Permettre l'habitabilité martienne avec l'aérogel de silice grâce à l'effet de serre à l'état solide

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#Bâtiment et construction

Plusieurs idées pour rendre la surface martienne plus habitable ont été avancées5,6,7,8, mais elles impliquent toutes des modifications environnementales massives qui seront bien au-delà des capacités humaines dans un avenir prévisible9. Nous présentons ici une nouvelle approche de ce problème. Nous montrons que des régions étendues de la surface de Mars pourraient être rendues habitables à la vie photosynthétique dans l'avenir grâce à un analogue à l'état solide de l'effet de serre atmosphérique de la Terre. Plus précisément, nous démontrons au moyen d'expériences et de modélisations que dans des conditions environnementales martiennes, une couche d'aérogel de silice d'une épaisseur de 2-3 cm transmettra simultanément suffisamment de lumière visible pour la photosynthèse, bloquera le rayonnement ultraviolet dangereux et fera monter la température en permanence au-dessus du point de fusion de l'eau, sans avoir recours à aucune source de chaleur interne. Placer des boucliers d'aérogel de silice sur des régions suffisamment riches en glace de la surface martienne pourrait donc permettre à la vie photosynthétique d'y survivre avec un minimum d'intervention ultérieure. Cette approche régionale pour rendre Mars habitable est beaucoup plus réalisable que la modification atmosphérique globale. En outre, il peut être développé systématiquement, à partir de ressources minimales, et peut être testé plus avant dans des environnements extrêmes sur Terre aujourd'hui.

Environ 50 K du réchauffement de la surface est nécessaire sur Mars pour élever les températures annuelles moyennes des latitudes basses à moyennes au-dessus du point de fusion de l'eau liquide. L'atmosphère actuelle de Mars est trop mince pour atténuer de façon significative les ultraviolets (UV) ou pour produire un réchauffement de l'effet de serre de plus de quelques kelvins. Cependant, les observations de taches sombres sur les calottes glaciaires polaires de dioxyde de carbone de Mars suggèrent qu'elles se réchauffent de façon transitoire d'une plus grande quantité par un phénomène planétaire appelé effet de serre à l'état solide10,11,12,13, qui survient lorsque la lumière du soleil est absorbée à l'intérieur des couches de neige ou de glace translucides14,15. L'effet de serre à l'état solide est plus fort dans les matériaux qui sont partiellement transparents au rayonnement visible mais qui ont une faible conductivité thermique et une faible transmissivité infrarouge (Fig. 1). Bien que le dioxyde de carbone et les glaces à l'eau soient courants sur Mars, ils sont beaucoup trop volatils pour constituer des boucliers à semi-conducteurs robustes pour la vie. La silice a des propriétés plus favorables en ce qu'elle est chimiquement stable et réfractaire aux températures de surface martiennes. La silice solide est transparente au rayonnement visible, mais opaque aux UV aux longueurs d'onde inférieures à 200-400 nm et à l'infrarouge aux longueurs d'onde supérieures à ~2 μm, selon l'abondance des impuretés comme les groupes hydroxy. Cependant, la conductivité thermique de la silice solide (0,8-1.6 W m-1 K-1) (réf. 16) est trop élevée pour permettre un fort effet de réchauffement.

Les aérogels de silice, qui consistent en des réseaux nanométriques d'amas de silice interconnectés, sont composés à plus de 97 % d'air par volume et ont l'une des conductivités thermiques mesurées les plus faibles de tous les matériaux connus (~0,02 W m-1 K-1 à 1 bar pression ou 0,01 W m-1 K-1 à pression atmosphérique de Mars)17. En raison de ces propriétés, les aérogels de silice ont pris de l'importance dans de nombreux domaines de l'ingénierie, notamment dans la conception de bâtiments chauffés passivement sur Terre18 et même dans les Mars Exploration Rovers, où de minces couches d'aérogels étaient utilisées pour fournir une isolation thermique pendant la nuit19. Les aérogels de silice ont donc un excellent potentiel pour créer un fort réchauffement de l'effet de serre à l'état solide dans les conditions martiennes.

