La planète Mars

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La planète Mars

Mars

Mars attire depuis toujours l'attention des astronomes par sa couleur rouge, unique dans le système solaire, et par sa variation d'intensité. De toute les planètes elle est celle qui ressemble le plus à la terre; son diamètre est légèrement inférieur à 6800 kilomètres et la journée matienne rappelle curieusement celle de notre planète (24h 37min 23s).

La planète Mars est la quatrième planète du système solaire et la deuxième plus petite, après Mercure. Mars possède deux satellites naturels : Déimos et Phobos.

La couleur rouge de cet astre 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 Égyptiens la nommaient « Horus rouge (Hor-desher) » et connaissaient son « déplacement à reculons ». Les Babyloniens la nommaient Nirgal/Nergal, l'étoile de la mort. Actuellement Mars est aussi connue sous le nom de planète rouge. En Chine, Japon, Corée et Viêt Nam, Mars est l'étoile de feu 火星 (huǒxīng en pinyin, かせい ou kasei en japonais, 화성 en coréen). Le symbole astronomique de Mars est un cercle avec une flèche pointant vers le nord-est (Unicode 0x2642 ♂). Ce symbole est une représentation stylisée du bouclier et de la lance du dieu Mars, en biologie il est utilisé comme signet pour le sexe mâle. Le préfixe aréo- se rattache à Mars par exemple : aréocroiseurs, aréographie, aréologie, …

Caractéristiques orbitales

rayon moyen 227 936 637 km
1,523 662 31 ua
Circonférence 1,429 Tm
9,553 ua
Excentricité orbitale 0,093 412 33
Période de révolution sidérale 686,9601 j soit
1 a 321 j 17,04 h
Période synodique 779,9643 d
Vitesse orbitale moyenne 24,077 km/s
Inclinaison 1,850 61°
Nombre de satellites naturels 2
Phobos
Déimos

Caractéristiques physiques

Vue d'ensemble de la planète Mars.

Mars a depuis toujours fasciné les hommes, son aspect rougeâtre dû à l'oxyde de fer Fe2O3 contenu dans les minéraux de sa surface, plein de fougue, paraissant intrigant et mystérieux. Elle ne possède que le quart de la surface terrestre, et seulement un dixième de sa masse. Cependant, comme elle n'a pas d'océan, la surface des terres sèches accessibles de Mars est approximativement égale à celle des terres émergées de la Terre.

Comparaison des tailles des planètes telluriques (de gauche à droite): Mercure, Vénus, la Terre et Mars

Mars a deux lunes, Phobos et Déimos, toutes deux petites et de forme irrégulière, lesquelles sont probablement des astéroïdes capturés. Elle a des calottes glaciaires polaires qui contiennent de l'eau gelée et du dioxyde de carbone. La gravité est d'environ un tiers de celle de la Terre (~3 m/s2).

Diamètre équatorial
(rayon) 6 804,9 km
(3 402,45 km)
Diamètre polaire
(rayon) 6 754,8 km
(3 377,4 km)
Périmètre équatorial nc
Surface 1,448×108 km²
Masse 6,4185×1023 kg
Volume 1,638×1011 km³
Masse volumique moyenne 3,934×103 kg/m³
pesanteur à la surface 3,69 m/s²
Période de rotation (jour sidéral) 1,025 957 d
24,622 962 h
Vitesse de rotation (équateur) 868,220 km/h
Inclinaison de l'axe 25,19°
Albédo moyen 0,15
Vitesse de libération 5,027 km/s
Température à la surface Min : 133 K = -140 °C
Moy : 210 K = -63 °C
Max : 293 K = 20°C

Géologie

Vue du site de Mars Pathfinder à Ares Vallis.

Dans le lointain, on distingue nettement deux monts, baptisés Twin Peaks.La surface de Mars est principalement composée de basalte, cette conclusion étant basée sur les météorites martiennes et les observations orbitales. La couleur rouge est due à la présence de poussières d'oxyde de fer aussi fine que du talc. De l'eau liquide a existé sur la surface de Mars, comme les premières images des sondes spatiales permettait de le supposer. Cette découverte clef a été confirmée grâce à la détection d'hématite qui est un minéral qui se forme d'habitude uniquement en présence d'eau, par la sonde Opportunity.

Champ magnétique

Le champ magnétique de Mars est encore assez mal connu. Ce type de champ est supposé prendre naissance au cœur de la planète, par la convection du noyau liquide de fer. Il semblerait que sur Mars ce phénomène se soit arrêté il y a 4 milliards d'années. La sonde européenne Mars Global Surveyor a observé des particularités magnétiques locales en passant au dessus des zones les plus anciennes de la planète. Ces anomalies peuvent être le témoignage d'une ancienne activité du noyau et d'une activité tectonique plus récente.

