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La planète Mars ♂
Valles Marineris
Le plus grand canyon du système solaire
Le plus grand canyon du système solaire
La planète rouge
Olympus Mons
Le plus grand volcan du système solaire
Le plus grand volcan du système solaire
Mission vers Mars

La planète Mars ♂

La planète Mars est la quatrième planète du système solaire en partant du Soleil. C’est la dernière planète tellurique du système solaire interne. Elle se trouve entre la Terre et la ceinture d’astéroïde.

D’une taille d’à peu près la moitié de celle de la Terre avec un rayon de 3 396 km (contre 6 378 pour la Terre), Mars possède une atmosphère ténue de gaz carbonique et une superficie à peu près équivalente à celle des continents terrestres.

Mars possède les plus grands volcans du système solaire dont le plus haut, Olympus Mons qui culmine à 22,5 km d'altitude ainsi que le plus grand canyon, Valles Marineris, qui fait plus de 3 770 km de long.

Mars possède 2 petits satellites , Phobos et Deimos, d'à peine quelques kilomètres.

Mars fait l'objet de nombreuses études et mission d'exploration et est sans doute la prochaine planète que l'homme ira visiter dans un avenir relativement proche.

Mars est connue depuis toujours et est facilement visible dans le ciel. A l'opposition, c'est à dire au plus proche de la Terre, Mars devient la 2e planète la plus brillante après Jupiter.

L'orbite de Mars a toujours intrigué les astronomes car vue du ciel, elle semble s'arrêter, repartir en arrière pour finalement repartir en avant, ce qui a longtemps été un mystère pour les astronomes jusqu'à ce que le système héliocentrique soit reconnu.

Mars porte le nom du dieu de la guerre dans la mythologie romaine du fait de sa couleur rouge qui évoquerait celle du sang.

Le symbole astronomique de Mars est ♂.

Le jour " Mardi " est le " jour de mars ".

Caractéristiques de Mars

Type d'objet :
Planète, Planète tellurique, Planète rocheuse
Découverte :
Antiquité
- Orbite -
----------
Localisation :
Système solaire interne
Demi grand-axe Le demi grand-axe d'une ellipse est le plus long diamètre :
227,9 millions de km (1,5196 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)
Périhélie Distance minimum au Soleil :
206,644545 millions de km (1,3776 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)
Aphélie Distance maximum au Soleil :
249,228730 millions de km (1,6615 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)
Excentricité de l'orbite Plus la valeur est proche de 0, plus l'orbite est circulaire :
0,09341233
Inclinaison de l'orbite Inclinaison du plan de l'orbite sur l'écliptique, L'écliptique est l’intersection de la sphère céleste avec le plan écliptique (plan géométrique contenant l’orbite de la Terre autour du Soleil) :
1,85061 °
Période de révolution Un tour complet autour du Soleil :
686,9601 jours - 1 ans 10 mois 17 j 8 h 22 min 20 s
Vitesse orbitale :
24,077 km/s - de 21,972 à 26,499 km/s
- Rotation -
----------
Période de rotation :
1,0258333333333 jours - 1 j 0 h 37 min 12 s
Jour solaire D'un lever de Soleil au suivant :
1,03 - 1 j 0 h 42 min 0 s
Inclinaison axiale :
25,19 °
- En chiffre -
----------
Diamètre équatorial :
6792,4 km - 0,5326 (Terre=1)
Aplatissement :
0,00589
Volume :
0,151 (Terre=1)
Masse Par rapport à la Terre :
0,107 (Terre=1) - 1/3098708 (Soleil=1)
Densité :
3933,5 kg/m3 - 0,71 (Terre=1) - 3,93 (Eau=1)
Gravité à l'équateur :
0,376 (Terre=1)
Vitesse de libération :
18 108 km/h - 5 030 m/s
Plage topographique :
de -6 000 mètres à 27 000 mètres
Température de surface :
-63 ° C (de -143 ° C à 35 ° C)
Pression au sol :
0,00636 mbar -  atmosphères (Terre=1) - Variabilité Variabilité de la pression = 4 à 8,7 mbar
Atmosphère :
Dioxyde de carbone 95,32 %, Azote 2,7 %, Argon 1,6 %, Dioxygène 0,13 %, Monoxyde de carbone 0,07 %, Gaz traces 0,2 %
Moment magnétique Intensité du champs magnétique :
< 0,000025 (Terre=1)
- Observation -
----------
Diamètre apparent Diamètre apparent équatorial au plus loin et au plus près de la Terre :
de 3,5 " à 25,1 "
Magnitude apparente Mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre :
Magnitude à 1 UA Unité Astronomique : 150 000 000 km = 1 UA : -1,52 - de 1,6 à -3
Albédo Fraction de lumière réfléchie par un objet :
Géométrique Indique le rapport entre l'intensité lumineuse réfléchie vers l'observateur et celle reçue par l'objet lorsque le Soleil, l'observateur et l'objet sont alignés, Indique la proportion de lumière réfléchie par rapport à celle théoriquement réfléchie par un disque blanc parfaitement diffusant, : 0,15 - Bond Indique le rapport entre la totalité de l'énergie radiante réfléchie par un astre dans toutes les directions et l'énergie radiante qu'il reçoit : 0,25
- Satellites -
----------
Nombre de satellites :
2

