Mars (Planète)

Mars (planète)

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Mars Mars : symbole astronomique
L’hémisphère Cerberus, le 11 février 1980, par Viking 1.

L’hémisphère Cerberus, le 11 février 1980, par Viking 1.
Caractéristiques orbitales
(Époque J2000.0)
Demi-grand axe 227 936 637 km
(1,52366231 ua)
Aphélie 249 228 730 km
(1,66599116 ua)
Périhélie 206 644 545 km
(1,38133346 ua)
Circonférence orbitale ~1 430 000 000 km
(9,553 ua)
Excentricité 0,09341233
Période de révolution 686,9601 d
(1,8808 a)
Période synodique 779,9643 d
Vitesse orbitale moyenne 24,077 km/s
Vitesse orbitale maximale 26,499 km/s
Vitesse orbitale minimale 21,972 km/s
Inclinaison 1,85061°
Nœud ascendant 49,578°
Argument du périhélie 286,46230°
Satellites 2 (Phobos et Déimos)
Caractéristiques physiques
Rayon équatorial 3 402,45 km
(0,533 Terre)
Rayon polaire 3 377,4 km
(0,533 Terre)
Périmètre équatorial 21 344 km
Superficie 1,448×108 km²
(0,284 Terre)
Volume 1,638×1011 km³
(0,151 Terre)
Masse 6,4185×1023 kg
(0,107 Terre)
Masse volumique moyenne 3,934×103 kg/m³
Gravité à la surface 3,69 m/s²
(0,376 g)
Vitesse de libération 5,027 km/s
Période de rotation
(jour sidéral)
1,025957 d
(24,622962 h)
Vitesse de rotation
(à l’équateur)
868,220 km/h
Inclinaison de l’axe 25,19°
Albédo moyen 0,15
Température de surface
  • Min. : 133 K = -140 °C
  • Moy. : 210 K = -63 °C
  • Max. : 293 K = 20°C
Caractéristiques de l’atmosphère
Pression atmosphérique 0,7-0,9×103 Pa
Dioxyde de carbone CO2 95,32 %
Diazote N2 2,7 %
Argon Ar 1,6 %
Dioxygène O2 0,13 %
Monoxyde de carbone CO 0,07 %
Vapeur d’eau H2O 0,03 %
Néon Ne 2,5 ppm
Krypton Kr 300 ppb
Xénon Xe 80 ppb
Ozone O3 30 ppb
Méthane CH4 10,5 ppb
Découverte
Découvreur inconnu
Date Préhistoire

Mars est la quatrième planète du système solaire en partant du Soleil et la deuxième plus petite après Mercure. Elle fait partie des planètes telluriques. Elle est nommée d’après le dieu romain de la guerre Mars, identifié au dieu grec Arès, en raison de son apparence rougeâtre. Pour la même raison, elle est aussi appelée la « planète rouge ».

Plusieurs missions spatiales d’observation puis d’exploration depuis les années 1960 permettent de mieux connaître les caractéristiques de Mars : sa géographie, son atmosphère, etc.

Mars possède deux satellites naturels : Déimos et Phobos, nommés d’après la mythologie grecque dans laquelle Phobos (la peur) et Déimos (la terreur) sont les enfants d’Arès.

Mars peut être observée à l’œil nu. Son éclat est bien plus faible que celui de la Lune, du Soleil ou de Vénus, et ne dépasse que très rarement celui de Jupiter. Cependant, lors des configurations les plus favorables (lors d'oppositions rapprochées), son éclat peut dépasser l'éclat maximum de Jupiter, avec une magnitude apparente maximale de -2,91 [[1]].

La planète rouge a aussi influencé un grand nombre d’auteurs de science fiction. Les principaux aspects de ces fictions ont été inspirés par les observations télescopiques de la fin du XIXe siècle et du début du XXe siècle, antérieures aux visites par des sondes, qui laissaient supposer l’existence de mers et de canaux.

Sommaire

Caractéristiques physiques

Surface de Mars vue par le robot Spirit (NASA). La coloration rougeâtre a été excessivement renforcée pour la presse.

Mars est connue comme la Planète rouge, son aspect rougeâtre étant dû à l’oxyde de fer III (couramment nommé hématite) contenu dans les minéraux de sa surface.

Le relief de Mars est très accentué, on y trouve la plus haute montagne du système solaire (le volcan Olympus Mons ou Mont Olympe), haute d'environ 25 km, et le plus grand canyon (Valles Marineris), ayant une profondeur moyenne de 6 kilomètres[2].

Mars est entourée d’une mince atmosphère principalement constituée de dioxyde de carbone et a disposé également d'une hydrosphère active : de l’eau a coulé sur Mars.

Mars possède deux satellites naturels de petite taille et de forme irrégulière, Phobos et Deimos, lesquels sont probablement des astéroïdes capturés. Mars posséderait une croute de 50 km d'épaisseur.

Comparaison des planètes telluriques

Le diamètre de Mars est environ deux fois plus petit que celui de la Terre et sa superficie représente approximativement celle de nos continents. Sa masse est à peine supérieure au dixième de la masse terrestre. Sa masse volumique est la plus faible des planètes telluriques ce qui lui confère une gravité très légèrement inférieure à celle de Mercure, en dépit d’une masse deux fois plus importante.

L’inclinaison de l'axe de Mars est très proche de celle de la Terre, provoquant une saisonnalité comparable à celle observée sur Terre (voir également le paragraphe consacré au climat). Autre point commun, le jour martien dépasse de seulement 39 minutes le jour terrestre. En revanche, du fait de son éloignement relatif du Soleil 1,5 fois plus important, l'année martienne dépasse de 322 jours l'année terrestre.


Planète Rayon équatorial Masse Gravité Inclinaison de l’axe
Mercure[3] 2 439,7 km (0,383 Terre) e23/3.3023,302×1023 kg (0,055 Terre) 3,701 m/s² (0,377 g) ~0,01°
Vénus[4] 6 051,8 km (0,95 Terre) e24/4.86854,8685×1024 kg (0,815 Terre) 8,87 m/s² (0,904 g) 177,36°[Note 1]
Terre[5] 6 378,14 km e24/5.97365,9736×1024 kg 9,780 m/s² (0,99732 g) 23,45°
Mars[1] 3 402,45 km (0,533 Terre) e23/6.41856,4185×1023 kg (0,107 Terre) 3,69 m/s² (0,376 g) 25,19°
Photomontage comparatif des tailles des planètes telluriques (de gauche à droite) : Mercure, Vénus, la Terre et Mars.


