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Mars

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En s'éloignant du Soleil, Mars est la quatrième planète du système solaire. Presque deux fois plus petite que la Terre, la planète rouge est un corps solide différencié qui posséderait une croûte de 50 kilomètres d'épaisseur moyenne, une lithosphère assez épaisse - de 150 à 200 kilomètres - et un noyau de 1700 kilomètres de rayon. Aucun champ magnétique n'a été décelé par les magnétomètres placés à bord des sondes orbitales ; le noyau contiendrait peu de nickel et de fer, ou serait animé de mouvements trop lents pour pouvoir engendrer un effet dynamo.

A l'instar de la Terre et de Vénus, Mars possède une atmosphère, très ténue cependant, composée essentiellement de dioxyde de carbone CO2 (95,32 %) et de très peu de vapeur d'eau (0,03 %).

Mars est situé à une distance moyenne de 1,524 unité astronomique du Soleil ; de ce fait, sa période de révolution autour de celui-ci est presque le double de celle de la Terre (une année martienne = 687 jours terrestres). En revanche, la période de rotation sidérale de Mars (24 h 37 min 23 s) est très proche de celle de notre planète. L'orbite de Mars est fortement elliptique, et sa forte excentricité (0,093 contre 0,017 pour la Terre) entraîne d'importantes différences dans la durée des saisons (le printemps et l'été sont beaucoup plus longs dans l'hémisphère Nord que dans l'hémisphère Sud). Mais les différences saisonnières de température, provoquées par l'inclinaison de 24° de l'axe de rotation de la planète sur le plan de son orbite, varient inversement. En raison de l'éloignement de la planète par rapport au Soleil, les températures de surface sont beaucoup plus basses que sur la Terre, et varient en moyenne entre -133 °C et +17 °C. Pendant l'été dans l'hémisphère Sud, Mars est plus proche du Soleil de 20 % environ que pendant la même saison dans l'hémisphère Nord. Il s'ensuit une augmentation de l'insolation d'environ 45 % qui produit une élévation sensible (30 °C) des températures en été dans l'hémisphère Sud par rapport à celles de l'hémisphère Nord à la même saison. Ces variations des températures saisonnières ont d'importantes conséquences sur les échanges entre l'atmosphère et la surface martiennes, en particulier au niveau des pôles. Les mouvements lents de précession de l'axe de rotation de la planète et de l'axe de son orbite, ainsi que les variations de l'excentricité et de l'inclinaison du plan de l'orbite et les oscillations de l'axe de rotation, entraînent à long terme des modifications dans les régimes climatiques des deux hémisphères. Ainsi, les mouvements de précession provoquent tous les 25.000 ans un changement d'orientation des pôles par rapport au Soleil et, par conséquent, une inversion des régimes climatiques entre les deux hémisphères.

Mars possède deux satellites naturels : Phobos (du grec terreur) et Deimos (panique). Ces deux corps, très petits, très sombres et très proches de la planète, sont donc très difficiles à observer depuis la Terre (ils n'ont été découverts qu'en 1877, par Asaph Hall). Ils tournent autour de Mars dans le sens direct, sur des orbites circulaires situées dans le plan équatorial de la planète, et sont en rotation synchrone avec celle-ci, c'est-à-dire que leurs périodes de rotation sur eux-mêmes sont égales à leurs périodes de révolution autour de la planète ; de ce fait, ils présentent toujours la même face vers Mars, et leur grand axe pointe vers celui-ci. Ces deux corps de forme irrégulière ont, en première approximation, la forme.

Les deux différences principales entre l'atmosphère de Mars et celle de la Terre sont la très faible masse de l'atmosphère martienne, essentiellement constituée de dioxyde de carbone CO2 (la pression au sol est de 6 hectopascals environ, pour une valeur terrestre de 1,013 hectopascals) et sa température moyenne, nettement plus froide (-50 °C), due au fait que Mars est plus éloigné du Soleil que la Terre. La pression est trop faible pour que l'eau puisse exister à l'état liquide et, le climat étant dans l'ensemble froid, la plus grande partie de la vapeur d'eau se trouve sous forme de glace dans l'atmosphère (cirrus, brumes givrantes) ou le sol (calottes polaires). Durant l'année martienne, environ 20 % du dioxyde de carbone atmosphérique se condense alternativement sur chacun des pôles, entraînant une variation annuelle sensible de la pression.