Paramètres orbitaux de Mars

Rotation de la planète Mars

Mars fait un tour complet sur elle-même en 1 jours 0 heures 37 minutes 12 secondes . C’est proche de la période de rotation de la Terre.

En revanche, la rotation de Mars n’est pas stabilisée comme l’est celle de la Terre par la Lune. Par conséquent, l’inclinaison de l’axe de rotation de Mars varie sur des périodes estimées à 120 000 ans.

Actuellement, l’axe de rotation de Mars est incliné à 25,19 ° ce qui est comparable à l’inclinaison de l’axe de rotation de la Terre qui est de 23,44 °.

Cliquez pour faire tourner Mars. Molette pour zoomer.

Révolution de la planète Mars

Mars se trouve à une distance du Soleil comprise entre 206,644545 millions de kilomètres et 249,228730 millions de kilomètres soit environ 1,38 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km à 1,66 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km.

L’excentricité de l’orbite de Mars est de, 0,093 contre 0,017 pour la Terre.

Mars effectue une révolution autour du Soleil en 686,96 jours soit 1 ans 10 mois 17 jours 8 heures 22 minutes 20 secondes  sur un plan incliné à 1,85061 ° par rapport au plan de l'écliptique.

La distance entre la Terre et mars varie entre 55,7 et 401,3 millions de kilomètres ce qui est relativement proche quand Mars est à l’opposition.

Voir la position de la planète Mars en ce moment
  • Soleil
  • Mercure
  • Vénus
  • Terre & Lune
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  • Ceinture d'astéroïdes
  • Jupiter
  • Saturna & Anneaux
  • Uranus
  • Neptune

Variations de l'axe d’inclinaison et saisons

Mars connaît des variations de l’inclinaison de son axe de rotation sur des périodes de 120 000 ans du fait des interactions gravitationnelles avec les autres planètes et notamment Jupiter qui se trouve relativement proche de Mars ainsi qu’à des phénomènes de résonance orbitales entres les objets du système solaire.

Selon des simulations informatiques, l’obliquité de Mars pourrait donc varier entre 11° et 49° suivant les configurations planétaires mais il se pourrait qu’il y ait es variations encore plus marquées pouvant presque atteindre les 90°.

Quelque soient les valeurs exactes, les variations d’inclinaison ont des conséquences sur le climat martien et notamment sur les zones polaires qui pourraient périodiquement être bien plus exposées à la chaleur du Soleil qu’aujourd’hui. Par conséquent, les pôles de Mars qui sont actuellement recouvert de glace d’eau et de dioxyde de carbone pourraient, suivant l’inclinaison de Mars, fondre et cette eau pourrait se répartir différemment sur la planète, notamment en allant vers les zones équatoriales.

La fonte de la glace et son évaporation pourrait aussi avoir des conséquences sur la masse et la densité de l’atmosphère de Mars et donc sur la pression atmosphérique ainsi que sur la température de la Planète.

