Revue de presse Mars_(planète)
Mars (planète)
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| Mars | |
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 L?hémisphère Cerberus, le 11 février 1980, par Viking 1 |
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| Caractéristiques orbitales (Époque J2000.0) |
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|---|---|
| Demi-grand axe | 227 936 637 km (1,52366231 ua) |
| Aphélie | 249 228 730 km (1,66599116 ua) |
| Périhélie | 206 644 545 km (1,38133346 ua) |
| Circonférence orbitale | ~1 430 000 000 km (9,553 ua) |
| Excentricité | 0,09341233 |
| Période de révolution | 686,9601 d (1,8808 a) |
| Période synodique | 779,9643 d |
| Vitesse orbitale moyenne | 24,077 km/s |
| Vitesse orbitale maximale | 26,499 km/s |
| Vitesse orbitale minimale | 21,972 km/s |
| Inclinaison | 1,85061° |
| N?ud ascendant | 49,578° |
| Argument du périhélie | 286,46230° |
| Satellites | 2 (Phobos et Déimos) |
| Caractéristiques physiques | |
| Rayon équatorial | 3 402,45 km (0,533 Terre) |
| Rayon polaire | 3 377,4 km (0,533 Terre) |
| Périmètre équatorial | 21 344 km |
| Superficie | 1,448×108 km² (0,284 Terre) |
| Volume | 1,638×1011 km³ (0,151 Terre) |
| Masse | 6,4185×1023 kg (0,107 Terre) |
| Masse volumique moyenne | 3,934×103 kg/m³ |
| Gravité à la surface | 3,69 m/s² (0,376 g) |
| Vitesse de libération | 5,027 km/s |
| Période de rotation (jour sidéral) |
1,025957 d (24,622962 h) |
| Vitesse de rotation (à l?équateur) |
868,220 km/h |
| Inclinaison de l?axe | 25,19° |
| Albédo moyen | 0,15 |
| Température de surface | |
| Caractéristiques de l?atmosphère | |
| Pression atmosphérique | 0,7-0,9×103 Pa |
| Dioxyde de carbone CO2 | 95,32 % |
| Diazote N2 | 2,7 % |
| Argon Ar | 1,6 % |
| Dioxygène O2 | 0,13 % |
| Monoxyde de carbone CO | 0,07 % |
| Vapeur d?eau H2O | 0,03 % |
| Néon Ne | 2,5 ppm |
| Krypton Kr | 300 ppb |
| Xénon Xe | 80 ppb |
| Ozone O3 | 30 ppb |
| Méthane CH4 | 10,5 ppb |
| Découverte | |
| Découvreur | inconnu |
| Date | Préhistoire |
Mars est la quatrième planète du système solaire en partant du Soleil et la deuxième plus petite après Mercure. Elle fait partie des planètes telluriques. Elle est nommée d?après le dieu romain de la guerre Mars, identifié au dieu grec Arès, en raison de son apparence rougeâtre. Pour la même raison, elle est aussi appelée la « planète rouge ».
Plusieurs missions spatiales d?observations puis d?explorations depuis les années 1960 permettent de mieux connaître les caractéristiques de Mars : sa géographie, son atmosphère, etc.
Mars possède deux satellites naturels : Déimos et Phobos nommés d?après la mythologie grecque où Phobos (la peur) et Déimos (la terreur) sont les enfants d?Arès.
Mars peut être observée à l??il nu. Son éclat est bien plus faible que la Lune ou le Soleil. Il ne dépasse que très rarement celui de Vénus et Jupiter. Cependant, lors des configurations les plus favorables (lors d'oppositions rapprochées), son éclat peut dépasser l'éclat maximum de Jupiter, avec une magnitude apparente maximale de -2,91[1].
La Planète rouge a aussi inspiré un grand nombre d?auteurs de science fiction. Les principaux aspects de ces fictions ont été inspirés par les observations télescopiques de la fin du XIXe siècle et du début du XXe siècle, antérieures aux visites par des sondes, qui laissaient supposer l?existence de mers et de canaux.
Sommaire |
[] Caractéristiques physiques
Mars est connue comme la Planète rouge, son aspect rougeâtre étant dû à l?oxyde de fer ? (couramment nommé hématite) contenu dans les minéraux de sa surface.
Le relief de Mars est très accentué, on y trouve la plus haute montagne du système solaire (le volcan Olympus Mons) et le plus grand canyon (Valles Marineris).
Mars est entourée d?une mince atmosphère principalement constituée de dioxyde de carbone et a disposé également d'une hydrosphère active : de l?eau a coulé sur Mars.
Mars possède deux satellites naturels de petite taille et de forme irrégulière, Phobos et Déimos, lesquels sont probablement des astéroïdes capturés.
