Mars
Après la Terre,
nous trouvons Mars, à une distance moyenne d’environ 1,5 unités astronomiques
du Soleil, soit 230 millions de kilomètres. Contrairement aux autres planètes,
Mars a une période de rotation très proche de celle de la Terre, l’alternance
entre le jour et la nuit se fait donc au même rythme que sur notre planète.
L’inclinaison de
l’axe de rotation par rapport au plan de l’orbite a également une valeur
similaire, ce qui conduit la planète à être soumise à un cycle de saisons
semblable à celui de la Terre, légèrement plus lent car l’année martienne est
plus longue que la nôtre.
Vue de la Terre,
la planète apparaît généralement rougeâtre, avec quelques zones foncées et des
régions polaires blanchâtres. Avec l’alternance des saisons, son aspect change
beaucoup. En été, les zones polaires rapetissent et les zones foncées
s’étendent. En hiver, la couverture blanche sur les pôles est très marquée et
les zones foncées se font plus discrètes.
Ces zones foncées
sont des régions de roches plus sombres et leur changement d’aspect est
probablement dû à une couche de poussière d’épaisseur variable avec les
saisons. L’aspect rouge de la planète est quant à lui dû à la présence d’oxyde
de fer.
Mosaïque de Mars
construite à partir de 102 images prises lors des missions Viking. L’image est
centrée sur la région Valles Marineris, un système de canyons long de 3000
kilomètres et d’une profondeur maximale de 8 kilomètres. On aperçoit à gauche
les volcans du Tharsis, tous d’une altitude d’environ 25 kilomètres. Crédit : NASA/GSFC
L’exploration de
Mars par des sondes spatiales commença en 1965 avec un survol par Mariner 4.
Deux autres sondes Mariner firent de même, puis ce fut Mariner 9 qui se mit en
orbite autour la planète et prit des images pendant presque un an.
En 1976, ce
furent les deux sondes Viking qui étudièrent Mars pendant plusieurs années.
Chacune était composée d’une sonde en orbite qui prenait des images de la
surface et étudiait l’atmosphère, et d’une sonde qui se posait sur la surface,
effectuait des mesures météorologiques et sismologiques et analysait quelques
échantillons du sol, en particulier pour détecter de possibles traces de vie.
A côté de ces
immenses succès, Mars donna également lieu à de grandes déceptions, en
particulier avec l’échec de la sonde Mars Observer en 1993 et de l’atterrisseur
Beagle 2 en 2003.
L’atmosphère
La planète Mars a
un diamètre de 6800 kilomètres. Elle possède une atmosphère très ténue avec une
pression inférieure à un pour cent de la valeur terrestre. L’atmosphère est
constituée de gaz carbonique à plus de 95 pour cent, d’un peu d’azote, d’argon
et d’oxygène, et de traces d’autres gaz. Il y a également un peu de vapeur
d’eau, en quantité suffisante pour donner naissance à des nuages de glace ou à
du brouillard.
Les images prises
depuis la surface montrent que le ciel apparaît orange, ce qui est vraisemblablement
dû à de fines particules de poussière présentes dans l’atmosphère.
La température à
la surface de Mars est très variable, entre un minimum d’environ -140 degrés
Celsius la nuit et un maximum diurne de 0 degré l’hiver et de 20 degrés l’été.
L’atmosphère de
Mars est parfois animée de formidables tempêtes qui englobent toute la planète
et peuvent durer plusieurs mois. La surface est alors entièrement cachée par
les poussières soulevées par le vent. Cela s’est par exemple produit au début
de la mission Mariner 9, la sonde ayant été dans l’impossibilité d’observer la
surface pendant plusieurs semaines.
La surface
Les différentes
sondes ont révélé une surface fascinante et riche en formations de types
différents : volcans éteints, cratères, canyons et lits de rivières asséchés.
Ces diverses formations ne sont pas réparties uniformément sur la planète, mais
plutôt regroupés dans un hémisphère donné.
L’hémisphère nord
de Mars est dominé par des formations d’origine volcanique. On y trouve en
particulier deux régions où se concentrent de nombreux volcans : le dôme du
Tharsis, avec 3 volcans dont la hauteur dépasse 20 kilomètres, et, de l’autre
coté de la planète, Elysium Planitia.
Près du dôme du
Tharsis se trouve Olympus Mons, le plus grand volcan du système solaire qui
culmine à 26 kilomètres d’altitude avec une base de 600 kilomètres de diamètre.
Les volcans
martiens sont du même type que les volcans de Hawaii, avec des flancs en pente
très douce. Ils sont dus à la présence d’un point chaud dans le manteau qui
éjecte de la lave vers l’extérieur à travers la croûte.
Leur taille
démesurée est probablement liée à l’absence de tectonique des plaques. Sur
Terre, du fait de la tectonique, la croûte se déplace par rapport au point
chaud, produisant une succession de petits volcans. Sur Mars, la croûte est
fixée et l’accumulation de lave en un même point forme petit à petit des
volcans énormes.
A partir d’une
étude du nombre de cratères dans ces régions volcaniques, il a été possible de
les dater de façon approximative : le dôme du Tharsis par exemple est
relativement jeune, avec seulement quelques centaines de millions d’années.
L’hémisphère sud
est très différent, dominé par des cratères d’impact vieux de plusieurs
milliards d’années. Contrairement aux cratères lunaires dont l’aspect ne change
pas avec le temps, les cratères martiens sont soumis à une érosion d’origine
atmosphérique qui altère leur forme, arrondit leurs bords et recouvre leur
intérieur d’une épaisse couche de poussières.
L’une des
formations les plus remarquables de la surface martienne se trouve près de
l’équateur : il s’agit d’un gigantesque canyon, baptisé Valles Marineris en
l’honneur de la sonde Mariner, qui s’étend sur plus de 3000 kilomètres avec une
profondeur qui peut atteindre 8 kilomètres. Il est lui-même entouré de tout un
système de canyons de taille plus modeste. Les planétologues pensent que ces formations
sont le résultat de l’effondrement d’énormes plateaux.
Le dernier type
de structure mis en évidence sur Mars, en particulier dans le voisinage du
Valles Marineris, est constitué de petites vallées qui présentent de nombreux
méandres et ressemblent à des lits de rivière asséchés, ce qui laisse penser
que de l’eau liquide a dû couler sur la surface de Mars par le passé.
Finissons ce
rapide survol de la planète Mars, en remarquant que la planète possède deux
petits satellites, Phobos et Deimos, avec une dimension de l’ordre de 10
kilomètres. Ces satellites apparaissent très irréguliers et sont recouverts de
cratères. Du fait de la proximité de la ceinture d’astéroïdes et de leur aspect
irrégulier, les astronomes les soupçonnent fortement d’être des astéroïdes
capturés par Mars.
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