Structure interne de Mars

NomEpaisseur (km)Distance (km)
Noyau 1 484 1 484
Manteau 1 861 3 345
Croûte 51 3 394
Surface 1 3 395
Atmosphère 110 3 396

Mars étant deux fois plus petite que la Terre, elle s’est refroidit beaucoup plus vite.

Mars serait constituée

  • d’un noyau de fer et de nickel liquide à 2000° faisant environ 1 480 kilomètres de diamètre
  • d’un manteau de silicates comparable à celui de la terre faisant dans les 1 860 kilomètres environ
  • d’une écorce d’une cinquantaine de kilomètres d’épaisseur qui est plus épaisse dans l’hémisphère sud que dans l’hémisphère nord avec 92 kilomètres dans la région de Syria Planum et à peine 3 kilomètres dans le bassin d’impact d’Isidis Planitia et une dizaine de kilomètres dans la région d’Utopia Planitia

L’absence d’étude sismiques in situ sur Mars rend pour l’instant cette structure interne spéculative cependant la mission Insight de 2016 devrait justement permettre de déterminer avec beaucoup plus de précisions la structure interne de Mars.

Conditions de surface de Mars

Habitabilité

Mars est actuellement la seule planète sur laquelle il est envisageable d’implanter des colonies humaines malgré la faible pression, l’absence d’eau liquide et d’oxygène, l’absence de champs magnétique protecteur substantiel et les températures négatives. En effet, les conditions à la surface de Mars ne sont finalement pas si hostiles que celles des autres astres potentiels et la proximité entre Mars et la Terre pourrait permettre une implantation durable.

Toutefois, pour le moment, nous recherchons encore des traces d’une éventuelle ancienne vie sur Mars et nous pensons que Mars aurait pu connaître dans le passé des conditions favorables à l’apparition de la vie avec notamment une température plus élevée, une atmosphère plus dense, un champs magnétique plus intense et de l’eau liquide sous certaines latitudes.

Malgré la multiplication des indices, pour l’instant, aucune vie martienne n’a encore été détectée malgré le grand nombre de missions d’exploration.

Température et pression sur Mars

Même si Mars est un peu plus éloignée du Soleil que la Terre, elle est tout de même à une distance qui lui permet de recevoir une quantité d’énergie solaire relativement élevée. Bien que la température moyenne à la surface de Mars soit de -63 ° C, elle peut monter à des valeurs de 35 ° C. La température minimal mesurée est de -143 ° C.

La pression atmosphérique est très faible, de l'ordre d'un centième de celle ressentie sur Terre et connait une variation saisonnière du fait de la variation de quantité de vapeur de dioxyde de carbone contenu dans l'atmosphère et qui provient des calottes polaires.

Surface

La surface de Mars est observable à distance car l’atmosphère martienne est suffisamment ténue et transparente pour permettre une observation directe de la surface, en dehors des périodes de tempêtes planétaire.

Bien que Mars se trouve très proche de la terre tous les 2 ans, on ne peut pas observer en détail sa surface depuis la Terre, on ne peut que distinguer les calottes polaires et quelques très vastes structures.

Depuis la mission Mars Global Surveyor dans les années 1990, Mars a pu être cartographiée dans son intégralité en très haute résolution.

Dichotomie nord-sud

La surface de Mars est caractérisée par une dichotomie entre l’hémisphère nord et l’hémisphère sud.

L’hémisphère nord a une altitude moyenne bien plus basse que l’hémisphère sud

Le relief de Mars - Carte topographique de Mars
Le relief de Mars - Carte topographique de Mars

L’hémisphère nord est une sorte d’immense plaine très peu accidentée dont l’altitude est d’environ 6 kilomètres sous le niveau de référence.

L’hémisphère sur quand à lui est composé de plateaux relativement élevés présentant de nombreux reliefs marqués.