La faible masse atmosphérique se traduit par des fluctuations diurnes de température très élevées (supérieures à 50 °C). Comme la Terre, Mars possède une atmosphère transparente à la plus grande partie du rayonnement solaire ; elle est donc essentiellement chauffée par sa base. L'inclinaison de l'axe de rotation de Mars par rapport au plan de son orbite ainsi que la durée du jour martien étant très proches des valeurs terrestres, il en résulte le même type de système global de circulation atmosphérique, avec des vents alizés dans la zone intertropicale et un système de hautes et basses pressions aux latitudes moyennes. L'absence d'océans - ceux-ci jouant sur la Terre le rôle de régulateur thermique - se traduit par un plus fort contraste saisonnier de température, donc de vents. De violentes tempêtes prennent naissance au printemps en bordure de la calotte polaire sud, soulevant dans l'atmosphère de grandes quantités de poussières qui peuvent s'étendre, dans un stade ultime, à la totalité de la planète. Une partie de ces poussières est précipitée dans les calottes polaires durant les périodes de condensation du dioxyde de carbone et de la vapeur d'eau. La dynamique de l'atmosphère martienne est donc dominée par une forte interaction sol-atmosphère à travers les cycles du dioxyde de carbone, de l'eau et de la poussière.

Morphologie et topographie

La surface de Mars est caractérisée, d'une part, par une assez grande diversité de formes de relief (cratères de météorites, volcans géants, canyons profonds, immenses réseaux de vallées fluviatiles, champs de dunes, importants systèmes de failles, calottes glaciaires aux pôles), d'autre part, par une dissymétrie morphologique et topographique majeure entre les hémisphères Nord et Sud.

La dissymétrie hémisphérique se manifeste de part et d'autre d'un grand cercle incliné de 35° sur l'équateur. Du point de vue morphologique, cette dissymétrie est marquée par la présence de nombreux cratères de météorites qui font ressembler l'hémisphère Sud de la planète aux « terres » lunaires, et par celle de plaines peu cratérisées au nord. Du point de vue topographique, cette dissymétrie se manifeste par une différence d'altitude pouvant atteindre de 2 à 3 kilomètres, les plaines de l'hémisphère Nord étant sensiblement plus basses que les terrains très cratérisés de l'hémisphère Sud. L'origine de cette dissymétrie est encore inexpliquée ; elle pourrait correspondre à une limite structurale ou à une limite d'érosion.

Il existe par ailleurs d'importantes différences d'altitude, pouvant atteindre 30 kilomètres. Les altitudes sont définies par rapport à un niveau de référence (niveau 0) qui, en l'absence de mers comme sur la Terre, correspond à une pression atmosphérique de 6,1 hPa au sol, déterminée à l'équateur à partir de mesures dans l'infrarouge réalisées en orbite par la sonde Mariner-9. Ces mesures altimétriques sont complétées par des observations radars depuis la Terre. La région la plus élevée est celle du dôme de Tharsis, sur lequel sont situés trois volcans géants culminant en moyenne à 26 kilomètres d'altitude. Cette région correspond à un bombement de 6 kilomètres de hauteur environ, et de l'ordre de 5000 kilomètres de diamètre. Comparée à ce que nous connaissons sur la Terre, cette région de la planète Mars a la taille d'un continent. Une autre région, Elysium Planitia, domine de 4 à 5 kilomètres les plaines environnantes. Il s'agit là aussi d'un large dôme de 1500 kilomètres de diamètre supportant également des volcans, moins importants cependant que ceux de la région de Tharsis. Au sud de l'équateur martien, le système de canyons de Valles Marineris est constitué par des vallées profondément encaissées (6 km de profondeur moyenne) qui s'étendent d'est en ouest sur plus de 5 000 kilomètres de longueur.

Le volcanisme martien

En dehors des grands épanchements volcaniques qui recouvrent la plus grande partie des plaines de l'hémisphère Nord, les deux principales concentrations volcaniques de la planète se situent dans la région du dôme de Tharsis et dans celle d'Elysium Planitia.

Le dôme de Tharsis supporte les édifices volcaniques parmi les plus importants de Mars, la chaîne des Tharsis Montes et le volcan géant Olympus Mons. Cette région est caractérisée par une assez forte corrélation entre la topographie et la gravité. Il y aurait donc une bonne compensation isostatique des reliefs volcaniques sous le dôme de Tharsis, où la croûte pourrait atteindre 130 kilomètres d'épaisseur. Les édifices des Tharsis Montes atteignent à leurs bases des diamètres de 350 à 400 kilomètres ; le volcan Olympus Mons, situé à 1600 kilomètres au nord-ouest du dôme de Tharsis, a un diamètre de 550 kilomètres. Leur altitude moyenne varie entre 24 et 27 kilomètres et leurs sommets sont occupés par des caldeiras de grande taille qui peuvent atteindre de 110 à 220 kilomètres de diamètre et de 3 à 4 kilomètres de profondeur. Ces volcans présentent la morphologie caractéristique des volcans "boucliers", c'est-à-dire de grands cônes à pentes douces, semblables aux volcans hawaiiens sur la Terre. Ils sont aussi caractérisés par la relative "jeunesse" (quelques centaines de millions d'années) de leurs surfaces.

