur plusieurs centaines de mètres de long, quelques couches géologiques superposées.

Aujourd’hui, de nombreuses questions restent en suspend. Pourquoi le décapage est si localisé dans ce cratère d’impact ? Qu’en est-il exactement des fluages au pied de ce versant ? Pourquoi la zone sombre de la niche de départ semble continue et toujours au même niveau altimètrique dans la partie supérieure du cratère. Enfin, les différences d’albedo traduisent-elles des différences lithologiques ?

A un niveau plus global, quels sont les cratères d’impact de l’hémisphère Sud dont la morphologie est comparable à celui-ci ? Où sont-ils localisés ? Quels sont leur diamètre ? Y a-t-il des corrélations avec les estimations des localisations du toit du pergélisol ?

Autant de questions qui demanderont encore quelques années d’analyses et d’études, de milliers d’autres clichés....

© NASA/JPL/Malin Space Science Systems.