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Mars
est l'une des trois planètes telluriques
du Système solaire; c'est la plus
petite et la plus éloignée du Soleil.
Elle partage également nombre de caractéristiques avec les
petites
planètes, parmi lesquelles ont pourrait
aussi la ranger. Surnommée la planète rouge, Mars doit sa
couleur de rouille à la présence à sa surface de nombreuses
roches riches en fer oxydé (du fer hématite). Cette couleur
peut expliquer son association avec la guerre (et le sang) dans les légendes
des premières cultures. Les pôles
sont recouverts de calottes blanches composées, comme sur Terre,
de glace. L'atmosphère
de Mars est très mince, seulement 1 % de celle de la Terre, mais
elle est suffisante pour que puissent s'y produire des tempêtes,
parfois susceptibles de soulever des nuages de poussières enveloppant
la planète entière. Bien que la surface soit aujourd'hui
sèche et froide, les preuves recueillies par les engins spatiaux
suggèrent que Mars possédait autrefois des lacs
d'eau liquide.
-
Mars
et sa structure la plus remarquable, Valles Marineris, au centre. - Cet
immense système de failles s'étend sur tout un hémisphère
de la planète. Sur cette image, deux des trois grands volcans du
plateau de Tharsis (à gauche) sont également visibles : Pavonis
Mons et (au-dessus) Ascraeus Mons. Crédit :
NASA,
Viking
Project, US Geological Survey. |
Propriétés
globales de Mars.
Mars a un
diamètre de 6790 kilomètres, soit un peu plus de la moitié
du diamètre de la Terre, ce qui lui donne une surface totale presque
égale à la surface continentale (terrestre) de notre planète,
et un volume d'un huitième du volume de la Terre ou de Vénus.
On peut calculer à partir de la masse et du rayon de Mars sa densité
moyenne (3,9 g/cm3), ce qui est proche
de celle de la Lune, et sensiblement inférieure
aux densités de Mercure, de Vénus
et de la Terre. La différence indique que la composition globale
de Mars doit être fondamentalement différente de celle de
ces autres planètes. Mars a probablement un noyau riche en fer plus
petit (2900 km de diamètre environ) et une croûte de silicates
plus épaisse que la Terre. Le manteau peut avoir 3500 km d'épaisseur
et la croûte environ 100 km de profondeur. La planète
n'a pas de champ magnétique global, bien qu'il existe en surface
des zones de forte magnétisation qui indiquent qu'il y avait un
champ global il y a des milliards d'années. Apparemment, Mars n'a
pas aujourd'hui de matériau liquide dans son noyau capable de conduire
l'électricité.
La période
de rotation de Mars a été depuis
longtemps déterminée avec une grande précision grâce
à l'observation du mouvement des marques de surface permanentes;
Le jour sidéral de la planète est de 24 heures 37 minutes
23 secondes, soit un peu plus long que la période de rotation de
la Terre. Ce qui signifie que son cycle jour/nuit est similaire à
celui de notre propre planète.
Mars tourne autour
du Soleil en 686,980 jours (= 1,81 année terrestre), et à
une distance moyenne de 227,92 millions de kilomètres ( = 1,52 UA).
Son orbite est plus allongée que celle de
la Terre. L'axe de rotation de Mars a une inclinaison d'environ 25,19°,
par rapport à la perpendiculaire au plan de son orbite, presque
le même que l'inclinaison de 23,5° de la Terre. Puisque l'inclinaison
de l'axe provoque les saisons, Mars traverse
son année avec un cycle de saisons semblable à celles de
la Terre. Cependant, l'année martienne étant près
de deux fois plus longue, chaque saison y dure environ six de nos mois.
-
Falaises
du cratère martien Victoria, exploré par le robot Opportunity.
- Ce cratère, d'environ 800 m de diamètre et de 75 m de profondeur,
se situe près de l'équateur martien. Le promontoire au premier
plan a été nommé le Cap Saint-Vincent. Source
: NASA/JPL/Cornell. |
La succession des
saisons martiennes se manifeste par des changements à la surface
de la planète. Ainsi, pendant l'hiver martien, dans un hémisphère
donné, on peut observer une calotte polaire. Au fur et à
mesure que le printemps martien arrive dans l'hémisphère
nord, la calotte polaire nord se rétrécit et le matériau
des zones plus tempérées s'assombrit.
Des changements de
couleur au fil du temps peuvent aussi être causés par la poussière
qui recouvre la surface de la roche et qui peut
être emportée par des vents pouvant
atteindre des centaines de kilomètres à l'heure. Parfois,
des tempêtes de poussière globales se produisent et il est
possible ensuite observer le changement de couleur lorsque la poussière
s'envole de certains endroits pour se déposer ailleurs. En se retirant
de tel endroit, elle exposera les zones sombres (roches
basaltiques) en dessous, et en reposant ailleurs, cette même
poussière pourra s'accumuler pour former de vastes étendues
de sable et des champs de dunes. Une telle tempête
géante a ainsi été observée de près
par la sonde Mariner 9 peu avant sa mise en orbite autour de Mars en 1971.
La poussière ainsi soulevée a tardé plusieurs mois
avant de se redéposer.
Ajoutons que Mars
possède deux petits satellites (environ 20 km de diamètre)
de forme irrégulière nommées Phobos
et Deimos et qui pourraient être d'anciens
astéroïdes
capturés par l'attraction gravitationnelle de Mars.
Topographie.
Géologie
La meilleure résolution
des images de Mars que l'on puisse obtenir des télescopes au sol
est d'environ 100 kilomètres, soit à peu près la même
que celle offerte par la Lune à l'oeil nu.
A cette résolution, aucun indice de structure topographique ne peut
être détecté : pas de montagnes, pas de vallées,
pas même de cratères d'impact. En revanche, les calottes glaciaires
polaires brillantes sont facilement visibles, ainsi que les marques de
surface sombres qui changent parfois de contour et d'intensité d'une
saison à l'autre. Il a fallu attendre l'envoi de sondes spatiales
pour disposer de meilleurs détails.
La surface du
sol martien.
Les premiers engins
spatiaux à atterrir avec succès sur Mars ont été
les sondes Viking 1 et 2, en 1975; depuis, au milieu de beaucoup d'échecs,
d'autres expéditions ont réussi à atteindre la Planète
rouge et à y déposer, pour plusieurs d'entre elles, des rovers
d'exploration. Citons : Mars Pathfinder (1996), Opportunity (2003), Spirit
(2004), Phoenix (2018), Curiosity (2012), InSight (2018), Perseverance
(2020) (L'exploration in
situ de Mars).
Dotées de capacités d'analyse superficielle du sol, mais
aussi d'imagerie, ces sondes ont renvoyé des photos qui montraient
un paysage désolé, comprenant de nombreuses roches aux formes
anguleuses, entrecoupées de dépôts dunaires de sol
rougeâtre à grain fin. Presque toute la planète est
recouverte d'une fine couche de poussière dispersée, comme
on l'a dit, par le vent.
Les terrains de plaine
relativement plat sur lesquels se sont posés les premiers atterrisseurs
présentaient des zones semblables à des dunes
et une surface poussiéreuse rougeâtre encombrée de
blocs rocheux sombres. Ils étaient composés d'argiles
et d'oxydes de fer, comme on s'y attendait depuis longtemps à cause
de la couleur rouge de la planète.