En constituant une barrière contre les particules très énergétiques émises par le soleil, le champ magnétique d'une planète protége l'atmosphère d'une érosion intense. Lorsque la dynamo qui génère le champ magnétique finit par s'arrêter (comme ce fut le cas au cours de l'histoire géologique martienne), l'atmosphère se retrouve sans défense et subit un véritable décapage. Les particules solaires peuvent briser les molécules en éléments plus petits et légers, qui peuvent plus facilement s'échapper dans l'espace. Le flux solaire peut aussi communiquer aux composants de l'atmosphère une vitesse suffisante pour que ces derniers puissent s'arracher au champ gravitationnel martien et se perdre définitivement dans l'espace (Crédit photo : droits réservés).

Relief

Plusieurs volcans dont Olympus Mons, Arsia Mons, Ascraeus Mons, Pavonis Mons, Elysium Mons, Albor Tholus, Hecates Tholus etc. Le mont Olympe (Olympus Mons), haut de 21 km au-dessus du niveau moyen, est la plus haute montagne connue du système solaire.

Surface de Mars par le robot Spirit Rover (NASA). La coloration rougeâtre a été excessivement forcée pour la presse.

Depuis 1999, il existe un niveau "0" pour les altitudes sur Mars, grâce aux résultats de l'expérience d'altimétrie laser "MOLA" embarquée sur la sonde Mars Global Surveyor (MGS). Une cartographie complète des altitudes sur Mars a ainsi été créée, et le niveau 0 a alors pu être fixé : sa position correspond à l'altitude moyenne du relief martien, située à 3393 km du centre de la planète. Avant MGS, en l'absence d'océan, le niveau 0 pour les altitudes avait été fixé de façon arbitraire : c'était l'altitude ayant une pression atmosphérique moyenne de 615 pascals. Cette pression avait été choisie parce qu'elle correspond à la pression du point triple de l'eau (273,16 K et 615 Pa)... 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 lorsque c'est l'hiver au pôle sud par condensation du CO2 - constituant 95% de l'atmosphère - sous forme de glace sur la calotte polaire sud), ce système s'est vite révélé impraticable pour déterminer les altitudes réelles.

Grâce aux missions d'exploration, la cartographie de Mars est désormais assez bien connue. Elle est caractérisée par des reliefs imposants qui témoignent d'une activité volcanique et de la présence ancienne d'eau.

Cratère Endurance sur Mars.

Il y a un fort contraste entre l'hémisphère nord, dont la plus grande partie est en dessous du niveau moyen du sol, à part un vaste plateau très élevé nommé Tharsis, et l'hémisphère sud, dont au contraire le niveau est plus élevé que la moyenne. Autrement dit, si on terraformait Mars en y recréant des océans, il se formerait un vaste océan dans l'hémisphère nord, dont émergerait le plateau de Tharsis, tandis que l'hémisphère sud serait une vaste zone continentale.

On a aussi observé de larges et profonds canyons (spécialement Valles Marineris). En 2005, la sonde spatiale Mars Global Surveyor a observé des modifications à la surface de Mars, qui n'étaient pas présentes en 2002, comme l'apparition de rigoles et des traces de roulement de rochers le long d'une colline. Ces changements pourraient être dus à des tremblements de Mars. De plus, la modification de dépôts de dioxyde de carbone gelé près du pôle sud est le signe d'un changement de température, dans un laps de temps assez court. Mars pourrait finalement être bien plus active géologiquement et peut-être climatiquement que l'on ne le pensait jusque là. Tous les noms de relief proviennent du latin, en référence à la carte de l'astronome italien Schiaparelli.

Calottes polaires

Mars le 26 juin 2001 (Hubble)

Les calottes polaires de Mars sont de compositions différentes en fonction des hémisphères. Au sud, la glace est une glace de CO2 et d'un peu d'eau, au nord, une glace d'eau. Sous ces couches de glace, on trouve des couches sédimentaires composées de glace et de poussière. Épaisses de plusieurs kilomètres, elles sont l'accumulation année après année d'un mélange de glace et de poussière transportée par l'atmosphère. On estime qu'une épaisseur de quelques microns s'est déposée chaque année. Au pôle nord, sous ces fines strates, on observe une dernière épaisseur faite d'un mélange de sable et de glace, probablement à l'origine, par l'érosion due au vent, des champs de dunes observés autour du pôle. Durant l'hiver, l'atmosphère de CO2 se solidifie et recouvre la majeure partie des régions polaires d'une couche de glace de CO2 d'une dizaine de centimètres.La calotte du pôle nord a un rayon de 1100km, celle du pôle sud de 420km.

