Les sites suivants ont été largement consultés pour vous faire découvrir Mars :
- https://www.universalis.fr/encyclopedie/mars-planete/ MARS, planète », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 23 novembre 2022
- https://mars.nasa.gov
- https://www.esa.int/Science_Exploration/ avec recherche sur Mars
- Partie 2/2 sur ce site immuscience.org/aller-sur-mars-oui-quand-et-comment-et-en-revenir-partie-2-2/
Quelques données générales pour faire connaissance
Mars doit son nom au dieu romain de la guerre, qui fait couler le sang et est ainsi nommée parce qu’elle apparait rougeâtre au firmament. Cette couleur « rouille » lui vient de fait, des oxydes de fer qui sont largement répartis à la surface de la planète.
En comptant à partir du soleil, Mars est la quatrième planète de notre système solaire qui en compte 8 (si on ne prend pas en compte Pluton, la plus petite et la plus éloignée de notre étoile). Mars, située entre la Terre (3ème position) et Jupiter (5ème position) est une planète rocheuse aujourd’hui dépourvue d’un champ magnétique global. Elle est âgée d’environ 4,5 milliards d’années.
Mars est presque 2 fois plus petite que la Terre, et sa masse presque 10 fois plus petite. La gravité sur Mars est environ trois fois plus faible que sur terre, 3,72 m/s2 (9,81 m/s2 pour la Terre). La superficie de Mars est semblable à celle des terres émergées de la Terre, soit presque 145 millions de km2.
Mars possède deux satellites naturels, Phobos et Deimos, petits corps très sombres disposés sur des orbites circulaires dans le plan équatorial et qui présentent toujours une même face à leur planète. Ces petites lunes (envergures de 27 km pour Phobos et 15 km pour Deimos) n’ont pas d’atmosphère, ni d’activités géologiques, et leur origine est incertaine : sans doute formées dans la ceinture d’astéroïdes, elles en ont l’aspect, elles auraient alors vraisemblablement été capturées par la gravité de Mars. Cependant ces lunes ont aussi des orbites circulaires ce qui va à l’encontre de cette hypothèse et indiquerait plutôt une origine martienne. La question reste ouverte.
Pour observer Deimos : https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Mars_Express/Mars_and_Jupiter_moons_meet
Pour observer Phobos (qui, d’après la NASA, se rapproche lentement de Mars à raison de 1,8 mètre tous les 100 ans): https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Mars_Express/Martian_moon_Phobos_in_detail
Mars tourne autour du soleil en 687 jours ou sols (Mars est à presque deux fois la distance de la terre au soleil), la durée de ces sols est de 24h,6 soit 36 minutes de plus que notre jour terrestre de 24h. L’orbite de Mars est fortement elliptique, sa distance au soleil varie de 206 millions de km (périhélie) à 249 millions de km (aphélie). La Terre présente une différence de seulement 5millions de km entre ses deux extrêmes orbitaux.
Quelles sont les conditions climatiques sur Mars ?
Mars connait des saisons comme la Terre, qui sont dues essentiellement à l’inclinaison de son axe de rotation. Mais, son orbite elliptique entraine de grandes différences de durées des saisons entre ses hémisphères Nord et Sud : le printemps et l’été comptent 199 et 181 jours respectivement dans l’hémisphère Nord et 145 et 160 jours respectivement dans l’hémisphère Sud. La succession des saisons affecte particulièrement les calottes polaires et impliquent des variations de pression annuelles dues à la condensation du CO2, environ 20 % se condensent alternativement sur chaque pôle.
Comme la Terre, Mars possède une atmosphère mais beaucoup moins dense, 6 hectopascals au niveau du sol martien (1013hPa pour la Terre) et essentiellement constituée de CO2 (plus de 95%), d’azote et d’argon avec un très faible pourcentage de vapeur d’eau (0,03%) sous forme de glace. Mars est beaucoup plus éloignée du soleil et il y fait nettement plus froid, en moyenne -50°C (entre– 153°C et 20°C). La faible atmosphère entraine des variations importantes de températures, la surface de Mars est chauffée par le rayonnement solaire mais comme l’explique la NASA, à midi à l’équateur, les pieds peuvent être en été (24°C) et la tête en hiver 0°C.