Nous avons effectué des expériences pour démontrer le potentiel de réchauffement des couches d'aérogel de silice à l'état solide des serres sous des niveaux d'insolation de type Mars. Notre montage expérimental consiste en une couche de particules ou de tuiles d'aérogel de silice (voir Fig. 2) sur une base à faible réflectivité entourée d'un matériau isolant thermique (voir Méthodes). L'appareil est exposé au rayonnement visible d'un simulateur solaire. Le flux à large bande incident sur la couche est mesuré à l'aide d'un pyranomètre et la température est enregistrée par des thermistances calibrées à billes de verre.

La figure 3 montre les résultats expérimentaux pour les couches de particules d'aérogel et de tuiles par rapport au flux visible reçu dans la plage de 100-200 W m-2. À titre de comparaison, la moyenne mondiale du flux reçu sur Terre est 342 W m-2, tandis que celle de Mars est 147 W m-2. Comme on peut le voir, des différences de température de plus de 45 K sont atteintes pour les couches de particules d'aérogel d'épaisseur 3 cm recevant un flux de 150 W m-2. Les dalles Aerogel, qui ont une transmission visible plus élevée, provoquent des différences de température qui sont ~10 K plus élevées, atteignant >50 K à seulement 2 cm épaisseur. Nos résultats expérimentaux montrent que sous des niveaux d'insolation semblables à ceux de Mars, le réchauffement jusqu'au point de fusion de l'eau liquide ou plus peut être obtenu sous une couche d'aérogel de silice 2-3 cm épaisse. Le pic de réchauffement que l'on peut obtenir est probablement encore plus élevé (voir Méthodes), car la chaleur est perdue dans notre installation expérimentale par les pertes thermiques des parois latérales et de la base et par convection. Nous avons également mesuré la transmission des particules d'aérogel et des tuiles dans l'UV et constaté une forte atténuation des UVA et des UVB (280-400 nm) et une atténuation quasi totale du rayonnement UVC le plus dangereux (220-275 nm) (figure 4).

Bien que l'élévation des températures de surface et le blocage du rayonnement UV soient les deux considérations les plus importantes pour permettre à la vie de survivre sur Mars, il faut aussi tenir compte des contraintes supplémentaires dues à la pression atmosphérique, à la disponibilité des nutriments et aux dépôts de poussière. Les saumures peuvent rester liquides sous le point de congélation de l'eau pure, ce qui pourrait abaisser la température requise en dessous du point de congélation que nous avons supposé ici20, bien que pour des salinités suffisamment élevées, l'habitabilité serait limitée aux seuls organismes halophiles. La pression partielle plus élevée du dioxyde de carbone sur Mars par rapport à la Terre est favorable à la croissance des plantes6, mais la faible pression atmosphérique totale signifie qu'à des températures égales ou supérieures à 273 K, les faces inférieures des écrans de serre en aérogel de silice doivent rester légèrement pressurisées par rapport à l'atmosphère pour éviter la perte de vapeur d'eau, soit à la verticale ou sur le côté. Cela imposerait des exigences légères sur leurs propriétés structurelles, auxquelles il serait plausible de répondre en intercalant l'aérogel de silice avec des couches minces de matériau solide transparent ou par un renforcement de polymère organique21,22. La plupart des nutriments semblent être facilement disponibles à la surface de Mars, l'abondance de certains (comme le fer et le soufre) étant plus élevée que sur Terre23. La faible pression partielle de N2 sur Mars peut constituer un défi pour la fixation de l'azote par des micro-organismes terrestres non adaptés. Cependant, les dépôts de nitrate, qui ont été observés in situ à la surface de Mars, constituent une source alternative plausible d'azote24.