Atmosphère

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Dans sa jeunesse, Mars devait posséder une atmosphère très épaisse. Aujourd'hui, la couche d'air qui entoure la planète est extrêmement ténue, et de nombreux phénomènes sont cités pour expliquer la déperdition atmosphérique. L'impactisme est l'un d'eux. En frappant la planète Mars, des astéroïdes ou comètes de tailles respectables ont pu littéralement "souffler" l'atmosphère martienne. Seuls des corps énormes, qui n'étaient présents qu'au début de la formation du système solaire, peuvent parvenir à un résultat aussi spectaculaire et terrifiant (Crédit photo : dessin original de Ron Davis).

La planète Mars observée aux rayons X par le satellite européen XMM. La principale source d'émission de rayons X sur Mars est due aux atomes d'oxygène de la haute atmosphère martienne. Frappés par les radiations du soleil, ceux-ci sont excités, puis retournent à leur état initial en émettant des rayons X (Crédit photo : ESA).

Caractéristiques

Un coucher de soleil vu de Mars par le robot Spirit.

L’atmosphère de Mars est très mince : la pression d'air en surface est de seulement 7,5 millibars comparativement à une moyenne de 1013 millibars sur la Terre. Cette atmosphère est composée de 95% de dioxyde de carbone, 2,7% d’azote, 1,6% d’argon et rien de plus qu'une trace de vapeur d'eau (entre 0,001% et 1%) et d’oxygène(0,13%). Récemment, la sonde européenne Mars Express a détecté du méthane dans l'atmosphère martienne [1]. Ce gaz, se trouvant en forte concentration au dessus de certaines zones qui sont déjà connues pour receler plus de vapeur d'eau qu'à l'ordinaire ouvre la question de la présence de vie sur Mars.

La condensation alternée de CO2 fait varier jusqu'à 30% la pression. On peut trouver quelques nuages d'eau et de CO2, ainsi que des poussières en suspension. La faible épaisseur optique dans le visible laisse largement les rayons solaires atteindre le sol. L'atmosphère contient très peu d'ozone. On ne trouve donc pas de stratosphère. Le profil de température en fonction de l'altitude est alors décroissant (et très irrégulier) jusque vers 100km, où commence la thermosphère directement chauffée par le soleil. Bien que l'atmosphère soit majoritairement composée de CO2, l'effet de serre induit est faible en raison de la faible densité atmosphérique : 3K contre 33K pour la Terre. De plus, le faible stockage de la chaleur et l'absence d'océan induisent de fortes variations entre le jour et la nuit.

Pression atmosphérique 0,7-0,9 kPa
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 traces
Krypton traces
Xénon traces
Ozone traces
Méthane traces

Carte du rapport de mélange de H202 dans l'atmosphère de Mars. Le point blanc indique le point sub-solaire. LESIA. Observatoire de Paris. CNRS.

Perte de l'atmosphère

La faible gravité de Mars est souvent invoquée pour expliquer la perte de l'atmosphère martienne. N'ayant pas la capacité de retenir les gaz légers tels que le dioxyde de carbone (CO2), cette dernière a laissé fuir sa précieuse atmosphère dans l'espace. Pourtant, la gravité n'est peut-être pas l'élément clé permettant d'expliquer la disparition de l'atmosphère martienne. Le plus gros satellite de Saturne, Titan, possède effectivement une atmosphère dont la densité est tout à fait similaire à celle de la Terre. Or cette lune ne mesure que 5150 kilomètres de diamètre, contre 6794 kilomètres pour Mars. Comment un astre aussi petit a-t-il pu conserver une atmosphère digne de ce nom, alors que la planète Mars, légèrement plus volumineuse, l'a presque entièrement perdu ? L'une des explications serait de considérer que Mars, étant plus proche du soleil, a subi avec plus de violence les effets abrasifs du vent solaire. Il est également possible que Titan, à l'inverse de Mars, puisse facilement régénérer son atmosphère. Le satellite de Saturne est effectivement très riche en composés volatils (il est effectivement très léger), alors que Mars est un corps essentiellement rocheux et assez dense (crédit photo : NASA/JPL).

Pour un certain nombre de scientifiques, la disparition de l'atmosphère martienne et la disparition d'eau liquide sont liées. Plusieurs hypothèses peuvent expliquer ces pertes :

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 CO2 avec l'eau pour former des carbonates (hypothèse), non recyclés contrairement à la Terre où la tectonique joue ce rôle.

La gravité martienne est suffisante pour retenir le CO2 et l'eau dans l'atmosphère. Mais sous l'action du vent solaire, les molécules qui ne sont pas protégées par la présence d'un champ magnétique (contrairement à la Terre) peuvent récupérer assez d'énergie pour atteindre la vitesse de libération.

