Study of Martian aqueous signature through infrared spectroscopy : from clouds to polar regions alteration

Sur Mars, la signature infrarouge majeure de la surface consiste en une large bande d’absorption à 3 µm. Étant principalement associée à la présence de molécules H2O ou de groupes –OH, cette signature témoigne de la présence de glace d’eau ainsi que du niveau d’hydratation des sols ; elle est observée aussi bien en surface qu’au sein de l’atmosphère qui contient nuages et poussières. Dans cette thèse, nous utilisons le jeu de données issu des 15 ans d’observations de l’Observatoire pour la Minéralogie, l’Eau, les Glaces et l’Activité (OMEGA), ainsi que de nouvelles mesures fournies depuis le printemps 2018 par l’Atmospheric Chemistry Suite (ACS) à bord du Trace Gas Orbiter (TGO) pour étudier cette signature à 3 µm.Arrivé en orbite martienne en 2004 à bord de la sonde Mars Express, le spectro-imageur OMEGA a cartographié l’intégralité de la surface de la planète entre 0,35 et 5,1 µm. Cela a permis d’identifier et de caractériser les glaces et minéraux présents à la surface de la planète, mais également de déterminer le niveau d’hydratation des sols, dérivé de la profondeur de la bande à 3 µm. Dans les régions polaires, OMEGA a ainsi révélé une importante augmentation de l’hydratation de la surface, mais la nature de cette hydratation fait encore débat. À partir de l’analyse de l’évolution la bande à 3 µm dans les données OMEGA, nous avons pu mettre en évidence la présence d’une nouvelle signature d’absorption étroite centrée sur 3 µm, spécifique, aux régions polaires Nord et distribuée le long d’une structure en anneau autour de la calotte permanente. Cette signature pourrait être reliée à la présence de sulfates et indiquerait l’action d’un phénomène d’altération des sols relativement récent dans les hautes latitudes, impliquant potentiellement une action de la glace d’eau.Parallèlement, les observations en occultation solaire d’ACS nous ont permis d’utiliser la bande à 3 µm atmosphérique pour détecter et caractériser les nuages de glace d’eau martiens, ainsi que leur évolution spatiale et temporelle sur une année martienne. En particulier, nous avons pu pour la première fois étudier précisément l’impact d’une tempête de poussière planétaire martienne sur les particules de glace d’eau atmosphériques, et mettre en évidence la présence de nuages à grosses particules à des altitudes jamais observées jusqu’alors.On Mars, the major infrared signature of the surface consists of a broad absorption band at 3 µm. It is mainly associated with the presence of H2O molecules or –OH groups and provides insight about the presence of water ice and the hydration level of soils. It is observed both at the surface and in the atmosphere which contains clouds and dust. In this thesis, we use the 15 years dataset of the Observatoire pour la Minéralogie, l’Eau, les Glaces et l’Activité (OMEGA), as well as new measurements provided since spring 2018 by the Atmospheric Chemistry Suite (ACS) onboard the Trace Gas Orbiter (TGO) to study this 3 µm signature.The OMEGA/Mars Express imaging spectrometer reached Mars in 2004 to map the entire surface of the planet between 0.35 and 5.1 µm. This allowed the identification and characterization of ice and minerals, and also the determination of the soil hydration level as derived from the depth of the 3 µm band. In the polar regions, OMEGA revealed a significant increase of surface hydration, but the nature of this hydration is still debated. From the analysis of the evolution of the 3 µm band in the OMEGA data, we were able to highlight the presence of a new narrow signature centered on 3 µm, specific to the north polar regions and distributed along a ring-shaped structure around the perennial north polar cap. This spectral feature could be related to sulfates and may indicate the action of a relatively recent soil alteration phenomenon in the northern high latitudes, potentially involving water ice.Concurrently, ACS solar occultation observations allowed us to use the 3 µm atmospheric band to detect and characterize the Martian water ice clouds, as well as their spatial and temporal evolution over a Martian year. In particular, we were able for the first time to precisely study the impact of a Martian planetary dust storm on atmospheric water ice particles, and to highlight the presence of large-grained clouds at altitudes that have never been observed before