miroirs-la planète Mars
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Quatrième et dernière des planètes du système solaire, venant juste après la Terre , par ordre d'éloignement croissant du Soleil.

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 taille imprécise - de 1 400 à 2 000 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.
La masse vaut 0,107 masse terrestre (6,41023 kg), son rayon 0,533 rayon terrestre (3 397 km).

Mars au sein du système solaire
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).
La période de rotation propre de Mars est de 24 h 37 minutes, et 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 240 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 0C et + 17 0C.
Pendant l’été dans l’hémisphère Sud, Mars est plus proche du Soleil de 20 p. 100 environ que pendant la même saison dans l’hémisphère Nord. Il s’ensuit une augmentation de l’insolation d’environ 45 p. 100 qui produit une élévation sensible (30 0C) 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.

La distance Terre-Mars varie fortement, entre 56 et 400 millions de km. Mars est observable, dans les meilleures conditions, à l'opposition (lorsque le Soleil, la Terre et Mars sont approximativement alignés) ; on peut alors distinguer dans un petit les variations de couleur du disque planétaire, à dominante rouge, ainsi qu'une des calottes polaires.

L'exploration spatiale
Ce sont les sondes nord-américaines Viking 1 et 2 qui, en 1976, nous ont le plus appris sur la planète Mars. Auparavant, les missions américaines Mariner 4 (1964), 6, 7 (1969) et 9 (1971) ou soviétiques Mars 2, 3 (1971) et 4 à 7 (1973) ont essentiellement fourni une cartographie détaillée.
Les sondes Viking déposèrent chacune une station automatique permettant l'analyse in situ : sondage du profil atmosphérique lors de la descente ; prospection du sol, mesures chimiques et météorologiques sur les sites.

En décembre 1996, la NASA a envoyé sur Mars la sonde Pathfinder qui est arrivée sur la planète rouge en juillet 1997, munie du robot Sojourner. Outre les photos envoyées par la sonde, grâce aux caméras et à l'efficacité inespérée de son petit robot surnommé Rocky, les analyses ont confirmé la présence d'eau sur Mars il y a 3,8 milliards d'années sans pouvoir démontrer pour autant la présence de vie sur cette boule de rouille.
La présence de silice en grande quantité dans la roche volcanique (andésite) dénoterait une très forte température à l'intérieur de la planète. Quant au climat, les mesures révèlent des températures extrêmement froides de l'ordre de -76° la nuit pour - 10° le jour.

Le projet d'une mission habitée sur Mars réapparaît de façon récurrente. Cette question relève plus du défi politique et technologique que du défi scientifique. Envoyer un équipage sur Mars et le faire revenir sur Terre met en œuvre des moyens technologiques non maîtrisés à l'heure actuelle. La somme de travaux nécessaire au projet requiert plusieurs dizaines d'années de préparation afin de résoudre les problèmes technologiques. Les scientifiques sont bien plus intéressés par une mission robotisée avec retour d'échantillons sur Terre, pour un coût environ mille fois moindre.

La " vie " sur Mars
Canaux et petits bonshommes verts ont vécu. Les premiers relèvent d'observations de qualité insuffisante, les seconds d'un besoin de rêver, et de l'idée que Mars serait après la Terre la planète la plus propice à la vie ; les conditions atmosphériques actuelles excluent toutefois la vie sur Mars aujourd'hui.
Mais dans le passé, la Terre et Mars ont présenté des conditions atmosphériques semblables. L'existence de conditions prébiotiques sur Mars reste néanmoins spéculative. Avant de rechercher des formes de vie évoluées, l'analyse scientifique s'intéresse aux conditions physiques sur Mars : ont-elles permis l'apparition d'une chimie complexe ?

