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Mars, la seconde Terre ?

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Mars, la seconde Terre ? Posted on 7 janvier 2021

En s’éloignant du Soleil, Mars est la quatrième planète du système solaire. Presque deux fois plus petite que la Terre, 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 1700 kilomètres de rayon.

Mars est plus rougeâtre que rouge
En réalité, la planète Mars n’a pas une couleur rouge sang, comme l’avait imaginé nos lointains ancêtres ; elle est plutôt rougeâtre, avec des nuances de brun et d’orange.

Le télescope spatial Hubble offre ici deux vues de la Planète rouge. On y découvre Mars, avant (image de gauche) et pendant (image de droite) la grande tempête de poussières de l’été 2001 / Source : Nasa Hubble

Cette couleur est tantôt accentuée par les tempêtes qui secouent la planète, soulevant des nuages de sables rougeâtres, tantôt atténuée lorsque les conditions météorologiques sont calmes.

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

Mars / Source : Nasa

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). Mais les différences saisonnières de température, provoquées par l’inclinaison de 24° 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 °C et +17 °C. Pendant l’été dans l’hémisphère Sud, Mars est plus proche du Soleil de 20 % environ que pendant la même saison dans l’hémisphère Nord.

Pôle Nord de Mars / Source : Nasa

Il s’ensuit une augmentation de l’insolation d’environ 45 % qui produit une élévation sensible (30 °C) 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.

« Je pense qu’il y a vraiment deux chemins fondamentaux. L’Histoire est en train de bifurquer dans deux directions. Un chemin est que nous restions sur Terre pour toujours, avec l’éventualité qu’un évènement d’extinction survienne. […] L’alternative est de devenir une civilisation spatiale et une espèce multi-planétaire qui, j’espère, vous convient comme chemin à parcourir » Elon Musk

Phobos – Deimos / Source : Jaxa

Les satellites naturels 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, 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.

Phobos et Deimos
À l’instar des corps dépourvus d’atmosphère et d’activité géologique, les surfaces de Phobos et Deimos sont saturées de cratères et couvertes d’un régolite. Dans le cas de Phobos, l’épaisseur du régolite pourrait atteindre 300 mètres environ. Sur Phobos, le cratère Stickney a près de 10 kilomètres de diamètre ; sur Deimos, le plus gros cratère a 3 kilomètres de diamètre. Bien qu’apparemment semblables vues de loin, les images à haute résolution obtenues par les sondes spatiales Viking montrent que les surfaces de Phobos et Deimos sont très différentes. À l’échelle de quelques centaines de mètres, la surface de Phobos est homogène tandis que celle de Deimos est parsemée de taches environ 30 % plus brillantes que l’environnement. Contrairement à Deimos, Phobos est parcouru par un système de longues stries parallèles, interprétées par certains chercheurs comme étant des fissures produites par les forces de marées de la planète, par d’autres comme les fractures consécutives à l’impact qui a créé le cratère Stickney.

Orbite de Deimos & Phobos / Source : Astronomy Now

Les Canaux de Mars
Des traces d’apparence peu marquée, rectilignes ou de courbure régulière, visibles depuis la Terre aux yeux de certains observateurs, à la surface de la planète Mars, ont fait l’objet de bien des controverses à la fin du XIXe et au début du XXe siècle. Giovanni Schiaparelli en observa environ une centaine à partir de 1877 et les décrivit comme étant des « canaux ». D’autres observateurs avaient déjà remarqué de semblables traces, mais ce fut Schiaparelli qui, par ses articles, suscita un intérêt général. L’astronome américain Percival Lowell devint le chef de file de ceux qui attribuaient ces traces à des bandes de végétation, larges de plusieurs kilomètres, encadrant des fossés d’irrigation creusés par des êtres intelligents pour acheminer de l’eau depuis les calottes polaires de la planète.

Carte de Mars et ses « canaux », dessinée par Schiaparelli en 1888 / Source : Futura

Lowell et d’autres astronomes décrivirent des réseaux de canaux, parsemés d’intersections de couleur plus sombre, baptisées oasis, qui couvraient une grande partie de la surface de la planète. De temps à autre, les lignes paraissaient se dédoubler. La plupart des astronomes ne parvinrent pas à voir les canaux, et nombreux furent ceux qui mirent en doute leur réalité objective. Des expériences de perception, effectuées avec des observateurs non entraînés, montrèrent que des détails disjoints figurant sur des diagrammes ou des dessins peuvent être perçus comme formant des réseaux rectilignes lorsqu’on les observe à une certaine distance. Les photographies prises à travers l’atmosphère terrestre n’apportaient aucune certitude, les canaux ayant une largeur voisine de la limite de résolution de l’œil humain et inférieure à celle d’une plaque photographique. La querelle fut finalement tranchée lorsque les sondes spatiales américaines Mariner-4, en 1965, puis Mariner-6 et Mariner-7, en 1969, réussirent à acquérir des images de la surface martienne, d’une altitude de quelques milliers de kilomètres. Ces images révélèrent de nombreux cratères et autres détails topographiques, mais rien qui ressemble à un réseau de canaux. Ce fait sera confirmé par les missions spatiales ultérieures, Viking en premier lieu, lancées en 1976.

Source : National Geographic ENG
(possibilité de sous-titrage français)

Vous pouvez retrouver les prochains numéros sur le dossier sur le système solaire sur ce lien : https://lexperimental.fr/dossier-le-systeme-solaire/

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