Géographie

Article détaillé : Aréographie.

Si l’équateur martien est défini objectivement, il en va tout autrement pour le premier méridien. En 1830, Les astronomes allemands Wilhelm Beer et Johann Heinrich Mädler choisirent arbitrairement une petite zone circulaire, renommée plus tard Sinus Meridiani, comme point de référence. Après la mission Mariner 9 de 1972, la longitude 0° dut être précisée. C'est un petit cratère, Airy-0, situé dans Sinus Meridiani, sur la ligne tracée par Beer et Mädler, qui fut choisi[6].

Depuis 1999, un niveau 0 pour les altitudes a été défini sur Mars grâce aux résultats de l’expérience d’altimétrie laser MOLA embarquée sur la sonde Mars Global Surveyor. Une cartographie complète des altitudes sur Mars a ainsi été réalisée et le niveau 0 a alors pu être fixé à l’altitude moyenne du relief martien située à 3 393 kilomètres du centre de la planète. Avant Mars Global Surveyor, en l’absence de niveau de la mer, le niveau 0 avait été fixé de façon arbitraire : c’était l’altitude ayant une pression atmosphérique moyenne de 611,73 Pascal (pression du point triple de l’eau à 273,16 kelvin). Mais, du fait des grandes variations cycliques de pression sur la planète au cours d’une année martienne (jusqu’à 30 % de pression en moins lors de l'hiver austral par condensation du dioxyde de carbone – constituant 95 % de l’atmosphère – sous forme solide au pôle Sud), ce système s’est révélé peu fiable pour déterminer les altitudes réelles.

Carte topographique des altitudes martiennes basée sur les données de Mars Global Surveyor.

Il existe d’importantes différences entre les deux hémisphères : les immenses plaines lissées par des coulées de lave au nord contrastent avec les reliefs plus accidentés et constellés de cratères d'impact au sud. La présence de tels cratères en si grand nombre est la signature de terrains anciens, n’ayant pas ou peu évolué depuis la fin du bombardement météorique originel survenu il y a 3,8 milliards d’années. Autre différence notable, les plaines du nord se situent pour l'essentiel en dessous du niveau de référence alors que les plateaux du sud le dépassent de quelques kilomètres. Au nord, seuls le dôme de Tharsis et Elysium Planitia qui supportent les principaux édifices volcaniques de Mars font exception à la règle. Au sud, c’est du côté d'Hellas Planitia et d'Argyre Planitia, deux importants cratères d'impact, et du canyon Valles Marineris, que l’on trouve des altitudes inférieures au niveau de référence. En moyenne, l’hémisphère sud est 6 kilomètres plus haut que l’hémisphère nord. Malgré cela, c’est dans les régions australes que l’on trouve le point le plus bas de Mars, au fond du cratère Hellas, à 9 kilomètres en dessous du niveau moyen. Inversement, le point le plus élevé, le sommet d’Olympus Mons, culmine à 25 kilomètres d’altitude et se situe dans l’hémisphère nord. Enfin, vue de la Terre, la surface de Mars se divise en deux zones possédant des albédos différents. Les plaines claires et rougeoyantes du nord, couvertes de poussière riche en oxydes de fer, furent initialement assimilées à des continents et portent des noms comme Arabia Terra ou Amazonis Planitia. Les zones sombres et brunes des hauts plateaux du sud furent à l'inverse considérées comme des mers (Mare Erythraeum, Mare Sirenum ou Aurorae Sinus).

Selon la revue Nature, cette dissymétrie s’expliquerait par l’impact d’un planétoïde (une ancienne planète naine) de 1 600 à 2 700 kilomètres de diamètre il y a plus de 4 milliards d'années[7]. Le choc aurait fait fondre instantanément une partie de la croûte et du manteau martien sur une surface décrivant une ellipse quasi parfaite de 10 500 kilomètres sur 8 500 kilomètres. Une nouvelle croûte plus fine et de composition différente se serait alors formée en refroidissant sur des millions d'années.

Grâce aux nombreuses missions d’exploration, la carte de Mars est désormais bien connue. Elle est caractérisée par des reliefs imposants qui témoignent d’une activité volcanique et hydrologique réelle, mais très ancienne comme nous le rappellent les nombreux cratères d'impact toujours visibles à la surface de Mars.

Géologie

Article détaillé : Aréologie.

Magnétosphère

Magnétisation de la croûte martienne. Cette carte a été obtenue grâce aux mesures faites par Mars Global Surveyor. L'unité utilisée est le nanoTesla.

Mars ne possède aucun champ magnétique global. Le magnétomètre MAG/ER de Mars Global Surveyor a cependant révélé des particularités magnétiques locales, en particulier, au-dessus des terrains les plus anciens. Ces anomalies peuvent être le témoignage d’une ancienne activité du noyau et d’une activité tectonique.

Lorsqu’il est global, le champ magnétique est supposé prendre naissance au cœur de la planète par la convection des métaux liquides composant la partie externe de son noyau (effet dynamo). Le magnétisme rémanent observé aujourd’hui sur Mars est créé par des roches magmatiques riches en magnétite qui ont pu capturer le champ magnétique qui prévalait sur la planète au moment de leur formation. La date de disparition de la dynamo martienne est encore discutée. Mais pour la plupart des scientifiques, l'absence de magnétisme au dessus des deux plus grands cratères d'impact, Argyre et Hellas, laissent supposer que cette disparition est survenue il y a plus de 4 milliards d'années[8].

Autre fait remarquable, l’alternance des bandes correspond à des inversions de polarité du champ magnétique fossile. Cette structure en « peau de zèbre » est également observée sur Terre, en particulier sur le plancher des océans, de part et d'autre des dorsales. Lorsque deux plaques s'éloignent l'une de l'autre, du magma remonte à la surface. En se cristallisant, il enregistre la polarité du champ magnétique. La présence d'anomalies magnétiques disposées en bandes, alternativement positives et négatives, parallèles et symétriques à l'axe formé par la dorsale médio-océanique montre que le champ magnétique s'est inversé à plusieurs reprises au cours de son histoire et qu'il existe une dérive des continents, autrement dit, une tectonique des plaques. Sur Mars, cette structure en « peau de zèbre » implique également des inversions du champ magnétique global, mais elle ne semble pas être suffisamment symétrique pour que l'on puisse conclure de manière irréfutable à une tectonique des plaques[9].

