Atmosphère de Mars (en cours)

Discussion dans 'Bibliothèque Wladbladi' créé par titegazelle, 5 Juin 2013.

  1. titegazelle

    titegazelle سُبحَانَ اللّهِ وَ بِحَمْدِهِ Membre du personnel

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    Atmosphère de Mars

    L’atmosphère de Mars désigne la couche de gaz entourant la planète Mars. La pression au sol de l'atmosphère martienne varie entre 30 Pa (0,03 kPa), au sommet d'Olympus Mons, et 1 155 Pa (1,155 kPa) dans les profondeurs de Hellas Planitia. La pression moyenne est de 600 Pa (0,6 kPa, soit 6 millibars, ou encore 0,13 psi) et sa masse totale est de 25 tératonnes.

    L'atmosphère de Mars est en majorité composée de dioxyde de carbone (95 %), d'azote (3 %) et d'argon (1,6 %), et contient des traces d'oxygène, d'eau, et de méthane. Elle est poussiéreuse pendant les tempêtes, conférant au ciel une couleur rouille lorsqu'elle est observée depuis la surface, et bleue lors des périodes d'accalmies. Les données de Mariner 9, Mars Exploration Rovers et d'autres sondes indiquent qu'il s'agit de particules d'argile dont la taille médiane est comprise entre 1,5 et 3 micromètres suivant les auteurs.
    Depuis la détection du méthane, qui pourrait indiquer la présence de vie sur Mars, l'intérêt de l'étude de la planète et de son atmosphère s'est accru. Toutefois ce méthane pourrait résulter d'un processus géochimique ou volcanique.

    Origine

    L'hypothèse de la nébuleuse solaire est celle généralement acceptée par la communauté scientifique. Cette nébuleuse était notamment composée de gaz et de poussières. Parmi ces gaz se trouvaient l'hydrogène et l'hélium qui, du fait de leur légèreté ont été entraînés par le vent solaire hors de la région centrale du système solaire (où Mars s'est formée). Toutefois, les gaz rares tels que le néon, le krypton, et le xénon, plus lourds, ont pu rester dans cette région de la nébuleuse solaire.
    Les planètes, quant à elles, se sont formées par accrétion et condensation des gaz et des poussières sous l'influence de la gravitation. Après la formation de la planète, la température régnant à la surface a entraîné la libération dans l'atmosphère des gaz présents dans les minéraux et les poussières. Cette période de dégazage a probablement libéré, sur Mars, du CO2, de la vapeur d'eau (qui s'est ensuite décomposée en oxygène qui a oxydé les roches, et en hydrogène qui s'est échappé du fait de sa légèreté), du monoxyde de carbone et de l'azote.
    Mais les impacts de météorites ont aussi joué un rôle dans la formation de l'atmosphère car ces corps ont libéré des gaz, lors de leur collision avec la surface, qui ont enrichi l'atmosphère de la planète. Toutefois, ils ne semblent pas constituer l'origine principale des gaz atmosphériques martiens.


    Évolution

    Les récentes découvertes faites à partir des observations du spectro-imageur OMEGA de la sonde Mars Express ont permis de proposer une échelle des temps géologiques alternative, fondée sur les périodes de formation des roches hydratées observées à la surface de Mars.
    • Le Phyllosien (du nom des phyllosilicates hydratés observés sur les terrains les plus anciens) : cette première ère martienne serait apparue peu de temps après la formation de la planète, il y a 4,5 milliards d’années. Pendant 300 millions d’années, le climat sur Mars aurait été suffisamment chaud et humide et la pression atmosphérique suffisamment forte pour qu'il y ait de l’eau liquide.
    • Le Theiikien (du nom grec "theiikos" signifiant sulfurique) : cette deuxième ère aurait eu lieu entre 4,2 et 3,8 milliards d’années. Au cours de cette période, un enchaînement d’événements aurait profondément modifié le climat martien, le rendant sec et acide, favorable à la formation des sulfates. En premier lieu, la dynamo martienne aurait cessé de fonctionner, privant la planète de son bouclier magnétique. Dès lors, les vents solaires auraient progressivement arraché à Mars son atmosphère. Puis d’importantes éruptions volcaniques à l’origine de la formation du dôme de Tharsis et du remplissage des plaines du nord auraient éjecté de grandes quantités de soufre dans l’atmosphère.
    • Le Siderikien (du nom grec "siderikos" signifiant ferrique) : cette troisième et dernière ère martienne aurait débuté il y a 3,8 ou 3,5 milliards d’années et se poursuivrait encore aujourd’hui.