[] Comparaison des planètes telluriques
Le rayon de Mars est deux fois plus petit que celui de la Terre et sa superficie représente approximativement celle de nos continents. Sa masse est le dixième de la masse terrestre. Sa masse volumique est la plus faible des planètes telluriques ce qui lui confère une gravité très légèrement inférieure à celle de Mercure en dépit d'une masse deux fois plus importante.
L'obliquité de Mars est très proche de celle de la Terre, provoquant une saisonnalité comparable à celle observée sur Terre (voir également le paragraphe consacré au climat). Autre point commun, le jour martien dépasse de seulement 39 minutes le jour terrestre. En revanche, du fait de son éloignement relatif du Soleil 1,5 fois plus important, l'année martienne dépasse de 322 jours l'année terrestre.
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[] Géographie
Article détaillé : Aréographie.Si l'équateur martien est défini objectivement, il en va tout autrement pour le premier méridien. En 1830, Les astronomes allemands Wilhelm Beer et Johann Heinrich Mädler choisirent arbitrairement une petite zone circulaire, renommée plus tard Sinus Meridiani, comme point de référence. Après la mission Mariner 9 de 1972, la longitude 0° dut être précisée. C'est un petit cratère, Airy-0, situé dans Sinus Meridiani, sur la ligne tracée par Beer et Mädler, qui fut choisi[6].
Depuis 1999, un niveau 0 pour les altitudes a été défini sur Mars grâce aux résultats de l?expérience d?altimétrie laser MOLA embarquée sur la sonde Mars Global Surveyor. Une cartographie complète des altitudes sur Mars a ainsi été réalisée et le niveau 0 a alors pu être fixé à l?altitude moyenne du relief martien située à 3 393 kilomètres du centre de la planète. Avant Mars Global Surveyor, en l?absence de niveau de la mer, le niveau 0 avait été fixé de façon arbitraire : c?était l?altitude ayant une pression atmosphérique moyenne de 611,73 Pascal (pression du point triple de l?eau à 273,16 Kelvin). Mais, du fait des grandes variations cycliques de pression sur la planète au cours d?une année martienne (jusqu?à 30 % de pression en moins lors de l'hivers austral par condensation du dioxyde de carbone ? constituant 95 % de l?atmosphère ? sous forme de glace au pôle Sud), ce système s?est révélé peu fiable pour déterminer les altitudes réelles.
Biblis Patera
Uranius Patera
Ceraunius Tholus
Tharsis Tholus
Gange Chasma
Nili Fossae
Argyre Planitia
Arcadia Planitia
Terra Sirenum
Solis Planum
Tempe Terra
Aonia Terra
Terra Meridiani
Utopia Planitia
Acidalia Planitia
Syrtis Major
Tyrrhena Terra
Hesperia Planum
Elysium Planitia
Promethei Terra
Terra Cimmeria
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Il existe une dichotomie importante entre les deux hémisphères : Les immenses plaines lissées par des coulées de lave au nord contrastent avec les reliefs plus accidentés et constellés de cratères d'impact au sud. La présence de tels cratères en si grand nombre est la signature de terrains anciens, n?ayant pas ou peu évolués depuis la fin du bombardement météoritique originel survenu il y a 3,8 milliards d?années. Autre différence notable, les plaines du nord se situent pour l'essentiel en dessous du niveau de référence alors que les plateaux du sud le dépassent de quelques kilomètres. Au nord, seuls le dôme de Tharsis et Elysium Planitia qui supportent les principaux édifices volcaniques de Mars, font exception à la règle. Au sud, c?est du côté d'Hellas Planitia et d'Argyre Planitia, deux importants cratères d'impact, et du Canyon Valles Marineris, que l?on trouve des altitudes inférieures au niveau de référence. En moyenne, l?hémisphère sud est 6 kilomètres plus haut que l?hémisphère nord. Malgré cela, c?est dans les régions australes que l?on trouve le point le plus bas de Mars, au fond du cratère Hellas, à 9 kilomètres en dessous du niveau moyen. Inversement, le point le plus élevé, le sommet d?Olympus Mons, culmine à 25 kilomètres d?altitude et se situe dans l?hémisphère nord. Enfin, vue de la Terre, la surface de Mars se divise en deux zones possédant des albédos différents. Les plaines claires et rougeoyantes du nord, couvertes de poussière riche en oxydes de fer, furent initialement assimilées à des continents et portent des noms comme Arabia Terra ou Amazonis Planitia. Les zones sombres et brunes des hauts plateaux du sud furent à l'inverse considérées comme des mers (Mare Erythraeum, Mare Sirenum ou Aurorae Sinus).
Grâce aux nombreuses missions d?exploration, la cartographie de Mars est désormais bien connue. Elle est caractérisée par des reliefs imposants qui témoignent d?une activité volcanique et hydrologique réelle, mais très ancienne comme nous le rappellent les nombreux cratères d'impact toujours visibles à la surface de Mars.
