Mars E-Book

Encyclopaedia Universalis

• Herausgeber: Encyclopaedia Universalis
• Kategorie: Bildung
• Sprache: Französisch

Seitenzahl: 108

Veröffentlichungsjahr: 2017

Beschreibung

En s'éloignant du Soleil, Mars est la quatrième planète du système solaire. Presque deux fois plus petite que la Terre (le tableau 1 présente les caractéristiques physiques et orbitales comparées de ces deux objets), la planète rouge est un corps solide différencié qui posséderait une croûte de 50 kilomètres d'épaisseur moyenne, une lithosphère...

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ISBN : 9782341011914

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Mars

Introduction

En s’éloignant du Soleil, Mars est la quatrième planète du système solaire. Presque deux fois plus petite que la Terre (le tableau 1 présente les caractéristiques physiques et orbitales comparées de ces deux objets), 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.

Mars au printemps. Au nord, la calotte polaire est encore entourée d'un vaste anneau de givre d'eau qui se sublime rapidement sous l'accroissement de la chaleur solaire. Au milieu du disque, à gauche, noter la grande tache sombre : il s'agit du volcan géant Olympus Mons, haut de plus de 20 000 mètres !Image N.A.S.A./J.P.L./M.S.S.S., retraitement Olivier de Goursac. (NASA)

Terre et Mars : caractéristiques physiques et orbitales. Caractéristiques physiques et orbitales comparées de la Terre et de Mars.

À l’instar de la Terre et de Vénus, Mars possède une atmosphère, très ténue cependant, composée essentiellement de dioxyde de carbone CO2 (95,32 p. 100) et de très peu de vapeur d’eau (0,03 p. 100).

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 ; tabl. 2). 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.

Lever de Soleil sur Mars. Le petit véhicule robotisé Spirit, qui a atterri sur Mars le 3 janvier 2004, a pris cette image au lever du Soleil. Il est 5 heures du matin et ce dernier, situé sous l'horizon, n'est pas encore visible. Mais on voit comme un halo bleuté juste au-dessus de lui. Cette teinte est due aux particules de poussière qui réfléchissent la longueur d'onde bleue vers l'observateur tout en absorbant principalement celle du rouge. Noter par ailleurs la teinte du ciel, qui vire plus loin à l'ambre léger. À l'horizon se profilent les Columbia Hills, collines d'une centaine de mètres de hauteur et distantes de 3 kilomètres en moyenne. Image N.A.S.A./J.P.L./Cornell University, retraitement Olivier de Goursac. (NASA)

Terre et Mars : saisons. Comparaison de la durée des saisons dans les hémisphères Nord de la Terre et de Mars.

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 (tabl. 3) , 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 d’ellipsoïdes (Phobos : 26,8 km × 22,4 km × 18,4 km ; Deimos : 15,0 km × 12,2 km × 10,4 km).

Gaspra, Deimos et Phobos (comparaison). L'astéroïde Gaspra (en haut) comparé à Deimos (en bas à gauche) et Phobos (en bas à droite), les deux petits satellites de Mars. Les trois objets sont montrés à la même échelle et dans des conditions d'éclairement quasi identiques. Les images de Phobos et de Deimos ont été acquises par les sondes orbitales Viking en 1977, celle de Gaspra par Galileo le 29 octobre 1991. (Courtesy NASA / Jet Propulsion Laboratory)

Phobos et Deimos. Caractéristiques physiques et orbitales de Phobos et Deimos.

Philippe MASSON

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 0C), 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 p. 100 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 0C). 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. La question de savoir pourquoi l’atmosphère martienne a évolué si différemment de l’atmosphère terrestre n’est pas bien résolue. L’incorporation progressive de dioxyde de carbone dans le sol sous forme de carbonates sans recyclage atmosphérique, en l’absence d’activité tectonique notable, et l’échappement gravitationnel de l’azote pourraient expliquer la faible valeur actuelle de la pression. La raréfaction de l’atmosphère, entraînant une diminution de la température à la surface (annihilation de l’effet de serre), serait dans ce cas à l’origine de la disparition de l’eau liquide, la plus grande partie de la vapeur d’eau ayant disparu par photodissociation et échappement thermique de l’hydrogène.

Les analyses d’échantillons du sol réalisées par les sondes d’atterrissage n’ont révélé aucune trace d’une activité biologique passée ou actuelle.