Par la suite, les
atterrisseurs, à l'instar de Mars Pathfinder et son rover Sojourner,
ont été envoyés dans des zones assez similaires, mais
montrant aussi des roches qui avaient visiblement
été transportées depuis des endroits géologiquement
différents, soulignant l'impression à longue distance de
l'imagerie orbitale qu'on se trouvait dans d'anciennes plaines inondables
et où les couches de roches sédimentaires,
formées en présence d'eau, étaient communes.
-
Paysage
du cratère Gale. - Cette image composite montre les régions
les plus élevées du mont Sharp. Elle a été
prise le 9 septembre 2015 par le rover Curiosity. Au premier plan (à
environ 3 kilomètres du rover) on observe une longue crête
regorgeant d'hématite, un oxyde de fer. Crédits
: NASA/JPL - Caltech/MSSS. |
Le relief martien.
Ce sont aussi les
instruments des sondes spatiales envoyées sur place qui ont permis
de cartographier Mars avec une grande précision. Ainsi, par exemple,
un altimètre laser (Mola) embarqué par la sonde Mars Global
Surveryor (MGS) en orbite martienne (1997) a-t-il pu effectuer des millions
de mesures de la topographie de surface avec une précision de quelques
mètres (une précision suffisante pour mesurer le dépôt
et l'évaporation annuels des calottes polaires). Comme la Terre,
la Lune et Vénus, la surface de Mars comporte des zones continentales
ou montagneuses ainsi que des plaines volcaniques étendues. La différence
entre l'altitude de la plus haute montagne (Olympus Mons) et celle du fond
du bassin le plus profond (Hellas) est de 31 kilomètres.
-
Hémisphères
Ouest (Valles Marineris) et Est de Mars (Hellas)
(projection orthographique). - Le renflement de Tharsis
avec ses volcans géants et la grande balafre tracée par Valles
Marineris
marquent
le premier hémisphère; l'autre se signale principalement
par la grande masse sombre correspondant à Syrtis Major. Ci-dessous,
carte
de Mars (projection de Robinson, altimétrie
: MGS/Mola). |
L'asymétrie
Nord-Sud.
L'hémisphère
Sud de Mars est plutôt montagneux. Son sol est très ancien,
comme en témoignent les nombreux cratères
creusés par des météorites
qui le recouvrent. Les deux grands bassins d'impact Hellas Planitia et
Argyre Planitia sont situés dans cet hémisphère. En
plusieurs endroits, ce terrain est coupé par des ravins et des systèmes
de vallées complexes, qui semblent avoir été creusées
par l'eau.
Au Nord de la planète,
au contraire, la surface, généralement formée de plaines
volcaniques, a été rajeunie par les coulées de laves
d'immenses volcans aujourd'hui éteints. On devine aussi l'existence
de grands bassins d'impacts, tels Chryse Planitia, bassin à plusieurs
anneaux, mais bien moins clairement définis que ceux d'Argyre et
Hellas Planitia.
La division géologique
en hautes terres (terrae) plus anciennes et plaines basses (planitiae)
plus jeunes semble être caractéristique des planètes
telluriques, bien son origine puisse être différente.
Sur Mars, l'altitude moyenne des basses terres est d'environ 5 kilomètres
inférieure à celle des hautes terres. Les hautes terres correspondent
à des régions où la croûte est épaisse
de 70 km; cette épaisseur n'est que de 40 km dans les régions
correspondant aux basses terres. Cette asymétrie pourrait être
la conséquence de dissimétries dans la convection du manteau
ou bien dans le nombre d'impacts météoritiques qui ont affecté
la planète aux premiers temps de son histoire.
La transition entre
hautes terres et basses terres n'est pas franche : de nombreuses buttes
apparaissent dans les régions intermédiaires. Elles sont
interprétées comme le résultat de l'érosion
des hauts plateaux. Par ailleurs, de part et d'autre de l'équateur
de Mars se trouve un continent surélevé de la taille de l'Amérique
du Nord. Il s'agit du renflement de Tharsis. Il s'agit d'une région
volcanique surmontée par quatre volcans
géants, plus hauts qu'aucune montagne
terrestre.
Tharsis
et ses volcans.
La région
de Tharsis est un énorme renflement dans la lithosphère
de Mars d'à peu près 4000 x 3000 km, et qui s'élève
à environ 9 km au-dessus du niveau de référence à
partir duquel sont calculées les altitudes martiennes (ce niveau
correspondant à l'altitude définie par une pression atmosphérique
de 6,2 hectopascals). Elle atteint même des des altitudes bien
plus grandes aux sommets de ses quatre volcans boucliers Arsia Mons (17
760 m au dessus de la plaine environnante), Pavonis Mons (14 058 m), Ascraeus
Mons (18 225 m) qui forment la chaîne des monts Tharsis (Tharsis
montes) et, au Nord-Ouest, Olympus Mons (21 230 m, soit 24 000 au-dessus
du niveau de référence).
-
Les
volcans de Tharsis; à droite : gros plan sur Olympus Mons,
avec sa vaste dépression sommitale (caldeira). - Le volcanisme
de Mars semble similaire au volcanisme de point chaud sur Terre. Des panaches
chauds montés des profondeurs de la planète ont dû
ici aussi percer la lithosphère pour former les volcans. Sur Terre,
du fait de la tectonique des plaques, la lithosphère se déplace
par rapport à tel ou tel pananche; plusieurs épisodes actifs
d'une même panache donnent ainsi naissance à un chapelet de
volcans (par exemple ceux à l'origine des îles Hawaii), qui
peuvent même être très éloignés les uns
des autres. Sur Mars, il n'y a pas de plaques tectoniques, et, partant,
aucune « dérive des continents », si bien que les différents
épisodes d'activité d'un même panache font monter le
magma en un même point de la surface. Il s'ensuit que les volcans
martiens, au fil de leur histoire, accumulent de plus en plus de matière,
d'où des dimensions beaucoup plus importantes de ces volcans comparées
à celles de leurs équivalents terrestres. On ajoutera que
la gravité plus faible sur Mars facilite aussi la formation d'édifices
volcaniques plus élevés que sur Terre. |
Un renflement similaire
à celui de Tharsis, mais plus petit, se trouve dans la région
d'Elysium, au Sud-Est d'Utopia Planitia. On y trouve les volcans Elysium
Mons, Hecates Tholus et Albor Tholus. Cette région, comme celle
de Tharsis est au centre d'un vaste éventail de fractures. Celles-ci
sont probablement apparues en réponse à la formation des
deux renflements crustaux.
Le volcanisme
martien.
Les plaines basses
de Mars ressemblent beaucoup aux mers lunaires, et elles ont à peu
près la même densité de cratères
d'impact. Comme les mers lunaires, elles se sont probablement formées
il y a entre 3 et 4 milliards d'années. Apparemment, Mars a connu
une activité volcanique intense à peu près au même
moment que la Lune, produisant des laves
basaltiques similaires.