À noter également que des aurores peuvent se produire au dessus des anomalies magnétiques de la croûte martienne. Selon toute vraisemblance, elles ne peuvent pas être perçues par l’œil humain, car elles se produisent principalement dans l’ultraviolet[10].

Volcanisme

Olympus Mons : 25 kilomètres de haut, 550 kilomètres de diamètre. Sa caldeira fait 85 kilomètres de large et 3 kilomètres de profondeur. C'est le plus haut volcan du système solaire.

Mars a connu une activité volcanique intense dans son passé. Les volcans, peu nombreux mais gigantesques, sont répartis dans deux régions : le dôme de Tharsis à l'ouest et Elysium Planitia à l'est.

  • Le dôme de Tharsis est une vaste région de 5 500 kilomètres de diamètre qui soutient les principaux édifices volcaniques de Mars. Au nord, on trouve Alba Patera, dont la base fait 1 600 kilomètres de diamètre mais dont le point culminant ne dépasse pas les 6 kilomètres d'altitude. Le sud et l'est de cette région sont délimités par Tharsis Montes. Il s'agit d'un alignement de trois énormes volcans boucliers : Arsia Mons (17 kilomètres de haut) au sud, Pavonis Mons (14 kilomètres de haut) à l'équateur et Ascraeus Mons (18 kilomètres de haut) au nord. Enfin, dans la région ouest du dôme de Tharsis, on trouve Olympus Mons. Culminant à une hauteur de 25 kilomètres et reposant sur une base de 550 kilomètres de diamètre, il s'agit du plus haut volcan connu du système solaire.
  • Elysium Planitia est la seconde région volcanique importante de Mars après le dôme de Tharsis. Bien plus petite que cette dernière (1 700 kilomètres sur 2 400 kilomètres), elle supporte essentiellement Elysium Mons, haut de 10 kilomètres pour un diamètre de 170 kilomètres, bordé au nord par Hecates Tholus et au sud par Albor Tholus.

Compte tenu de sa masse et de son rayon, Mars s'est refroidie beaucoup plus vite que la Terre, ce qui laisse penser que ses volcans sont aujourd’hui inactifs. Toutefois, des écoulements de lave datés de 2 millions d’années (donc récents à l’échelle des temps géologiques) ont été observés avec la caméra haute résolution HRSC de la sonde Mars Express[11].

L'activité volcanique sur Mars n'a pas été aussi constante que sur Terre et a connu 5 épisodes majeurs :

  • Le plus ancien serait survenu il y a 3,5 milliards d'années, suivi d'un deuxième il y a 1,5 milliards d'années et d'un troisième il y a 400-800 millions d'années.
  • Les deux plus récents seraient apparus il y a 200 puis 100 millions d'années seulement[12].

Mais ces estimations, basées sur le dénombrement des cratères d'impact, sont sujettes à caution. En effet, la fréquence des chutes de météorites pourrait être beaucoup plus importante que prévue et entrainer un "rajeunissement" significatif de l'âge (estimé !) de la surface martienne[13].

Le gigantisme qui caractérise les volcans martiens s'explique par l'absence d'une tectonique des plaques comparable à celle qu'on observe sur Terre. Alors que sur notre planète les volcans qui naissent au dessus de points chauds stoppent leur croissance avec les déplacements de la lithosphère, sur Mars, ils peuvent croître tant que ces points chauds subsistent. Ainsi, sur Mars, ils sont énormes mais peu nombreux alors que sur Terre, ils sont plus petits mais très nombreux[14].

Une autre cause tend dans le même sens, la gravité martienne relativement faible. Juste plus d'1/3 de celle de la Terre. Ce qui permet aux montagnes d'atteindre une altitude maximale bien plus importante.

Mars aurait aussi une lithosphère (croûte rigide) bien plus épaisse que celle de la Terre.

Minéralogie

Carte géologique de Mars. La tache rouge au centre indique une forte concentration d'hématites. Ce résultat obtenu par Mars Global Surveyor a permis de sélectionner le site d'atterrissage d'Opportunity.

Les observations faites à partir du spectromètre d’émission thermique TES de la sonde Mars Global Surveyor, montrent que la surface de Mars est principalement composée de basalte. Il semblerait en outre que certaines roches soient plus riches en silice et équivalentes à l’andésite observée sur Terre dans les zones de subduction. Sur Mars, cette roche semble être répartie de façon trop homogène pour être le résultat d’une quelconque tectonique des plaques.

Localement, dans la région de Meridiani Planum, on trouve une forte concentration d’hématites[15]. Découvertes par TES et photographiées in situ par le rover Opportunity, ces sphérules d’oxyde ferrique, de la taille de petits pois, ont la particularité de se former exclusivement en présence d’eau liquide.

Par ailleurs, les clichés obtenus avec le spectromètre OMEGA embarqué sur l’orbiteur Mars Express, révèlent la présence de roches sédimentaires riches en sulfates hydratés. On trouve du sulfate hydraté de calcium (gypse) dans Meridiani Planum ainsi que dans les dunes d’Olympia Planitia qui bordent la calotte polaire nord. En plus du gypse, on trouve du sulfate hydraté de magnésium (kiesérite) au fond de Valles Marineris[16]. Autre minéral hydraté mis en évidence par OMEGA, les phyllosilicates (argiles) que l’on trouve sur les affleurements des terrains les plus anciens, comme ceux de la région de Mawrth Vallis[17].

Ces roches hydratées, appelées ainsi car elles contiennent des molécules d’eau dans leur structure cristalline, mettent en évidence la présence de grandes quantités d’eau liquide à la surface de Mars dans un passé lointain. Toutefois, leur processus de formation et la date à laquelle elles sont apparues sont très différents. Les phyllosilicates proviennent d’une longue altération de roches magmatiques par l’eau survenue il y a plus de 4 milliards d’années[18]. Les sulfates, plus récents, se sont formés par précipitation des sels contenus dans une eau riche en acide sulfurique. Mais à la différence des argiles, ils ne nécessitent pas que l’eau soit restée liquide longtemps : ces dépôts peuvent également se former au cours de l’évaporation d’une eau riche en sulfates[19].

Atmosphère et climat

Atmosphère

Article détaillé : Atmosphère de Mars.
Vue de l’atmosphère martienne depuis une orbite basse.

