Atmosphère ISM

L'atmosphère de Mars avec ISM / ISM atmospheric studies

Les figures de cette pages sont tirées de / figures are reproduced from:
Bibring et al., Proc. LPSC 1989, Bibring et al., Planet & Space Sci. 1991, Combes et al., Planet & Space Sci. 1991, Rosenqvist et al. Astron. & Astrophys. 1990, et Rosenqvist, Ph. D. Thesis 1991.

L'atmosphère de Mars est beaucoup plus ténue que celle de la Terre (~7 mbar en moyenne). Elle contient principalement du CO₂ (~95%), et quelques éléments mineurs (N₂, O₂, H₂O, CO...). Trois gaz sont détectables dans le domaine spectal d'ISM grâce à des transitions vibrationnelles ou roto-vibrationnelles : CO₂, H₂O, CO. La figure ci-dessus représente un rapport de spectres mesurés au sommet et au pied d'Olympus Mons (27 et 4 km respectivement) ; le terrain est quasiment identique, les variations sont donc pour l'essentiel dues à la différence des masses d'air traversées.

The Martian atmosphere is much thiner than the Earth's (7 mbar in average). It consists mainly in CO₂ (95 wt%), with traces of minor constituents (mainly N₂, O₂, H₂O, CO...). Three gases can be detected in the ISM spectral range through their vibration or rotation-vibration transitions: CO₂, H₂O and CO. The figure above shows the average of spectra measured at the basis and summit of Olympus Mons (4 and 27 km elevation). The surface spectra are almost identical, so the variations are chiefly due to the difference of absorption in the atmosphere.

Longueur d'onde / wavelength (µm)	Espèce / species	Bande / band type	Commentaire /comment
1.14	H₂O	v1 + v2 + v3	Very weak
1.20	CO₂	v1 + 3 v3	Weak
1.38	H₂O	v1 + v3	Blended with CO₂
1.44	CO₂	3 v3
1.6	CO₂	3 v1 + v3	(in the data gap)
1.87	H₂O	v2 + v3	Partly blended with CO2
2.0	CO₂	2 v1 + v3	Strong
2.35	CO	(2-0)	Very weak
2.6	H₂O	v1 , v3	Blended with CO₂
2.75	CO₂	v1 + v3	Very strong, saturated
3.1	H₂O	2 v2	Overlaped by hydrated minerals absorption

Liste des bandes d'absorption atmosphériques discernables dans les spectres (le symbole "v" est mis pour le "nu" grec dans les noms des modes de vibration).

List of the atmospheric bands that can be seen in the spectra (symbol "v" stands for greek "nu" in the vibration modes names).

Exemple de comparaison entre un rapport de spectres mesurés (trait plein) et un rapport de spectres synthétiques (tireté). En fixant la pression de référence au sommet du volcan et le profil de température, on déduit l'altitude du point étudié en cherchant le meilleur ajustement du profil de la bande.

Comparison between a ratio of observed spectra (full line) and a ratio of synthetic spectra (dashed line). When assuming the reference pressure on top of the volcano and the temperature profile, the altitude of the base of the volcano can be deduced from the best fit of the band profile.

Les bandes d'absorption du CO₂ sont d'autant plus profondes que le trajet dans l'atmosphère est long. Celui-ci dépend des angles d'observation (connus) et de l'altitude de la surface ; c'est donc une méthode de mesure de l'altitude. En pratique, on utilise la bande à 2.0 µm du CO₂, en comparant des rapports de spectres mesurés avec des spectres synthétiques de l'atmosphère de Mars reconstitués à partir de bibliothèques de raies d'absorption. Ceux-ci dépendent de la pression à une altitude de référence, et d'un profil de température vertical dans l'atmosphère. Ce type de calcul est long mais donne une précision relative de l'ordre de 100-300 m (variable avec l'altitude), essentiellement limitée par la diffusion atmosphérique qui n'est pas prise en compte. La précision est donc meilleure que celle des méthodes stéréophotogrammétriques classiques dans les régions de faible relief. La précision absolue est de l'ordre de 700-2000 m. Cette méthode est utilisée pour la caldéra de Pavonis Mons ci-dessus (la résolution spatiale des données est de 7 km) et pour les sessions à basse résolution (25 km) ci-dessous. L'ensemble des zones observées a été traitée de cette façon.

The longer the atmospheric path length, the deeper the CO₂ absorption bands. The atmospheric path depends on viewing angles (which are known), and on surface elevation. The latter can thus be estimated by measuring the CO₂ absorption. Practically, the CO₂ band centered at 2.0 µm is used. Ratios of measured spectra are compared to synthetic spectra of the Martian atmosphere computed from an absorption lines library. These models depend on the pressure of a reference point and on a temperature profile. This type of computation yields an accuracy of 100-300 m, mainly limited by aerosols scattering that is not taken into account. Therefore, this method provides better results than stereophotogrammetry in regions with slow topographic variations. The absolute accuracy is on the order of 700-2000 m. This method was used to draw the topographic map of the caldera of Pavonis Mons above (spatial resolution is ~7 km) and of the lower resolution sessions (25 km) below. All the areas observed were processed in this manner.

Altimétrie d'Olympus Mons (équidistance 400 m). Cette estimation donne une altitude différente des deux côtés du volcan, contrairement aux estimations Viking.