La surface de Mars en très haute résolution

Cliquez et déplacez l'image avec votre souris pour faire défiler l'image. Molette pour zoomer. Voir les cartes interactives de Mars

Structure géologiques remarquables

Mars possède des zones géographiques remarquables :

  • Le renflement Tharsis : une immense zone élevée, de plus de 5 500 km de diamètre, qui présente de nombreux volcans éteins dont :
    • Olympus Mons, le plus grand volcan du système solaire, avec près de 22,5 km d’altitude
    • Les tois autres gigantesques volcans : Malea, Hesperia et Elysium qui sont eux aussi des reliefs parmi les plus élevés du système solaire
  • Des hauts plateaux comme Syria Planum et Solis Planum
  • Un gigantesque canyon : Valles Marineris
  • Des failles et autres canyons : Noctis Labyrinthus
  • Les immenses bassins d’impact
    • Hellas Planitia, dans l’hémisphère sud, qui est la zone la plus basse de la planète avec 8,2 kilomètre sous le niveau de référence
    • Argyre Planitia, toujours dans l’hémisphère sud
    • Utopia Planita dans l’hémisphère nord
  • Deux calottes polaires de glace carbonique et de glace d’eau

Volcanisme de Mars

Mars possède les volcans les plus élevés du système solaire dont le plus célèbre car le plus haut : Olympus Mons (le Mont Olympe) avec près de 22,5 kilomètres d’altitude entre sa base et son point le plus élevé. Alba Mons est quand à lui le plus large volcan du système solaire avec 1600 kilomètres de diamètres à sa base.

Il y a aussi de nombreux autres volcans boucliers, des centaines de stratovolcans beaucoup plus petits et de très nombreux autres volcans de quelques centaines de mètres de diamètres.

Les volcans de Mars sont les témoins d’un ancien volcanisme intense mais qui, contrairement aux volcans martiens, n’a pas pour origine la tectonique des plaques puisque Mars n’a pas eu de phénomène de tectonique de plaques.

Les volcans de Mars sont donc des zones situées au dessus de points chauds qui contrairement à ce qui se passe sur Terre où ils se déplacent, restent fixe. Le point chaud ne bougeant pas par rapport à la croûte, le volcan qui se forme au dessus, à la surface, reste toujours au dessus et grandit sans cesse jusqu’à la disparition du point chaud.

Aucun volcans n’étant actif à la surface de Mars de nos jours, on en a déduit que l’écorce s’était complètement solidifiée et l’intérieur de Mars refroidit au point de ne plus pouvoir maintenir de volcanisme actif ni de champ magnétique.

Olympus Mons
Olympus Mons

Cliquez pour afficher la carte interactive.

Les plus grands volcans de Mars, les volcans boucliers, sont tellement grand que l’on ne les remarquerait même pas si on se trouvait sur leurs flancs à la surface de Mars. Leur pente est très faible et leur cratères et caleras sont tellement larges que l’on n’en verrait pas les bords.

Les cinq plus grands volcans de Mars (qui sont aussi les plus grands du système solaire) sont :

  • Olympus Monsavec 21 229 mètres d’altitude et 648 km de large, au nord ouest du renflement de Tharsis ;
  • Ascraeus Mons avec 18 225 mètres d’altitude, dans Tharsis Montes ;
  • Pavonis Mons avec 14 058 mètres d’altitude, dans Tharsis Montes ;
  • Arsia Mons avec 17 761 mètres d’altitude, dans Tharsis Montes ;
  • Elysium Mons avec 14 028 mètres d’altitude, principal volcan d'Elysium Planitia.
  • Notons aussi Alba Mons qui n’est certes pas parmi les plus élevés avec seulement 6 600 mètres d’altitude mais qui fait 1 600 km de large ce qui en fait le volcan le plus large du système solaire

Mars présente aussi de nombreuses plaines volcaniques que l’on peut voir des bassins d'impact comme Argyre Planitia et Hellas Planitia ou dans les régions de Malea Planum, Hesperia Planum et Syrtis Major Planum, qui forment des plateaux de basaltes.

De l’eau sur Mars ?

La surface de Mars présente de nombreux signe de présence d’eau liquide dans le passé et sa surface montre des marques d’écoulement d’eau à grande échelle.

La variation de l’axe de rotation provoquerait périodiquement la fonte des calottes polaires et un réchauffement global conduisant à une fonte des glaces contenues dans le sous sol ce qui provoquerait de gigantesques inondations qui forgeraient des canyons, des lits de rivières et des lacs. C’est en tout cas ce qui a du arriver dans le passé mais on ne sait pas si ces phénomènes pourraient encore arriver dans le futur.