Climat

L'excentricité orbitale est sensiblement supérieure à celle de la Terre ce qui a pour effet d'imposer des climats différents aux deux hémisphères. L'été austral est par exemple plus court et plus marqué que le boréal.

Au printemps austral, quand Mars est au plus près du soleil, des tempêtes locales et parfois régionales apparaissent. Certaines années ces tempêtes sont planétaires et durent plusieurs mois. La surface est alors quasiment invisible. Le temps de déclenchement de ces tempêtes est de l'ordre de quelques jours.

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. La complexité des réflexions de la lumière solaire et la diffusion de la chaleur ainsi que sa répartition font que les pôles peuvent être plus chauds que les zones équatoriales. La variation de l'inclinaison de la planète, l’obliquité, tous les 100 000 ans, bouleverse complètement le climat martien. La température maximale ne permet pas la présence d'eau liquide en surface.

Saisons

L'inclinaison de l'axe de Mars est de 25,2°, proche des 23,45° de celui de la Terre, et Mars connait donc des saisons, opposées dans les hémisphères nord et sud. En revanche, l’excentricité orbitale de Mars est nettement plus grande que celle de la Terre (0,093 contre 0,016) ; en conséquence, les saisons ont des durées plus inégales.

Les hivers sont donc chauds et courts dans l'hémisphère nord et longs et froids dans l'hémisphère sud. De même, les été 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.

Présence d'eau liquide

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Cette carte a été obtenue par la sonde Mars Odyssey, elle montre l'abondance d'hydrogène dans le sol et donc d'eau (en bleu). (NASA/JPL)

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 a 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 500m 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).

Vous voyez ? Regardez bien... rien ne vous choque sur cette photo prise par la sonde MGS ? Mais bien sur ! C'est une photographie d'un ancien réseau fluvial martien : sources, système d'affluents, méandres .... Tout y est !

Aujourd'hui, la plupart des scientifiques pensent qu'il n'y a de traces d'eau "liquide", à proprement parler. La glace y passe généralement de l'état solide a l'état gazeux . On ignore néanmoins ce qu'est devenue la majeure partie de cette eau. Il pourrait y en avoir enfouie dans le sol ou sous la glace, et peut-être qu'une partie s'est évaporée dans l'espace, l'atmosphère étant ténue et la gravité inférieure à celle de la Terre.

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 sonde Mars Global Surveyor a révélé la présence de nouvelles ravines (gullies) dont la mise en place pourrait pourrait être liée à des écoulements de boue. [2] [3]

Les ressemblances avec les systèmes fluviaux terriens sont importants, c'est pourquoi, l'eau semble être le liquide le plus plausible.

Il y a par contre, aujourd'hui encore sur cette planète du pergélisol, voire du mollisol [4]. Il est donc possible qu'il y existe encore des traces de vie. Plusieurs sondes spatiales ont été envoyées sur cette planète dans ce but, notamment les sondes Vikings, Mars Express et le module Beagle 2, et les robots Mars Exploration Rover 1 et 2. L’hypothèse martienne de l'origine de la bactérie polyextrémophile Deinococcus radiodurans est également envisagée. La sonde Mars Global Surveyor aurait trouvé, par ailleurs, des formes sur Mars faisant penser à de la végétation. Les avis sont partagés sur ce point, mais les images sont facilement consultables sur de nombreux sites.

Ces belles ravines ont-elles été formées par de l'eau ou du CO2 ? (NASA/JPL)

Les satellites naturels de la planète

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 certainement des astéroïdes capturés. Elles sont liées à Mars par les forces de marées, montrant toujours la même face dans sa direction. Comme Phobos orbite autour de Mars plus rapidement que ne tourne la planète elle-même, les forces de marées font décroitre son rayon orbital de manière lente, mais constante, au rythme de 9 cm par an. Dans 50 millions d'années, Phobos s'écrasera sur la surface martienne. Déimos, en revanche, est assez éloigné pour que son orbite tende plutôt à s'éloigner, cela de manière infiniment lente.

Déimos

Les deux satellites ont été découverts en 1877 par Asaph Hall, et semblent à première vue avoir été nommés d'après les personnages de Phobos et de Déimos de la mythologie grecque, les fils du dieu Arès de la Grèce antique. Mais en fait, cette dénomination est un érudit clin d'œil aux habitués des lettres classiques, et une allusion à un vers grec, « Le Dieu de la guerre arrive, flanqué de ses deux satellites (= hommes de main) peur et terreur » : si les fils d'Arès étaient ainsi nommés, c'est tout simplement parce que phobos signifie en grec « peur », et deimos « terreur ».