Mars (astronomie)

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Présentation

Mars (astronomie), planète du Système solaire portant le nom du dieu de la guerre dans la mythologie romaine. Quatrième planète à partir du Soleil, Mars se situe en troisième position dans l’ordre des masses croissantes.

Mars possède deux petits satellites, Phobos et Deimos, de forme irrégulière (voisine d’une ellipsoïde) et criblés de cratères. Certains astronomes les considèrent comme des corps semblables à des astéroïdes, capturés par la planète au tout début de son histoire. Phobos mesure environ 21 km sur son axe le plus long et Deimos 15 km.

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Aspect depuis la Terre

Quand on l’observe sans télescope, Mars apparaît sous la forme d’un corps rougeâtre dont l’éclat varie fortement. Lorsqu’elle est au plus proche de la Terre (55,7 millions de km), la planète Mars est, après Vénus, l’objet le plus brillant du ciel nocturne. Le meilleur moment pour observer la planète est celui où Mars est en opposition avec le Soleil, et aussi à sa distance la plus faible. De telles circonstances favorables se répètent à peu près tous les quinze ans, lorsque Mars vient à son périhélie (le point de l’orbite le plus proche du Soleil), ce qui se produit presque exactement au moment de l’opposition des deux astres.

À l’aide d’un télescope ou d’une lunette astronomique, on peut voir que Mars possède des régions orange brillantes et des zones plus sombres et moins rouges, dont les contours et les tons changent avec les saisons martiennes : du fait de l’inclinaison de son axe et de l’excentricité de son orbite, Mars connaît dans sa partie Sud des étés courts et relativement chauds, et de longs hivers relativement froids. La couleur rougeâtre de la planète provient de sa surface fortement oxydée. On pense que les zones sombres se composent de roches semblables aux basaltes terrestres, dont les surfaces ont été érodées et oxydées. Les régions plus brillantes semblent se composer de matériaux similaires, mais encore plus altérés, et recèlent apparemment de petites particules de la taille d’une poussière, en plus grande quantité que dans les régions sombres. La scapolite, un minéral relativement rare sur Terre, semble largement répandue ; il se pourrait qu’elle serve à stocker le dioxyde de carbone, ou gaz carbonique (CO₂) atmosphérique.

Des calottes brillantes, composées apparemment de givre ou de glace, marquent les régions polaires de la planète. Leur cycle saisonnier a été suivi pendant presque deux siècles. À chaque automne martien de brillants nuages se développent au-dessus du pôle. En dessous de cette coiffe polaire, une fine pellicule de givre de dioxyde de carbone se dépose au cours de l’automne et de l’hiver. À la fin de l’hiver, la calotte peut s’étendre jusqu’à une latitude de 45°. Au printemps, et à la fin de la longue nuit polaire, la coiffe polaire se dissipe, révélant la calotte de givre hivernal ; la limite de la calotte recule alors progressivement vers le pôle, car la lumière solaire provoque l’évaporation du givre accumulé. Au cœur de l’été, le recul continu de la calotte cesse, un dépôt brillant de givre et de glace subsistant jusqu’à l’automne suivant. Ces calottes polaires résiduelles s’étendent sur 300 km au pôle Sud et sur 1 000 km au pôle Nord. Bien que leur épaisseur réelle ne soit pas connue, elles doivent contenir de la glace et des gaz solidifiés sur peut-être 2 km d’épaisseur.

En plus des coiffes polaires — présumées composées de nuages de dioxyde de carbone solidifié — il existe d’autres nuages de nature différente sur la planète. On observe des brumes d’altitude élevée et des nuages de glace localisés. Ces derniers résultent du refroidissement associé à l’élévation de masses d’air au-dessus d’obstacles élevés. De vastes nuages jaunes, composés de poussière soulevée par les vents martiens, sont nettement visibles pendant les étés australs.