[] Géologie
Article détaillé : Aréologie.[] Magnétosphère
Mars ne possède aucun champ magnétique global. Le magnétomètre MAG/ER de Mars Global Surveyor a cependant révélé des particularités magnétiques locales, en particulier, au-dessus des terrains les plus anciens. Ces anomalies peuvent être le témoignage d?une ancienne activité du noyau et d?une activité tectonique.
Lorsqu?il est global, le champ magnétique est supposé prendre naissance au c?ur de la planète par la convection des métaux liquides composant la partie externe de son noyau (effet dynamo). Le magnétisme rémanent observé aujourd?hui sur Mars est créé par des roches magmatiques riches en magnétite qui ont pu capturer le champ magnétique qui prévalait sur la planète au moment de leur formation. La date de disparition de la dynamo martienne est encore discutée. Mais pour la plupart des scientifiques, l'absence de magnétisme au dessus des deux plus grands cratères d'impact, Argyre et Hellas, laissent supposer que cette disparition est survenue il y a plus de 4 milliards d'années[7].
Autre fait remarquable, l?alternance des bandes correspond à des inversions de polarité du champ magnétique fossile. Cette structure en "peau de zèbre" est également observée sur Terre, en particulier sur le plancher des océans, de part et d'autre des dorsales. Lorsque deux plaques s'éloignent l'une de l'autre, du magma remonte à la surface. En se cristallisant, il enregistre la polarité du champ magnétique. La présence d'anomalies magnétiques disposées en bandes, alternativement positives et négatives, parallèles et symétriques à l'axe formé par la dorsale médio-océanique montre que le champ magnétique s'est inversé à plusieurs reprises au cours de son histoire et qu'il existe une dérive des continents, autrement dit, une tectonique des plaques. Sur Mars, cette structure en "peau de zèbre" implique également des inversions du champ magnétique global, mais elle ne semble pas être suffisamment symétrique pour que l'on puisse conclure de manière irréfutable à une tectonique des plaques[8].
A noter également que des aurores peuvent se produire au dessus des anomalies magnétiques de la croûte martienne. Selon toute vraisemblance, elles ne peuvent pas être perçues par l??il humain, car elles se produisent principalement dans l?ultraviolet[9].
[] Volcanisme
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Mars a connu une activité volcanique intense dans son passé. Les volcans, peu nombreux mais gigantesques, sont répartis dans deux régions : le dôme de Tharsis à l'ouest et Elysium Planitia à l'est.
- Le dôme de Tharsis est une vaste région de 5 500 kilomètres de diamètre qui soutient les principaux édifices volcaniques de Mars. Au nord, on trouve Alba Patera, dont la base fait 1 600 kilomètres de diamètre mais dont le point culminant ne dépasse pas les 6 kilomètres d'altitude. Le sud et l'est de cette région sont délimités par Tharsis Montes. Il s'agit d'un alignement de trois énormes volcans boucliers : Arsia Mons (17 kilomètres de haut) au sud, Pavonis Mons (14 kilomètres de haut) à l'équateur et Ascraeus Mons (18 kilomètres de haut) au nord. Enfin, dans la région ouest du dôme de Tharsis, on trouve Olympus Mons. Culminant à une hauteur de 25 kilomètres et reposant sur une base de 550 kilomètres de diamètre, il s'agit du plus haut volcan connu du système solaire.
- Elysium Planitia est la seconde région volcanique importante de Mars après le dôme de Tharsis. Bien plus petite que cette dernière (1 700 kilomètres sur 2 400 kilomètres), elle supporte essentiellement Elysium Mons, haut de 10 kilomètres pour un diamètre de 170 kilomètres, bordé au nord par Hecates Tholus et au sud par Albor Tholus.
Compte tenu de sa masse et de son rayon, Mars s'est refroidit beaucoup plus vite que la Terre, ce qui laisse penser que ces volcans sont aujourd?hui inactifs. Toutefois, des écoulements de lave datant de 2 millions d?années (donc récents à l?échelle des temps géologiques) ont été observés avec la caméra haute résolution HRSC de la sonde Mars Express[10].
L'activité volcanique sur Mars n'a pas été aussi constante que sur Terre et a connu cinq épisodes majeurs. Le plus ancien serait survenu il y a 3,5 milliards d'années, suivi d'un deuxième il y a 1,5 milliards d'années et d'un troisième il y a 400-800 millions d'années. Les deux plus récents seraient apparus il y a 200 puis 100 millions d'années seulement[11]. Mais ces estimations, basées sur le dénombrement des cratères d'impact, sont sujettes à caution. En effet, la fréquence des chutes de météorites pourrait être beaucoup plus importante que prévue et entraîner un rajeunissement significatif de l'âge de la surface martienne[12].