En attendant les résultats des prochaines sondes, l'analyse des météorites recueillies sur Terre s'avère utile.
Les deux sondes d’atterrissage qui se sont posées à la surface de Mars en 1976 (mission Viking de la N.A.S.A.) ont pu observer le paysage, et analyser grossièrement quelques échantillons du sol. La nature exacte des roches martiennes n’a pu être déterminée.
L’observation de leurs couleurs, de leurs formes et de leurs textures apparentes semble indiquer que ces roches pourraient être de nature volcanique. Toutefois, certaines d’entre elles pourraient correspondre à des brèches produites par des impacts météoritiques. Les analyses chimiques ont fourni quelques indications sur la minéralogie possible du sol martien.
Les roches martiennes analysées sont riches en magnésium, en fer et en calcium, pauvres en potassium, en silicium et en aluminium. De plus, le sol contient d’importantes quantités de minéraux magnétiques. Ces analyses pourraient avoir mis en évidence la présence d’argiles riches en fer avec des quantités mineures de sulfates, de carbonates et d’oxydes.
Une telle composition serait cohérente avec des processus d’altération des roches volcaniques par l’eau, dans des conditions climatiques assez différentes de celles qui règnent actuellement sur Mars.

Le problème de l’eau sur Mars
Les terrains très cratérisés situés au sud de la dissymétrie hémisphérique présentent d’importants réseaux de chenaux. Ces réseaux s’étendent sur plusieurs centaines de kilomètres de longueur et présentent des similitudes morphologiques avec les systèmes fluviatiles terrestres.
L’existence de ces chenaux implique nécessairement l’écoulement d’un fluide à la surface de la planète. Étant donné les similitudes morphologiques existant entre les chenaux martiens et les systèmes fluviatiles terrestres, l’eau paraît être le fluide le plus plausible. L’origine de cette eau et ses différents modes d’écoulement à la surface de Mars demeurent encore très controversés.

Trois principaux types de processus ont été proposés: le creusement et l’élargissement des chenaux par l’action lente et régulière d’une eau courante; l’érosion provoquée par des crues catastrophiques résultant de la fonte de glaciers, libérant brutalement de grandes quantités d’eau; la liquéfaction soudaine de matériaux gelés, par réchauffement du sol sous l’effet de changements climatiques, de l’activité volcanique ou de l’impact de gros météorites.
Quels que soient les processus invoqués, l’eau semble avoir joué un rôle important, tôt dans l’histoire de la planète. En revanche, l’absence actuelle d’eau à l’état liquide à la surface de Mars pose le double problème des causes de sa disparition et de sa localisation actuelle (dans l’atmosphère, ou dans le sol, ou dans les calottes glaciaires?).

L’atmosphère martienne, composée essentiellement de dioxyde de carbone (95,32 p. 100), est très pauvre en vapeur d’eau (0,03 p. 100). Si les conditions physiques étaient réunies pour que cette vapeur d’eau puisse se condenser, la surface ne serait recouverte que par une mince pellicule d’eau de 0,01 mm d’épaisseur, ce qui représente une quantité très insuffisante pour expliquer les réseaux fluviatiles observés.
On estime aujourd’hui que la quantité d’eau ayant existé à l’état liquide sur Mars correspondrait à une couche de 160 à 200 mètres d’épaisseur si elle était uniformément répartie à la surface de la planète.

Les calottes glaciaires contiendraient actuellement environ dix mille fois plus d’eau que l’atmosphère. Si ces calottes fondaient, l’eau qu’elles libéreraient ne recouvrirait uniformément la surface que sur 10 à 13 mètres d’épaisseur!
Il faut donc admettre qu’une grande partie de l’eau martienne se trouve aujourd’hui concentrée dans le sol, en partie sous forme associée à des phases minéralogiques hydratées, en partie à l’état d’eau interstitielle gelée à quelque profondeur.
Certaines régions de la planète sont encombrées par d’énormes accumulations de gros blocs formant de gigantesques chaos.
Ces chaos pourraient résulter d’effondrements de la surface lors de la fonte de la glace contenue dans le sol. De même, de nombreuses dépressions circulaires alignées sur des failles pourraient être dues au même processus d’effondrement, à la faveur du réchauffement du sol gelé.

On observe aussi des réseaux polygonaux ressemblant aux systèmes de fentes polygonales observées dans les régions périglaciaires terrestres. Ces réseaux peuvent atteindre des dimensions de 2 à 20 kilomètres. Sur Mars, de tels réseaux polygonaux pourraient résulter de cycles climatiques d’une période de cent mille à un million d’années.
De nombreuses formes d’érosion (ravinement, effondrements) et d’accumulations (éboulis, glissements en masse) observées sur les versants des vallées encaissées de Mars, et en particulier sur ceux du canyon équatorial, Valles Marineris, pourraient également résulter de la liquéfaction du sol, par fonte de la glace du sol lors de périodes de réchauffement.téoritique sur la planète.

