US Date:25 November, 2020

Mars

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.

Mars

Mars
L’eau sur Mars
L’exploration récente de Mars

MarsMosaïque 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

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.

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.

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.

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

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.

L’eau sur Mars

Le système solaire interne
L’eau sur Mars

Reull VallisUne vue topographique dans Hellas Planitia créée à partir d’observations par l’instrument HRSC de la sonde européenne Mars Express. L’échelle des couleurs fait bien apparaître le contraste entre les zones basses en bleu à gauche et la région plus élevée de Promethei Terra à droite. On aperçoit ainsi clairement un chenal appelé Reull Vallis qui dans cette zone atteint une largeur de sept kilomètres et une profondeur de 300 mètres. En tout, Reull Vallis s’étend sur plus de 1500 kilomètres sur Mars et est probablement le fruit de l’écoulement d’une rivière il y a des milliards d’années. Crédit : ESA/DLR/FU Berlin/G. Neukum

De nos jours, l’eau sous forme liquide ne peut plus exister de façon permanente à la surface de Mars car la pression atmosphérique et la température sont trop faibles. Des écoulements intermittents d’eau très salée ont cependant été observés indirectement par la sonde Mars Reconnaissance Orbiter en 2015.

A une époque très reculée, que l’étude des cratères d’impact place autour de quatre milliards d’années, l’atmosphère de Mars était probablement similaire à celle de la Terre et permettait l’existence d’eau liquide en grandes quantités. Les sonde martiennes ont ainsi révélé des formations créées par des rivières, des deltas et des lacs il y a des milliards d’années, et peut-être même les traces d’un ancien océan.

Absence de tectonique des plaques

Les planétologues pensent que la divergence entre Mars et la Terre est liée à la tectonique des plaques.

L’origine de l’atmosphère des planètes telluriques est la libération, par l’intermédiaire des éruptions volcaniques, des gaz contenus dans les roches après la phase de formation. Il s’agit principalement du gaz carbonique (CO2), de l’azote (N2) et de la vapeur d’eau (H2O). Le gaz carbonique va par l’intermédiaire de l’effet de serre réchauffer la planète ce qui peut permettre à l’eau liquide d’exister.

Mais un autre phénomène se produit qui peut tout remettre en cause : les chutes de pluie. Comme l’eau de pluie dissout facilement le gaz carbonique présent dans l’atmosphère, elle peut l’entraîner avec elle et rapidement le réinjecter dans le sol.

L’eau peut ainsi être à l’origine de sa propre perte. En effet, le niveau de gaz carbonique atmosphérique va alors baisser, ce qui entraîne une chute de la température car l’effet de serre perd en intensité, et l’atmosphère devient finalement trop froide pour permettre l’existence d’eau sous forme liquide.

Dans le cas de la Terre, la tectonique des plaques et le volcanisme actif réintroduisent en permanence le gaz carbonique dans l’atmosphère, assurant ainsi l’équilibre et la stabilité que nous connaissons.

Pour Mars, par contre, l’absence de tectonique des plaques empêche le recyclage du gaz carbonique. L’activité volcanique originelle a probablement produit une atmosphère qui subsista pendant quelques dizaines de millions d’année et permit à l’eau liquide de former rivières et vallées, mais l’absence de tectonique des plaques a limité la durée de cette période.

Link sur Mars

Un gros-plan de l’affleurement Link pris en septembre 2012 par le rover Curiosity. L’affleurement est composé de graviers qui se sont liés ensemble grâce à un ciment naturel. Des cailloux ronds sont présents, ce qui indique qu’ils ont été transportés avant de former les roches. Certains atteignent plusieurs centimètres et sont trop gros pour avoir été déplacés par le vent, ils ont donc été transportés par de l’eau sous forme liquide dans un passé lointain. Les graviers à gauche devaient à l’origine faire partie de l‘affleurement, mais l’érosion les a fait retomber sur le sol. Crédit : NASA/JPL-Caltech/MSSS

Permafrost et calottes polaires

De nos jours, l’eau existe encore en grandes quantités sur Mars, mais pas sous forme liquide.