Dès 1952, Gerard Kuiper analyse le spectre infrarouge de Mars à partir de l’observatoire McDonald et constate une forte proportion de dioxyde de carbone[20]. Ce résultat a depuis été confirmé par les missions Mariner et quantifié précisément par les sondes Viking. L’atmosphère martienne est composée à 95 % de dioxyde de carbone, 2,7 % d’azote et 1,6 % d’argon. On trouve également des traces d’oxygène (0,13 %) et de vapeur d'eau (0,03 %). L'ozone n'est présent qu'à l'état de traces et ne permet pas de protéger la surface de Mars du rayonnement ultraviolet.

Début 2004, le spectromètre infrarouge PFS de la sonde européenne Mars Express a détecté de faibles concentrations de méthane (10 parties par milliard) et de formaldéhyde (130 parties par milliard) dans l’atmosphère martienne[21]. Le méthane étant détruit par le rayonnement ultraviolet au bout de 340 ans seulement, sa présence implique l'existence d'une source interne. Une activité géothermique profonde, un pergélisol bombardé par les particules à haute énergie du rayonnement cosmique et une forme de vie microbienne méthanogénique[22] sont autant de sources plausibles[23]. En outre, si l'on considère que le formaldéhyde, dont la durée de vie n'est que de 7 heures, est produit par oxydation du méthane, ces sources doivent être plus abondantes encore. Ainsi, selon cette hypothèse, la production annuelle de méthane est estimée à 2,5 millions de tonnes.

On observe également de fines poussières qui donnent au ciel sa couleur orange ocre[24] ainsi que des nuages d'eau et de dioxyde de carbone dont l'aspect est très proche de celui des cirrus.

L’atmosphère de Mars est très ténue, la pression atmosphérique au sol n'est que de 6,36 millibars en moyenne, et s'érode au fil du temps. Plusieurs hypothèses mettent en avant de possibles pertes[25] :

  • Les collisions avec les astéroïdes étant fréquentes au début de l’histoire de la planète rouge, elles peuvent être un début d’explication.
  • La réaction du dioxyde de carbone avec l’eau pour précipiter sous forme de carbonates pourrait être une piste intéressante qui confirmerait par là même la présence passée d'eau liquide à la surface de Mars. Mais aucun carbonate n'a encore été trouvé dans le sol martien.

Pour un certain nombre de scientifiques, la disparition de l’atmosphère martienne et la disparition de l'eau sont étroitement liées. Pour exister sous forme liquide à la surface, l’eau aurait besoin d’une pression plus importante, c'est-à-dire, d'une atmosphère plus dense. Lorsque la température augmente, la glace d'eau contenue dans le sol martien se sublime. La vapeur d'eau ainsi injectée dans l'atmosphère peut alors s'échapper dans l'espace sous l'action du vent solaire. A noter que le point triple de l'eau (pression en deça de laquelle H2O ne peut exister à l'état liquide) est très proche de la pression moyenne actuelle sur Mars (respectivement: 611,73 Pa et 650-900 pa); l'eau pourrait donc tout de même théoriquement y exister brièvement en surface avant de s'évaporer.[réf. souhaitée]

Climat

Bien que l’atmosphère soit essentiellement composée de dioxyde de carbone, la quasi absence de vapeur d'eau et d'autre gaz à effet de serre fait que celui ci n'est que de kelvin (contre 33 K pour la Terre[26]). En outre, la distance avec le Soleil étant 1,5 fois plus importante, Mars reçoit 57 % d'énergie solaire en moins que la Terre. Il fait donc beaucoup plus froid sur Mars que sur Terre : la température moyenne est estimée à -63 °C sur Mars contre 15 °C sur la Terre. Toutefois, si la température au sol peut descendre à -143 °C en hiver aux pôles elle peut atteindre 27 °C en plein été aux basses latitudes. À noter également que la faible inertie de stockage de la chaleur, notamment due à l’absence d’océan et à une atmosphère ténue, induisent de fortes variations thermiques entre le jour et la nuit : de -89 °C à -24 °C sur le site de Viking 1 (Chryse Planitia)[27].

Cycle des saisons martiennes.

L’inclinaison de l'axe de Mars est de 25,19°, soit très proche des 23,45° de celle de la Terre. Mars connaît donc des saisons opposées dans les hémisphères nord et sud. Avec une excentricité orbitale de 0,0934 (0,0167 pour la Terre), l'orbite de Mars est fortement elliptique et sa distance au Soleil varie entre un maximum, l'aphélie, de 249,228 millions de kilomètres et un minimum, le périhélie, de 206,644 millions de kilomètres. En outre, le périhélie coïncide avec le solstice d'hiver boréal et l'aphélie, avec le solstice d'été boréal. Ceci a pour effet de provoquer des différences dans la durée et l'intensité des saisons observées aux deux hémisphères. Au périhélie par exemple, le pôle sud est orienté vers le Soleil et reçoit 40 % d'énergie en plus que le pôle nord à l'aphélie.

Saison Jours martiens
(sur Mars)
Jours terrestres
(sur Terre)
Hémisphère nord Hémisphère sud
Printemps Automne 193,30 92,764
Été Hiver 178,64 93,647
Automne Printemps 142,70 89,836
Hiver Été 153,95 88,997
Photomontage de la planète Mars avant (à gauche) et pendant (à droite) la tempête de septembre 2001.

Les hivers sont donc (relativement) "doux" et courts dans l’hémisphère nord et longs et froids dans l’hémisphère sud. De même, les étés sont longs et frais au nord et courts et chauds au sud. Les écarts de températures sont ainsi plus élevés au sud qu’au nord.

Vers la fin du printemps austral, quand Mars est au plus près du Soleil, des tempêtes locales et parfois régionales apparaissent. Exceptionnellement, ces tempêtes peuvent devenir planétaires et durer plusieurs mois comme ce fut le cas en 1971 et, dans une moindre mesure, en 2001. De minuscules grains de poussière sont alors soulevés, rendant la surface de Mars quasiment invisible. Ces tempêtes de poussière naissent en général au dessus du Bassin d'Hellas. Les importantes différences thermiques observées entre le pôle et les régions avoisinantes provoquent des vents violents à l'origine du soulèvement de fines particules dans l'atmosphère. Lors de tempêtes globales, ce phénomène provoque d'importantes modifications climatiques : les poussières en suspension absorbent le rayonnement solaire, réchauffant ainsi l'atmosphère et réduisant dans le même temps l'insolation au sol[28]. Ainsi, lors de la tempête de 2001, la température atmosphérique s'est élevée de 30 °C alors que la température au sol s'est abaissée de 10 °C[29].