Les plus grandes
montagnes volcaniques de Mars se trouvent, on l'a dit, dans la région
de Tharsis, bien que de plus petits volcans parsèment une grande
partie de la surface. Le volcan le plus spectaculaire de Mars est le mont
Olympe (Olympus Mons), avec un diamètre supérieur à
500 kilomètres, bordé par un escarpement de 10 km de haut
dont le sommet s'élève à plus de 20 kilomètres
au-dessus des plaines environnantes. Le volume de cet immense volcan est
près de 100 fois supérieur à celui du Mauna Loa à
Hawaii.
Placé sur la surface de la Terre, Olympus recouvrirait une surface
supérieure à celle de la
Syrie ou
le Sénégal.
On peut estimer l'âge
des volcans à partir du dénombrement des cratères
d'impacts sur leurs pentes. De nombreux volcans présentent un bon
nombre de ces cratères, ce qui suggère que leur activité
a cessé il y a un milliard d'années ou plus. Cependant, Olympus
Mons a très peu de cratères d'impact. Sa surface actuelle
ne peut pas avoir plus d'environ 100 millions d'années; il peut
même être beaucoup plus jeune. Certaines des coulées
de lave d'apparence fraîche pourraient avoir été formées
il y a cent ans, ou un millier, ou un million d'années. Autrement
dit, du point de vue géologique, elles sont assez jeunes. Olympus
Mons reste peut-être actif par intermittence aujourd'hui. D'autres
volcans martiens pourraient, eux, être âgés de 3,4 milliards
d'années.
Crevasses et canyons
martiens.
Le renflement de
Tharsis présente de nombreuses formations géologiques intéressantes
en plus de ses énormes volcans. Dans cette partie de la planète,
la surface s'est bombée vers le haut, sous l'effet de fortes pressions
ascendantes, entraînant une fissuration tectonique étendue
de la croûte.
Valles
Marineris.
Parmi les formations
tectoniques les plus spectaculaires de Mars figurent aussi les canyons
appelés Valles Marineris (du nom de Mariner 9, qui les a révélés
pour la première fois). Ils s'étendent de près du
sommet du renflement de Tharsis sur environ 5000 kilomètres (près
du quart de la circonférence de Mars), se fondant finalement dans
une immense zone de « terrain chaotique » entre Aurorae Planum
et Margaritifer Terra.
S'il était
sur Terre, ce système de canyons couvrirait le Sahara
d'Est en Ouest. Le canyon principal mesure environ 7 kilomètres
de profondeur et jusqu'à 100 kilomètres de large, assez grand
pour que le Grand Canyon du fleuve Colorado
s'intègre confortablement dans l'un de ses canyons latéraux.
La zone de failles atteint jusqu'à 600 km en son point le
plus large.
-
Valles
Marineris, le plus grand canyon du Système solaire. - Reconstitution
en 3D à partir des données de l'altimètre de Mars
Global Surveyor. (Crédit : NASA/Arizona State
University/ MGS/Mola). |
Le terme canyon
est ici un peu trompeur car les canyons de Valles Marineris n'ont pas d'exutoires
et n'ont pas été coupés par l'eau courante. Ce sont
essentiellement des fissures tectoniques, produites par les mêmes
tensions crustales qui ont provoqué le soulèvement de Tharsis.
Cependant, l'eau a joué un rôle ultérieur dans la formation
des canyons, principalement en suintant des sources profondes et en creusant
les falaises. Cela a conduit à des glissements de terrain qui ont
progressivement élargi les fissures d'origine dans les grandes vallées
actuelles. Aujourd'hui, la principale cause d'érosion dans les canyons
est probablement le vent.
Alors que le renflement
de Tharsis et Valles Marineris sont impressionnants, en général,
on voit moins de structures tectoniques sur Mars que sur Vénus.
Cela peut refléter en partie un niveau général d'activité
géologique plus faible, comme on pourrait s'y attendre pour une
planète plus petite. Mais il est également possible que des
failles étendues aient été enterrées par des
sédiments déposés par le vent sur une grande partie
de Mars. Comme la Terre, Mars a peut-être caché une partie
de son histoire géologique sous un manteau de sol.
-
--
Dune
de sable sombre sur un matériau plus clair. - Ce détail
d'une dune photographiée par le rover Curiosity dans le champs
de dunes de Bagnold, situé dans le cratère Gale, montre les
ondulations créées par le vent. Les crêtes sont espacées
d'environ 3 mètres en moyenne. Le motif formé ne s'observe
pas à la surface de la Terre, mais ressemble à celui que
présentent certains fonds aquatiques sableux ou limoneux. (Au loin,
un paysage martien poussiéreux habituel apparaît en orange
clair). Crédit : NASA, JPL-Caltech, MSSS. |
Les calottes polaires.
Observées
depuis la Terre, les calottes polaires brillantes
apparaissent comme un des traits les plus caractéristiques de la
surface de Mars. Elles changent avec les saisons et leur étendue
varie de la même façon que la couverture de neige saisonnière
sur Terre. La différence principale est que les calottes saisonnières
sur Mars ne sont pas composées de neige ordinaire mais de CO2
gelé (neige carbonique). Ces dépôts se condensent directement
à partir de l'atmosphère lorsque la température de
surface descend en dessous d'environ 150 K. Les calottes saisonnières
se développent pendant les hivers martiens froids et s'étendent
jusqu'à environ 50° de latitude au début du printemps.
Elles n'ont que 10° de diamètre à la fin de l'été.
Tout à fait
distinctes de ces minces calottes saisonnières de CO2
sont les calottes permanentes ou résiduelles qui sont toujours présentes
près des pôles et dont on pense qu'elle représentent
les sommets visibles d'un pergélisol souterrain
plus étendu.
• La
calotte permanente sud a un diamètre de 350 kilomètres
et est composée de dépôts de CO2
gelés ainsi que d'une grande quantité de glace d'eau. Tout
au long de l'été austral, elle reste au point de congélation
du CO2, 150 K, et ce réservoir froid est suffisamment
épais pour survivre intact à la chaleur estivale.
• La calotte permanente
du nord est différente. Elle est beaucoup plus grande, ne rétrécissant
jamais au-dessous d'un diamètre de 1000 kilomètres, et est
composée de glace d'eau. Les températures estivales dans
le nord sont trop élevées pour que le CO2
gelé puisse subsister. Les mesures du Mars Global Surveyor ont établi
les altitudes exactes dans la région polaire nord de Mars, montrant
qu'il s'agit d'un grand bassin de la taille du bassin de l'océan
Arctique. La calotte glaciaire elle-même a une épaisseur
d'environ 3 kilomètres, avec un volume total d'environ 10 millions
de km3 (similaire à celui de la
mer
Méditerranée). Si Mars avait jamais eu beaucoup d'eau
liquide, ce bassin polaire nord aurait contenu une mer peu profonde. Certaines
images montrent de indications d'anciens rivages.
Les images prises depuis
l'orbite martienne montrent également un type de terrain distinctif
entourant les calottes polaires permanentes. Aux latitudes supérieures
à 80° dans les deux hémisphères, la surface est
constituée de dépôts stratifiés récents
qui recouvrent le sol cratérisé plus ancien en dessous. Les
couches individuelles ont généralement une épaisseur
de dix à quelques dizaines de mètres, marquées par
une alternance de bandes claires et sombres de sédiments. Le matériau
des dépôts polaires comprend probablement de la poussière
transportée par le vent depuis les régions équatoriales
de Mars.