Il existe d’abord dans le sous-sol martien une couche de glace d’eau solide appelée le permafrost. Les sondes nous ont par exemple envoyé des images de la surface montrant des résidus de glissements de terrain et les signes d’anciens flots liquides assez importants.

Ces formations ont dû apparaître lorsque cette glace a été réchauffée localement, soit par des volcans, soit par des impacts de météorites, puis a fondu et s’est précipitée vers la surface en entraînant l’effondrement des couches supérieures.

Il y a également de l’eau sous forme de glace dans les régions polaires. Ces dernières sont recouvertes par des calottes blanches dont la taille varie avec les saisons.

En fait, ces calottes d’une épaisseur de l’ordre du mètre sont constituées de deux couches différentes : une calotte de glace d’eau et une calotte de glace de gaz carbonique (ou neige carbonique).

Même en été, la température de Mars est trop basse pour que l’eau fonde et il y a donc une première calotte permanente constituée de glace d’eau. A cela s’ajoute la deuxième calotte constituée de neige carbonique dont l’épaisseur varie avec les saisons.

En été, le gaz carbonique est sous forme gazeuse et ne participe pas à la couverture des pôles. En hiver, le gaz se solidifie et recouvre la première calotte. C’est là l’origine des variations que les astronomes observent depuis longtemps.

De l'eau sur Mars

Une vue en fausses couleurs des stries foncées (recurring slope lineae en anglais) sur les parois du cratère Hale à partir d’images de l’instrument HiRISE de Mars Reconnaissance Orbiter et d’un modèle 3D du terrain. Des observations du spectromètre CRISM sur cette même sonde ont détecté en 2015 la présence sur ces stries de minéraux hydratés qui ne peuvent se former qu’en présence d’eau liquide. Cette observation semble prouver l’existence sur Mars, de nos jours, d’écoulements intermittents et saisonniers d’eau liquide, une eau saturée en sels minéraux, ce qui lui permet de ne pas s’évaporer instantanément. Crédit : NASA/JPL Caltech/University of Arizona

Un lac souterrain

La détection d’une masse d’eau sous forme liquide est remarquablement récente puisqu’elle n’a été annoncée qu’en juillet 2018 après des observations de la sonde européenne Mars Express entre 2012 et 2015. Grâce à son radar MARSIS, la sonde a détecté la présence probable d’un lac souterrain sous une couche d’un kilomètre et demi de glaces et de poussières dans la région de Planum Australe près du pôle sud de Mars.

Un lac souterrain sur Mars

Un profile radar de la région entourant le lac souterrain détecté par Mars Express. La ligne blanche au sommet indique la surface glacée de Mars. En dessous, on voit une série de couches de glaces et de poussières typiques du pôle. Finalement, on aperçoit la surface solide de Mars et en particulier quelques zones très brillantes, indiquées en bleu, dont les propriétés suggèrent qu’il s’agit d’une poche d’eau liquide, probablement saturée de sel. Crédit : ESA/NASA/JPL/ASI/Univ. Rome

L’exploration récente de Mars

Le système solaire interne
L’exploration récente de Mars

Lac sur Mars
Une image obtenue en février 2005 par la sonde Mars Express de l’ESA, où l’on voit un lac de glace d’eau au centre d’un cratère de 35 kilomètres de diamètre. Ce lac est présent en permanence car la température et la pression locales ne permettent pas à la glace d’eau de se sublimer. Crédit : ESA/DLR/FU Berlin (G. Neukum)

La sonde Mars Odyssey

La sonde Mars Odyssey, fut lancée le 7 avril 2001, mise en orbite autour de Mars le 24 octobre 2001 et est toujours opérationnelle. Sa mission principale est d’étudier la distribution des minéraux sur la surface de la planète (en particulier les minéraux qui pourraient s’être formés en présence d’eau), d’identifier la présence d’une vingtaine d’éléments chimiques, et d’étudier les radiations solaires au niveau de Mars.