Les endroits les plus favorables sur Mars pour la création de régions locales de maintien de la vie sont ceux qui combinent les ressources clés que sont la lumière et les eaux de surface tout en minimisant les risques tels que les dépôts excessifs de poussière. Dans la bande de latitude où le flux solaire est élevé tout au long de l'année (45° S-45° N), il existe de nombreux endroits aux latitudes moyennes où les observations indiquent la présence de glace de sol près de la surface25,26,27 et les simulations des modèles climatiques28 indiquent que les taux d'accumulation de poussière devraient être faibles. La figure 4 montre les résultats d'un calcul radiatif et thermique couplé pour l'évolution des températures de la subsurface martienne à l'un de ces endroits (Deuteronilus Mensae) en présence d'une couche aérogel de silice à l'état solide en serre. Notre modèle tient compte des changements de l'insolation martienne et du transfert radiatif de l'aérogel, de la conduction thermique de l'aérogel et du régolithe ainsi que de la chaleur latente associée à la fonte et au gel de la glace régolithe (voir les méthodes). Comme on peut le voir à la figure 5, en supposant la présence d'une couche d'aérogel de 2,5 cm d'épaisseur, les températures sous la surface jusqu'à des profondeurs de plusieurs mètres sont suffisamment élevées pour permettre à l'eau liquide de circuler pendant toute l'année martienne après quelques années à cet endroit.

Nos résultats montrent que, grâce à l'effet de serre à l'état solide, les régions à la surface de Mars pourraient être modifiées à l'avenir pour permettre à la vie d'y survivre avec beaucoup moins d'infrastructures ou de maintenance que par d'autres approches. La création de régions chaudes en permanence aurait de nombreux avantages pour l'activité humaine future sur Mars, en plus d'être d'un intérêt fondamental pour les expériences astrobiologiques et comme moyen potentiel de faciliter les efforts de détection de la vie29. Le concept de réchauffement de l'effet de serre à l'état solide a également des applications pour la recherche dans des environnements hostiles sur Terre aujourd'hui, comme l'Antarctique et le désert d'Atacama au Chili.

Dans les travaux futurs, il sera important d'étudier la facilité avec laquelle les techniques traditionnelles de fabrication de l'aérogel de silice17 peuvent être adaptées aux conditions sur Mars. Cependant, étant donné la capacité de la vie sur Terre à modifier son environnement, il est également intéressant d'examiner dans quelle mesure les organismes pourraient éventuellement contribuer à maintenir les conditions d'habitabilité martiennes elles-mêmes. Sur Terre, il existe déjà de multiples organismes qui utilisent la silice comme matériau de construction, dont les éponges hexactinellides et le phytoplancton de diatomées30,31. Les diatomées en particulier peuvent atteindre plusieurs millimètres de longueur, produire des frustules à partir de particules de silice amorphe de ~1-10 nm-diamètre (plus petites que le diamètre moyen des pores dans les réseaux d'aérogels de silice)17,32 et sont déjà connues pour avoir un potentiel élevé pour des applications bionanotechnologiques dans d'autres domaines31,33. Il pourrait donc être intéressant à l'avenir d'étudier la possibilité de produire directement des couches de silice à haute visibilité et à faible conductivité thermique par une approche de biologie synthétique. Si cela est possible, en combinaison avec les résultats décrits ici, cela pourrait éventuellement permettre le développement d'une biosphère autosuffisante sur Mars.

Comme il est possible que Mars devienne habitable à la vie photosynthétique à court et à moyen terme, d'importantes questions éthiques et philosophiques doivent être examinées. De toute évidence, si Mars possède encore de la vie aujourd'hui, sa survie ou sa détection pourrait être entravée par la présence de microorganismes terrestres34. Cependant, aucune mission n'a encore détecté de vie sur Mars, donc si elle existe, il est probable qu'elle soit confinée à des régions très spécifiques dans le sous-sol. L'approche étudiée ici n'entraînerait pas la survie de la vie terrestre en dehors des régions de serre à l'état solide, de sorte qu'il est peu probable qu'elle présente un plus grand risque pour la recherche de la vie martienne que la présence de l'homme à la surface. Néanmoins, les préoccupations de protection planétaire entourant le transfert de la vie terrestre sur Mars sont importantes, de sorte que les risques astrobiologiques associés à cette approche pour permettre l'habitabilité martienne devront être soigneusement pesés par rapport aux avantages pour la science et l'exploration humaine de Mars à l'avenir.