Les dépots
de poussières et de glace peuvent obéir à des processus
cycliques de longues durées. Les échelles de temps
représentées par les couches polaires sont des dizaines de
milliers d'années. Apparemment, le climat martien connaît
des changements périodiques à des intervalles similaires
à ceux qui séparent les périodes glaciaires sur Terre.
Les calculs indiquent que les causes sont probablement également
similaires : l'attraction gravitationnelle des autres planètes produit
des variations de l'orbite et de l'inclinaison de Mars au fur et à
mesure que le grand mouvement d'horlogerie du système solaire s'exécute
(un phénomène similiaire aux cycles de Milankovitch,
qui affectent l'orbite terrestre).
En 2008, la sonde
Phoenix a atterri près de la calotte polaire Nord en été.
Sa découverte la plus intéressante est survenue lorsque le
vaisseau spatial a tenté de creuser une tranchée peu profonde.
Lorsque la poussière sus-jacente a été enlevée,
un matériau blanc brillant est apparu, interprété
comme une sorte de glace. De la façon dont cette glace s'est sublimée
au cours des jours suivants, il a été clair qu'il s'agissait
d'eau gelée.
-
La
calotte polaire nord de Mars. - Chaque hiver, il se dépose sur
la calotte nord une nouvelle couche d'environ un mètre d'épaisseur
composée de dioxyde de carbone congelé provenant de l'atmosphère
martienne. Cette couche disparaît en été, laissant
à nu une couche de glace d'eau qui existe toute l'année.
Des vents forts soufflent au-dessus du centre de la calotte et tourbillonnent
en raison de la rotation de Mars, contribuant à la structure en
spirale visible sur cette image. Crédit: ESA/DLR/FU
Berlin; NASA MGS MOLA Science Team. |
L'atmosphère
de Mars
L'atmosphère
de Mars est extrêmement ténu. Elle ne représente que
le 1/150e de celle de la Terre. Sa pression
de surface moyenne est de seulement 0,007 pascal, soit moins de 1 % de
celle à la surface de la Terre. (C'est la pression de l'air à
environ 30 kilomètres au-dessus de la surface de notre planète).
L'air martien est
composé principalement de dioxyde de carbone (95 %), auxquels s'ajoutent
environ 2,7 % d'azote , 1,6 % d'argon et de très petites quantités
d'oxygène, de monoxyde de carbone (CO) et de vapeur d'eau (0,03
%). Les proportions des différents gaz sont similaires à
celles de l'atmosphère de Vénus, mais on trouve beaucoup
moins de chaque gaz dans l'air ténu de Mars.
Une
atmosphère sous antiseptique. - Grâce aux conditions d'observation
très favorables présentées par Mars lors de son opposition
de 2003, des études conduites à l'aide du télescope
James Clerk Maxwell (Hawaii), ont pour la première fois mis en évidence
la molécule de peroxyde d'hydrogène
(H2O2) dans l'atmosphère
martienne. Les chercheurs s'attendaient à ce que sur Mars, comme
sur la Terre, la présence de catalyseurs
dans l'atmosphère joue un rôle clé dans les cycles
chimiques les plus importants. Un rôle justement attribué
par les modèles théoriques au peroxyde d'hydrogène.
Cette molécule qui est aussi, soit dit en passant, le composant
actif d'un antiseptique bien connu, notre « eau oxygénée
», pourrait donc ainsi bien commander à la logique du fonctionnement
chimique de l'atmosphère martienne.
Les vents et les
tempêtes.
La plupart des vents
mesurés sur Mars ne sont que de quelques kilomètres par heure.
Et même s'ils peuvent parfois atteindre des vitesses élevées
(jusqu'à 400 km/h), ils exercent beaucoup moins de force qu'un vent
de même vitesse ne le ferait sur Terre à cause de la très
faible densité de l'atmosphère martienne.
Le vent martien est
capable de soulever de très fines particules de poussière,
qui peuvent parfois développer des tempêtes de poussière
à l'échelle de la planète, un phénomène
visible même depuis la Terre. Cela se produit généralement
vers le moment où la planète passe à son périhélie.
A cette époque, la température est relativement élevée
et la calotte polaire sud s'évapore rapidement et libère
des substances volatiles, ce qui augmente la pression atmosphérique.
De nombreuses tempêtes de poussière martiennes majeures ont
commencé dans les bassins Argyre, Chryse, Hellas, et Isidis, ainsi
que dans la région de Valles Marineris.
--
Tourbillon
de poussière se déplaçant à travers Amazonis
Planitia, sur Mars. - Chaque après-midi ensoleillé, l'atmosphère
de Mars devient turbulente à mesure que la chaleur monte de la surface.
Cette turbulence génère de tourbillons de poussière
(dust devils), avec des vitesses de vent tangentiel allant jusqu'à
110 km/h, et qui jouent un rôle important dans le soulèvement
de la poussière fine dans l'atmosphère. Le tourbillon photographié
ici depuis l'espace par la caméra embarquée à bord
de Mars Reconnaissance Orbiter a un diamètre d'environ environ 30
mètres, son panache atteint plus de 800 mètres au-dessus
de la surface. Ne suivant pas la trajectoire du tourbillon de poussière,
le panache est soufflé vers l'est par une brise d'ouest.Crédit
: HiRISE, MRO, LPL (U. Arizona), NASA. |
En l'absence d'eau
de surface, l'érosion éolienne joue un rôle majeur
dans la sculpture de la surface martienne. Le vent sur Mars joue également
un rôle important dans la redistribution des matériaux de
surface.
-
Une
tempête au-dessus du pôle nord de Mars suivie par les caméras
de Mars Global Surveyor, en mars en 1999, alors que l'été
martien se terminait et que l'automne commençait. - Comme sur
la Terre, de nombreuses tempêtes violentes se forment dans les régions
polaires martiennes. Ici, les contrastes de température entre la
calotte de gel saisonnière froide de dioxyde de carbone et le sol
chaud qui lui est adjacent, combinés à un flux d'air polaire
froid s'évaporant de la calotte, entraînent la poussière
et la canalisent dans des tempêtes de poussière tourbillonnantes
le long du bord de la calotte. (La calotte polaire nord est la surface
claire et spiralée en haut à gauche). (NASA/JPL/Malin
Space Science Systems) |
Les nuages.
Sur Mars, hors de
l'atmosphère, la plupart des composés volatils se rencontrent
à l'état de glaces dans les calottes polaires, mais il y
a suffisamment de vapeur d'eau pour que des nuages
de glace d'eau se forment, tôt le matin ou tard le soir, à
des altitudes de 10 à 15 km. Outre les nuages de poussière
soulevés par le vent que l'on a évoqués, on observe
ainsi dans l'atmosphère martienne deux autres types de nuages :
• Les
nuages de glace d'eau. - Les nuages constitués de fines particules
de glace d'eau sont similaires à ceux de la Terre. IIs se
forment souvent autour des montagnes, comme cela se produit sur notre planète.
Sur Mars, c'est en été que les nuages de glace se forment
sur les flancs des montagnes; en hiver, des brumes apparaissent au-dessus
des pôles.