L’un des premiers résultats de cette mission fut de détecter en 2002 de larges dépôts d’hydrogène dans le sous-sol de la planète, probablement de la glace d’eau.

La sonde Mars Express

La sonde européenne Mars Express décolla le 2 Juin 2003 et atteint Mars le 25 décembre 2003. Sa mission consiste à cartographier la surface de Mars, à y étudier la distribution des minéraux, à analyser la structure du sous-sol martien sur une profondeur de quelques kilomètres, mais aussi à étudier l’atmosphère de Mars, en particulier sa circulation globale, son interaction avec le sol et avec le vent solaire.

Sa première grande découverte fut de démontrer directement la présence de glace d’eau lors de ses premières observations de la calotte du pôle sud en 2004.

Les rovers Spirit et Opportunity

Les rovers Spirit et Opportunity, lancés respectivement le 10 Juin et le 7 juillet 2003, atterrirent les 4 et 25 janvier 2004.

Spirit arriva dans le cratère Gusev, un cratère de 160 kilomètres de diamètre formé il y a 3 ou 4 milliards d’années à 15 degrés au sud de l’équateur de Mars. Le cratère fut choisi car il pourrait s’agir du site d’un ancien lac.

Opportunity atterrit dans un petit cratère de 22 mètres de diamètre appelé Eagle dans la plaine Meridiani Planum, à deux degrés au sud de l’équateur mais du coté opposé de la planète. Ce site fut choisi car les observations en orbite y avaient détecté la présence d’hématite, un minéral qui se forme généralement en présence d’eau.

Les deux rovers ont accumulé une quantité de données et d’images impressionnante. Spirit ne trouva pas de preuve de l’existence passée d’un lac à son point d’atterrissage, juste une simple plaine basaltique. Mais après une expédition vers des collines à trois kilomètres de là, il découvrit des preuves chimiques et morphologiques d’une histoire géologique plus complexe ayant probablement impliqué la présence d’eau.

Opportunity fut plus chanceux et tomba dès son arrivée sur des affleurements dont l’analyse indiqua que les roches avaient été modifiées par une exposition à des quantités significatives d’eau. Plus tard, le rover descendit dans le cratère Endurance (130 mètres de diamètre) et découvrit une section verticale de 10 mètres qui révéla aussi des changements graduels dans la composition chimique et la morphologie des roches.

La dernière communication avec le rover Spirit date du 22 mars 2010, juste avant l’arrivée d’une période hivernale. Du fait de la mauvaise orientation de ses panneaux solaires après un enlisement en avril 2009, le rover n’a pas pu générer assez d’énergie pendant cet hiver et ses circuits électroniques ont probablement succombé au froid. Sa mission originale ne devait durer que trois mois, elle a finalement duré plus de 6 ans et le rover s’est déplacé de 7,7 kilomètres sur la planète rouge.

Le rover Opportunity se portait bien jusqu’au 10 juin 2018, lorsqu’une tempête de poussières l’a forcé à entrer en hibernation. Depuis, la sonde n’a plus répondu aux tentatives de communications. Si la mission est terminée pour de bon, elle aura duré plus de 14 ans et le rover aura parcouru 45 kilomètres sur Mars.

La sonde Mars Reconnaissance Orbiter

La sonde Mars Reconnaissance Orbiter fut lancée le 12 août 2005 et mise en orbite autour de la planète le 10 mars 2006. Sa mission consiste à cartographier la surface de Mars avec une résolution jusque là inégalée, à étudier la structure des calottes polaires, à chercher des preuves de la présence d’eau dans le sous-sol, et à étudier l’atmosphère et la météorologie globale de Mars.

C’est Mars Reconnaissance Orbiter qui a confirmé la présence intermittente d’eau liquide à la surface de Mars de nos jours.