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Observation par les sondes spatiales

Mars a été explorée en détail lors de six missions réalisées par des sondes automatiques américaines entre 1965 et 1976 (voir espace, exploration de l’). Les premières photos de Mars ont été prises par Mariner 4 en 1965. Puis, des informations supplémentaires ont été obtenues grâce aux sondes Mariner 6 et 7 en 1969. À la fin de 1971, Mariner 9 a été la première sonde placée en orbite autour de Mars. Elle a pu étudier la planète rouge pendant près d’un an, donnant aux spécialistes leur première vue d’ensemble de Mars, ainsi que les premières images détaillées de ses deux satellites. En 1976, deux sondes Viking se sont posées sur le sol martien pour mener à bien les premières études directes de l’atmosphère et de la surface martiennes. Viking 2 a cessé de fonctionner en avril 1980, tandis que Viking 1 a fonctionné jusqu’en novembre 1982. La mission Viking comprenait aussi deux modules orbitaux, qui ont étudié la planète pendant presque deux années martiennes complètes. En 1988, les Russes ont envoyé deux sondes sur le satellite Phobos. Malheureusement les deux missions ont échoué, bien que l’une des sondes ait pu retransmettre certaines données et photographies avant de perdre le contact radio.

Le lancement réussi de la sonde spatiale Mars Global Surveyor, le 7 novembre 1996, a inauguré un nouveau programme d’étude de Mars par la NASA, comprenant huit missions sur une dizaine d’années. Tirant les enseignements de ses échecs passés (1993), la NASA a ainsi opté pour des voyages vers Mars moins coûteux mais plus fréquents. La mission Mars Global Surveyor a pour objet la cartographie de la planète et l’étude de ses caractéristiques physiques et chimiques, et non la recherche d’une éventuelle trace de vie sur Mars. Toutefois, ces renseignements permettront de savoir plus exactement dans quels endroits de la planète chercher ces traces de vie, si elles existent.

Tandis que Mars Global Surveyor dresse une véritable carte d’état-major de la planète rouge, une autre sonde, Mars Climate Orbiter étudie son atmosphère depuis septembre 1999. Elle renseigne les astronomes sur ses variations de température et sur les tempêtes de poussière qui se produisent régulièrement à la surface de la planète.

D’autres missions réalisées par la National Aeronautics and Space Administration (NASA) et le Centre national d’études spatiales (CNES) vont aboutir au prélèvement d’échantillons de sol martien ramenés ensuite sur Terre. Cette aventure technologique se déroulera en plusieurs étapes jusque vers l’an 2008.

Le 4 janvier 1999, la sonde Mars Polar Lander a décollé et doit se poser sur Mars en décembre de la même année. Avant d’atterrir près de la calotte glaciaire, la sonde doit larguer deux petits pénétrateurs qui, enfoncés de deux mètres dans le sol, permettent de savoir s’il y a, comme on le suppose, de l’eau gelée sous la surface. Mars Polar Lander est équipée d’une station météo, d’un bras robot collecteur d’échantillons et d’une caméra stéréoscopique.

En mars 2001 est prévu le décollage de Mars Surveyor 2001. Cette mission est composée de deux éléments : Mars Surveyor Orbiter qui restera en orbite à 400 km d’altitude. Pendant trois ans, cette sonde étudiera finement le sol de la planète : recherche de minéraux et d’une éventuelle activité hydrothermale sous la surface.

Le deuxième élément, Mars Surveyor Lander, va atterrir pour prélever des échantillons, envoyer des images et libérer un petit robot mobile appelé Marie Curie. Sa mission est comparable, avec des moyens technologiques plus perfectionnés, à celle de Mars Pathfinder en 1997. Comme lui, il observera le sol mais ne prélèvera pas d’échantillons.

