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Faute de vision, le peuple se meurt.
- Proverbes 29:18
Table des matières
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Sources additionnelles d'informations sur Mars
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| Introduction |
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Mars est la quatrième planète à partir du Soleil et est désignée communément comme "La planète rouge". Les roches, le sol et le ciel ont une teinte rougeâtre ou rosée. Cette couleur distincte a été observée par les astronomes tout au long de l'histoire. Les romains lui ont donné son nom en honneur de leur dieu de la guerre. D'autres civilisations lui ont donné des noms similaires. Les égyptiens appelaient la planète Her Descher ce qui signifie La rouge.
Avant l'exploration spatiale, Mars était considérée comme la meilleure candidate pour l'hébergement d'une vie extraterrestre. Les astronomes pensaient voir des lignes droites traversant en tout sens sa surface. D'où la croyance populaire que des canaux d'irrigation avaient été construits sur la planète par des êtres intelligents. En 1938, quand Orson Welles diffusa un drame radiophonique basé sur le classique de la science-fiction La guerre des mondes par H. G. Wells, suffisamment de personnes crurent à l'histoire des envahisseurs martiens pour provoquer un début de panique.
Une autre raison pour les scientifiques d'anticiper la vie sur Mars venait des changements apparents et saisonniers de couleur à la surface de la planète. Ce phénomène amena à croire qu'une floraison de plantes martiennes pouvait se produire durant les mois plus chauds suivie d'une hibernation de la vie végétale au cours des mois plus froids.
En juillet 1965, la sonde Mariner 4 transmit 22 photos rapprochées de Mars. Tout ce qu'elles montrèrent fut une surface contenant de multiples cratères et des canaux d'origine naturelle sans évidence de canaux artificiels ou d'écoulement d'eau. Finalement en juillet et septembre 1976, les sondes atterrisseuses Viking 1 et 2 se posèrent à la surface de Mars. Les trois expériences biologiques à bord révélèrent une activité chimique imprévue et énigmatique dans le sol martien. Cependant, elles ne fournirent pas d'évidence réelle de la présence de micro-organismes vivants dans le sol au voisinage des sites d'atterrissage. D'après les biologistes de la mission, Mars serait auto-stérilisante. Ils croient que la combinaison des radiations solaires ultraviolettes qui saturent la surface, de la sécheresse extrême du sol et de la nature oxydante de l'activité chimique au sol, empêche la formation d'organismes vivants dans le sol martien. La question de l'existence de la vie sur Mars à un moment quelconque de son lointain passé demeure ouverte.
D'autres instruments ne trouvèrent aucune trace d'activité chimique organique à aucun des sites d'atterrissage, mais fournirent une analyse précise et définitive de la composition de l'atmosphère martienne. Ils trouvèrent des traces d'éléments non détectés auparavant.
L'atmosphère de Mars est passablement différente de celle de la Terre. Elle est principalement composée de dioxyde de carbone avec de petites quantités d'autres gaz. Ses six éléments principaux sont:
L'air martien contient environ mille fois moins d'eau que notre air, mais même cette infime quantité peut se condenser et former des nuages qui voyagent haut dans l'atmosphère ou tourbillonnent autour des pentes des hauts volcans. De petites nappes de brume matinale peuvent se former dans les vallées. Sur le site d'atterrissage de Viking 2, une mince couche de givre recouvrait le sol chaque hiver.
C'est évident que dans le passé, une atmosphère martienne plus dense a pu permettre à l'eau de couler sur la planète. Des caractéristiques physiques ressemblant de près à des littoraux, des gorges, des lits de rivières et des îles suggèrent que de grands cours d'eau auraient déjà existé sur la planète.
La température moyenne enregistrée sur Mars est de -63° C (-81° F) avec un maximum de 20° C (68° F) et un minimum de -140° C (-220° F).