Notre dispositif expérimental consistait en une couche de serre à l'état solide d'épaisseur variable entourée de polystyrène pour l'isolation, avec un simulateur solaire placé au-dessus de la couche pour fournir différents niveaux de rayonnement visible (Figure 1 supplémentaire). Pour la couche de serre à l'état solide, nous avons utilisé des combinaisons de particules d'aérogel de silice (rayons entre 700 μm et 4 mm ; Lumira, Cabot Aerogel) et de tuiles (10 cm × 10 cm 1 cm × cm cm ; grandes tuiles en silice hydrophobe, usine Tiem). Dans les expériences sur les particules, la couche entière était remplie de particules, tandis que dans les expériences sur les carreaux, les carreaux étaient placés au centre et le volume restant était rempli de particules. Un feutre noir à poils peu profonds d'albédo visible <0,01 (matériau de piège à lumière floqué Protostar) a été placé sous la couche d'aérogel pour maximiser l'absorption du rayonnement visible entrant du simulateur solaire.

Les données de température ont été recueillies au moyen d'un réseau de thermistances compactes (0,8 mm de diamètre) à coefficient de température négatif. Les thermistances ont été étalonnées par rapport à un thermomètre numérique de référence (modèle traçable 1235D30) entre 0 °C et 100 °C en les suspendant dans un bain d'eau continuellement agité et en enregistrant simultanément la lecture du thermomètre et la résistance de la thermistance. Un ajustement par moindres carrés a ensuite été utilisé pour déterminer la résistance en fonction de la température selon la formule suivante

où R est la résistance en kilo-ohms, T est la température en kelvins, T0 = 273.15 K est une température de référence, et C et β sont des constantes d'étalonnage. Les résultats d'étalonnage et les valeurs d'ajustement optimales pour C et β sont présentés dans la Fig. 2 supplémentaire. Nous avons également testé la différence de résistance entre les thermistances individuelles à la même température et l'avons trouvée minime par rapport à d'autres sources d'erreur dans la plage de température concernée. Des thermistances ont été fixées à la base, au dessus et à l'extérieur de l'appareil de serre à semi-conducteurs et connectées à un circuit diviseur de tension relié à un microcontrôleur multiplexeur/ESP8266 pour acquérir les données. Nous avons également utilisé une petite caméra thermique (Seek Thermal Imager) pour vérifier les données de température enregistrées par les thermistances et pour diagnostiquer les zones latérales et de base de flux thermique élevé pendant le montage expérimental.

Un éclairage visible pour simuler le flux solaire a été fourni par une lampe à halogénure métallique à amorçage par impulsions protégée 250 W Une source de lumière à halogénure métallique a été choisie parce qu'elle se rapproche davantage du spectre solaire à masse d'air nulle (AM0) à la plupart des longueurs d'onde que d'autres sources de lumière comme l'arc au xénon35 à un coût moindre et à un risque d'explosion réduit. La lampe a été enfermée dans un caisson lumineux refroidi par ventilateur avec un plafond réfléchissant et des parois latérales noires, afin de maximiser la transmission d'une lumière bien collimatée à la couche d'aérogel (figure supplémentaire 1). Un écran en verre a été placé entre la lampe et l'expérimentation comme précaution contre les défaillances de lampes explosives. Le pourcentage de flux solaire se produisant au-dessus des longueurs d'onde auxquelles le verre commence à absorber de façon significative (2-3 μm) est de l'ordre de quelques pour cent, de sorte que l'absorption du rayonnement proche infrarouge par le bouclier n'a pas été considérée comme une source significative d'erreur dans nos résultats. Les propriétés optiques de l'aérogel de silice ne varient pas de façon significative dans la gamme des longueurs d'onde visibles36, de sorte que les différences relativement faibles entre le spectre des lampes à halogénures métalliques et le spectre solaire incident à la surface de Mars n'ont pas non plus constitué une source importante d'incertitude dans nos résultats. La lampe a été placée entre 20 cm et 30 cm au-dessus de l'échantillon d'aérogel de silice. Un vérin de laboratoire a été utilisé pour ajuster la couche d'aérogel et la hauteur du pyranomètre afin de faire varier le flux de rayonnement reçu. Toutes les expériences ont été menées jusqu'à ce que l'équilibre thermique soit atteint, ce qui a été jugé en observant la valeur et le taux de changement de température à la base et au sommet de la couche de silice aérogel. Typiquement, il fallait ~2 h pour chaque expérience. Les expériences ont été effectuées à la pression ambiante et à une température de fond de 298 ± 1 K.