La durée du jour et l’inclinaison de l’axe de rotation entrainent un système de circulation atmosphérique similaire à celui de la terre. Cependant, les vents sont plus violents sur Mars (la planète ne dispose pas d’océans régulateurs de chaleur qui limitent les différences importantes de températures et donc les vents). En particulier, au printemps dans l’hémisphère sud, avec la fonte de la calotte polaire, de gigantesques tempêtes de poussières peuvent se développer et envahir toute la surface de la planète, et ceci de façon très rapide, en à peu près une semaine. La forte différence de températures sur le front de la calotte de CO2 glacée qui régresse en se sublimant, et le sol martien dégagé et chauffé par le soleil, entraine, en effet, des vents violents qui soulèvent de grandes quantités de poussières. Ces nuages de poussières se développent jusqu’à l’équateur et l’hémisphère Nord et peuvent atteindre une altitude de 50km. Les tempêtes s’apaisent lorsque les couches inférieures de l’atmosphère se refroidissent car la poussière en altitude fait écran au soleil.
Différents types de nuages sont aussi observés mais beaucoup moins développés que sur terre (voiles de brumes de glace d’eau et de poussière au-dessus du pôle Nord ou de glace de dioxyde de carbone pour des températures en-dessous de -120°C, nuages blancs en été recouvrant les hauts reliefs) Le système de nuages martien est cependant beaucoup moins développé et structuré que le système terrestre.
Nous reviendrons à l’évolution de l’atmosphère sur la planète Mars et ce qui a pu la modifier, dans la partie Histoire de Mars.
Surface et topographie
La surface martienne présente une grande diversité de reliefs : plaines de dunes, montagnes, volcans géants (éteints), canyons, cratères de météorites, vallées « fluviales », terrains sédimentaires, failles, calottes glaciaires aux pôles.
La planète Mars présente une forte dissymétrie entre ses deux hémisphères, le Nord est essentiellement formé de plaines de basses altitudes avec peu de cratères, le sud plus élevé, présente une surface « lunaire » parsemée de nombreux cratères et d’impressionnants volcans. Cette dissymétrie flagrante entre le Nord et le Sud est étudiée de près et les dernières hypothèses (basées sur les observations de Mars Reconnaissance Orbiter, MRO) laissent à penser que cette différence pourrait être le résultat d’une collision massive avec un objet de taille importante, au début de l’histoire de Mars et provoquant ainsi un immense bassin d’impact dans l’hémisphère nord.
A noter que pour mesurer les altitudes, pas de niveau de mer…. Donc la référence 0 correspond à une pression atmosphérique de 6.1hPa, au sol et à l’équateur.
Le site https://sci.esa.int/web/mars-express/-/24641-topography-map-of-mars présente une carte topographique de la planète Mars :
Ce planisphère de Mars montre clairement les plaines du Nord en bleu et le relief cratérisé du Sud. Les 3 volcans géants alignés sur la gauche de l’image culminent en moyenne à plus de 26 km, ils se situent sur la partie la plus élevée de la planète, ils appartiennent au dôme de Tharsis (245°E). Plus à gauche encore, un dôme isolé de couleur blanche est le plus haut volcan de Mars et du système solaire, c’est le Mons Olympus (225°E) qui culmine à 30km de hauteur. Sur le bord droit, une autre région volcanique qui domine les plaines est observable, Elysium Planitia (155°E).
A côté de ces régions volcaniques, on observe une vaste région de vallées et de canyons à l’est du dôme de Tharsis, il s’agit du canyon Valles Marineris (nom en l’honneur des sondes Mariner). Cette immense crevasse s’étend sur plus de 4000 km de long et 200 km de large. Sa profondeur peut atteindre 10 km, càd 10 fois plus long et 5 fois plus profond que le Grand Canyon du Colorado…
A 70°E, en bleu noir profond, apparait l’immense cratère d’impact: Hellas Planitia .
Ces éléments gigantesques de Mars ne sont que les signes les plus visibles de mécanismes sous-jacents, les innombrables prises de vues, d’analyses du sol et sous -sol martien permettent petit à petit de dresser une histoire géologique plus fine et de se rapprocher de l’évolution de son relief modelé par les éruptions volcaniques et des stress tectoniques, par des bombardements de météorites , par le vent et la présence d’eau.