En 2003, une sonde beaucoup plus complexe que Mars Surveyor Lander sera lancée. Son petit robot doit décrire des boucles comparables aux pétales d’une marguerite autour de la sonde restée en station, prélever des échantillons et les déposer dans un petit conteneur lui-même installé au sommet d’une mini-fusée à trois étages appelée Mars Ascendant Vehicule (MAV), et ne pesant pas plus de cent kilos. Le MAV décollera à la fin des prélèvements et placera le conteneur sur une orbite martienne.

La dernière étape en 2005 mettra en jeu le CNES. Une fusée Ariane 5 de dernière génération, capable d’envoyer cinq tonnes vers Mars, décollera de Kourou en Guyane française avec, sous la coiffe, deux sondes. L’une construite par les Américains atterrira sur la planète et renouvellera l’opération MAV : collecte d’échantillons et envoi du conteneur sur orbite martienne. Avant d’atterrir, elle aura largué quatre micro-stations de 50 kg chacune, chargées de mesurer l’activité sismique de Mars. L’autre sonde restera en orbite autour de la planète. Elle devra capturer les deux conteneurs à la manière d’une hirondelle qui gobe sa proie. Elle les placera dans un réservoir construit par les Américains en vue de leur retour sur Terre. La capture sur orbite martienne sera d’une extrême complexité car les deux conteneurs, d’une taille inférieure à celle d’un ballon de basket, se trouveront sur des orbites aux coordonnées incertaines.

D’autres missions identiques sont envisagées par la NASA jusqu’en 2013. Quant au CNES, compte tenu de la puissance disponible sur Ariane 5, il propose d’ajouter un petit module de 200 kg à quelques missions commerciales du lanceur. Ces modules prendraient le chemin de Mars pour y déposer diverses expériences, ou des relais pour les transmissions radio.

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Atmosphère

L’atmosphère martienne se compose de dioxyde de carbone (95,3 p. 100), d’azote (2,7 p. 100), d’argon (1,6 p. 100), d’oxygène (0,2 p. 100) et de traces de vapeur d’eau, de monoxyde de carbone et de gaz rares. La pression moyenne à la surface est d’environ 0,6 p. 100 de celle qui existe sur Terre : elle est égale à la pression atmosphérique terrestre à l’altitude de 35 km. Les températures de surface varient grandement selon l’heure de la journée, la saison et la latitude. Les températures maximales d’été peuvent atteindre + 22 °C, mais les températures journalières moyennes à la surface ne dépassent pas - 33 °C. En raison de la raréfaction de l’atmosphère, des variations de températures journalières de 100 °C sont courantes. En direction des pôles, au-delà d’environ 50° de latitude, les températures demeurent assez froides (de l’ordre de - 140 °C) tout au long de l’hiver, de sorte que le constituant principal de l’atmosphère, le dioxyde de carbone, se solidifie pour former les dépôts blancs qui forment les calottes polaires. La pression atmosphérique totale à la surface varie d’environ 30 p. 100, du fait du cycle saisonnier des calottes polaires.

La quantité de vapeur d’eau présente dans l’atmosphère est extrêmement faible et variable. Sa concentration est maximale près de la lisière des calottes polaires au printemps. Mars ressemble à un désert de haute altitude très froid. Les températures et les pressions de surface sont trop basses pour que l’eau existe à l’état liquide dans la plupart des régions de la planète. Cependant, on a émis l’hypothèses que de l’eau pourrait exister sous forme liquide en certains endroits, juste en dessous de la surface.

Suivant les saisons, certaines régions de Mars connaissent des vents suffisamment forts pour déplacer le sable à la surface, et mettre de la poussière en suspension dans l’atmosphère. Un important phénomène météorologique survient dans l’hémisphère Sud entre la fin du printemps et le début de l’été, lorsque la planète est proche de son périhélie et que le réchauffement des latitudes australes proches de l’équateur est le plus fort : des tempêtes de poussières commencent à se former, certaines atteignant des proportions planétaires, masquant la surface de la planète pendant des semaines ou même des mois. La poussière entraînée dans ces nuages est très fine et met longtemps à se redéposer.