Il n’existe qu’une seule cellule de Hadley sur Mars mais beaucoup plus marquée en altitude et en amplitude, joignant les deux hémisphères et qui s’inverse deux fois par an.

Enfin, l'obliquité de la planète, qui n'est pas stabilisée par la présence d'un satellite massif comme c'est le cas pour la Terre, suit un régime chaotique selon une cyclicité d’environ 120 000 ans. Elle oscille entre 0° et 60° et connait des phases relativement stabilisées entrecoupées de changements brusques, ce qui bouleverse complètement le climat martien[30].

Calottes polaires

Vue de la calotte polaire résiduelle nord. La grande vallée qui tranche la calotte sur sa partie sud-ouest est appelée Chasma Borealis.

Les calottes polaires de Mars furent observées pour la première fois au milieu du XVIIe siècle par Jean-Dominique Cassini et Christiaan Huygens. Leurs tailles varient considérablement au cours des saisons par échange de dioxyde de carbone et d'eau avec l’atmosphère. On distingue ainsi dans les deux hémisphères une calotte polaire résiduelle qui se maintient tout l’été et une calotte polaire saisonnière qui vient la recouvrir à partir de l’automne.

L’hiver austral étant plus long et plus froid que l'hiver boréal, la calotte saisonnière sud est plus vaste que la calotte saisonnière nord. Pendant l'hiver austral, le dioxyde de carbone contenu dans l'atmosphère se condense en glace carbonique au dessus de la 55e latitude sud alors que durant l'hiver boréal, il ne se condense plus en dessous de la 65e latitude nord. L’épaisseur de cette couverture de glace sèche est estimée à 1 mètre.

Avec ses 300 kilomètres de diamètre, la calotte résiduelle sud est à l’inverse trois fois plus petite que la calotte résiduelle nord (1 000 kilomètres de diamètre). Leurs surfaces sont déchirées par des vallées, appelées Chasma, qui forment des spirales dont le sens de rotation est conditionné par la force de Coriolis. Ainsi, les vallées s'enroulent autour du pôle sud dans le sens des aiguilles d'une montre alors qu'elles s'enroulent autour du pôle nord dans le sens inverse. Leurs compositions sont très proches : le système d'imagerie par émission thermique THEMIS embarqué à bord de la sonde 2001 Mars Odyssey a montré que la calotte résiduelle sud, comme son homologue du nord, est essentiellement composée de glace d'eau organisée en strates plus ou moins claires selon leurs teneurs en sables et en poussières[31]. Mais si la calotte résiduelle nord ne contient pas de glace carbonique, celle du sud est presque totalement recouverte par une couche de glace sèche d'une dizaine de mètres d'épaisseur dont la surface alvéolée rappelle celle du gruyère. Les observations faites par Mars Global Surveyor ont montré que le diamètre moyen des alvéoles augmentait au fil des saisons, suggérant un réchauffement climatique dans l’hémisphère sud[32]. L'épaisseur des calottes polaires résiduelles peut dépasser 3 kilomètres à certains endroits.

À noter enfin que les calottes polaires ont un impact important sur la composition atmosphérique de la planète. Le cycle des condensations/sublimations du dioxyde de carbone fait varier la pression atmosphérique de plus de 30 %. C'est lors de l'hiver austral que la pression est la plus faible avec un minimum mesuré à 4,0 millibars. Le maximum est atteint lors du printemps austral. La pression est alors de 8,7 millibars. De même, pendant l'été boréal, la glace d'eau qui compose la calotte polaire résiduelle nord se sublime, injectant de grandes quantités de vapeur d'eau dans l'atmosphère. Si toute la vapeur d'eau contenue dans l'atmosphère venait à précipiter, elle formerait une couche de moins de 10 µm d'épaisseur durant l'hiver et de plus de 40 µm en plein été[33].

Hydrosphère

En surface

La photo de droite prise le 10 septembre 2005 par la sonde Mars Global Surveyor révèle la présence d'un dépôt blanchatre ressemblant à de la glace d'eau et qui n'était pas présent le 30 août 1999 (image de gauche).

Plusieurs indices, comme des dépôts sédimentaires, des traces de rivages et des cours d’eau asséchés, indiquent qu’il y aurait eu sur Mars une grande quantité d’eau et une activité hydrologique intense.

La sonde Mariner 9 a découvert en 1972 des lits de rivières asséchés dans l’hémisphère Sud, âgés d’environ 3,8 milliards d’années. On ne trouve aucune trace plus récente de ce type de réseaux hydrographiques. Contrairement à la Terre, cette eau ne serait pas pour la majorité issue de pluie mais de sources souterraines, chauffées par le magma d’un volcan ou à la suite d’un impact de météorite. Néanmoins, il est possible qu’une période de pluies ait existé à une époque encore plus ancienne.

Des lacs ont pu localement exister dans des cratères.

L’hypothèse d’un océan recouvrant l’hémisphère Nord (zone à l’altitude la plus basse) et d’une hauteur de 500 mètres est de même débattue. Certains indices vont dans ce sens mais certaines preuves essentielles sont encore manquantes (présence de carbonates issus de la réaction entre le CO2 et l’eau).

Diagramme de phase de l’eau.

Aujourd’hui, la plupart des scientifiques pensent qu’il n’y a plus de traces d’eau liquide à proprement parler : compte tenu de la pression et de la température à la surface de Mars, l'eau passe directement de l’état solide à l’état gazeux par sublimation.

Cependant, Michael Malin et Kenneth Edgett (et co-auteurs), chercheurs de la Nasa, ont annoncé en décembre 2006 avoir désormais la preuve d’écoulements granulaires épisodiques actifs. L’analyse d’image haute résolution MOC prises par la sonde Mars Global Surveyor a révélé la présence de nouvelles ravines (gullies) dont la mise en place pourrait être liée à des écoulements de boue [34]. Toutefois des analyses ultérieures ont montré que les observations pouvaient également être expliquées par des écoulements secs plutôt que par des écoulements liquides[35]. Le débât reste ouvert.