On détecte d’ailleurs toujours à l’heure actuelle de probables écoulements de liquides à la surface comme en attestent certains clichés réalisés par les sondes en orbite autour de Mars.

On sait aussi que le sous-sol de Mars serait gorgé d’eau glacée et aurait même de vastes lacs d’eau dans les régions proches de la calotte polaire du pôle sud. Les pôles contiennent eux aussi de grande quantité d’eau : 1,6 millions de km3 chacun.

La présence d’eau à l’état liquide à la surface de Mars est empêchée par d’une part la température très basse et d’autre part la pression insuffisante pour que l’eau puisse se maintenir à l’état liquide. L’eau passe directement de l’état glacé à l’état gazeux, ce qu’on appelle la sublimation. Il semblerait toutefois que l’eau puisse rester liquide pendant de courts laps de temps lorsque des conditions bien spécifiques sont réunies, notamment quand les températures sont relativement élevées, la pression plus importante (dans des zones d’altitude inférieure au niveau de référence) et avec des composition de la glace sous formes de saumures.

Atmosphère de la planète Mars

L’atmosphère de Mars est ténue et transparente. Sa température moyenne est de -63 ° C. Son épaisseur est toutefois de 11 km ce qui est supérieur à l’épaisseur de l’atmosphère de la Terre (7 km) ce qui est dû à la faible gravité de Mars. La pression atmosphérique va de seulement 30 Pa au point le plus élevé (sur le Mont Olympe) à 1 155 Pa dans le bassin Hellas Planitia qui est l’endroit le plus bas de la planète, la pression moyenne est de 610 Pa, c’est 1/100e de la pression terrestre.

Elle est composée de

  • Dioxyde de carbone  (95,32 %),
  • Azote  (2,7 %)
  • Argon  (1,6 %)
  • Dioxygène  (0,13 %),
  • Monoxyde de carbone  (0,07 %)
  • Gaz traces  (0,2 %) : monoxyde d'azote, infimes traces de néo, de krypton, de formol, de xénon, d'ozone et de méthane

La présence de méthane est étonnante car sa durée de vie est relativement courte ce qui implique qu’il y ait un renouvellement constant de la production de ce gaz or c’est généralement un sous produit de formes de vie ce qui a été interprété comme la preuve de l’existence d’une vie sur Mars. Toutefois, d’autres hypothèses purement chimiques sont aussi envisageables.

Nuages

Mars a des nuages mais pas de précipitations. Ces nuages sont constitués de cristaux de glace et se forment à très haute altitude, entre 10 et 20 kilomètres. Leur apparence est similaire aux cirrus terrestres.

D’autres nuages constitués de dioxyde de carbone se forment à des altitudes encore plus élevées.

Poussières et tourbillons de poussière

L’atmosphère de Mars est chargée de très fines poussières (comparable à de la fumée de cigarette) qui restent d’autant plus facilement en suspensions dans l’air que la gravité est faible.

Combinées à une pression très faible et à des variations de températures, des tourbillons de poussières semblables à de petites tornades se forment soulevant encore plus de poussières. Ces tourbillons, nommées « Dust devils », parcourent les vastes et plates plaines martiennes laissant sur la surface la trace de leur passage.

Tempêtes de poussières

Mars connaît des tempêtes de poussière à l’échelle planétaire comme nous l’avons observé en 2001 lorsque toute la surface de la planète a été prise dans une tempête qui a duré plusieurs mois. On ne connaît pas précisément les conditions et le mode de formation des tempêtes planétaires mais on pense qu’il s’agit en fait de la réunion de tempêtes locales plus modestes.

Les tempêtes plus modestes et localisées se forment par l’effet combiné de variation de la pression atmosphérique et de la température au gré des changements saisonniers et du réchauffement des calottes polaires.

Ces tempêtes peuvent élever les poussières à plus de 50 km d’altitude et masquer complètement les rayons du Soleil au niveau du sol.

Ces tempêtes modifient la température au sol ce qui contribuerait à provoquer leur disparition en causant un refroidissement.