Le gigantisme qui caractérise les volcans martiens s'explique par l'absence d'une tectonique des plaques comparable à celle observée sur Terre. Alors que sur notre planète les volcans qui naissent au dessus de points chauds stoppent leur croissance avec les déplacements de la lithosphère, sur Mars, ils peuvent croitre tant que ces points chauds subsistent. Ainsi, sur Mars, ils sont énormes mais peu nombreux alors que sur Terre, ils sont plus petits mais très nombreux[13].
[] Minéralogie
Les observations faites à partir du spectromètre d?émission thermique TES de la sonde Mars Global Surveyor, montrent que la surface de Mars est principalement composée de basalte. Il semblerait en outre que certaines roches soient plus riches en silice et équivalentes à l?andésite observée sur Terre dans les zones de subduction. Sur Mars, cette roche semble être répartie de façon trop homogène pour être le résultat d?une quelconque tectonique des plaques.
Localement, dans la région de Meridiani Planum, on trouve une forte concentration d?hématites[14]. Découvertes par TES et photographiées in situ par le rover Opportunity, ces sphérules d?oxyde ferrique, de la taille de petits pois, ont la particularité de se former exclusivement en présence d?eau liquide.
Par ailleurs, les clichés obtenus avec le spectromètre OMEGA embarqué sur l?orbiteur Mars Express, révèlent la présence de roches sédimentaires riches en sulfates hydratés. On trouve du sulfate hydraté de calcium (gypse) dans Meridiani Planum ainsi que dans les dunes d?Olympia Planitia qui bordent la calotte polaire nord. En plus du gypse, on trouve du sulfate hydraté de magnésium (kiesérite) au fond de Valles Marineris[15]. Autre minéral hydraté mis en évidence par OMEGA, les phyllosilicates (argiles) que l?on trouve sur les affleurements des terrains les plus anciens, comme ceux de la région de Mawrth Vallis[16].
Ces roches hydratées, appelées ainsi car elles contiennent des molécules d?eau dans leur structure cristalline, mettent en évidence la présence de grandes quantités d?eau liquide à la surface de Mars dans un passé lointain. Toutefois, leur processus de formation et la date à laquelle elles sont apparues sont très différents. Les phyllosilicates proviennent d?une longue altération de roches magmatiques par l?eau survenue il y a plus de 4 milliards d?années[17]. Les sulfates, plus récents, se sont formés par précipitation des sels contenus dans une eau riche en acide sulfurique. Mais à la différence des argiles, ils ne nécessitent pas que l?eau soit restée liquide longtemps : ces dépôts peuvent également se former au cours de l?évaporation d?une eau riche en sulfates[18].
[] Atmosphère et climat
[] Atmosphère
Dès 1952, Gerard Kuiper analyse le spectre infrarouge de Mars à partir de l?observatoire McDonald et constate une forte proportion de dioxyde de carbone[19]. Ce résultat a depuis été confirmé par les missions Mariner et quantifié précisément par les sondes Viking. L?atmosphère martienne est composée à 95 % de dioxyde de carbone, 2,7 % d?azote et 1,6 % d?argon. On trouve également des traces d?oxygène (0,13 %) et de vapeur d'eau (0,03 %). L'ozone n'est présent qu'à l'état de traces et ne permet pas de protéger la surface de Mars du rayonnement ultraviolet.
Début 2004, le spectromètre infrarouge PFS de la sonde européenne Mars Express a détecté de faibles concentrations de méthane (10 parties par milliard) et de formaldéhyde (130 parties par milliard) dans l?atmosphère martienne[20]. Le méthane étant détruit par le rayonnement ultraviolet au bout de 340 ans seulement, sa présence implique l'existence d'une source interne. Une activité géothermique profonde, un pergélisol bombardé par les particules à haute énergie du rayonnement cosmique et une forme de vie microbienne méthanogénique[21] sont autant de sources plausibles[22]. En outre, si l'on considère que le formaldéhyde, dont la durée de vie n'est que de 7 heures, est produit par oxydation du méthane, ces sources doivent être plus abondantes encore. Ainsi, selon cette hypothèse, la production annuelle de méthane est estimée à 2,5 millions de tonnes.
On observe également de fines poussières qui donnent au ciel sa couleur orange ocre[23] ainsi que des nuages d'eau et de dioxyde de carbone dont l'aspect est très proche de celui des cirrus.
L?atmosphère de Mars est très ténue, la pression atmosphérique au sol n'est que de 6,36 millibars en moyenne, et s'érode au fil du temps. Plusieurs hypothèses mettent en avant de possibles pertes[24] :
- Les collisions avec les astéroïdes étant fréquentes au début de l?histoire de la planète rouge, elles peuvent être un début d?explication.