Les flux visibles à large bande incidents sur l'échantillon ont été mesurés à l'aide d'un pyranomètre à double dôme en verre de première classe (Hukseflux Instruments modèle SR-11). Le modèle SR-11 utilisé avait une sensibilité de 14,22 × 10-6 ± 0.15 V pour W m-2 et donc une erreur d'étalonnage de ±1%. L'incertitude horaire estimée aux latitudes équatoriales pendant les observations sur le terrain indiquées dans la documentation technique du pyranomètre était de ±3,1 %, valeur que nous avons utilisée pour indiquer nos incertitudes de mesure du flux (voir la figure supplémentaire 3). La variation spatiale du flux incident a été enregistrée en déplaçant le pyranomètre sur une grille de 0,15 m × 0.15 m à intervalles de 3 cm (figure supplémentaire 4). La variabilité temporelle du flux a également été mesurée et s'est avérée < 2 % sur un intervalle de 2 h (figure 4 supplémentaire). Les expériences de transmission UV ont été réalisées à l'aide d'une lampe UV compacte 4 W avec deux tubes pour émettre un rayonnement de pointe dans la gamme 365 nm (UVA et UVB) ou 254 nm (UVC). Pour la mesure des rayons UV (voir tableau supplémentaire 1), nous avons utilisé des détecteurs UVA, UVB et UVC Sper Scientific certifiés pour l'étalonnage, qui avaient une précision de ±4%. Les détecteurs UVA et UVB avaient une sensibilité de crête de l'ordre de 350-360 nm, avec le point d'étalonnage à 365 nm, tandis que le détecteur UVC avait une sensibilité de crête à 255-265 nm, avec le point d'étalonnage à 254 nm.

Pour la mesure de la différence de température, nous avons pris en compte les erreurs provenant de quatre sources : l'erreur de numérisation de l'acquisition des données, l'incertitude de la résistance du diviseur de tension et les erreurs des paramètres d'étalonnage C et β. L'erreur de numérisation était de 3,3 V/210 = 3,2 mV, étant donné le système d'acquisition de données à dix bits utilisé, ou 3,2 mV, et l'erreur de résistance du diviseur de tension de 1%, ou 0,1 kΩ pour la résistance de la 10 kΩ Les erreurs dans C et β ont été calculées à partir de l'ajustement log-linéaire par moindres carrés et sont présentées à la figure 2 supplémentaire.

où V0 = 3.3 V est la tension de crête, T(Va) est la température de la couche supérieure, T(Vb) est la température de base et Vi et R1,i correspondent respectivement à la tension de sortie et à la résistance fixe du circuit diviseur pour le point i. Nous avons propagé les incertitudes dans Va, R1,a, Vb, R1,b, C et β via une expansion Taylor, en supposant des petites incertitudes37. Les incertitudes estimées qui en résultent dans ΔT, qui ont été utilisées pour produire les barres d'erreur de la Fig. 3, sont présentées dans la Fig. 5 supplémentaire.

Une limite supérieure idéalisée du réchauffement de l'effet de serre à l'état solide peut être dérivée en considérant un matériau à conductivité thermique nulle qui est parfaitement transparent en dessous d'une certaine longueur d'onde de coupure λc, mais qui absorbe à de plus grandes longueurs d'onde. Dans ces conditions, le refroidissement ne peut se produire que par le rayonnement de la base de la couche dans le visible, et le bilan énergétique de base devient

où λ est la longueur d'onde, Bλ[T] est l'éclairement énergétique spectral de Planck, T est la température de base et Fb est le rayonnement visible (aux longueurs d'onde inférieures à λc) absorbé à la base de la couche. Étant donné la définition standard de Bλ[T], l'équation (3) peut être résolue par une approche de recherche des racines. Le flux solaire annuel moyen mondial moyen reçu par Mars est ~150 W m-2. Étant donné que λc = 2 μm et Fb = 150 W m-2, l'équation (3) donne T = 721 K, qui est proche de la température de surface de Vénus. Le passage de λc à des valeurs plus faibles conduirait à des valeurs T encore plus élevées, la température atteinte étant asymptotée par rapport à la température effective du corps noir du spectre solaire (λc → 0).

