Mars

Fiche d'identité

Diamètre équatorial : 6 786.8 km Masse : 6.419 1 × 1023 kg (0.107 4 × Terre) Densité moyenne : 3.94 × eau Vitesse de libération à l'équateur : 5.02 km·s-1 Température : 133 K à 293 K (-140 °C à +20 °C) Inclinaison de l'équateur sur le plan orbital : 23.98° Période de rotation sidérale : 24.629 9 heures Période de révolution sidérale : 686.980 jours Période de révolution synodique : 779.94 jours Excentricité de l'orbite : 0.093 4 ½ grand-axe de l'orbite : 1.523 7 UA Inclinaison sur l'écliptique : 1.850° Vitesse moyenne sur orbite : 24.13 km·s-1 Albédo : 0.16 Nombre de satellites : 2

Une planète qui embrase l'imagination

Quatrième et dernière planète tellurique, Mars possède une atmosphère très ténue qui permet une observation directe de son sol que seules de violentes tempêtes de poussière parviennent à voiler.
Des marques rectilignes, observées par l'italien Giovanni Virginio SCHIAPARELLI (1835 - 1910) et l'américain Percival LOWELL (1855 - 1916) à partir de 1877 et dans lesquelles il crurent identifier des canaux, firent penser à des structures artificielles construitent par des êtres intelligents. Les sondes spatiales Mariner-4 (1965), Mariner-6 et Mariner-7 (1969) devaient définitivement infirmer l'imagination fertile des humains sur une hypothétique vie martienne suffisamment évoluée. Les structures interprétées comme des canaux n'étaient que des successions de cratères plus ou moins alignés, voire de simples illusions d'optique.
Le « visage » de Mars
En 1976, un cliché basse-résolution de la région de Cydonia Mensæ (41.0°N - 12.8°O) pris par l'orbiteur Viking-1 relancera quelque peu la polémique dans un certain milieu pseudo-scientifique. Une simple colline érodée, dessinant un visage (d'humain terrestre !) lorsque vue sous un certain angle d'éclairage et après un « traitement » poussé, fut présentée comme une construction extra-terrestre.

Le « visage » de Mars : une colline de 2.5 km × 1.5 km au sol pour une hauteur de 400 m.
En 1959, un astrophysicien ukrainien, Iosef Samuilovich SHKLOVSKII, alla même jusqu'à suggérer que les satellites martiens étaient artificiels, creux et utilisés comme stations de relais pour voyages galactiques !

Les oppositions martiennes

La planète rouge subit de réels changements saisonniers qu'il est possible de suivre depuis la Terre : tempêtes de sable, fonte des calottes polaires, ... Les moments les plus propices à son observation se situent aux abords d'une opposition.

La période synodique de la planète Mars est de 780 jours, soit un peu plus de deux années terrestres. Les oppositions successives se retrouvent ainsi de plus en plus tard sur l'orbite.
Comme le montre le graphique (non à l'échelle), l'orbite martienne est relativement excentrique (e = 0,093 4). Ainsi les différentes oppositions présentent des intérêts inégaux selon qu'elles ont lieu proches du périhélie (positions T1-M1) ou de l'aphélie (positions T2-M2).

Une topographie dissymétrique

Le globe martien se singularise par une dissymétrie prononcée de son relief. L'hémisphère Sud présente une surface « lunaire » très cratérisée, l'hémisphère Nord montrant de grandes plaines dues à des épanchements d'origine volcaniques.

La zone équatoriale est surtout marquée par le dôme de Tharsis, vaste plateau surplombant les alentours de 7 km et surmonté de trois imposants volcans : les monts Arsia, Pavonis et Ascræus. Mais le plus gros volcan martien (et du système solaire) se situe un peu plus au Nord-Ouest : Olympus Mons. Éteint depuis 100 millions d'années, il mesure 600 km à la base et culmine à 23 km !

Olympus Mons : le plus gros volcan du système solaire.

à l'est du plateau de Tharsis se trouve le système de canyons de Valles Marineris . Gigantesques vallées parallèles aux bords escarpés. L'ensemble de ce complexe s'étend sur 5 000 km de long (un peu moins du quart de la circonférence de la planète) ; la partie centrale mesure 600 km de largeur pour une profondeur de 7 km. Sa formation résulterait d'un affaissement le long d'une fracture de la croûte en réponse au soulèvement du plateau de Tharsis.

La carte altimétrique de Mars montre clairement une dissymétrie Nord-Sud avec, sur la zone équatoriale, le dôme de Tharsis et ses volcans géants. Le complexe Valles Marineris est visible en sa partie Est.
L'immense bassin du Hellas se détache tout aussi nettement sur l'hémisphère Sud.

Valles Marineris : un complexe système de canyons au niveau de l'équateur martien.

Phobos et Deimos

Mars possède 2 petits satellites de forme irrégulière. Ces 2 satellites se seraient formés suite à une collision avec un astre 3 fois plus petit que Mars, il y a entre 100 et 800 millions d'années (théorie 2016)
L'observation de ces 2 satellites ne peut se faire qu'à l'aide de gros instruments.
Découverts par l'américain Asaph HALL (1829 - 1907), lors de l'opposition favorable de 1877, ils portent les noms de Phobos (terreur, crainte) et Deimos (panique, peur).

Phobos et le cratère Stickney (10 km de Ø).

Phobos a été « visité » par une sonde du même nom en 1989. Le survol, lors de cette mission malheureusement avortée, a été approché à 50 m de distance !

Le privilège du choix du nom d'un objet céleste revient à son découvreur. Asaph HALL ne s'est guère empressé de baptiser les satellites de Mars, ce n'est que le 7 février 1878 qu'il soumettra sa proposition : Phobos et Deimos étaient les écuyers qui attelaient les chevaux d'Arès, le dieu grec de la Guerre (appelé Mars chez les Romains).

Trajectoire des satellites de Mars

Missions spatiales vers les satellites de Mars

Sources : IMCCE / JPL / NASA

Crédits photographiques : NASA