    Durant cette période, l’atmosphère martienne, devenue très ténue et pauvre en vapeur d’eau, aurait lentement oxydé un sol martien riche en fer, donnant à la planète sa couleur rouge.

    Structure

    L'atmosphère de Mars se subdivise en quatre couches majeures :
    • la basse atmosphère, ou troposphère : c'est une région chaude affectée par la chaleur de la poussière flottant dans l'air et le sol.
    • la couche atmosphérique intermédiaire, ou mésosphère : Mars a un courant-jet qui parcourt cette région.
    • la haute atmosphère, ou thermosphère : la température est, dans cette région, élevée à cause de la chaleur solaire. Ici, les gaz atmosphériques commencent à se séparer les uns des autres plutôt que de former le mélange que l'on trouve dans les couches atmosphériques inférieures.
    • l'exosphère : commençant vers 200 kilomètres d'altitude, cette région est celle où l'atmosphère s'évanouit peu à peu dans l'espace. Il n'y a aucune frontière nette entre l'atmosphère et l'espace, elle disparait peu à peu.
    Troposphère
    La troposphère martienne s'étend jusqu'à environ 45 km d'altitude.
    Elle se caractérise, tout comme la troposphère terrestre, par une baisse progressive de sa température en fonction de l'altitude. Dans cette couche atmosphérique, les échanges de chaleur se font principalement avec le sol et notamment avec la poussière en suspension. De même, en cas de tempêtes de poussière la température de l'atmosphère peut augmenter fortement, ce qui réduit la part des échanges thermiques avec la surface dans le contrôle de la température mais réduit aussi l'importance des variations de température durant la journée.
    La diminution de la température est due, quant à elle, au phénomène de détente adiabatique. Toutefois le rayonnement infrarouge émis par la surface et les particules en suspension qui absorbent une partie de la chaleur reçue du soleil limite la baisse de température causée par ce phénomène.

    Mésosphère
    La mésosphère martienne s'étend de 45 km à 110 km d'altitude.
    Un courant-jet parcourt cette région où les températures sont, par ailleurs, relativement constantes. En effet, le rayonnement ultraviolet ne peut être absorbé car il n'y a pas sur Mars une couche d'ozone comme sur Terre.

    Thermosphère et ionosphère
    La thermosphère est la partie de l'atmosphère martienne qui s'étend de la mésopause, à 110 km jusqu'à la thermopause, située vers 200 km d'altitude. La température régnant dans cette région atmosphérique augmente à nouveau en fonction de l'altitude en raison de l'absorption des rayons ultraviolets par les composants atmosphériques.
    Dans cette couche atmosphérique, le rayonnement solaire ionise les gaz, formant ainsi l'ionosphère. Cette ionisation est due d'une part à la baisse de densité de l'atmosphère martienne vers 120 km d'altitude, et d'autre part à l'absence de champ magnétique qui permet la pénétration du vent solaire dans l'atmosphère. Cette couche s'étend de 100 km à près de 800 km d'altitude.

    Composition

    Dioxyde de carbone
    Le composant principal de l'atmosphère martien est le dioxyde de carbone (CO2). Durant l'hiver martien les pôles sont perpétuellement dans l'obscurité et la surface devient si froide que près de 25 % du CO2 atmosphérique se condense aux calottes polaires en glace de CO2 solide (glace sèche). Quand les pôles sont à nouveau exposés à la lumière solaire, l'été martien, la glace de CO2 se sublime dans l'atmosphère. Ce processus conduit à des variations significatives de la pression et de la composition atmosphérique durant l'année martienne au niveau des pôles.