L’atterrisseur Phoenix

L’atterrisseur Phoenix fut lancé le 4 août 2007, atterrit à une latitude de 68 degrés dans la région polaire nord le 25 mai 2008 et y resta opérationnel jusqu’au 10 Novembre 2008. Ses deux objectifs principaux étaient d’étudier l’histoire géologique de l’eau dans cette région et de déterminer si le sol était capable de supporter la présence d’une forme de vie.

Malgré son séjour assez court, Phoenix a récolté une moisson impressionnante de données. Il a en particulier creusé une tranchée et observé un matériau blanc se vaporiser en quatre jours, probablement de la glace d’eau souterraine qui s’est lentement sublimée (est passée directement de l’état solide à l’état gazeux).

Certaines images des pieds de l’engin ont aussi révélé ce qui pourrait être des gouttes d’eau libérées du sous-sol lors de l’atterrissage, mais aucun consensus n’a été obtenu sur cette interprétation.

Le rover Curiosity

Pour plus de détails sur la mission Curiosity, voir Curiosity.

La sonde Mangalyaan

Lancée le 5 novembre 2013, Mangalyaan (ou Mars Orbiter) est la première sonde interplanétaire de l’agence spatiale indienne ISRO. Elle a pour mission scientifique d’observer la surface et l’atmosphère de Mars en plus de ses objectifs plus techniques.

Mars par MangalyaanLe 28 septembre 2014, Mangalyaan nous envoie sa première image globale de Mars prise d’une distance de 75.000 kilomètres où l’on aperçoit très bien la calotte polaire de l’hémisphère sud et une tempête de poussière dans l’hémisphère nord. La zone plus sombre au centre de l’image est Meridiani Planum, la région où le rover Opportunity s’est posé. Crédit : Indian Space Research Organisation

La sonde MAVEN

MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN Mission) est une sonde de la NASA lancée le 18 novembre 2013 qui a pour objectif d’étudier l’atmosphère de Mars, son ionosphère et son interaction avec le vent solaire.

MAVEN a montré comment le vent solaire érode l’atmosphère de Mars, en particulier pendant les périodes d’éruptions solaires, un phénomène qui aura détruit l’atmosphère originelle de Mars il y a environ 3,7 milliards d’années.

La mission ExoMars

La mission russo-européenne ExoMars se déroule en deux phases. La première phase consistait en l’envoi d’une sonde, ExoMars TGO (Trace Gas Orbiter), et d’un atterrisseur fixe expérimental, Schiaparelli ou ExoMars EDM. Le lancement de l’ensemble par une fusée Proton se déroula le 14 mars 2016 et la mise en orbite de la sonde autour de Mars s’effectua le 19 octobre 2016. Depuis avril 2018, la sonde est dans son orbite circulaire finale, à une altitude d’environ 400 kilomètres, pour étudier les gaz de l’atmosphère martienne, en particulier le méthane et ses sources. Elle deviendra également un relais de communication pour la suite de la mission. L’atterrisseur Schiaparelli a malheureusement eu moins de chance et s’est écrasé sur Mars lors de son arrivée.

La seconde phase consistera en l’atterrissage d’une plate-forme fixe russe et d’un rover européen. Son lancement par une fusée Proton est prévu pour 2020. Le rover aura pour mission principale la recherche de traces de vie à travers la détection de matériaux organiques. Il sera en particulier muni d’une foreuse qui lui permettra de sonder le sous-sol de Mars jusqu’à une profondeur de deux mètres, où les matériaux sont mieux protégés des effets néfastes de la lumière et des autres radiations.

La mission InSight

La mission InSight consiste en un atterrisseur fixe, lancé le 5 mai 2018 par une fusée Atlas V, qui s’est posé sur Elysium Planitia, une plaine située au sud de la région volcanique d’Elysium, le 26 novembre 2018. Son objectif est d’étudier l’intérieur de la planète, en particulier grâce à un sismomètre et à une sonde de mesure du flux de chaleur qui pourra s’enfoncer jusqu’à 5 mètres de profondeur.

Sources:
Mars
L’eau sur Mars
L’exploration récente de Mars

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