- La réaction du dioxyde de carbone avec l?eau pour précipiter sous forme de carbonates pourrait être une piste intéressante qui confirmerait par la même la présence passée d'eau liquide à la surface de Mars. Malheureusement, aucun carbonate n'a encore été trouvé dans le sol martien.
- La gravité martienne est suffisante pour retenir le dioxyde de carbone et l?eau dans l?atmosphère. Mais sous l?action du vent solaire, les molécules qui ne sont pas protégées par un champ magnétique peuvent récupérer assez d?énergie pour atteindre la vitesse de libération.
Pour un certain nombre de scientifiques, la disparition de l?atmosphère martienne et la disparition de l'eau sont étroitement liées. Pour exister sous forme liquide à la surface, l?eau aurait besoin d?une pression plus importante, c'est à dire, d'une atmosphère plus dense. Lorsque la température augmente, la glace d'eau contenue dans le sol martien se sublime. La vapeur d'eau ainsi injectée dans l'atmosphère peut alors s'échapper dans l'espace sous l'action du vent solaire.
[] Climat
Bien que l?atmosphère soit essentiellement composée de dioxyde de carbone, sa faible densité fait que l?effet de serre induit n'est que de 3 Kelvin (contre 33 K pour la Terre). En outre, la distance avec le Soleil étant 1,5 fois plus importante, Mars reçoit 57 % d'énergie solaire en moins que la Terre. Il fait donc beaucoup plus froid sur Mars que sur Terre : la température moyenne est estimée à -63 °C sur Mars contre 15 °C sur la Terre. Toutefois, si la température au sol peut descendre à -143 °C en hiver aux pôles elle peut atteindre 27 °C en plein été aux basses latitudes. A noter également que la faible inertie de stockage de la chaleur, notamment due à l?absence d?océan et à une atmosphère ténue, induisent de fortes variations thermiques entre le jour et la nuit : de -89 °C à -24 °C sur le site de Viking 1 (Chryse Planitia)[25].
L?inclinaison de l'axe de Mars est de 25,19°, soit très proche des 23,45° de celle de la Terre. Mars connaît donc des saisons opposées dans les hémisphères nord et sud. Avec une excentricité orbitale de 0,0934 (0,0167 pour la Terre), l'orbite de Mars est fortement elliptique et sa distance au Soleil varie entre un maximum, l'aphélie, de 249,228 millions de kilomètres et un minimum, le périhélie, de 206,644 millions de kilomètres. En outre, le périhélie coïncide avec le solstice d'hiver boréal et l'aphélie, avec le solstice d'été boréal. Ceci a pour effet de provoquer des différences dans la durée et l'intensité des saisons observées aux deux hémisphères. Au périphélie par exemple, le pôle sud est orienté vers le soleil et reçoit 40% d'énergie en plus que le pôle nord à l'aphélie.
| Saison | Jours martiens (sur Mars) |
Jours terrestres (sur Terre) |
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|---|---|---|---|
| Hémisphère nord | Hémiphère sud | ||
| Printemps | Automne | 193,30 | 92,764 |
| Été | Hiver | 178,64 | 93,647 |
| Automne | Printemps | 142,70 | 89,836 |
| Hiver | Été | 153,95 | 88,997 |
Les hivers sont donc doux et courts dans l?hémisphère nord et longs et froids dans l?hémisphère sud. De même, les étés sont longs et frais au nord et courts et chauds au sud. Les écarts de températures sont ainsi plus élevés au sud qu?au nord.
Vers la fin du printemps austral, quand Mars est au plus près du Soleil, des tempêtes locales et parfois régionales apparaissent. Exceptionnellement, ces tempêtes peuvent devenir planétaires et durer plusieurs mois comme ce fut le cas en 1971 et, dans une moindre mesure, en 2001. De minuscules grains de poussière sont alors soulevés, rendant la surface de Mars quasiment invisible. Ces tempêtes de poussière naissent en général au dessus du Bassin d'Hellas. Les importantes différences thermiques observées entre le pôle et les régions avoisinantes provoquent des vents violents à l'origine du soulèvement de fines paricules dans l'atmosphère. Lors de tempêtes globales, ce phénomène provoque d'importantes modifications climatiques : les poussières en suspension absorbent le rayonnement solaire, réchauffant ainsi l'atmosphère et réduisant dans le même temps l'insolation au sol[26]. Ainsi, lors de la tempête de 2001, la température atmosphérique s'est élevée de 30 °C alors que la température au sol s'est abaissée de 10 °C[27].
Il est à noter qu?il n?existe qu?une seule cellule de Hadley sur Mars mais beaucoup plus marquée en altitude et en amplitude, joignant les deux hémisphères et qui s?inverse deux fois par an.