Olympus Mons vu par Mars Global Surveyor

En dehors des volcans géants de la région de Tharsis et d'Elysium, il existe dans ces deux régions des volcans de taille beaucoup plus réduite (de 60 à 180 km de diamètre). Ils ont également des formes de boucliers, mais avec des pentes beaucoup plus prononcées que celles des volcans géants. Leurs flancs sont souvent ravinés par des chenaux de quelques centaines de mètres de largeur dont l'origine a été attribuée à des processus de nuées ardentes ou d'éruptions phréatiques provoquées par l'interaction entre le magma et l'eau ou la glace présente dans la croûte martienne. Il existe aussi des formes beaucoup plus anciennes ou beaucoup plus petites (diamètres inférieurs à 5 km). Les volcans les plus anciens sont surtout situés dans l'hémisphère Sud, et leur morphologie fortement érodée semble indiquer un matériel assez friable, semblable à des cendres. Les volcans les plus petits correspondent surtout à des cônes alignés sur des grandes failles, et sont situés à la périphérie des dômes de Tharsis et d'Elysium. En dépit de la relative jeunesse de leurs surfaces, les volcans martiens sont probablement anciens.

Phobos et Deimos

À l'instar des corps dépourvus d'atmosphère et d'activité géologique, les surfaces de Phobos et Deimos sont saturées de cratères et couvertes d'un régolite. Dans le cas de Phobos, l'épaisseur du régolite pourrait atteindre 300 mètres environ. Sur Phobos, le cratère Stickney a près de 10 kilomètres de diamètre ; sur Deimos, le plus gros cratère a 3 kilomètres de diamètre. Bien qu'apparemment semblables vues de loin, les images à haute résolution obtenues par les sondes spatiales Viking montrent que les surfaces de Phobos et Deimos sont très différentes. À l'échelle de quelques centaines de mètres, la surface de Phobos est homogène tandis que celle de Deimos est parsemée de taches environ 30 % plus brillantes que l'environnement. Contrairement à Deimos, Phobos est parcouru par un système de longues stries parallèles, interprétées par certains chercheurs comme étant des fissures produites par les forces de marées de la planète, par d'autres comme les fractures consécutives à l'impact qui a créé le cratère Stickney.


Phobos


Deimos

Les surfaces de Phobos et de Deimos sont très sombres ; leurs pouvoirs réflecteurs sont très faibles : moins de 6 % de la lumière visible provenant du Soleil est réfléchie. La densité de Phobos est de l'ordre de 2. Celle de Deimos doit être du même ordre de grandeur. La faible densité de Phobos suggère qu'il doit être constitué d'un matériau riche en éléments légers et en eau (?), semblable à celui qui constitue les météorites de type C (chondrites carbonées).

La différence spectaculaire de composition chimique des surfaces de Mars et de ses satellites rend peu probable la formation de ces derniers en même temps que la planète. Il semblerait plutôt que Phobos et Deimos se soient formés dans la partie extérieure de la ceinture des astéroïdes, puis qu'ils aient été capturés ultérieurement par Mars.

Les Canaux de Mars

Des traces d'apparence peu marquée, rectilignes ou de courbure régulière, visibles depuis la Terre aux yeux de certains observateurs, à la surface de la planète Mars, ont fait l'objet de bien des controverses à la fin du XIXe et au début du XXe siècle. Giovanni Schiaparelli en observa environ une centaine à partir de 1877 et les décrivit comme étant des « canaux ». D'autres observateurs avaient déjà remarqué de semblables traces, mais ce fut Schiaparelli qui, par ses articles, suscita un intérêt général. L'astronome américain Percival Lowell devint le chef de file de ceux qui attribuaient ces traces à des bandes de végétation, larges de plusieurs kilomètres, encadrant des fossés d'irrigation creusés par des êtres intelligents pour acheminer de l'eau depuis les calottes polaires de la planète.