    Argon
    L'atmosphère de Mars est aussi enrichie en argon, un gaz rare, en comparaison des autres atmosphères des planètes du système solaire.
    Contrairement au dioxyde de carbone, l'argon ne se condense pas dans l'atmosphère martienne, ainsi la quantité d'argon dans l'atmosphère martienne est constante. Toutefois, la concentration relative dans un lieu donné peut changer à cause des variations de la quantité de dioxyde de carbone dans l'atmosphère. Des données relevées par satellites ont récemment montré une augmentation de la quantité d'argon atmosphérique au-dessus du pôle sud de Mars en automne, qui se dissipe lors du printemps suivant.

    Eau
    Puisque le dioxyde de carbone se sublime dans l'atmosphère durant l'été martien, il laisse des traces d'eau. Les vents saisonniers soufflent aux pôles à une vitesse approchant les 400 km/h et transportent de grandes quantités de poussière et de vapeur d'eau donnant naissance à des cirrus. Ces nuages d'eau glacée ont été photographiés par le rover Opportunity en 2004. Les scientifiques de la NASA travaillant sur la mission Phoenix Mars confirmèrent le 31 juillet 2008 qu'ils avaient trouvé de la glace d'eau sous la surface du pôle nord de Mars.

    Méthanal
    En février 2005, du méthanal a été découvert par la sonde Mars Express, en quantité beaucoup plus importante que prévu, ce qui a soutenu la théorie de la vie microbienne. Les résultats de ces mesures sont encore l'objet de nombreux débats scientifiques sans conclusion définitive. Une partie des scientifiques soutient que les mesures ont été interprétées de façon erronée.

    Présence de méthane

    [​IMG]
    Distribution du méthane dans l'atmosphère de Mars en été et dans l'Hémisphère Nord.
    Description : Visualixation de la répartition du méthane dans l'atmosphère martien lors de l'été dans l'hémisphère nord.
    Date : 2009-02-15 16:14 (UTC)
    Source : Martian_Methane_Map.jpg
    Auteur : Martian_Methane_Map.jpg: Michael Mumma, Trent Schindler/NASA - derivative work: Treehill (d)
    Ce fichier provient de la NASA. Sauf exception, les documents créés par la NASA ne sont pas soumis à copyright.
    Pour plus d'informations, voir la politique de copyright de la NASA
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    Des traces de méthane, en parties par milliard, ont été découvertes dans l'atmosphère de Mars par une équipe au NASA Goddard Space Flight Center en 2003. En mars 2004 la sonde Mars Express et des observations du Canada-France-Hawaii Telescope suggérèrent aussi la présence de méthane dans l'atmosphère avec une concentration de 10 ppb. La présence de méthane sur Mars est intrigante, puisqu'en tant que gaz instable il indique la présence d'une source sur la planète. On estime que Mars doit produire 270 tonnes de méthane par an, mais les impacts d'astéroïdes ne représentent que 0,8 % de la production totale de méthane. Bien que l'existence de sources géologiques de méthane soit envisageable, l'absence de volcanisme, ou de points chauds n'est pas favorable à l'émission d'un méthane d'origine géologique. L'existence de vie micro-organique telle que les microorganismes méthanogènes serait une possibilité, mais cette source n'est pas encore prouvée.
    Le méthane semble arriver par saccades, ce qui suggère qu'il est rapidement détruit avant qu'il ne soit uniformément réparti dans l'atmosphère. Il semble donc aussi continuellement relâché dans l'atmosphère. Des projets sont en cours de préparation pour rechercher un «gaz compagnon» afin d'identifier la source la plus probable de méthane ; dans les océans terrestres, la production de méthane d'origine biologique tend à être accompagnée d'éthane, tandis que le méthane d'origine volcanique est accompagné de dioxyde de soufre.
    Il a été montré récemment que le méthane pouvait être produit par un processus non-biologique impliquant l'eau, le dioxyde de carbone, et l'olivine, qui est commune sur Mars. Les conditions requises pour cette réaction (c'est-à-dire des températures et pressions élevées) n'existent pas actuellement à la surface de la planète, mais pourraient exister au sein de la croûte. Pour prouver l'existence de ce processus, de la serpentine, un minéral résultant lui aussi du processus, devait être détecté. Cette détection a été effectuée en 2009 par le spectromètre CRISM de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter
    L'Agence spatiale européenne (ASE) remarqua que la concentration de méthane coïncidait avec la présence de vapeur d'eau. Dans la haute atmosphère ces deux gaz sont distribués uniformément, mais près de la surface, ils se concentrent en trois régions équatoriales, c'est-à-dire Arabia Terra, Elysium Planitia, et Arcadia Memnonia. Afin d'exclure la nature biologique du méthane, une sonde future devra posséder un spectromètre de masse, puisque les isotopes carbone 12 et carbone 14 peuvent distinguer l'origine biologique ou non-biologique du méthane. En 2012, le Mars Science Laboratory mesurera ces isotopes dans le CO2 et le méthane. Si une vie martienne microscopique produit du méthane, elle serait susceptible de se trouver profondément sous terre, où il fait encore suffisamment chaud pour que de l'eau liquide existe.