Enfin, l'obliquité de la planète, qui n'est pas stabilisée par la présence d'un satellite massif comme c'est le cas pour la Terre, suit un régime chaotique selon une cyclicité d?environ 120 000 ans. Elle oscille entre 0° et 60° et connaît des phases relativement stabilisées entrecoupées de changements brusques, ce qui bouleverse complètement le climat martien[28].
Article détaillé : Théorie astronomique des paléoclimats#Mars.[] Calottes polaires
Les calottes polaires de Mars furent observées pour la première fois au milieu du XVIIe siècle par Jean-Dominique Cassini et Christiaan Huygens. Leurs tailles varient considérablement au cours des saisons par échange de dioxyde de carbone et d'eau avec l'atmosphère. On distingue ainsi dans les deux hémisphères une calotte polaire résiduelle qui se maintient tout l'été et une calotte polaire saisonnière qui vient la recouvrir à partir de l'automne.
L'hiver austral étant plus long et plus froid que l'hiver boréal, la calotte saisonnière sud est plus vaste que la calotte saisonnière nord. Pendant l'hiver austral, le dioxyde de carbone contenu dans l'atmosphère se condense en glace carbonique au dessus de la 55ème latitude sud alors que durant l'hiver boréal, il ne se condense plus en dessous de la 65ème latitude nord. L'épaisseur de cette couverture de glace sèche est estimée à 1 mètre.
Avec ses 300 kilomètres de diamètre, la calotte résiduelle sud est à l'inverse trois fois plus petite que la calotte résiduelle nord (1 000 kilomètres de diamètre). Leurs surfaces sont déchirées par des vallées, appelées Chasma, qui forment des spirales dont le sens de rotation est conditionné par la force de Coriolis. Ainsi, les vallées s'enroulent autour du pôle sud dans le sens des aiguilles d'une montre alors qu'elles s'enroulent autour du pôle nord dans le sens inverse. Leurs compositions sont très proches : le système d'imagerie par émission thermique THEMIS embarqué à bord de la sonde 2001 Mars Odyssey a montré que la calotte résiduelle sud, comme son homologue du nord, est essentiellement composée de glace d'eau organisée en strates plus ou moins claires selon leurs teneurs en sables et en poussières[29]. Mais si la calotte résiduelle nord ne contient pas de glace carbonique, celle du sud est presque totalement recouverte par une couche de glace sèche d'une dizaine de mètre d'épaisseur dont la surface alvéolée rappelle celle du gruyère. Les observations faites par Mars Global Surveyor ont montré que le diamètre moyen des alvéoles augmentait au fil des saisons, suggérant un réchauffement climatique dans l?hémisphère sud[30]. L'épaisseur des calottes polaires résiduelles peut dépasser 3 kilomètres à certains endroits.
Récemment, le radar MARSIS de la sonde Mars Express a mis en évidence de grandes quantités de glace d'eau enfouies dans les terrains qui bordent la calotte résiduelle sud. Ainsi, le volume de glace d'eau contenue dans le pôle sud est estimé à 1,6 millions de kilomètres cubes, soit approximativement le volume de glace d'eau de la calotte résiduelle nord[31].
A noter enfin que les calottes polaires ont un impact important sur la compositions atmosphérique de la planète. Le cycle des condensations/sublimations du dioxyde de carbone fait varier la pression atmosphérique de plus de 30 %. C'est lors de l'hivers austral que la pression est la plus faible avec un minimum mesuré à 4,0 millibars. Le maximum est atteint lors du printemps austral. La pression est alors de 8,7 millibars. De même, pendant l'été boréal, la glace d'eau qui compose la calotte polaire résiduelle nord se sublime, injectant de grandes quantités d'eau dans l'atmosphère. Si toute la vapeur d'eau contenue dans l'atmosphère venait à précipiter, elle formerait une couche de moins de 10 microns d'épaisseur durant l'hiver et de plus de 40 microns en plein été[32].
[] Hydrosphère
Plusieurs indices, comme des dépôts sédimentaires, des traces de rivages et des cours d?eau asséchés, indiquent qu?il y aurait eu sur Mars une grande quantité d?eau et une activité hydrologique intense.
La sonde Mariner 9 a découvert en 1972 des lits de rivières asséchés dans l?hémisphère Sud, âgés d?environ 3,8 milliards d?années. On ne trouve aucune trace plus récente de ce type de réseaux hydrographiques. Contrairement à la Terre, cette eau ne serait pas pour la majorité issue de pluie mais de sources souterraines, chauffées par le magma d?un volcan ou à la suite d?un impact de météorite. Néanmoins, il est possible qu?une période de pluie ait existé à une époque encore plus ancienne.
Des lacs ont pu localement exister dans des cratères.