• Les nuages de
dioxyde de carbone. - Le dioxyde de carbone (CO2
), qui est le principal constituant de l'atmosphère, peut se condenser
à haute altitude (et parfois même au sol), à des températures
de l'ordre d'environ 150 K (-123 °C) pour former des brumes de cristaux
de neige carbonique. (Ces nuages de CO2 n'ont pas
d'équivalent sur Terre, puisque sur notre planète les températures
ne descendent jamais assez bas pour que ce gaz se condense).
Cirrus
martiens photographiés par le rover Curiosity, le 17 mai
2019. Il s'agit probablement de nuages de glace
d'eau. Leur altitude est estimée à une trentaine de kilomètres
au-dessus du sol. Source : NASA/JPL-Caltech; colorisation
: Imago Mundi. |
La météo
martienne.
Mars connaît
des climats comparables à ceux de notre planète. Les températures
(mesurées pendant plusieurs années par les stations météorologiques
des sondes Viking) varient considérablement avec les saisons. Cela
est dû à l'orbite excentrique
et à l'inclinaison axiale de Mars, mais
aussi à l'absence d'océans modérateurs
et de couverture nuageuse consistante. En règle générale,
le maximum estival, mesuré par la station de Viking 1 était
de 240 K (-33 °C), chutant à 190 K (-83 ° C) au même
endroit juste avant l'aube. Les températures de l'air les plus basses,
mesurées plus au nord par Viking 2, étaient d'environ 173
K (-100 ° C). Pendant l'hiver, Viking 2 a également photographié
des dépôts de givre (gel d'eau) sur le sol. Quelle que soit
la saison, la planète reste un monde très froid. La température
moyenne y est de -23 °C. La température la plus chaude enrégistrée
sur Mars (par le rover Spirit) était de 308 K (35-°C);
la plus froide, mesurée aux pôles, de 120 K (-153 °C).
La question de l'eau
liquide sur Mars
Bien que l'atmosphère
martienne contienne de petites quantités de vapeur d'eau et occasionnellement
des nuages de glace d'eau, l'eau liquide n'est
pas stable dans les conditions qui règnent aujourd'hui sur Mars.
Cela tient en partie aux basses températures qui règnent
généralement sur la planète. Il peut sans doute arriver
que la température d'un jour d'été ensoleillé
dépasse le point de congélation, mais dans ce cas c'est la
basse pression qui empêche l'eau liquide
d'exister à la surface, sauf aux altitudes les plus basses. À
une pression inférieure à 0,006 pascal, le point d'ébullition
est inférieur ou égal au point de congélation : l'eau
passe donc directement de l'état solide
à l'état de vapeur sans passer par l'état liquide
(sublimation), à l'image de ce qu'on observe
avec la « glace sèche-»,
le dioxyde de carbone, sur Terre. Une possibilité reste cependant
si l'on note que les sels dissous dans l'eau abaissent son point de congélation.
Sous certaines conditions, l'eau salée peut donc parfois exister
sous forme liquide à la surface martienne. Mais si c'est la cas,
elle ne peut être présente qu'en très faibles quantités
et, encore, temporairement. C'est surtout dans le passé qu'il faut
rechercher des indications de la présence sur Mars d'eau liquide,
en grandes quantités.
Les anciens cours
d'eau de Mars.
Bien qu'aucune étendue
d'eau liquide n'existe sur Mars aujourd'hui, les preuves s'accumulent indiquant
que des rivières coulaient autrefois sur la Planète rouge.
Deux types de formations géologiques semblent être des vestiges
d'anciens cours d'eau, les vallées de ruissellement et les vallées
d'écoulement, tandis qu'une troisième classe, dans laquelle
on range des ravines plus petites, suggère des jaillissements intermittents
d'eau liquide, encore aujourd'hui.
Les
vallées de ruissellement.
Dans les plaines
équatoriales des hautes terres, il existe une multitude de petites
vallées sinueuses et ramifiées - généralement
de quelques mètres de profondeur, quelques dizaines de mètres
de large et peut-être de 10 ou 20 kilomètres de long. Elles
sont appelés vallées de ruissellement (ou vallées
ramifiées) parce qu'elles ressemblent à ce que les géologues
attendraient du ruissellement de surface d'anciennes chutes abondantes
de pluie. Ces vallées de ruissellement semblent
indiquer que dans un passé lointain la planète avait un climat
très différent. Les dénombrements de cratères
dans ces vallées montrent que cette partie de la planète
est plus cratérisée que les mers lunaires mais moins que
les hautes terres lunaires. On en déduit que les vallées
de ruissellement sont probablement plus anciennes que les mers lunaires.
Elles sont vraisemblablement âgés d'environ 4 milliards d'années.
-
-
La
vallée de ruissellement de Warrego Valles et, à droite,
la vallée (possiblement) d'écoulement de Nanedi Valles.
(Une hypothèse alternative fait considérer Nanedi Valles
comme le résultat d'un effondrement de la surface en association
avec un écoulement de liquide). (Crédit
: NASA). |
Les
vallées d'écoulement.
Les vallées
d'écoulement (ou vallées de débâcle) sont
beaucoup plus grandes que les vallées de ruissellement; les plus
grandes d'entre elles sont situés au nord du grand système
de canyons et convergent vers le bassin de Chryse Planitia (où la
sonde Pathfinder a atterri), bien que d'autres semblent être associés
au bord nord-ouest d'Elysium. Ces vallées d'écoulement mesurent
typiquement 10 km ou plus de large et des centaines de kilomètres
de long. De nombreux éléments portent à penser qu'elles
ont été creusés par d'énormes volumes d'eau
courante, bien trop importants pour être produits par précipitations
ordinaires. Elles semblent plutôt être liés à
une très ancienne période d'inondations, à une époque
où le climat était assez différent de l'actuel, permettant
à l'eau liquide (probablement recouverte de glace) d'exister en
quantité à la surface martienne.
Pour autant que nous
puissions en juger, les régions d'où proviennent les vallées
d'écoulement contenaient une eau abondante gelée dans le
sol sous forme de pergélisol. Une source locale de chauffage a dû
libérer cette eau, entraînant une période d'inondation
rapide et catastrophique. Peut-être que ce réchauffement était-il
associé à la formation des plaines volcaniques sur Mars,
qui remontent à peu près à la même époque
que les vallées d'écoulement.
Il existe une hypothèse
selon laquelle les volcans de Mars, à l'époque où
ils étaient encore en activité, avaient libéré
dans l'atmosphère d'énormes quantité de CO2
et de vapeur d'eau. Une telle accumulation de gaz dans l'atmosphère
a dû, non seulement augmenter sa pression, mais sur elle a aussi
provoqué un important effet de serre. Le climat de la Planète
rouge a donc été plus chaud qu'actuellement. De plus, l'atmosphère
étant riche en vapeur d'eau, il s'y est formé des nuages
qui sont retombés en pluie, comme sur Terre, formant des fleuves
et de grandes étendues d'eau de surface (lacs, mers...). Mais lorsque
les volcans se sont éteints, l'atmosphère de Mars n'a plus
été renouvelée. Elle s'est peu à peu évanouie
dans l'espace. Beaucoup de vapeur d'eau a ainsi été perdue.
Les fleuves et leurs exutoires ont disparu. L'effet de serre, quant à
lui, a diminué et le climat s'est refroidi. L'eau qui subsistait
est alors devenue glace. Elle reste désormais cachée, peut-on
supposer, dans le sous-sol ou sous la forme des banquises polaires.
