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.

La planète rouge

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.

Mars

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’atmosphère de Mars

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 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 de Mars

Les 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 regroupées 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 est par exemple 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.

Panorama de Mars

Un panorama de la surface martienne pris lors de la mission Pathfinder en 1997. Crédit : NASA/GSFC

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 en grande quantité a dû couler sur la surface de Mars par le passé.

Les satellites de Mars

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 d’être des astéroïdes capturés par Mars.


Page mise à jour le 26 mars 2016 par Olivier Esslinger