    Ammoniac
    L'ammoniac dans l'atmosphère martienne est hautement instable et ne dure que quelques heures. En dépit de cette durée de vie minime, ce composé a été détecté sur Mars. La découverte de l'ammoniac est un argument utilisé par les tenants de la théorie de la présence actuelle de vie sur Mars. Cependant, les résultats des mesures spectrométriques ont été mis en cause par la communauté scientifique qui souligne que le spectromètre utilisé n'a pas une sensibilité suffisante pour distinguer l'ammoniac du dioxyde de carbone. Pour des résultats définitifs, il faudra reconduire une mission de mesure.

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    titegazelle سُبحَانَ اللّهِ وَ بِحَمْدِهِ Membre du personnel

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    Atmosphère de Mars
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    Conditions atmosphériques et climatiques
    Historique des observations

    Giancomo Miraldi découvrit en 1704 que la calotte polaire sud n'était pas centrée sur l'axe de rotation de Mars. Durant l'opposition de 1719, Miraldi observa deux calottes polaires et une variation dans le temps de leurs étendues respectives.​
    William Herschel a été le premier à déduire la faible densité de l'atmosphère martienne dans sa publication de 1784 On the remarkable appearances at the polar regions on the planet Mars, the inclination of its axis, the position of its poles, and its spheroidal figure; with a few hints relating to its real diameter and atmosphere. Quand Mars passa devant deux étoiles de faible intensité, Herschel constata que leurs brillances n'étaient pas affectées par l'atmosphère de la planète. Il conclut alors qu'il y avait trop peu d'atmosphère autour de Mars pour interférer avec leur lumière.​
    Honoré Flaugergues découvrit en 1809 des «nuages jaunes» sur la surface de Mars. C'est la première observation connue des tempêtes de poussières martiennes.​

    Paléoclimatologie martienne

    Avant d'aborder un examen sérieux de la paléoclimatologie martienne, certains termes doivent être définis, spécialement les termes étrangers. Il y a deux systèmes d'échelles de temps pour Mars. La première, fondée sur la densité des cratères, compte trois ères, le Noachien, l'Hespérien, et l'Amazonien. La seconde, fondée sur les minéraux, comprend également trois ères, le Phyllosien, le Theiikien, et le Sidérikien.​
    Des observations et des modèles fournissent des informations non seulement à propos des conditions atmosphériques et climatiques actuelles mais aussi sur le climat passé. L'atmosphère de l'ère noachienne a souvent été considérée comme riche en carbone. Mais des observations récentes ont montré, grâce aux dépôts argileux, qu'il y avait peu de formations carbonatées dans les argiles datant de cette époque.​
    La découverte de goethite par Spirit a mené à la conclusion que les conditions climatiques dans le passé lointain de Mars permettaient l'écoulement de l'eau sur sa surface. La morphologie de certains cratères d'impact indique que le sol était humide lors de l'impact.​
    Temps