-
Grandes
vallées d'écoulement entre Valles Marineris et Chryse Planitia.
- Ces vallées drainent une vaste région de chasmata
(dépressions escarpées, canyons) et de terrains chaotiques
autour de Valles Marineris. Les couleurs correspondent à l'altimétrie
martienne établie par les instruments de Mars Global Surveyor (rouge
et jaune : altitudes élevées; vert : altitudes intermédiaires;
bleu : altitudes basses). (Source : C. Vita-Finzi,
D. Fortes, Planetary geology, an introduction, 2013; image
: NASA/USGS). |
Les
ravines.
Les plus petits
ravins ont été découvert sur les images transmises
par Mars Global Surveyor, qui atteignaient une résolution de quelques
mètres. Sur les parois abruptes des vallées et des cratères
aux latitudes élevées, il existe de nombreux signes d'érosion
qui ressemblent à des ravines creusées par l'eau qui coule,
présentant un parcours sinueux, des rochers, et des débris
dans leur fond.
Ces ravines
sont très jeunes : non seulement aucun cratère d'impact ne
s'y superpose, mais dans certains cas, les ravines semblent recouper des
dunes récentes déposées par le vent. Peut-être
de l'eau liquide présente sous terre, d'abord retenue derrière
un bouchon de glace, peut-elle jaillir soudainement pour produire des écoulements
de surface de courte durée avant que l'eau ne gèle ou ne
s'évapore.
Les ravines ont aussi
la remarquable propriété de changer régulièrement
avec les saisons martiennes. De nombreuses traînées sombres
s'allongent en quelques jours, indiquant que quelque chose s'écoule
vers le bas, soit de l'eau, soit des sédiments sombres. S'il s'agit
d'eau, cela nécessite une source continue, soit de l'atmosphère,
soit de sources qui puisent dans les couches d'eau souterraines (aquifères).
L'hypothèse de l'eau souterraine semble cependant incompatible avec
le fait que de nombreuses traînées sombres commencent à
haute altitude sur les parois des cratères.
Une indication supplémentaire
que les traînées sombres (appelées lignes de pente
récurrentes) sont causées par l'eau a été
recueillie en 2015 lorsque des spectres en ont
été obtenus. On y a constaté la présence de
sels hydratés produits par l'évaporation de l'eau salée.
Si l'eau est salée, elle peut rester liquide assez longtemps pour
s'écouler en aval sur des distances d'une centaine de mètres
ou plus, avant de s'évaporer ou de pénétrer dans le
sol. Cependant, cette découverte ne permet toujours pas d'identifier
la source ultime de l'eau.
-
Ravines
sur le bord du cratère Newton (Terra Sirenum).
Crédit
: MGS, JPL, NASA / Malin Space Science Systems.
Lacs et glaciers
anciens.
Les rovers
(Spirit, Opportunity, Curiosity, Perseverance) qui ont fonctionné
ou fonctionnent encore à la surface de Mars n'ont pas pu atteindre
les sites tels que les ravines, qui sont situés sur des pentes abruptes.
Au lieu de cela, ils ont exploré des sites qui pourraient être
des lits de lacs asséchés, remontant à une époque
où le climat sur Mars était plus chaud et l'atmosphère
plus épaisse, c'est-à-dire à une époque où
les conditions permettaient à l'eau d'être liquide à
la surface. De fait, il existe de nombreux exemples de tels possibles petits
lacs
martiens asséchés, qui présentent des structures pouvant
s'interpréter comme les résultats d'une sédimentation.
• Le site
d'atterrissage de Spirit a été spécifiquement choisi
pour pouvoir explorer ce qui ressemblait à un ancien lit de lac
dans le cratère d'impact Gusev, dans lequel débouche une
grande vallée (Ma’adim Vallis) par laquelle l'eau aurait pu être
apportée. Cependant,
lorsque la sonde a atterri, il a découvert que l'ancien lit du lac
avait été recouvert de fines coulées de lave, bloquant
l'accès du rover aux roches sédimentaires
qu'on avait espéré trouver. Restent toutefois des affleurements
rocheux sur les collines qui pourraient s'interpréter comme les
résultats d'inondations et d'assèchements successifs.
• Opportunity a eu
plus de chance. En étudiant les parois d'un petit cratère
nommé Eagle, il a détecté des roches sédimentaires
disposées en couches. Ces roches contenaient des preuves chimiques
d'évaporation, suggérant qu'il y avait bien eu un lac salé
peu profond à cet endroit. Dans ces roches sédimentaires
se trouvaient également de petites sphères riches en hématite
minérale, qui ne se forme que dans les environnements aqueux. Apparemment,
ce très grand bassin a été autrefois sous l'eau.
El
Capitan, un rocher qui garde le souvenir de l'eau.
-
Plusieurs indices révélés
par l'étude de cette roche nommée El Capitan convergent pour
conclure à l'existence d'eau liquide a été présente,
il y a probablement plus d'un milliard d'années la région
de Meridiani Planum où s'est posée la sonde Opportunity.
Citons : 1) une stratification, en principe caractéristique des
roches sédimentaires (une activité éolienne pourrait,
il est vrai, aussi l' expliquer); 2) la présence dans la roche de
sulfates de fer et de magnésium, qui ne se forment normalement sur
Terre, que dans de l'eau liquide; 3) l'existence de petites cavités
interprétées comme le résultat de la croissance d'anciens
cristaux.
(Image : NASA/JPL/Cornell). |
• Le rover
Curiosity a atterri à l'intérieur du cratère Gale,
où des photos prises depuis l'orbite suggèraient également
une érosion hydrique passée. Il a découvert de nombreuses
roches sédimentaires, certaines sous forme de mudstones (
= roches sédimentaire à grain fin, originellement issues
de boues) provenant d'un ancien lit de lac; il a également trouvé
des indices de roches engendrées par l'action des eaux peu profondes
au moment de la formation des sédiments.
Il existe aussi d'autres
indications, qui suggèrent l'existence de grandes quantités
de glace juste sous la surface de Mars. Aux latitudes moyennes, des photos
haute résolution prises en orbite (par Mars Global Surveyor, Mars
Odyssey et Mars Express) ont révélé des glaciers couverts
de terre et de poussière. Dans certaines falaises, la glace est
observée directement. Ces glaciers pourraient s'être formés
pendant les périodes chaudes, lorsque la pression atmosphérique
était plus élevée; la neige et la glace pouvaient
alors précipiter.
-
Changements
observés à l'intérieur d'un cratère de la Terra
Sirenum. - Le premier cliché date de 2001, le second de 2005;
la troisième image montre un agrandissement de la traînée
claire apparue dans l'intervalle. On connaît aujourd'hui des dizaines
de milliers d'exemples de ravines sur Mars, quelques-unes, comme celle-ci,
se forment encore de nos jours. Faut-il y voir des épanchements
d'eau qui se seraient rapidement solidifiée en parvenant en surface?
D'autres hypothèses sont possibles, les changements saisonniers
de températures peuvent, par exemple, modifier les propriétés
physiques et chimiques des sols et expliquer des changements de couleur
ou même des coulées qui ne doivent rien à l'eau. (Image
: NASA/JPL/Malin Space Science Systems ). |
Changement climatique
sur Mars.