L?hypothèse d?un océan recouvrant l?hémisphère Nord (zone à l?altitude la plus basse) et d?une hauteur de 500 mètres est de même débattue. Certains indices vont dans ce sens mais certaines preuves essentielles sont encore manquantes (présence de carbonates issus de la réaction entre le CO2 et l?eau).
Aujourd?hui, la plupart des scientifiques pensent qu?il n?y a plus de traces d?eau liquide à proprement parler : compte tenu de la pression et de la température à la surface de Mars, l'eau passe directement de l?état solide à l?état gazeux par sublimation.
Cependant, Michael Malin et Kenneth Edgett (et co-auteurs), chercheurs de la Nasa, ont annoncé en décembre 2006 avoir désormais la preuve d?écoulements granulaires épisodiques actifs. L?analyse d?image haute résolution MOC prises par la sonde Mars Global Surveyor a révélé la présence de nouvelles ravines (gullies) dont la mise en place pourrait être liée à des écoulements de boue [33]. Toutefois des analyses ultérieurs ont montré que les observations sont mieux expliquées par des écoulements secs que par des écoulements liquides[34].
Si l'eau a abondamment coulé sur Mars en des temps anciens, on ignore ce qu?elle est devenue. Une majeure partie pourrait s?être échappée vers l?espace (voir Perte de l?atmosphère). Toutefois, il pourrait exister aujourd'hui sur cette planète du pergélisol, voire du mollisol[35]. Il est donc possible d'y trouver encore des traces de vie. Plusieurs sondes spatiales ont été envoyées sur cette planète dans ce but, notamment les sondes Vikings, Mars Express et son module Beagle 2 ainsi que les robots Mars Exploration Rover 1 et 2. L?hypothèse martienne de l?origine de la bactérie polyextrémophile Deinococcus radiodurans est également envisagée[36].
[] Astronomie
Article détaillé : Astronomie sur Mars.[] Terre-Mars
Mars est la planète extérieure la plus proche de la Terre. Le moment où la distance est la plus faible peut être avant ou après que Mars soit en opposition. Par exemple, le 27 août 2003 à 09 heures, 51 minutes et 14 secondes UT, la distance Terre-Mars est minimale alors que l?opposition a lieu le 28 août 2003 à 17 heures, 58 minutes et 49 secondes UT (données IMCCE [37]).
Depuis la Terre, le diamètre apparent de Mars à l?opposition est au maximum de 26 secondes d?arc, soit environ 70 fois plus petit que celui de la pleine Lune.
Le 27 août 2003, à 9 heures et 51 minutes UTC, est atteinte la plus grande proximité depuis près de 60 000 ans entre Mars et la Terre, soit environ 55 758 000 kilomètres et son diamètre apparent de 25.13" [37]. Cet événement a engendré un canular informatique selon lequel Mars semblerait aussi grosse que la Lune[38]. La dernière occasion d?un si grand rapprochement entre les deux voisines est estimée à 57 617 av. J.-C. Des analyses détaillées du portrait gravitationnel du système solaire permettent de prévoir un rapprochement encore plus étroit pour 2287.
Depuis Mars, la Terre est une planète intérieure, elle est donc visible le matin et le soir. De la même façon que Vénus est visible le matin et le soir depuis la Terre.
[] Satellites
[] Satellites naturels
Articles détaillés : Satellites naturels de Mars et Astronomie sur Mars#Phobos et Déimos.
Les deux satellites naturels de Mars, Phobos et Déimos, orbitent près de la planète, à quelques milliers de kilomètres de celle-ci et sont peut être des astéroïdes capturés, ou bien issues d'un ancien satellite s'étant brisé [39]. Ils sont liés à Mars par les forces de marées et montrent toujours la même face dans sa direction.
Comme Phobos orbite autour de Mars plus rapidement que la planète ne tourne sur elle-même, les forces de marées font décroître son rayon orbital de manière lente mais constante au rythme de neuf centimètres par an. Phobos finira donc par s'approcher trop près de la planète et franchira la limite de Roche, d'ici 40 à 50 millions d'années. Les forces de marée seront alors trop fortes et briseront le satellite. Les blocs de roche formés formeront peut être un anneau autour de Mars [40]. Déimos, en revanche, est assez éloigné pour que son orbite tende plutôt à s'éloigner, cela de manière infiniment lente.