Éric CHASSEFIÈRE

1. 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.

Première image de la surface de Mars. Cette image historique, la première jamais prise à la surface de Mars, a été obtenue le 20 juillet 1976 par la station Viking-1, quelques minutes après son atterrissage sur Chryse Planitia. Le centre de l'image est situé à 1,4 mètre environ de la caméra ; le bloc rocheux au centre en haut a une taille de l'ordre de 10 centimètres. On aperçoit en bas à droite une partie d'un des trois pieds de la station. (Courtesy NASA / Jet Propulsion Laboratory)

Mars : les « myrtilles ». Sur le site d'Opportunity, dans Meridiani Planum, la surface de Mars est constituée d'un matériau à grain fin parsemé par toutes sortes de débris, dont de minuscules « sphérules » de 1 à 2 millimètres de largeur, nommées « myrtilles ». Celles-ci ont grandi autour d'un point de nucléation, grâce au dépôt progressif de minéraux dans l'eau. Constituées principalement d'hématite, elles se sont formées dans les eaux stagnantes et salées d'un lac de faible profondeur présent à une époque ancienne dans la région. Image N.A.S.A./J.P.L./Cornell University, retraitement Olivier de Goursac. (NASA)

Cratère martien façonné par le courant. Au centre des vastes chenaux d'inondations qui serpentent à la surface de Mars se trouvent des cratères ayant résisté à la puissance des éléments. Les sédiments les plus meubles ont été arrachés par les torrents de boues très liquides, tandis que les terrains compactés par la force de l'impact ont mieux résisté. Ne reste alors que le cratère lui-même, situé au bout d'une île étirée en forme de goutte. Image N.A.S.A./J.P.L./M.S.S.S., retraitement Olivier de Goursac. (NASA)

Dunes géantes de sédiments sur Mars. Certaines de ces dunes font plus de 200 mètres de hauteur. Elles sont très anciennes : en effet, l'atmosphère de Mars est si ténue qu'elle ne peut déposer que peu de poussière à chaque tempête et ne remue à chaque fois que moins de 1 millimètre d'épaisseur de sédiments. Ces dunes ont ainsi plusieurs dizaines, voire plusieurs centaines de milliers d'années d'existence. Image N.A.S.A./J.P.L./M.S.S.S., retraitement Olivier de Goursac. (NASA)

Mars : bord d'un cratère observé par Spirit. Le petit véhicule robotisé Spirit, qui a atterri sur Mars le 3 janvier 2004, est monté explorer un petit cratère situé à 320 mètres au nord de son site d'atterrissage, dans le grand cratère Gusev. Nommé Bonneville, ce cratère est large de 220 mètres. On voit ici une perspective traversant sa dépression en forme de bol qui est tapissée d'une couche de sédiments apportés par le vent. Au premier plan, des blocs témoignent encore de la violence de l'impact qui créa ce cratère. Image N.A.S.A./J.P.L./Cornell University, retraitement Olivier de Goursac. (NASA)

Dunes sur le site de Viking-1.. Ces dunes de sable recouvertes de sédiments éoliens plus fins sont situées sur le site de la station martienne Viking-1, sur Chryse Planitia. Noter que la surface de Mars n'est pas rouge, mais plutôt brun-jaune. À droite, on aperçoit une partie du mât portant les instruments météorologiques de la station.Image N.A.S.A./J.P.L., retraitement Olivier de Goursac. (NASA/J.P.L.)

Topographie de Mars. Cette carte topographique de Mars a été établie grâce aux données recueillies par la sonde Mars Global Surveyor. Les altitudes sont exprimées en kilomètres. On distingue, de gauche à droite : la dépression d'Amazonis Planitia, le dôme de Tharsis, la dépression d'Acidalia Planitia et, au sud, celle d'Argyre Planitia, la dépression d'Hellas Planitia, vers 60 degrés est, au sud, enfin, au nord, celles d'Isidis Planitia, d'Utopia Planitia et d'Elysium Planitia. (Courtesy NASA / Jet Propulsion Laboratory)

La dissymétrie hémisphérique se manifeste de part et d’autre d’un grand cercle incliné de 350 sur l’équateur. Du point de vue morphologique, cette dissymétrie est marquée par la présence de nombreux