Bien que gigantesques, ces tempêtes ont des vents de 60 km/h en moyenne avec des pointes à 100 km/h. Ceci combiné à une pression atmosphérique très faible, on ne ressentirait quasiment pas le vent si on était pris dans l’une de ces tempêtes.

Calottes polaires

Mars possède deux calottes polaires bien visible et qui évoluent au fil des saisons.

Elles sont composées de dioxyde de carbone et d’eau sous forme de glace.

Ces calottes sont composées d’une zone permanente, dite « calotte résiduelle » ou « calotte estivale » qui persiste tout au long de l’année et qui ne disparaît jamais et d’une zone éphémère dite « calotte hivernale » ou calotte « saisonnière » qui vient recouvrir la calotte permanente pendant l’hiver de la planète.

Les variations saisonnières sont donc responsable du changement de morphologie des calottes, lesquelles influencent le climat martien et crée les tempêtes à l’intersaison et font varier la pression atmosphérique.

La calotte sud étant moins longtemps exposée au Soleil que la calotte nord, l’hiver dans l’hémisphère sud dure plus longtemps que dans l’hémisphère nord et la calotte saisonnière sud est plus étendue que celle du nord.

Pendant l’hiver, le dioxyde de carbone présent dans l’atmosphère se condense en glace carbonique très pure et translucide de quelques mètres à quelques dizaines de mètres d’épaisseur. Ceci se produit au dessus de 55° de latitude dans l’hémisphère sur et au dessus de 65° de latitude dans l’hémisphère nord.

La calotte polaire résiduelle sud conserve une couche de glace carbonique de plusieurs dizaines de mètres d’épaisseur contrairement à la calotte polaire résiduelle nord qui n’est constituée que de glace d’eau.

Les calottes résiduelles sont cependant très différentes des calottes saisonnières. Elles sont constituées de glace d’eau mélangée avec de la poussière martienne et sont constituées de strates de plusieurs kilomètres d’épaisseur à certains endroits. Les calottes ont une forme de spirales à cause de la force de coriolis et sont marquées par des failles profondes et larges nommées « chasmata » ou « casma » au singulier.

La calotte polaire sud fait près de 1000 kilomètres de diamètres alors que la calotte polaire nord n’en fait que le tiers, soit dans les 300 kilomètres de diamètres.

L’évaporation des calottes saisonnières contribue à faire varier la pression atmosphérique de plus de 30% et augmente notablement la proportion de vapeur d’eau contenue dans l’atmosphère de Mars.

D’après les observations, il semblerait que Mars connaisse actuellement un réchauffement localisé dans l’hémisphère sud et une diminution progressive de sa calotte polaire australe mais on ne connaît pas encore la périodicité de cette variation et donc si il s’agit d’une évolution sur le long terme ou sur des périodes plus courtes non significatives.

Il existe un échange entre la calotte nord et la calotte sud rythmé par les saisons. Le dioxyde de carbone qui se sublime en été dans l’hémisphère nord migre vers la calotte sud pour s’y condenser et vice et versa.

Champ magnétique

Mars n’a qu’un champ magnétique résiduel très faible et n’a pas de magnétosphère ce qui expose la surface aux rayonnement cosmiques et aux vents solaires. La radioactivité moyenne à la surface de Mars est donc nettement plus élevée qu’à la surface de la Terre, de l’ordre de 60 fois plus. De plus, la faible atmosphère et l’absence de magnétosphère ne protègent pas la planète des variations et pics de rayonnements dus aux éruptions solaires notamment.

Il existe toutefois des zones avec un magnétisme rémanent jusqu’à 30 fois plus important que celui de la Terre, en particulier dans les régions de Terra Cimmeria et Terra Sirenum. Ces zones seraient une sorte de paléo-magnétisme, des traces d’un champ magnétique ancien fossilisé dans certaines régions anciennes de la croûte martienne. En revanche, les régions géologiques plus récents, les zones volcaniques et les bassins ou cratères d’impact récents sont quand à eux totalement dépourvus de traces de champ magnétique.

L’absence de champ magnétique martien conduit à penser que la planète Mars ne contient pas de noyau liquide produisant un effet dynamo.