La pression barométrique varie à chaque site d'atterrissage sur une base semi-annuelle. Le dioxyde de carbone, le composant majeur de l'atmosphère, gèle pour former une immense calotte polaire, alternativement à chaque pôle. Le dioxyde de carbone forme un grand couvert de neige qui s'évapore ensuite avec la venue du printemps dans chaque atmosphère. Quand la calotte du pôle sud était à son maximum, la pression moyenne quotidienne observée par la sonde atterrisseuse Viking 1 était aussi basse que 6,8 millibars, alors qu'à d'autres moments de l'année elle montait aussi haut que 9,0 millibars. La pression au site de Viking 2 était de 7,3 et 10,8 millibars. En comparaison, la pression moyenne sur la terre est de 1 000 millibars.
| Modèles de Mars en réalité virtuelle |
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| Animations de Mars |
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| Vues de Mars |
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L'intérieur de Mars
La compréhension actuelle de l'intérieur de Mars suggère un modèle comprenant une mince croûte,
similaire à la terre, un manteau et un noyau. À partir de quatre paramètres, on peut déterminer la taille
et la masse du noyau martien. Toutefois, seulement trois des quatre sont connus: la
masse totale de Mars, sa taille et son moment d'inertie. La masse et la taille ont été
déterminées avec précision à partir des données des premières missions spatiales. Le moment d'inertie
à été déterminé à partir des données des modules d'atterrissage des sondes Viking et des données
du radar Doppler de la sonde Pathfinder, en mesurant le taux de précession de Mars.
Le quatrième paramètre requis pour compléter le modèle de l'intérieur de Mars, sera
fourni par les missions à venir des sondes spatiales.
Avec les trois paramètres connus, le modèle est significativement limité.
Si le noyau de Mars est dense (composé de fer), similaire à celui de la terre
ou à celui des météorites SNC qu'on croit provenir de Mars,
alors le rayon minimal du noyau serait d'environ 1 300 kilomètres.
Si le noyau est constitué de matériel moins dense comme un mélange de souffre
et de fer, la rayon maximal serait alors probablement de moins de 2 000 kilomètres.
(Copyright 1998 par Calvin J. Hamilton)
Carte sinusoïdale de Mars
Cette image est une carte sinusoïdale de Mars. Elle a été générée à partir d'une carte
numérique retouchée et a été colorée artificiellement pour représenter l'élévation
(Crédit: Calvin J. Hamilton)
Topographie de Mars
Cette image est une simple carte cylindrique de Mars. La couleur représente l'élévation
et s'étend de -4 kilomètres jusqu'à 27 kilomètres.
Une version noire & blanc de cette
image est aussi disponible.
(Courtoisie A.Tayfun Oner)
Hémisphère de Schiaparelli
Cette image est une mosaïque de l'hémisphère de Schiaparelli. Le centre de cette image
se situe près du cratère de Schiaparelli, d'un diamètre de 450 kilomètres (280 milles).
Les bandes foncées avec de brillantes bordures émanant des cratères dans la région d'Oxie Palus, en haut à gauche
de l'image, sont causées par l'érosion et/ou déposées par le vent. Les brillantes taches blanches
au sud, incluant le bassin d'impact de Hellas, sont couverts de givre de dioxyde de carbone.
(Courtoisie USGS)
Valles Marineris
Cette image est une mosaïque de l'hémisphère de Valles Marineris.
C'est une vue identique à celle que quelqu'un aurait à partir d'une vaisseau spatial.
Le centre de la scène montre tout le système de canyons de Valles Marineris, plus de
3 000 kilomètres (1 860 milles) de long et jusqu'à 8 kilomètres (5 milles) de profondeur,
s'étendant de Noctis Labyrinthus, le système recourbé de ravins à l'ouest, jusqu'au terrain chaotique
à l'est. Plusieurs énormes anciens lits de rivières commencent dans le terrain chaotique
et dans les canyons du centre-nord et se dirigent vers le nord. Plusieurs des lits coulent dans
un bassin appelé Acidalia Planitia, qui est l'espace sombre à l'extrême nord de
cette image. Les trois volcans Tharsis (points rouges foncés), chacun d'environ 25 kilomètres
(16 milles) de haut, sont visibles à l'ouest. Une terre très ancienne couverte de multiples
cratères d'impact s'étend au sud de Valles Marineris.
(Courtoisie USGS)
Centre du gouffre de Candor - Vue oblique
Cette image montre une partie du gouffre de Candor dans Valles Marineris.