Altimetry of Olympus Mons (contour interval is 400 m). The eastern and western sides of volcano have different elevations, in contrast with Viking analyses.

Altimétrie de Pavonis Mons pour deux sessions différentes, acquises le 14 et le 26 mars 1989 sous des géométries différentes (équidistance 250 m). Les deux estimations sont compatibles à la barre d'erreur près (déviation standard = 300 m).

Altimetry of Pavonis Mons for two sessions under different geometries, performed on March 14th and 26th, 1989 (contour interval is 250 m). The two estimates are consistent within the error bar (standard deviation is 300 m).

Bloc-diagramme d'une partie plus large de la session du 14 mars 1989 (session Gordii). L'altitude des terrains est dérivée selon un modèle plus simple que celui décrit ci-dessus (profondeur de la bande à 2 µm corrigée de la géométrie). On reconnaît Pavonis Mons et l'escarpement W de Tharsis ; le petit volcan situé sur la pente est Biblis Patera. Le critère spectral représenté en couleur est la profondeur de la bande à 3 µm des minéraux hydratés. Le matériau couvrant les flancs de Pavonis Mons est beaucoup plus hydraté que les régions alentours ; la dissymétrie entre les deux flancs est probablement un effet photométrique.

Bloc diagram of a larger part of the 14th March session (Gordii). Surface elevation is derived from a simpler model than described above (2 µm CO₂ band depth corrected from viewing geometry). Pavonis Mons and western flank of Tharsis are visible ; the small volcano on Tharsis slope is Biblis Patera. The spectral parameter in colour is the depth of the 3 µm hydrated minerals band. The flanks of Pavonis Mons are much more hydrated than the surrounding areas; the asymetry between the two slopes of Pavonis is probably a photometric effect.

La même méthode de mesure peut être appliquée à la détermination de l'abondance des composants mineurs. Dans ce cas le résultat n'est pas lié uniquement aux variations d'altitude, mais dépend surtout des variations spatiales et temporelles de ces éléments, comme sur Terre.

Le contenu en vapeur d'eau mesuré est de 11 µm précipitables pendant la journée, dans les régions équatoriales. Les variations diurnes et en latitude sont comparables avec celles mesurées par Viking en 1976-79, mais la valeur moyenne est plus élévée ; la différence est attribuée à l'absence de tempête de poussière globale à la fin des années 80.

Le rapport de mélange CO / CO₂ estimé dans les régions de faible altitude est de 8.10^-4. Au sommet des volcans, il est apparemment réduit d'un facteur 3. Deux phénomènes peuvent expliquer cette observation :

L'estimation du rapport de mélange est en fait perturbée par une variation des propriétés de surface avec l'altitude. Plusieurs minéraux ont en effet des bandes d'absorption dans la même région que le CO (2,35 µm), avec des amplitudes comparables. La présence de tels minéraux sur Mars n'est pas exclue. Néanmoins leur abondance (ou la taille des particules) devrait croître régulièrement avec l'altitude, ce qui implique qu'ils seraient d'une manière ou d'une autre étroitement dépendants d'échanges surface/atmosphère particulièrement intenses.
On mesure effectivement un rapport de mélange CO / CO₂. Dans ce cas une étude quantitative montre que le rapport varie peu quand on s'élève dans l'atmosphère, mais dépend de l'élévation de la surface. Le piégeage des molécules par les aérosols ou les cristaux de glace ne suffit pas à expliquer la déplétion de CO observée, il faut invoquer un mécanisme photochimique, ainsi qu'un mécanisme dynamique qui empêche le renouvellement des masses d'air au-dessus des reliefs.

Dans les deux cas, l'orographie joue certainement un rôle majeur dans la variation spectrale observée.

The same method can be applied to study the minor constituents. In this case, the resulting abundances are not only related to differences in elevation, but mainly to spatial and time variations of these constituents, just like in the Earth atmosphere.

The measured water content is ~11 pr-µm during daytime, in the equatorial regions. Diurnal behavior and latitudinal variations are globally consistent with Viking observations (1976-79), but the average value is larger. The difference is ascribed to the lack of global dust storm in the late 80's.

The CO / CO₂ mixing ratio is estimated to 8.10^-4 in regions of low elevation. Over the great Martian volcanoes, this value is apparently reduced by a factor of 3. Two phenomena can explain the observation:

This estimate could be biaised by a variation of surface properties with altitude. Several minerals do present an absorption at roughly the same location as CO (2.35 µm), with similar strengths. The occurence of such minerals (eg, scapolite, some phyllosilicates) on Mars is not excluded. However, their properties (abundance, particle size...) should vary regularly with surface elevation to account for the observations. So their presence should be coupled in some way with very strong interactions between the surface and the atmosphere.
What is measured is indeed the CO / CO₂ mixing ratio. In this case, a quantitative study have shown that this ratio suffers small vertical variations, so what we measure is actually a lateral variation, related to surface elevation. Trapping by aerosols or ice crystals do not suffice to explain the observed CO depletion above the volcanoes. A photochemical mechanism must be invoked that would result in a local CO depletion, and also a dynamical process is required that would prevent the air mass from being replaced.

In both cases, orography plays an important role in the observed spectral variations.

ISM a été développé avec le soutien du CNES

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Dernière mise à jour : 11 mai 2001
Adresse : http://www.ias.u-psud.fr/ism/

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