    La température et la circulation atmosphérique martienne varient d'année en année. Mars n'a pas d'océan, une des sources des variations de la température sur Terre. Les données de la caméra de Mars Orbital, commençant en mars 1999 et couvrant une période de 2,5 années martiennes31, montrent que le temps martien tend à être plus répétitif, donc plus prévisible que celui de la Terre. Si un évènement se produit à un moment donné durant une année, les données disponibles indiquent qu'il y a de fortes possibilités que cet évènement se reproduise l'année suivante au même lieu.​
    Le 29 septembre 2008, la sonde Phoenix lander prit des photos de neige tombant à partir de nuages se trouvant à 4,5 km au-dessus de son point d'atterrissage près du cratère Heimdall. Cette neige se vaporisa avant d'atteindre le sol ; ce phénomène s'appelle virga.​
    Nuages
    Les vents soulèvent des particules d'argile de taille inférieure à 100 micromètres. En faibles quantités, celles-ci donnent au ciel sa couleur orange ocre. On observe peu fréquemment des tempêtes qui peuvent obscurcir tout ou partie de la planète.​
    Il existe également des nuages d'eau et de dioxyde de carbone dont l'aspect est très proche de celui des cirrus. Certains nuages sont si fins qu'ils ne peuvent être aperçus que lorsqu’ils reflètent la lumière du Soleil dans l'obscurité. En ce sens, ils sont proches des nuages noctulescents de la Terre.​
    Température
    La température moyenne sur Mars est de -63 °C (à comparer aux 15 °C sur Terre). Cette température est causée par la faible densité de l'atmosphère qui fait que l’effet de serre induit n'est que de 3 kelvins (contre 33 K pour la Terre). En outre, la distance avec le Soleil étant en moyenne 1,5 fois plus importante, Mars reçoit 57 % d'énergie solaire par unité d'aire en moins que la Terre, soit seulement 12 % de l'énergie solaire totale arrivant sur Terre, leurs diamètres respectifs pris en considération.​
    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, induit de fortes variations thermiques entre le jour et la nuit : de -89 °C à -24 °C sur le site de Viking 1 (Chryse Planitia).​
    - Saisons
    L’inclinaison de l'axe de Mars est de 25,19°, soit très proche des 23,45° de celle de la Terre. Mars connait 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.​
    [​IMG]
    Les hivers sont 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.

    - Cycle glaciaire
    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 périodicité 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.
    Des recherches poussées, assistées d'un modèle climatique général relativement simplificateur, montrent l'existence probable de tendances climatiques de long terme : en régime de forte obliquité, la glace s'accumule dans quelques régions équatoriales isolées ; en régime de faible obliquité, ces calottes fondent et la glace s'accumule aux hautes latitudes sud et nord, de façon généralisée. On retrouve alors une dynamique pseudo-glaciaire-interglaciaire par analogie à la Terre. En fait, ces phases sont plus marquées sur Mars et pourraient expliquer pourquoi d'immenses étendues du sous-sol martien aux hautes latitudes sont constituées d'un mélange de glace et de régolithe dans des proportions étonnantes. Globalement, ces résultats, bien qu'imprécis et tributaires de postulats forts, sont compatibles avec les données et hypothèses géologiques et chimiques issues des missions spatiales successives.

    Vents
    La surface de Mars a une faible inertie thermique, ce qui signifie qu'elle chauffe rapidement quand le Soleil l'éclaire. Sur Terre, le vent se crée là ou il y a des changements brutaux d'inertie thermique, tel que de la mer vers la terre. Il n'y a pas de mers sur Mars, mais il y a des régions où l'inertie thermique du sol change, créant des vents matinaux et du soir apparentées à la brise marine terrestre. Le projet Antares Mars Small-Scale Weather (MSW) a récemment découvert quelques faiblesses dans le modèle climatique actuel dû au paramètre des sols. Ces faiblesses sont en train d'être corrigées et devraient conduire à des évaluations plus précises.
    À basses latitudes, la circulation de Hadley domine et est presque le même processus qui, sur Terre, génère les alizés. À hautes latitudes, une série de régions de hautes et basses pressions, appelées ondes de pression baroclines, domine le temps. Mars est plus sèche et plus froide que la Terre, en conséquence la poussière soulevée par ces vents tend à rester dans l'atmosphère plus longtemps que sur Terre puisqu'il n'y a pas de précipitations pour la rabattre (sauf la neige de CO2).
    Une des différences majeures entre les circulations de Hadley martienne et terrestre est leur vitesse.