Elle est centrée à la latitude -5.0, longitude 70.0. La vue est du nord dirigée
vers l'intérieur du gouffre. La géomorphologie du gouffre de Candor est complexe,
façonnée par les mouvements tectoniques, par les secousses dans le sol, les vents et peut-être par
l'eau et l'activité volcanique.
(Courtoisie USGS)
Ouest du gouffre de Candor Chasm (couleurs rehaussées)
Cette image (centrée à la latitude 4° S, longitude 76° O) montre certaines
régions de Valles Marineris, incluant le gouffre de Candor (en bas à gauche), le gouffre d'Ophir
(en bas à droite), et le gouffre de Hebes (en haut à droite). Des dépôts complexes en couche dans les
canyons peuvent avoir été déposés dans des lacs, et si c'est le cas, sont d'un grand intérêt
pour les futures recherches de vie fossile sur Mars. Les dépôts rosâtres dans le gouffre de Candor
peuvent être attribuables à des altérations hydrothermales et à la production d'oxydes de fer
cristallisés.
((Geissler et al., 1993, Icarus 106 380). Images des sondes Viking Orbiter
numéros 279B02 (violet), 279B10 (vert), et 279B12 (rouge) à la résolution de 240 mètres/pixel.
La largeur de l'image est de 231 kilomètres. Le nord est à 47° dans le sens horaire à partir du haut.)
Glissements de terrains dans Valles Marineris
Quoique Valles Marineris apparut comme structure tectonique,
il a été modifié par la suite par d'autres processus. Cette image montre une vue rapprochée
d'un glissement de terrain sur le mur sud de Valles Marineris. Ce glissement
enleva en partie la bordure du cratère se trouvant sur le plateau adjacent à Valles Marineris.
Notez la texture du dépôt du glissement de terrain à l'endroit où il se répand
sur le fond de Valles Marineris. Plusieurs couches distinctes peuvent être aperçues
sur les murs de la dépression. Ces couches peuvent être des régions de composition
chimique distincte ou des propriétés mécaniques dans la croûte martienne.
(Crédit de l'image: Calvin J. Hamilton; Légende: LPI)
3 vues de Mars en opposition
Ces vues provenant du télescope spatial Hubble constituent la couverture globale la plus complète
et détaillée de la planète rouge jamais vue à partir de la terre. Ces images ont été
prises le 25 février 1995, quand Mars se trouvait à une distance de 103 millions de
kilomètres (65 millions de milles). À la surprise des chercheurs,
Mars est plus nuageux que dans les années précédentes. Cela signifie que la planète
est plus froide et plus sèche, parce que la vapeur d'eau dans l'atmosphère se condense
pour former des nuages de cristaux de glace. Les trois images montrent les régions de
Tharsis, de Valles Marineris et de Syrtis Major.
(Crédit: Philip James, Université de Toledo; Steven Lee, Université
du Colorado; et la NASA)
Printemps sur Mars: les plus belles vues de la planète rouge prises par Hubble
Cette vue de Mars prise par le télescope spatial Hubble et provenant de la NASA, est l'image
la plus claire jamais prise à partir de la terre. Elle est surpassée seulement par les prises
de vues rapprochées renvoyées par les sondes spatiales qui ont visitées la planète.
Cette photographie a été prise le 25 février 1995, quand Mars se trouvait à une distance de
103 millions de kilomètres (65 millions de milles).
Parce que c'est le printemps dans l'hémisphère nord de mars, la majeure partie
du dioxyde de carbone gelé autour de la calotte permanente d'eau glacée
s'est sublimé et la calotte est revenue à son noyau solide d'eau glacée ayant
plusieurs centaines de milles d'un bord à l'autre. L'abondance de minces nuages blancs
indique que l'atmosphère est plus froide que lors des visites des sondes spatiales dans
les années 1970. Des nuages matinaux apparaissent le long du bord ouest (gauche) de la planète.
Ils se forment au cours de la nuit quand la température martienne tombe rapidement et que l'eau
dans l'atmosphère gèle pour former des nuages de cristaux de glace. S'élevant
à 25 kilomètres (16 milles) au-dessus des plaines environnantes, le volcan Ascraeus Mons
pointe au dessus de la plate-forme de nuages près du bord ouest.