Carte de Mars et ses "canaux", dessinée par Schiaparelli en 1888

Lowell et d'autres astronomes décrivirent des réseaux de canaux, parsemés d'intersections de couleur plus sombre, baptisées oasis, qui couvraient une grande partie de la surface de la planète. De temps à autre, les lignes paraissaient se dédoubler. La plupart des astronomes ne parvinrent pas à voir les canaux, et nombreux furent ceux qui mirent en doute leur réalité objective. Des expériences de perception, effectuées avec des observateurs non entraînés, montrèrent que des détails disjoints figurant sur des diagrammes ou des dessins peuvent être perçus comme formant des réseaux rectilignes lorsqu'on les observe à une certaine distance. Les photographies prises à travers l'atmosphère terrestre n'apportaient aucune certitude, les canaux ayant une largeur voisine de la limite de résolution de l'œil humain et inférieure à celle d'une plaque photographique. La querelle fut finalement tranchée lorsque les sondes spatiales américaines Mariner-4, en 1965, puis Mariner-6 et Mariner-7, en 1969, réussirent à acquérir des images de la surface martienne, d'une altitude de quelques milliers de kilomètres. Ces images révélèrent de nombreux cratères et autres détails topographiques, mais rien qui ressemble à un réseau de canaux. Ce fait sera confirmé par les missions spatiales ultérieures, Viking en premier lieu, lancées en 1976.

Fiche signalétique

Caractéristiques physiques

Masse (kg) 6,421 23
Masse (Terre = 1) 1,0745 -01
Volume (km3) 1,639 11
Superficie totale (m2) 1,44 14
Rayon équatorial (km) 3397,2
Rayon équatorial (Terre = 1) 5,3264 -1
Rayon polaire (km) 3375
Rayon volumétrique moyen (km) 3390
Rayon du noyau (km) 1700
Ellipse polaire 0,00648
Densité moyenne (gm/cm3) 3,933
Constante de gravitation moyenne et surface (m/s2) 3,69
Vitesse de libération (km/s) 5,03
Albedo 0,15
Magnitude visuelle V(1,0) -1,52
Irradiation solaire au sol (W/m2) 589,2
Pression atmosphérique (bars) 0,007

Orbite

Grand axe (106 km) 227,92
Période orbitale sidérale (jours) 686,980
Période orbitale tropique (jours) (days) 686,973
Périhélie (106 km) 206,62
Aphélie (106 km) 249,23
Distance moyenne au Soleil (km) 227.940.000
Distance moyenne au Soleil (Terre = 1) 1,5237
Distance minimale à la Terre (106 km) 54,5
Distance maximale à la Terre (106 km) 401,3
Période orbitale synodique (jours) 779,94
Vitesse orbitale moyenne (km/sec) 24,13
Vitesse orbitale maximale (km/sec) 26,50
Vitesse orbitale minimale (km/sec) 21,97
Inclinaison du plan de l'orbite (degrés) 1,850
Excentricité de l'orbite (degrés) 0,0934
Durée de rotation (heures) 24,6229
Durée de rotation (jours) 1,025957
Inclinaison de l'axe de rotation (degrés) 25,19

Atmosphère

Pression en surface (mb) 6,1
Densité de l'atmosphère en surface (kg/m3) 0,20
Poids moyen moléculaire (g/mole) 43,34

Température

Température atmosphérique moyenne (corps noir) (K) 210
Température minimale en surface (°C) -140
Température moyenne en surface (°C) -63
Température maximale en surface (°C) -20

Composition de l'atmosphère

Dioxyde de carbone (C02) 95,32%
Nitrogène (N2) 2,7%
Argon (Ar) 1,6%
Oxygène (O2) 0,13%
Monoxyde de carbone (CO) 0,07%
Eau (H2O) 0,03%
Néon (Ne) 0,00025%
Krypton (Kr) 0,00003%
Xénon (Xe) 0,000008%
Ozone (O3) 0,000003%

Phobos

Orbite : 9.378 km au centre de la planète
Diamètre: 22,2 km (27 x 21,6 x 18,8)
Masse: 1,08 16 kg

Deimos

Orbite: 23.459 km au centre de la planète
Diamètre: 12,6 km (15 x 12,2 x 11)
Masse: 1,8 15 kg

Eclipse de Soleil sur Mars. Ombre de Phobos photographiés par Viking Orbiter 2 le 23 juin 1977 depuis une distance de 8000 km. Eclipse de Soleil sur Mars. Ombre de Phobos photographiés par Viking Orbiter 2 le 23 juin 1977 depuis une distance de 8000 km.

Mars - 6 Photos


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