| Nom | Diamètre (km) |
Masse (1016 kg) |
Rayon orbital moyen (km) |
Période orbitale (d) |
Magnitude moyenne | Magnitude apparente maximale depuis Mars |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Phobos | 22,1 (26,8 × 21,0 × 18,4) | 1,070 | 9 380 | 0,319 | 11,6 | -3,9 |
| Déimos | 12,4 (15,0 × 12 × 10,4) | 0,224 | 23 460 | 1,262 | 12,8 | -0,1 |
Les deux satellites ont été découverts lors de l?opposition d?août 1877 par Asaph Hall à l'aide d'un télescope de 26 pouces depuis l'observatoire naval des États-Unis de Washington[41],[42]. Ils ont été originellement nommés Phobus et Deimus d'après une suggestion d'Henry Madan professeur au collège d'Eton d'après la ligne 119 du chant XV de l'Iliade[43] :
| « ?? ????, ??? ?' ?????? ?????? ?????? ?? ????? ?? ?????????, ????? ?' ????' ??????? ???????????. » |
| « He spoke, and summoned Fear and Flight to yoke His steed, and put his glorious armor on. » |
| « Il parla ainsi, et il ordonna à la Crainte et à la Fuite d'atteler ses chevaux, et il se couvrit de son armure splendide.[44] » |
Dans la mythologie grecque, Phobos et Déimos sont les fils du dieu Arès, en grec ancien ????? / Phóbos signifie « peur » et ?????? / De?mos « terreur ». Cette dénomination est un jeu de mot sur la polysémie du mot satellite qui peut désigner à la fois un astre (les satellites de la planète) ou bien une personne, un garde du corps (les satellites du dieu)[45].
[] Satellites artificiels
Les différentes missions martiennes ont mis en place des satellites artificiels. Ils servent de relais pour les télécommunications et cartographient le sol martien.
Cinq satellites artificiels orbitent actuellement autour de Mars dont trois en fonctionnement, c'est plus que toute autre planète (sauf la Terre).
| Mission | Lancement | Mise en orbite | Fin |
|---|---|---|---|
| Mariner 9 | 30 mai 1971 | 14 novembre 1971 | 27 octobre 1972, orbite stable durant au moins 50 ans[46] |
| Mars Global Surveyor | 7 novembre 1996 | 11 septembre 1997 | 2 novembre 2006, perte du contact[47] |
| 2001 Mars Odyssey | 7 avril 2001 | 24 octobre 2001 | septembre 2008, date actuelle de l?extension de la mission[48] |
| Mars Express | 2 juin 2003 | 25 décembre 2003 | 2009[49] |
| Mars Reconnaissance Orbiter | 12 août 2005 | 10 mars 2006 | 2010[50] |
[] Satellites troyens
Actuellement, on a découvert quatre troyens autour de Mars. Le premier, découvert en 1990, et le plus connu d'entre eux est (5261) Eurêka situé au point de Lagrange L5. Les trois autres sont 2007 NS2, 1999 UJ7 et 1998 VF31 (désignation provisoire)[51].
Mars possède aussi six astéroïdes étroitement liées, mais ne semblant pas être des troyens : 2001 FR127, 2001 FG24, 2001 DH47, 1999 ND43, 1998 QH56 et 1998 SD4[52].
[] Météore, météorites et astéroïdes
Comme les autres planètes, Mars est touchée par des météores. Certains sont suffisamment grands pour amarsir et devenir des météorites.
2007 WD5 est un astéroïde géocroiseur et aréocroiseur de 50 mètres de long découvert le 20 novembre 2007 par Andrea Boattini, du Catalina Sky Survey. Selon le programme de recherche Near Earth Object Program de la NASA, il aurait une chance sur 10 000 (soit 0,01 %) de s'écraser sur Mars le 30 janvier 2008 [53].
[] Historique des observations de la planète
[] Observations antiques
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| « Hor-Desher » | |||||||||
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| « qui se déplace à reculons » |
Mars faisant partie des cinq planètes visibles à l??il nu (avec Mercure, Vénus, Jupiter, et Saturne), elle est observée depuis que les hommes regardent le ciel nocturne. C'est la planète la plus brillante après Vénus.
La couleur rouge sang caractéristique de Mars lui valut dans l?Antiquité le rapprochement avec le dieu grec de la guerre Arès puis avec son équivalent romain Mars, le rouge évoquant le sang des champs de bataille.
Les Babyloniens la nommaient Nirgal ou Nergal, le dieu de la mort, destruction et du feu. Les Égyptiens la nommaient « Horus rouge » (?r D?r, Hor-desher) et connaissaient son « déplacement à reculons » (actuellement connu sous le nom de mouvement rétrograde)[54].
Dans la mythologie hindoue, Mars est nommé Mangala (????) du nom du dieu de la guerre. Mangala Vallis est nommé en son honneur.
En Hébreu, elle est nommé Ma'adim (?????) : Celui qui rougit. Ma'adim Vallis reprend ce vocable.
En Asie (Chine, Japon, Corée et Viêt Nam) Mars est ??, littéralement l?astre (?) feu (?). En mandarin et cantonais, elle est couramment nommée huoxing (??, hu?x?ng en pinyin) et traditionnellement Yinghuo (??, yínghuò en pinyin, litt. « flamboyant confus »). En japonais