Le canyon Valles Marineris se trouve dans la partie inférieure gauche.
(Crédit: Philip James, Université de Toledo; Steven Lee, Université
du Colorado; et la NASA)
Source d'écoulement du canal Ravi Vallis
Cette image de la tête de Ravi Vallis montre une portion de 300 kilomètres (186 milles)
du canal. Comme plusieurs autres canaux qui se déversent dans les plaines nordiques
de Mars, Ravi Vallis a sa source dans une région au terrain chaotique et effondrée
à l'intérieur des plus vielles "hautes terres" parsemées de cratères de la planète.
Les structures de ces canaux indiquent qu'ils ont été sculptés par de l'eau s'écoulant
à haute vitesse. L'abrupt début du canal qui apparemment n'a aucun affluent, suggère
que l'eau a été libéré sous une forte pression, de dessous une couche de sol gelé qui la retenait
Suite à la libération de cette eau qui s'est écoulée, la surface qui la recouvrait s'est effondrée,
ce qui a produit les ruptures et les affaissements que l'on voit ici. L'on peut voir dans cette
image trois régions d'effondrements chaotiques reliés par un canal dont le lit fut érodé par
l'écoulement de l'eau. L'écoulement dans ce canal se faisait d'ouest en est (de gauche à droite).
Ultimement ce canal se relie à un système de canaux qui s'écoulaient vers le nord dans
le basin de Chryse.
(Credit de l'image: Calvin J. Hamilton; Légende: LPI)
Iles profilées
L'eau qui a sculpté les canaux au nord et à l'est du système de canyons de Valles Marineris
possédait un terrible pouvoir d'érosion. Une des conséquences de cette érosion a été la
formation d'îles profilées aux endroits ou l'eau a rencontré des obstacles sur son chemin
Cette image montre deux îles profilées qui se sont formées par la dérivation produite par deux
cratères de 8 à 10 kilomètres de diamètre. Ces cratères se situent près de l'embouchure de "Ares Vallis"
dans "Chryse Planitia". L'eau s'écoulait du sud vers le nord (du bas vers le haut de l'image).
La hauteur du dépôt (de sédiments) entourant l'île en haut de l'image, est d'environ 400 mètres (1 300 pieds),
tandis que le dépôt qui entoure l'île plus au sud est d'environ 600 mètres (2 000 pieds) de haut.
(Credit de l'image: Calvin J. Hamilton; Légende: LPI)
Réseau de vallées
Contrairement aux configurations que l'on voit dans les deux images précédentes,
plusieurs systèmes d'irrigation ne montrent pas d'évidence d'inondations dévastatrices.
Ils montrent plutôt une similitude avec les systèmes de drainage que l'on retrouve sur la Terre,
où l'écoulement de l'eau agit lentement sur de longues périodes de temps. Comme sur Terre,
les canaux que l'on voit ici, se combinent pour former de plus grands canaux.
Cependant, ces réseaux de vallées sont moins développés que les systèmes typiques de
drainage terrestres, puisque l'on ne retrouve pas dans leurs correspondants martiens
de petit ruisseaux alimentant les plus grandes vallées. Vu l'absence de petits ruisseaux dans
le réseau de vallées martien, on croit que les vallées ont été creusées principalement par
l'écoulement d'eau souterraine plutôt que par le ruissellement de la pluie. Quoique l'eau à l'état
liquide est présentement instable à la surface de Mars, les études théoriques indiquent que
l'écoulement d'eau peut avoir formé le réseau de vallées si l'écoulement s'est fait
sous la protection d'une couche de glace. Alternativement, puisque les réseaux de vallées
sont confinés aux régions relativement vielles de Mars, leur présence peut indiquer que
la planète Mars a déjà connu un climat plus chaud et plus humide au début de son histoire.
(Credit de l'image: Calvin J. Hamilton; Légende: LPI)
Calotte polaire sud
Cette image montre la calotte polaire sud de la planète Mars telle qu'elle
apparaît lorsqu'elle est à sa dimension minimale d'environs 400 kilomètres (249 milles).