L'atmosphère
Du fait de la taille réduite de la planète, le champ gravitationnel n'a pas retenu une atmosphère notable. En moyenne, la pression au sol est de 6 mbar (160 fois inférieure à la pression atmosphérique sur Terre).
L'atmosphère est essentiellement composée de dioxyde de carbone (95 %). L'azote (2,7 %), l'argon (1,6 %), (0,15 %) et l'eau (0,03 %) sont ensuite les éléments les plus abondants, les autres n'intervenant qu'à l'état de traces.
Les températures mesurées en été sur le site d'atterrissage de la sonde Viking présentent des variations élevées, entre - 100 oC la nuit et 0 oC le jour. Du fait de ces variations thermiques, du relief très marqué ainsi que de l'inclinaison de l'axe de rotation, Mars est le siège de phénomènes météorologiques actifs : vents rapides, précipitations de microcristaux de glace, tempêtes de poussières...

Surface, structure interne et volcanisme
L'analyse du sol a été menée in situ par les stations automatiques Viking. Les caméras ont montré des plaines caillouteuses, soumises à une activitééolienne importante. Les roches ont une composition riche en magnésium, fer calcium , mais pauvre en potassium , silicium et aluminium.

Les sondes en orbite ont découvert non pas des canaux, mais des traces de chenaux dus à la circulation d'eau. Vu leur très petite taille (en général environ 10 km), ces chenaux n'ont rien à voir avec les hypothétiques canaux trop abondamment mentionnés dans le passé.
Ils n'apparaissent que sur les sols les plus vieux de la planète. Leur présence induit donc l'existence d'eau liquide sur la planète encore jeune. Aujourd'hui, on suppose que l'eau est enfouie dans le sous-sol, analogue au pergélisol (ou permafrost) des régions arctiques terrestres. La surface présente localement une assez forte cratérisation.

Aux pôles apparaissent d'importants dépôts de poussières. Piégées dans la glace qui s'y dépose, elles s'y accumulent lentement.
Mars possède les plus grands volcans du système solaire. Le mont Olympe atteint la hauteur record de 24 km. Son diamètre à la base est de plus de 500 km. En comparaison, le plus grand volcan sur Terre, le Mauna Loa, situé dans l'île de Hawaii, atteint une hauteur totale de seulement 9 km (dont 5 immergés). Les plus grands volcans s'érigent sur la région de Tharsis, plateau très élevé (10 km au-dessus du niveau moyen), présentant une forte anomalie de gravité. On explique cette particularité par la très grande épaisseur de la martienne.

Mars en photo haute définition
Le robot américain Spirit a fait parvenir une image en couleur de son environnement sur Mars en janvier 2004.
Ce sont les premières photographies haute définition de la planète rouge. L'image est composée d'une mosaïque de 12 photographies prises par la caméra panoramique du robot. Elle est d'une telle qualité qu'elle a permis à la NASA d'effectuer un zoom et de montrer le détail des pierres et rochers qui parsèment le sable de couleur brun-rouge devant le robot.



Les deux lunes
Les deux lunes de Mars, Phobos et Deimos, sont trop petites pour avoir une forme sphérique : leurs plus grandes dimensions sont respectivement de 28 et de 16 km de diamètre maximal. Comme celle de la Lune, leur origine reste inconnue.
Leur surface est fortement cratérisée, recouverte d'une épaisse couche de régolite. Elles décrivent leurs orbites à faible distance de Mars, Phobos à 9 380 km, Deimos à 23 460 km, avec des périodes de 7 h 39 min et 30 h 18 min.
La grande proximité de Phobos par rapport à la planète conduit à un mouvement képlérien plus rapide que la rotation propre de Mars : ainsi, Phobos se lève à l'ouest et se couche à l'est.
Comme les effets de marée qu'il subit lui ôtent de l'énergie gravitationnelle, il s'écrasera sur la planète dans 30 millions d'années, échéance très brève à l'échelle des temps astronomiques.


« Explorer Mars », peinture de Paul Hudson




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