Si l'eau a abondamment coulé sur Mars en des temps anciens, on ignore ce qu’elle est devenue. Une majeure partie pourrait s’être échappée vers l’espace (voir Perte de l’atmosphère). Toutefois, il pourrait exister aujourd'hui sur cette planète du pergélisol, voire du mollisol[36]. Il est donc possible d'y trouver encore des traces de vie. Plusieurs sondes spatiales ont été envoyées sur cette planète dans ce but, notamment les sondes Vikings, Mars Express et son module Beagle 2 ainsi que les robots Mars Exploration Rover 1 et 2. L’hypothèse martienne de l’origine de la bactérie polyextrémophile Deinococcus radiodurans est également envisagée[37].

Dans le sous-sol

En 2007, le radar MARSIS de la sonde Mars Express a mis en évidence de grandes quantités de glace d'eau enfouies dans les terrains qui bordent la calotte résiduelle sud. Ainsi, le volume de glace d'eau contenue dans le pôle sud est estimé à 1,6 millions de km3, soit approximativement le volume de glace d'eau de la calotte résiduelle nord[38].

La présence d'eau dans le sous-sol est confirmée, même plus près de l'équateur : en 2009, la sonde Mars Reconnaissance Orbiter a revelé que des cratères d'impact recemment formés contenaient de la glace pure à 99 % [39].

Astronomie

Article détaillé : Astronomie sur Mars.

Rapprochements Terre-Mars

La Terre et Mars en opposition.

Mars est la planète extérieure la plus proche de la Terre. Le moment où la distance est la plus faible peut advenir avant ou après que Mars soit en opposition (tout les 26 mois), dû à l'ellipsité des orbites. Par exemple, le 27 août 2003 à 09 heures, 51 minutes et 14 secondes UT, la distance Terre-Mars est minimale alors que l’opposition a lieu le 28 août 2003 à 17 heures, 58 minutes et 49 secondes UT (données IMCCE[40]).

Depuis la Terre, le diamètre apparent de Mars à l’opposition est au maximum de 26 secondes d’arc, soit environ 70 fois plus petit que celui de la pleine Lune.

Depuis Mars, la Terre est une planète intérieure, elle est donc visible (alternativement) le matin ou le soir, de la même façon que Vénus est visible le matin et le soir depuis la Terre.

Rapprochements remarquables

Distance Terre-Mars dans le temps.

Le 27 août 2003, à 9 heures et 51 minutes UTC, est atteinte la plus grande proximité depuis près de 60 000 ans entre Mars et la Terre, soit environ 55 758 000 kilomètres et son diamètre apparent de 25,13 seconde d'arc[40]. Cet évènement a engendré un canular informatique selon lequel Mars semblerait aussi grosse que la Lune[41]. La dernière occasion d’un rapprochement équivalent entre les deux voisines est estimée de remonter à l'an 57 617 av. J.-C.

Des analyses détaillées du portrait gravitationnel du système solaire permettent de prévoir un rapprochement (très légèrement) plus étroit pour 2287, ainsi que d'autres encore légèrement plus rapprochés auront encore lieu durant les siècles suivants, comme en 2650 et 2729. Ainsi que d'autres encore plus lointains...

L'orbite de Mars s'elliptisant, petit à petit, à notre époque et sur encore 25 000 ans[42].

Satellites

Satellites naturels

Photomontage de Phobos (en haut) et Déimos (en bas).

Les deux satellites naturels de Mars, Phobos et Déimos, orbitent près de la planète, à quelques milliers de kilomètres de celle-ci et sont peut-être des astéroïdes capturés, ou bien issus d'un ancien satellite s'étant brisé [43]. Ils sont liés à Mars par les forces de marées et montrent toujours la même face dans sa direction.

Comme Phobos orbite autour de Mars plus rapidement que la planète ne tourne sur elle-même, les forces de marée font décroître son rayon orbital de manière lente mais constante, au rythme de 9 centimètres par an. Phobos finira donc par s'approcher trop près de la planète et franchira la limite de Roche, d'ici 40 à 50 millions d'années.[réf. souhaitée] Les forces de marée seront alors trop fortes et briseront le satellite. Les blocs de roche formés formeront peut-être un anneau autour de Mars[44]. Déimos, en revanche, est assez éloigné pour que son orbite tende plutôt à s'éloigner, cela de manière extrêmement lente.

Les satellites naturels de Mars
Nom Diamètre
(km)
Masse
(1016 kg)
Rayon orbital
moyen (km)
Période orbitale
(d)
Magnitude moyenne Magnitude apparente
maximale depuis Mars
Phobos 22,1 (26,8 × 21,0 × 18,4) 1,070 9 380 0,319 11,6 -3,9
Déimos 12,4 (15,0 × 12 × 10,4) 0,224 23 460 1,262 12,8 -0,1

Les deux satellites ont été découverts lors de l’opposition d’août 1877 par Asaph Hall à l'aide d'un télescope de 26 pouces depuis l'observatoire naval des États-Unis de Washington[45],[46]. Ils ont été originellement nommés Phobus et Deimus d'après une suggestion d'Henry Madan professeur au collège d'Eton d'après la ligne 119 du chant XV de l'Iliade[47] :

« Ὣς φάτο, καί ῥ' ἵππους κέλετο Δεῖμόν τε Φόβον τε ζευγνύμεν, αὐτὸς δ' ἔντε' ἐδύσετο παμφανόωντα. »
« Il parla ainsi, et il ordonna à la Terreur et à la Crainte d'atteler ses chevaux, et il se couvrit de son armure splendide. »[48]

Dans la mythologie grecque, Phobos et Déimos sont les fils du dieu Arès, en grec ancien Φόϐος / Phóbos signifie « peur » et Δεῖμος / Deĩmos « terreur ». Cette dénomination est un jeu de mot sur la polysémie du mot satellite qui peut désigner à la fois un astre (les satellites de la planète) ou bien une personne, un garde du corps (les satellites du dieu)[49].

Satellites artificiels

Les différentes missions martiennes ont mis en place des satellites artificiels. Ils servent de relais pour les télécommunications et cartographient le sol martien.

5 satellites artificiels orbitent actuellement autour de Mars, dont 3 en fonctionnement, c'est plus que toute autre planète (sauf la Terre).

Mission Lancement Mise en orbite Fin
Mariner 9 30 mai 1971 14 novembre 1971 27 octobre 1972, orbite stable durant au moins 50 ans[50]
Mars Global Surveyor 7 novembre 1996 11 septembre 1997 2 novembre 2006, perte du contact[51]
2001 Mars Odyssey 7 avril 2001 24 octobre 2001 septembre 2008, date actuelle de l’extension de la mission[52]
Mars Express 2 juin 2003 25 décembre 2003 2009[53]
Mars Reconnaissance Orbiter 12 août 2005 10 mars 2006 2010[54]

Satellites troyens

Actuellement, on a découvert quatre troyens autour de Mars. Le premier, découvert en 1990, et le plus connu d'entre eux est (5261) Eurêka situé au point de Lagrange L5. Les 3 autres sont 2007 NS2, 1999 UJ7 et 1998 VF31 (désignation provisoire)[55].