Ainsi, sur une prise de vue de Terra Sirenum au sud-ouest du dôme de Tharsis (voir ci-dessous photo ESA), plusieurs éléments témoignent des forces anciennes et en présence qui ont modelé le relief de Mars.
Les activités tectoniques et volcaniques semblent avoir cessé, de même les importantes quantités d’eau qui ont laissé de très nombreuses traces dans les reliefs ont disparu. On peut observer des failles qui modifient des cratères et des cratères qui déforment des failles. Les échantillons de roches observés par les sondes posées sur Mars indiquent leur nature volcanique. De plus, les analyses chimiques mettent en évidence des compositions qui correspondent à des processus d’altération de roches volcaniques par l’eau.
Aujourd’hui, seul le vent modifie encore la surface martienne avec l’impact des météorites. A côté des roches et des fragments, on retrouve, à la surface de Mars (comme à la surface de la lune), du régolithe, une couche de poussières et de particules non consolidées dont la taille est inférieure à 10 cm.
Structure de Mars
Pour étudier la structure de la planète, les données sismiques produites par la Mission InSight ont été essentielles. Avec cette unique station il a été nécessaire de faire appel à des modélisations minéralogiques et thermiques. On peut estimer aujourd’hui que Mars présente une croute (de plusieurs dizaines de km) plus ou moins altérée stratifiée en trois parties, un manteau d’environ 1500 km et un noyau entre 1790 et 1870 km de rayon. D’autre part, on n’observe pas de tectonique martienne, des mouvements de plaques comme sur Terre. Les structures tectoniques proviendraient surtout de la présence des volcans géants et de la région de Tharsis qui auraient induit une réponse élastique suite à l’accumulation des formations volcaniques.
L’activité volcanique du dôme de Tharsis pourrait remonter à plus de 3 milliards d’années et s’être arrêtée il y a 800 millions d’années.
Histoire de Mars et de son eau
Revenons à la disparition du champ magnétique de Mars. Pour rappel, le champ magnétique joue un rôle important dans l’habitabilité d’une planète. Il la protège des vents solaires, il maintient l’atmosphère et il est le signe de mouvements de convection d’un cœur fluide qui donne lieu à du volcanisme autre élément favorisant la création d’une atmosphère. L’importante quantité d’eau liquide présente par le passé sur Mars a dû nécessiter le maintien d’une atmosphère.
Si l’analyse des roches démontre que Mars a bien disposé d’un champ magnétique, celui-ci s’est arrêté il y a environ 3,7 milliards d’années, pourquoi et comment on ne le sait pas. Il apparait aussi que ce champ magnétique était plus important que le champ terrestre et qu’il aurait connu des inversions. La disparition de ce champ magnétique a permis au vent solaire de réduire peu à peu l’atmosphère de Mars. Avec la disparition de l’atmosphère, la température en surface a diminué et a entrainé la disparition de l’eau liquide. Aujourd’hui, l’eau restante doit sans doute se retrouver au niveau des calottes glaciaires, dans le sol à des profondeurs diverses ou sous forme minéralogique hydratée. Certains effondrements ou éboulements observés à la surface de Mars pourraient d’ailleurs être expliqués par la fonte de glace contenue dans ces reliefs.
Le site de la NASA de la mission MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution Mission) reprend un graphique présentant la perte d’Argon (isotope 36) sur 4 milliards d’années. Cette érosion due à la pulvérisation en haute atmosphère donne la possibilité de modéliser ce qu’il en est pour d’autres gaz comme le CO2. La perte de 65% d’Argon indique que Mars devait avoir il y a 4 milliards d’années une atmosphère pareille à celle de la Terre.
Pour plus de détails, on peut consulter le site de la NASA de la mission MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution Mission):
Toutes ces données ont été obtenues grâce aux très nombreuses missions vers la planète Mars, et sont régulièrement mises à jour avec les nouveaux éléments procurés par les « landers » « rovers » et « orbiters » martiens. Pour en savoir plus au sujet de ces missions rendez-vous en partie 2 de notre article (qui sera bientôt en ligne). Et, bien sûr le site https://mars.nasa.gov de la NASA nous fait vivre sol après sol les aventures de ses robots explorateurs.
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