De façon plus réaliste, nous pouvons déterminer l'épaisseur requise pour qu'une couche de serre à l'état solide maximise la température de surface lorsque sa profondeur optique d'extinction dans le visible est non négligeable, comme c'est le cas pour tous les matériaux réels. Ici, nous négligeons les effets de conduction tridimensionnelle et basale et supposons une conductivité thermique constante. Nous supposons également que la couche de serre à l'état solide absorbe efficacement le rayonnement infrarouge de sorte que la conduction est le mode dominant de transport de la chaleur dans la couche. Cette analyse s'appuie sur des études théoriques antérieures sur l'effet de serre à l'état solide dans la neige et la glace12,15,38.

Si la couche de serre à l'état solide a un coefficient d'extinction non nul dans le visible, Fb dépendra de h, l'épaisseur totale de la couche. Ensuite, le réchauffement total dépendra d'un équilibre entre l'atténuation du rayonnement visible et l'isolation thermique fournie par la couche. D'après l'équation de diffusion thermique, le gradient de température à l'état d'équilibre à l'intérieur de la couche est39

où Fa est le flux solaire incident sur la couche, τ est la profondeur optique d'extinction du chemin vertical de la couche, α est le coefficient d'extinction de la couche dans le visible et μ¯¯ est l'angle zénithal solaire moyen cosinus, il s'ensuit immédiatement que la profondeur optique pour le réchauffement maximal τm est τm/μ¯¯=1 et la hauteur optimale hm est

En supposant des valeurs de transmission par voie verticale de T=e-τ=0,8 et 0,6 pour les couches de silice aérogel/particules 1 cm épaisses, respectivement, on trouve α = 22.3 m-1 et 51.1 m-1, ou hm = 4.5 cm et 2.0 cm, donnés μ¯=1. Cette dernière valeur est raisonnablement proche de la profondeur de la couche de réchauffement maximum atteinte dans le cas des particules d'aérogel (voir Fig. 3), la légère différence étant probablement due à de multiples effets de diffusion. A partir de l'équation (5), la différence de température maximale théorique est simplement

Les sites Fa = 150 W02 W m-2 et κ = 0.02 W 0.02 W m-1 K-1, ΔTm = 124 K pour les tuiles et ΔTm = 54 K K pour les particules. Les différences de température obtenues lors de nos expériences étaient inférieures à cette valeur parce que nous n'utilisions que des épaisseurs de couche d'aérogel allant jusqu'à 3 cm et que les pertes par convection et par conduction des parois latérales et de la base étaient non négligeables dans notre appareil relativement petit.

Notre modèle numérique de l'effet de serre à l'état solide sur Mars calcule le transfert radiatif diurne moyen de la couche d'aérogel, le transport de la chaleur par diffusion dans le régolithe sous-jacent et l'angle du zénith solaire en fonction du temps et du lieu. Le rayonnement solaire descendant et le rayonnement thermique de l'atmosphère martienne sont calculés à partir des données de la version 5.3 du scénario climatologique de la Mars Climate Database (MCD) (http://www-mars.lmd.jussieu.fr/mars/access.html)2. Le modèle de l'angle zénithal solaire est similaire à celui décrit dans la réf. 40 (voir aussi réf. 39), avec prise en compte de l'obliquité, de l'excentricité et de l'angle saisonnier du périhélie de l'orbite martienne selon la méthode décrite dans la réf. 41, et l'angle de saison lié au temps par l'équation de Kepler42. La sortie de notre modèle a été validée dans des conditions martiennes standard par rapport à la figure 1 de la réf. 43 et par comparaison avec les résultats du MCD.