Mars possède aussi un astéroïde coorbital : (26677) 2001 EJ18.

On connait aussi six astéroïdes étroitement liées à Mars, mais ne semblant pas être des troyens : 2001 FR127, 2001 FG24, 2001 DH47, 1999 ND43, 1998 QH56 et 1998 SD4[56].

Météore, météorites et astéroïdes

Comme les autres planètes, Mars est touchée par des météores. Certains sont suffisamment grands pour amarsir et devenir des météorites.

2007 WD5 est un astéroïde géocroiseur et aréocroiseur de 50 mètres de long découvert le 20 novembre 2007 par Andrea Boattini, du Catalina Sky Survey. Selon le programme de recherche Near Earth Object Program de la NASA, il avait une chance sur 10 000 (soit 0,01 %) de s'écraser sur Mars le 30 janvier 2008 [57]. La chute ne s'est finalement pas produite.

Historique des observations de la planète

Observations antiques

G5 D46
N37
O1
D21
N14
« Hor-Desher »
S29 P11 D46
D46
P3 G17 M3
X1
M3
X1
D54
« qui se déplace à reculons »

Mars faisant partie des 5 planètes visibles à l’œil nu (avec Mercure, Vénus, Jupiter, et Saturne), elle est observée depuis que les hommes regardent le ciel nocturne. Mars, lors de ses oppositions, est la planète la plus brillante après Vénus (sa magnitude apparente peut alors atteindre -2.9, le reste du temps, la deuxième planète la plus brillante est Jupiter).

La couleur rouge sang caractéristique de Mars lui valut dans l’Antiquité le rapprochement avec le dieu grec de la guerre Arès puis avec son équivalent romain Mars, le rouge évoquant le sang des champs de bataille.

Les Babyloniens la nommaient Nirgal ou Nergal, le dieu de la mort, des destructions et du feu. Les Égyptiens la nommaient « Horus rouge » (ḥr Dšr, Hor-desher) et connaissaient son « déplacement à reculons » (actuellement connu sous le nom de mouvement rétrograde)[58].

Dans la mythologie hindoue, Mars est nommée Mangala (मंगल) du nom du dieu de la guerre. Mangala Vallis est nommé en son honneur.

En Asie (Chine, Japon, Corée et Viêt Nam) Mars est 火星, littéralement l’astre () feu (). En mandarin et cantonais, elle est couramment nommée huoxing (火星, huǒxīng en pinyin) et traditionnellement Yinghuo (荧惑, yínghuò en pinyin, litt. « flamboyant confus »). En japonais, 火星 en kanji, かせい en hiragana, ou kasei en romaji (qui a donné son nom à Kasei Vallis). En coréen, 火星 en hanja et 화성 en hangeul, transcrit en hwaseong.

Mars est encore connue de nos jours sous le nom de « Planète rouge ».

Des observations de l’astronomie pré-télescopique, il reste peu de documents, et ceux-ci sont teintés de religion ou d’astrologie (comme le zodiaque de Dendérah en Haute-Égypte). De plus, les observations à l’œil nu ne permettent pas d’observer la planète elle-même mais plutôt sa trajectoire dans le ciel.

Observations télescopiques

Description de Johannes Kepler des mouvements géocentriques de Mars, Astronomia nova (1609).
Carte de Mars par Giovanni Schiaparelli.

En 1600 à Prague, Johannes Kepler devient l'assistant de Tycho Brahe (mort en 1601) pour lequel il doit calculer l'orbite précise de Mars. Il met 6 ans à faire le calcul et découvre que les orbites des planètes sont des ellipses et non des cercles. C'est la première loi de Kepler qu'il publie en 1609 dans son ouvrage Astronomia nova.

Article détaillé : Canaux martiens.

La croyance en l’existence des canaux martiens dura de la fin du XIXe siècle au début du XXe siècle et marqua l’imagination populaire, contribuant au mythe de l’existence d’une vie intelligente sur la quatrième planète du système solaire. Leur observation, qui n’a jamais fait l’unanimité, provenait d’une illusion d’optique, phénomène fréquent dans les conditions d’observation de l’époque (pareidolie).

Au XXe siècle, l’utilisation de grands télescopes permit d’obtenir les cartes les plus précises avant l’envoi des sondes. À l’observatoire de Meudon, les observations d’Eugène Antoniadi en 1909 aboutirent à la publication de La planète Mars en 1930. À l’Observatoire du Pic du Midi, des observations furent effectuées par Bernard Lyot, Henri Camichel, Audouin Dollfus, et Jean-Henri Focas[58].

Exploration

Article détaillé : Exploration de la planète Mars.

L’exploration de Mars désigne l’exploration de Mars à l’aide de sondes spatiales : notamment de satellites artificiels et rovers.

Elle tient une place importante dans les programmes d’exploration spatiale de la Russie (et avant elle par l’URSS), des États-Unis, de l’Union européenne, et du Japon. Une quarantaine de sondes orbitales et d’atterrisseurs ont eu Mars comme objectif depuis les années 1960, ayant pour but de recueillir des informations sur la « Planète rouge » et de répondre aux questions sur son passé, informations qui peuvent aussi se révéler importantes par rapport au devenir de notre planète.

L’exploration de Mars est coûteuse et difficile. Jusqu’à présent environ la moitié des vaisseaux lancés en sa direction ont échoué d’une manière ou d’une autre, avant d’achever ou parfois même de commencer leur mission. Ce taux d’échec est en partie imputable à des erreurs techniques, mais suffisamment de missions ont été perdues sans raisons apparentes pour que l'on parle d’un « triangle des Bermudes » entre Mars et la Terre ou d’un grand « monstre galactique » qui se nourrit de sondes martiennes[59].

Note : Les dates indiquent le lancement et la fin des missions ; la date intermédiaire indique l’arrivée autour de Mars (orbite) ou sur Mars (atterrissage).