Les arguments en
faveur de l'existence d'anciens fleuves et lacs d'eau sur Mars discutés
jusqu'à présent suggèrent qu'il y a des milliards
d'années, les températures martiennes devaient être
plus chaudes et l'atmosphère devait être plus substantielle
qu'elle ne l'est aujourd'hui. Reste à expliquer le comment d'une
évolution aussi radicale. Le scénario envisagé peut
être le suivant :
Comme la Terre, Mars
s'est probablement formée avec une température de surface
plus élevée grâce à l'effet de serre. Mais Mars
est une planète plus petite, et sa gravité plus faible signifie
que les gaz atmosphériques peuvent s'échapper
plus facilement que de la Terre (ou de Vénus). L'évaporation
progressive de l'atmosphère martienne dans l'espace a eu pour conséquence
une diminution de l'effet de serre et, partant, une abaissement de la température
à la surface.
Finalement, Mars
est devenue si froide que la majeure partie de l'eau a gelé hors
de l'atmosphère, réduisant encore sa capacité à
retenir la chaleur. La planète a ainsi connu une sorte d'effet de
réfrigérateur incontrôlable, à l'opposé
de l'effet de serre incontrôlable qui s'est produit sur Vénus.
Probablement, cette perte d'atmosphère a eu lieu moins d'un milliard
d'années après la formation de Mars. Le résultat est
l'actuelle Mars froide et sèche.
Cependant, les conditions
à quelques mètres sous la surface martienne peuvent être
très différentes. Là, de l'eau liquide (en particulier
de l'eau salée) pourrait persister, maintenue au chaud par la chaleur
interne de Mars ou les couches isolantes solides et rocheuses.
-
Paysage
du fond du cratère Gale photographié par le rover Curiosity
en 2013. - Parsemée çà et là de roches,
qui conservent la marque des événements anciens qui les ont
formés, cette étendue était autrefois probablement
remplie d'eau et est aujourd'hui balayée par le vent. (Crédit
: NASA/JPL). |
Les tests concernant
l'absorption de nutriments et l'existence d'échanges gazeux n'ont
pas été négatifs, mais ils ont pu s'interpréter
comme causés par des réactions chimiques qui ont commencé
lorsque de l'eau a été ajoutée au sol et n'avaient
rien à voir avec une activité biologique. En fait, ces expériences
ont surtout appris que le sol martien est beaucoup plus actif chimiquement
que les sols terrestres en raison de son exposition au rayonnement ultraviolet
solaire (puisque Mars n'a pas de couche d'ozone).
D'autres facteurs
sont susceptibles de modifier la climatologie martienne. Il existe ainsi
plusieurs indices que Mars a connu connaître des cycles climatiques
à long terme. En particulier, des dépôts fortement
laminés (stratifiés) suggèrent une histoire géologique
d'alternance de climats plus chauds et plus froids, qui a peut être
été causée par l'évolution cyclique évoquée
plus haut de l'orbite et de l'inclinaison de la planète; l'excentricité
orbitale de Mars varie de 0,004 à 0,141 sur des dizaines de milliers
d'années, tandis que l'inclinaison de son axe oscille de 14°,9
à 35°,5.
Parfois, au cours
de ces longs cycles, l'une ou les deux calottes polaires peuvent fondre,
libérant une grande quantité de vapeur d'eau dans l'atmosphère.
Un impact occasionnel d'une comète pourrait aussi produire une atmosphère
temporaire suffisamment épaisse pour permettre à de l'eau
liquide de rester à la surface pendant quelques semaines ou quelques
mois.
La recherche d'organismes
vivants sur Mars.
De tous les objets
du Système solaire, Mars semble
être le plus prometteur pour y rechercher des indications de l'existence
d'organismes vivants extraterrestres, soit qu'ils aient existé dans
le passé, et que l'on puisse retrouver sous la forme de microbes
fossiles, soit même qu'ils existent ecore aujourd'hui dans les profondeurs
du sol martien. La seule exigence partagée par tous les organismes
vivants sur Terre est l'eau liquide (l'eau liquide n'est pas du tout une
condition suffisante, mais elle est nécessaire). Par conséquent,
le principe directeur pour évaluer l'habitabilité sur Mars
(et ailleurs) doit être la recherche de l'eau liquide.
Tester la possibilité,
bien qu'improbable, d'une présence actuelle micro-organismes dans
le sol martien était l'un des principaux objectifs des atterrisseurs
Viking en 1976 et ils transportaient à cet effet des laboratoires
biologiques miniatures. Bien qu'extrêmement sensibles, les expériences
Viking n'ont détecté aucun indice en faveur de l'existence
d'organismes vivants sur Mars.
-
L'atterrisseur
Viking 2 sur le site d'Utopia Planitia. - Des échantillons de
sol martien était recueillis par le long bras mécanique et
placés dans des enceintes, où il était isolé
et placé en contact avec différents de gaz, isotopes radioactifs
et nutriments pour observer ce qui se passerait. Les expériences
ont recherché des preuves de respiration par des animaux vivants,
d'absorption de nutriments offerts aux organismes éventuellement
présents et d'un échange de gaz entre le sol et son environnement
pour quelque raison que ce soit. Un quatrième instrument a pulvérisé
le sol et l'a analysé avec soin pour déterminer s'il contenant
de la matière organique ( = porteuse de carbone) et de quelle nature. |
La possibilité
qu'il existe des organismes vivants à la surface de Mars n'est pas
complètement exclue, mais elle semble négligeable. En revanche,
il semble toujours imaginable que des organismes vivants aient pu apparaître
sur Mars il y a environ 4 milliards d'années, en même temps
que sur la Terre. Les deux planètes offraient alors des conditions
de surface très similaires. La recherche de vie fossile sur Mars
semble ainsi un objectif légitime. C'est d'ailleurs déjà
ce que visent les différentes missions du programme Perseverance
qui doit rapporter sur Terre (à l'horizon 2031) des échantillons
martiens.
-
Couches
de sédiments argileux dans Ladon Valles, partiellement recouverts
de matériaux bruns plus foncés soufflés par le vent
(le médaillon montre des couches d'un mètre d'épaisseur,
de luminosité et de couleur variables). - Le bassin de Ladon, situé
dans Margaritifer Terra, témoigne d'une longue histoire d'écoulement
d'eau commençant relativement tôt dans l'histoire de Mars
il y a environ 3,8 milliards d'années et qui s'est poursuivie jusqu'à
il y a 2,5 milliards d'années. Pendant cette période, un
lac était très probablement présent dans le bassin
de Ladon et dans le nord de Ladon Valles. Des dépôts de sédiments
argileux y ont été identifiés. La présence
d'argiles indique un environnement compatible avec le développement
d'organismes vivants, car les argiles se forment et restent stables dans
des conditions de pH neutre où l'eau persiste longtemps, ce qui
minimise l'évaporation pour former d'autres minéraux comme
les sulfates. (D'après Catherine Weitz et
al., Icarus, vol. 384, 09/2022; image : NASA/HiRISE/Université
d'Arizona). |
Les satellites de
Mars : Phobos et Deimos
Mars possède deux très petits
satellites
de forme irrégulière, Phobos (=
la Peur, en grec) et
Deimos (= la Panique).
