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.

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.

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.

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.

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 1/100^e 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.