Missions échouées

  • Les premières sondes soviétiques :
    • Mars 1960A ;
    • Mars 1960B ;
    • Mars 1962A ;
    • Mars 1962B ;
    • Mars 1 (1er novembre 1962 - 21 mars 1963) ;
    • Zond 4 ;
    • Phobos 1
    • Phobos 2
  • Les sondes américaines :
  • La sonde britannique Beagle 2 (2 juin 2003 - 25 décembre 2003).
  • La sonde japonaise Nozomi (のぞみ) (3 juillet 1998 - 9 décembre 2003 - toujours en orbite héliocentrique).

Missions terminées

  • Les satellites américains :
  • Les premiers atterrisseurs soviétiques :
    • Mars 2 (19 mai 1971 - 27 novembre 1971 - 22 août 1972)
    • Mars 3 (28 mai 1971 - 2 décembre 1971 - 22 août 1972).

Missions orbitales en cours

Opportunity dans le cratère Endurance.

Missions au sol en cours

Missions en projet

  • Phobos Grunt est une mission portée par la Russie dont le lancement devrait intervenir en octobre 2009. L'objectif sera de ramener des échantillons du sol de Phobos et de préparer ainsi une mission équivalente vers Mars.
  • L'ancien président des États-Unis, George W. Bush, dans un discours du 14 janvier 2004 au siège de la NASA, a annoncé un retour des missions lunaires habitées à l’horizon 2015 pour préparer de futures missions humaines vers Mars[60].

Chronologie

Culture

Symbolisation et symbolisme

Le « visage de Mars » vu par Viking 1. Le « visage de Mars » vu par Viking 1.
Le « visage de Mars » vu par Viking 1.
Le visage vu par Mars Global Surveyor.

Le symbole astronomique de Mars est un cercle avec une flèche pointant vers le nord-est Symbole astronomique de Mars. (Unicode 0x2642 ). En alchimie, ce symbole est associé au fer (dont l'oxyde est rouge) et indique parfois une mine de fer sur les cartes. Mars mettant un peu moins de deux ans pour faire le tour du soleil, son symbole représente les plantes bisannuelles[61].

Ce symbole est une représentation stylisée du bouclier et de la lance du dieu Mars. En biologie, le même symbole est utilisé comme signet pour le sexe mâle.

Les hommes viennent de Mars, les femmes viennent de Vénus est un best-seller de John Gray paru en 1992.

La couleur rouge est associée à Mars. On lui associe aussi la violence, la colère, la guerre : tous les attributs habituels du dieu Mars.

L’hypothétique corrélation entre la position de la planète Mars par rapport à l’horizon au moment de la naissance et la destinée de certains sportifs est nommée effet Mars.

Sur les photos prise par Viking 1, le 25 juillet 1976, au cours de sa 35e orbite, on distingue dans Cydonia Mensae des structures semblant artificielles dont un visage gigantesque et des pyramides. Cette légende est reprise dans le film de science-fiction américain Mission to Mars réalisé en 2000 par Brian De Palma.

De nos jours, le préfixe aréo- se rattache à Mars comme dans aréocroiseurs, aréographie, aréologie, etc. Cependant ces termes ne sont pas encore entrés dans les dictionnaires[62].

Fiction

Articles détaillés : Mars en fiction, Mars au cinéma et Martien.

Mars inspire depuis longtemps les auteurs de science-fiction. Même avec les désillusions qu'ont apportées les techniques modernes d'exploration spatiale, le filon est encore largement exploité. C'est le sens de la fiction qui a changé.

Autrefois[Quand ?], Mars était représentée peuplée par des organismes et des êtres vivants, les Martiens (qui ont été représentés un temps, verts puis gris). Maintenant elle est plutôt considérée comme une future terre d'accueil, prête à être terraformée puis colonisée par l’Homme. Une sorte de seconde Terre.

Certains la considèrent[Qui ?] plutôt comme la planète des origines de l'être humain, affirmant qu'une civilisation avancée a pu exister sur la Planète rouge jusqu’à il y a plus de 4 milliards d'années et que l'Homme pourrait être les descendants de cette civilisation ce qui expliquerait pourquoi personne n'a encore trouvé le fameux « chainon manquant » entre le singe et l'Homme. Cette conception est (en partie) une sorte de confusion entre l'apparition de la vie et "l'émergence" de l'Homme : la vie sur Terre remonte bien approximativement à 4 milliards d'années (et fut — peut-être — lié à Mars !), mais les premières manifestations de l'hominisation remonteraient "qu'à" quelques millions d'années (~1000 fois moins !). D'autre part, l'histoire du « chainon "manquant" » est une "intrigue" artificiellement maintenue, les fossiles ne sont pas plus rares dans les lignées "humaines" que dans d'autres lignées.

Les livres les plus connus sont :

Annexes

Notes

  1. La rotation de Vénus étant rétrograde, l’inclinaison de son axe est supérieure à 90°
    On pourrait dire que son axe est incliné de « -2,64° ».

Références

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  48. (fr) L’Iliade - Chant XV, traduction du grec ancien par Leconte de Lisle
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  56. (en) Page Eureka sur orbitsimulator.com.
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  58. a  et b (fr) Petite histoire de l’observation martienne, article de Francis Michel, dans la Galactée (revue du cercle d’Astronomie de l’Université de Mons-Hainaut ), numéro 5 d’octobre 1997.
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  60. (fr) RETOUR SUR LA LUNE sur le journal de l’astronomie et de l’espace, 14 janvier 2006.
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Bibliographie

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  • Francis Rocard, Planète Rouge : Dernières nouvelles de Mars, Dunod, 23 mars 2006, 3e éd., 257 p. (ISBN 978-2100499403) .
  • Serge Brunier, Observer mars, Larousse, coll. « Multiguides Astronomie », 12 mai 2005 (nouvelle édition), 80 p. (ISBN 978-2035604323) 
  • Olivier de Goursac, Visions de Mars, Éditions de la Martinière, 14 septembre 2004, 159 p. (ISBN 978-2732432144) .
  • Guillaume Cannat et Didier Jamet, Mars comme si vous y étiez !, Eyrolles, 28 octobre 2004, 126 p. (ISBN 978-2212115376) .
  • Société astronomique de France, Au plus près de la planète Mars, Vuibert, 7 juillet 2003, 291 p. (ISBN 978-2711753352) .
  • Serge Brunier, Observer mars, Bordas, 17 mai 2001, 80 p. (ISBN 978-2047600337) .
  • Olivier de Goursac, A la conquête de MARS, Larousse, 28 février 2000, 215 p. (ISBN 978-2035050410) .


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