• Phobos
mesure 27 km de diamètre. Il orbite à 9380 km du centre de
Mars et accomplit une révolution en
459 mn (= 7 h 40 mn environ).
• Deimos mesure
15 km x 12 km x 11 km. Le rayon de son orbite est de 23 459 km et sa révolution
s'accomplit en un peu plus d'un jour et quart (30 heures environ)
.
La surface de Deimos est fortement cratérisée
et donc vraisemblablement très ancienne. Cependant, elle semble
plus lisse que celle de Phobos, car un sol poussiéreux de 10 m d'épaisseur
recouvre le satellite.
La composition de ces deux objets, apparemment
très différente de celle de Mars, incite à penser
qu'il s'agit d'astéroïdes
capturés. Leur densité et leur couleur extrêmement
sombre rappelle les chondrites carbonées
(météorites de type C). La roche dont sont constitués
ces satellites, supposée poreuse et riche en carbone, pourrait également
contenir de l'eau.
Phobos.
|
Deimos.
|
Troyens
On sait depuis 1990 que Mars possède
plusieurs troyens (= compagnons co-orbitaux). Le
premier à avoir été découvert est Eurêka
(Astéroïde n° 5261), un objet qui rappelle les astéroïdes
de type A. Un autre a été détecté en 1998 (classe
S ou D), un autre en 1999 (avec des caractérises qui le rapprocheraient
de Phobos), et trois autres encore, on été découverts
en 2001. Tous précèdent la planète sur son orbite
de 60° (point de Lagrange L5),
sauf celui de 1999, qui la suit, écartée de la même
distance angulaire (point de Lagrange L4).
|
Jean-Pierre
Bibring, Mars
: Planète bleue?, Odile Jacob, 2009. - Il
y a de l'eau sur Mars, ou plutôt il en reste : on vient de la trouver.
La planète rouge aurait donc été bleue. Elle est morte
aujourd'hui, mais elle a peut-être abrité la vie, dans un
passé que l'on sait désormais déchiffrer. Jean-Pierre
Bibring, l'un des principaux acteurs de l'exploration
martienne, nous fait revivre l'extraordinaire aventure qui vient d'aboutir
à cette découverte majeure. Majeure, car elle révolutionne
notre connaissance de l'histoire de Mars, laquelle éclaire d'un
jour nouveau celle de la Terre et des autres objets
du système solaire. Elle pose en
termes inédits la question de l'apparition de la vie : phénomène
banal dans l'Univers, ou exclusivement terrestre? Elle relance et oriente
la recherche de vie extraterrestre. Enfin, au moment où le climat
de notre planète risque de basculer dans
l'inconnu, l'exploration de Mars permet de comprendre ce que la Terre,
où l'eau s'est maintenue depuis des milliards d'années, a
de véritablement singulier ; et qu'il faut à tout prix préserver.
(couv.).
Francis
Rocard, Planète
rouge, Mars mythes et explorations, 2e éd., Dunod, 2006.-
Depuis
fort longtemps déjà Mars nous fascine et nous aide à
comprendre l’Univers : c’est son orbite particulière qui permit
à Kepler de décrypter le mouvement des planètes, c’est
sur Mars que les hommes ont imaginé des vies extraterrestres, et
c’est sur Mars que des robots cherchent aujourd’hui les traces de vie qui
nous aideraient tant à comprendre l’apparition du vivant dans l’Univers.
Cet ouvrage nous entraîne tout d'abord dans l’histoire de cette longue
relation entre Mars et les Terriens. Puis il décrit l’épopée
des missions martiennes avec leur lot de succès et d’échecs.
Il relate les raisons de ces échecs avec leurs conséquences
ainsi que les technologies utilisées, et il rapporte certaines anecdotes
vécues par les acteurs de ces exploits. Tous ces événements
sont décrits avec le souci de mieux comprendre comment se construisent
ces projets spatiaux hors du commun. Récemment, Mars Express et
les rovers de la NASA nous ont transmis des informations cruciales sur
l’histoire de la planète et particulièrement sur cette période
très ancienne où son environnement était probablement
propice à l’apparition de la vie. Cette version moderne de l’exploration
progresse sur les pas des pionniers qui explorèrent jadis la Terre
préparant un avenir plus lointain qui verra, probablement, un jour
un homme fouler le sol de la planète rouge. (couv).
Olivier
de Goursac, Visions
de Mars, La Martinière, 2004.- Cet
ouvrage rassemble pour la première fois une sélection des
plus belles images de Mars retravaillées par un spécialiste
de l'imagerie spatiale. Olivier de Goursac nous livre ici le résultat
de nombreuses années de travail consacrées au traitement
de centaines de clichés. La plupart de ces photographies n'ont jamais
été dévoilées au grand public. L'auteur est
parvenu à améliorer de façon spectaculaire la qualité
et la résolution de chaque cliché qui révèle
l'étonnante diversité des paysages et la profusion des détails
pittoresques. Une découverte de la planète rouge comme jamais
vous ne l'avez vue! (couv.).
Guillaume
Cannat et Didier Jamet, Mars
comme si vous y étiez, Eyrolles, 2004. --Il
y a eu de l'eau à l'état liquide sur Mars! Cette hypothèse
s'est renforcée grâce aux observations
des robots martiens américains Spirit et Opportunity et de la sonde
européenne Mars Express. Avec de l'eau, une atmosphère
et des températures à peine plus
rigoureuses qu'en Antarctique, les espoirs de découvrir des traces
fossiles ou non d'une certaine évolution
biologique martienne semblent aux yeux des amateurs de raccourcis de plus
en plus grands. L'occasion est belle de porter un nouveau regard sur la
planète
du dieu de la Guerre des Romains,
de voir en quoi elle se distingue ou se rapproche de la Terre,
comment son apparence nous renseigne sur son passé et nous informe
sur notre avenir. À l'heure où l'on reparle d'envoyer des
humains sur Mars, une lecture entièrement
renouvelée du paysage martien s'impose. C¹est ce que propose
cet ouvrage grand public qui s'appuie sur les plus récentes et les
plus spectaculaires images de la planète rouge. (d'après
la couv.).
F.
Forget, F. Costard, Ph. Lognognet, La planète
Mars, histoire d'un autre monde, Belin, 2006; Mary Chapman,
The
geology of Mars, evidence of earth-based analogs, Cambridge
University Press, 2007; David Harland,
Water
and the search for life on Mars, Springer, 2005. Serge Brunier,
Observer
Mars, Larousse, 2005; Eugène
Antoniadi, La planète Mars, Burillier.
Francis
Rocard, Planète rouge, Mars : mythes et explorations, Dunod,
2003. - Pierre Lagrange, Hélène Huguet, Sur Mars
(le guide du touriste spatial), EDP Sciences, 2003. - Philippe Morel
et al. Au plus près de Mars, Vuibert, 2003. - Serge Brunier,
Observer
Mars (avec une carte de Mars, niveau débutant à amateur confirmé),
Bordas, 2001. - François Costard,
La planète Mars,
PUF (QSJ), 2000. - Charles Frankel, La vie sur Mars, Le Seuil, 1999.
Romans
: Ray Bradbury, Chroniques martiennes, Gallimard, 2001; Fredric
Brown, Martiens, go home!, Gallimard, 2000; H.G.
Wells, La Guerre des mondes, Gallimard, 1998. |
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