Mars

       

Mars est une des planètes les mieux connue de notre Système Solaire (en dehors de la nôtre).

Quelques caractéristiques

Bien qu'elle soit souvent décrite comme une sœur jumelle de la Terre, elle en est pourtant moins similaire que Vénus.

n effet, le diamètre de Mars est très inférieur à celui de notre planète, ne dépassant pas 6 779 km, soit à peine plus de la moitié du diamètre de la Terre.
De plus, sa masse est presque dix fois moindre, ce qui implique une attraction gravitationnelle très inférieure à celle de la planète Bleue.

Les missions

Mars attirant beaucoup les regards, de nombreuses missions spatiales ont été menées au cours des vingt dernières années pour essayer d'en apprendre davantage.
Ainsi, la mission Mars Express de l'ESA a été placée en orbite martienne en 2003 et continue encore aujourd'hui de cartographier la planète rouge et de recueillir des informations sur son atmosphère.
La mission MER-B (Mars Exploration Rover - B), a envoyé Opportunity en 2003, le deuxième rover de la mission Mars Exploration Rover de la NASA. Cette mission a pris fin en 2018 après avoir fourni énormément d'images et d'informations sur la planète rouge. Des résultats de cette mission sont disponibles sur le site de l'ENS de Lyon.
Le rover Curiosity s'est posé sur le sol martien en 2012 grâce à la mission Mars Science Laboratory pour étudier la géologie et le climat de Mars et en déduire son habitabilité.

Sa géologie 

La surface de Mars est connue depuis les sondes Vikings des années 70.

Un élément remarquable de la géologie martienne est la vallée Valles Marineris, une grande dépression de 5 000 km de long pour 250 km de large et 5 km de profondeur, largement visible depuis l'espace (et visible sur le schéma présenté ci-dessous). Cette immense cassure a été reprise et agrandie par des phénomènes d'érosion.

a Terre comprend également des vallées entaillées de grande taille, comme le Grand Canyon du Colorado, mais ses dimensions, quoique respectables, font pâle figure face à Valles Marineris : 750 km de long, entre 7 et 29 km de large, et 1,75 km de profondeur.
Le plus profond canyon que nous ayons se trouve sous la mer : le canyon de Capbreton. Il mesure 130 km de long, entre 4 et 20 km de large, pour plus de 2 km de profondeur.

Nous avons d'autres reliefs de dimensions bien supérieure sur Terre, comme les fosses sous-marine (notamment la fosse des Mariannes), mais leur origine est tectonique et non liée à l' érosion.

Des phénomènes géologiques y sont clairement identifiables, comme l’érosion en masse dans les strates sédimentaires, causée entre autres par des glissements gravitaires (donc des glissements de terrain dus à la gravité) ou par des écoulements subaquatiques (donc sous l'eau liquide).

De l'eau liquide sur Mars

Ce-dernier type d’érosion permet d’affirmer qu’il y a eu de l’eau liquide sur Mars durant une certaine période de temps !

Et en effet, au début de son histoire, il y a 4 à 3,5 milliards d'années, Mars disposait d'une atmosphère de 500 mbar. Cette époque est appelée le Noachien.
À cette pression, la température à la surface de la planète était de 0°C et l’eau existait sous forme liquide. C'est à ce moment que ce sont formées les structures sédimentaires associées à du ruissellement. Les géologues "martiens" ont remarqué des minéraux argileux (formés par hydratation) qui confirment cette hypothèse.

Durant cette période, la planète rouge a dû connaître un climat favorable au développement d'une vie bactérienne.
Mais dans la période qui a suivi, appelée l’Hespérien (il y a entre 3,5 et 2,5 milliards d'années), la pression atmosphérique a chuté au dizième de la pression atmosphérique terrestre : 100 mbar.
Ce changement de pression a induit une baisse de température sur Mars et donc le gel de toute l'eau présente.

la Terre a une atmosphère de 1000 mbar à sa surface. Elle est donc trop ténue pour permettre à l’eau d’exister sous forme liquide. L'eau se retrouve encore aujourd'hui aussi bien dans le sol qu'au niveau des pôles de la planète, uniquement à l'état solide.

Le vent sur Mars

De violentes tempêtes de vent entraînent régulièrement la remise en suspension dans l'air de quantité phénoménales de poussière rouge-orangée. Ces tempêtes sont parfois si puissantes qu'elles peuvent recouvrir toute la planète d'un épais nuage de poussière, masquant à notre vue la surface de Mars. Ces vents induisent la formation de dunes éoliennes. Les blocs, les galets, tout ce qui constitue les sols martiens est éolianisé (ils sont modelés par le vent) : les galets par exemple ont des formes pyramidales.

Un volcanisme particulier

Une des particularité de Mars est la taille que peuvent présenter les volcans. Le plus haut de la planète est le Mont Olympus : d’une altitude de 24 km, il fait 500 km de diamètre ! Et le dénivelé au pied du volcan est de 8 km de haut !!
À titre de comparaison, le plus haut volcan terrestre émerge à 10 km...

Ce gigantisme volcanique s'explique par la structure de la planète : contrairement à la Terre, qui possède plusieurs plaques tectoniques, Mars n'en a qu'une seule. Cela implique que la chaleur interne ne peut s'évacuer que par les volcans, par conduction thermique.
Alors que sur Terre, nous avons certes de la conduction, mais également de la convection.

Ainsi, parce qu’il n’y a qu’une seule plaque tectonique sur Mars, les volcans restent toujours au même endroit durant toute leur existence.

Ajoutons que, comme les volcans sont uniquement des volcans de conductions, ils n’entraînent pas de dégazages du manteau, et ne peuvent donc pas participer à la formation et à l'entretien d'une quelconque atmosphère martienne.

 

Représentation schématique de Mars. De gauche à droite : Représentation de Mars en comparaison avec la taille de la Terre (les deux sphères sont à l'échelle) ; Représentation d'une coupe interne de Mars en l'état des connaissances actuelles ; Court descriptif de certaines caractéristiques de Mars.

 

Modèle 3D de la NASA.

Deux satellites autour de Mars

 Mars dispose de deux satellites naturels : Phobos et Deimos.

Phobos

Phobos a été découvert 1877. Il est le plus gros des deux satellites orbitant autour de la planète rouge, pour autant, il est de très petite taille en comparaison avec notre propre satellite, la Lune : il ne mesure de 22 km par 22 km par 18 km de diamètres. Il orbite autour de Mars trois fois par jour.

Il se rapproche de Mars à une vitesse de 1,8 mètres par jour, ce qui implique qu'il devrait entrer en collision avec sa surface dans 50 millions d'années à peine.

Modèle 3D de la NASA.

Deimos

Deimos est plus petit que Phobos, il ne mesure que 15 km par 12 km par 11 km de diamètre. Il tourne autour de la planète rouge en 30h, ce qui est nettement plus lent que Phobos.

À chaque impact de météorite, un peu de matériel est éjecté dans l'espace en raison de la petite taille de Deimos : sa gravité est trop faible pour que les poussières et morceaux de roches retombent à sa surface.

Modèle 3D de la NASA.