Ici, z est la profondeur, κr est la conductivité thermique du régolithe, ch est la capacité thermique, ρ est la densité et q est la vitesse de chauffage locale due aux effets de chaleur latente. Nous résolvons l'équation (10) par une différence centrée dans le domaine spatial et un pas en avant explicite dans le temps.

Notre domaine modèle s'étend de la surface jusqu'à la profondeur 80 m, et nous l'intégrons sur une période de 15 années martiennes (Tableau supplémentaire 2). Nous négligeons les pertes de chaleur horizontales, de sorte que notre modèle convient à une installation où l'étendue horizontale de la couche de serre à l'état solide est de plusieurs dizaines de mètres ou plus dans les deux sens. Comme la couche de serre à l'état solide n'a que quelques centimètres d'épaisseur, nous supposons qu'elle est en équilibre thermique à chaque pas de temps. L'équilibre thermique au sommet de la couche est considéré comme étant

où FIR est le rayonnement thermique de plongée de l'atmosphère martienne (fourni par le MCD), Tb est la température immédiatement sous la couche et κ et h sont définis comme dans l'équation (4). Cette approche néglige le réchauffement ou le refroidissement supplémentaire de la surface dû à des effets atmosphériques sensibles ou latents, qui sont d'importance secondaire en raison de la faible densité de l'atmosphère de Mars12. Cette équation est résolue pour Ta par une méthode de recherche des racines à chaque pas de temps. La conductivité thermique de la couche de serre à l'état solide est de 0,01 W m-1 K-1, ce qui est une valeur appropriée pour la conductivité thermique de l'aérogel de silice à la pression atmosphérique sous 0,1 bar (réf. 17). La température immédiatement sous la couche de serre à l'état solide est ensuite évoluée en fonction de la température de l'air

Ici, Fsol est le flux solaire diurne moyen à la surface de Mars (fourni par le MCD) et μ¯(t,λ) est le cosinus diurne moyen de l'angle zénithal solaire du modèle d'insolation au temps t et en latitude λ. Enfin, τ = αh est la profondeur optique d'extinction par voie verticale de la couche de serre à l'état solide, comme dans notre analyse précédente. Nous négligeons de façon conservatrice le flux visible diffus à la base de la couche en raison des effets de diffusion multiples.

La température de surface initiale dans notre simulation est considérée comme la température moyenne annuelle de surface à cet endroit, sur la base des résultats du MCD. Le gradient de température initial du régolithe est réglé sur la géothermie martienne, que nous prenons pour 15 K km-1 sur la base d'un flux de chaleur géothermique supposé de Fgeo = 30 mW m-2 et d'une conductivité régolithe moyenne de 2 W m-1 K-1, suivant réf. 44. A la limite inférieure, on suppose un flux de chaleur fixe égal à Fgeo.

Nous supposons que le régolithe est poreux et saturé de glace, le rapport de mélange du volume de glace étant fixé à 0,5, ce qui correspond à une région de latitudes moyennes riche en glace comme Deuteronilus Mensae. La densité du régolithe et la capacité calorifique sensible ont été établies en prenant une moyenne pondérée de basalte et de glace d'eau. Nous avons constaté une sensibilité relativement faible de nos résultats au ratio glace/roche présumé. Nous prenons en compte la chaleur latente pendant la congélation de la glace et la fonte de l'eau dans le calcul thermique en suivant la concentration de glace et d'eau à chaque niveau dans le temps, d'une manière similaire à la réf. 12. Nous forçons alors la température à rester à 273.15 K chaque fois que de la chaleur pénètre dans une couche donnée et que de la glace est encore présente, et supposons que cette chaleur est entièrement utilisée pour faire fondre la glace. Des contraintes similaires sont appliquées pour la congélation de l'eau liquide dans des conditions de refroidissement. Notre modèle numérique a été validé par rapport à une solution analytique (propagation d'une impulsion gaussienne) et vérifié pour conserver l'énergie et la masse totale d'H2O à l'échelle mondiale afin d'usiner avec précision à chaque étape.