Elle est constituée principalement de dioxyde de carbone gelé. Cette calotte de dioxyde
de carbone ne dégèle jamais complètement. La neige carbonique apparaît de couleur
rougeâtre parce qu'elle contient de la poussière.
(Courtoisie de la NASA)
Calotte polaire nord
Cette image montre une vue oblique de la calotte polaire nord de la planète Mars.
Contrairement à la calotte polaire sud, la calotte polaire nord est probablement constituée
d'eau gelée.
(Courtoisie de Calvin J. Hamilton)
Champ de dunes
Cette image montre plusieurs types de dunes que l'on retrouve au nord
des champs de dunes circumpolaires. L'image partielle montre une section de dunes transversales.
L'image complète montre sur la gauche, un champ de dunes transversales et sur la droite,
des dunes "barchan" avec une zone de transition entre les deux. Les dunes transversales sont
orientées perpendiculairement à la direction du vent dominant. Elles ont une conformation
longue et linéaire et se joignent fréquemment aux dunes voisines sous un faible angle en forme
de "Y". Les dunes "barchan" sont des monticules en forme de croissant avec des crêtes
dans la direction du vent. Ces dunes ont une dimension comparables aux plus grandes dunes
que l'on retrouve sur la Terre.
(Courtoisie de Calvin J. Hamilton)
Tempête de poussière locale
Les tempêtes de poussière locales sont relativement fréquentes sur Mars. Elles ont
tendance à se former dans les régions élevées ou possédant un fort gradient thermique (principalement
près des calottes polaires), où l'on retrouve les vents de surface les plus violents. Cette tempête
couvre plusieurs centaines de kilomètres et est située près du bord de la calotte polaire sud.
Certaines tempêtes locales s'accroissent, d'autres s'estompent.
(Courtoisie de Calvin J. Hamilton, and LPI)
L'atmosphère martienne
Cette image oblique, prise par la sonde spatiale "Viking orbiter" montre une bande étroite
de l'atmosphère martienne. Cette image est orienté nord-est à travers le basin Argyre. le
basin Argyre couvre environ 600 kilomètres et on y retrouve un rebord accidenté d'environ 500 kilomètres de
largeur.
(Copyright 1997 par Calvin J. Hamilton)
Visage sur Mars
Cette image montre le "Visage" sur Mars que des écrivains imaginatifs
ont cité comme évidence de la présence d'une vie intelligente sur Mars. Il est plus
probable que ce monticule situé dans les plaines du nord, a été érodé par le vent pour lui
donner l'apparence d'un visage.
(Courtoisie de Calvin J. Hamilton)
Pour une discussion détaillée du "Visage" sur Mars, cliquer
ICI.
| Sommaire des lunes de Mars |
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La table suivante donne le rayon, la masse, la distance du centre de la planète, le découvreur et la date de découverte des lunes de Mars:
| Lune | # | Rayon (km) | Masse (kg) | Distance (km) | Découvreur | Date |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Phobos | I | 13,5x10,8x9,4 | 1,08e+16 | 9 380 | A. Hall | 1877 |
| Deimos | II | 7,5x6,1x5,5 | 1,80e+15 | 23 460 | A. Hall | 1877 |
| Références |
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Beatty, J. K. et A. Chaikin, eds. The New Solar System (Le nouveau système solaire). Massachusetts: Sky Publishing, 3rd Edition, 1990.
Carr M. H. The Surface of Mars (La surface de Mars). Yale University Press, New Haven, 1981.
Kiefer, Walter S., Allan H. Treiman, et Stephen M. Clifford. The Red Planet: A Survey of Mars (La planète rouge: Un relevé de Mars) - Diapositives. Lunar and Planetary Institute.
Mutch T. A., Arvidson R. E., Head J. W. III, Jones K. L., et Saunders R. S. The Geology of Mars (La géologie de Mars). Princeton University Press, Princeton, 1976.
Williams, Steven H. The Winds of Mars: Aeolian Activity and Landforms (Les vents sur Mars: Activité éolienne et conformation du terrain) - Diapositives. Lunar and Planetary Institute.
Retour vers la Terre
Voyage vers Jupiter