    - Tempêtes cycloniques
    Des tempêtes cycloniques similaires aux cyclones sur Terre ont été détectées pour la première fois par le programme de cartographie de Viking puis par plusieurs sondes et télescopes. Les images les présentent de couleur blanche à la différence des tempêtes de sable. Ces tempêtes tendent à apparaitre durant l'été dans l'hémisphère nord et seulement aux hautes latitudes. Les spéculations tendent à montrer que ces tempêtes sont dues aux conditions climatiques uniques existant au pôle nord.

    Pression atmosphérique

    La pression atmosphérique sur Mars est de 600 Pa en moyenne (soit 6,3 mbar), ce qui est beaucoup moins que les 101 300 Pa sur Terre. Une des conséquences est que l'atmosphère de Mars réagit plus rapidement à une énergie donnée que l'atmosphère terrestre. Toutefois elle peut varier lorsque la glace des pôles se sublime (notamment le dioxyde de carbone).
    En outre, la pression atmosphérique est aussi fonction de l'altitude. L'altitude de référence (niveau 0) est conventionnellement établie sur Mars comme celle à laquelle la pression atmosphérique moyenne est de 610 Pa, pression correspondant peu ou prou au point triple de l'eau. La pression monte quand l'altitude baisse et inversement.
    Bien que les températures sur Mars puissent dépasser 0 °C, l'eau liquide y est instable car, au-dessus du niveau 0 ou, en tout état de cause, à une pression inférieure à 610 Pa, l'eau glacée se sublime en vapeur d'eau.
    Par contre, sous le niveau 0 (en fait, à une pression supérieure à 610 Pa), comme par exemple dans l'hémisphère nord ou dans le cratère d'impact d'Hellas Planitia, le plus grand et le plus profond cratère de Mars où la pression atmosphérique peut atteindre 1 155 Pa à son point le plus bas, on pourrait trouver de l'eau liquide si la température dépassait 0 °C.

    Circulation atmosphérique
    Hormis le courant-jet qui parcourt la mésosphère martienne, il est à noter qu'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.
    De même, 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. 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.

    Changement climatique
    Des changements se sont produits autour du pôle sud de Mars (Planum Australe) ces dernières années. En 1999, le Mars Global Surveyor photographia des fosses dans les couches de dioxyde de carbone gelé du pôle sud martien. À cause de leur forme saisissante et de leur orientation, ces fosses sont connues comme des éléments appelés swiss cheese features. En 2001, le vaisseau photographia à nouveau ces fosses et remarqua qu'elles s'étaient agrandies, se retirant de 3 mètres en une année martienne.
    Ces caractéristiques géologiques sont causées par l'évaporation de la glace sèche exposant la couche de glace d'eau inerte.
    Des observations récentes indiquent que le pôle sud martien continue de se sublimer. Ces fosses continuent de s'agrandir au même rythme de 3 mètres par année martienne. Un article de la NASA indique que ces fosses suggèrent un "changement climatique en progrès" sur Mars.
    Ailleurs sur la planète, les régions de basses altitudes contiennent plus de glace d'eau.

    Théories d'attribution

    - Le rayonnement solaire, cause du réchauffement planétaire de Mars ?

    En dépit de l'absence de données échelonnées dans le temps de la température martienne, K.I. Abdusamatov a proposé que parallèlement au réchauffement climatique — observé simultanément sur Mars et sur la Terre, et quelques sceptiques du réchauffement climatique pensent que c'est la preuve que l'homme n'est pas la cause de l'actuel changement sur Terre — les variations solaires pourraient être la cause directe de cette élévation de la température."
    D'autres scientifiques considèrent que les variations observées pouvaient être causées par des irrégularités de l'orbite de Mars ou une combinaison des effets solaires et orbitaux.

    Utilisation potentielle par l'homme

    Il a été proposé que l'exploration humaine de la planète puisse utiliser le dioxyde de carbone pour fabriquer du carburant afin de préparer le voyage de retour. Ainsi le projet Mars Direct, proposé par Robert Zubrin énonce qu'une fois sur place, un ensemble relativement simple de réactions chimiques (la réaction de Sabatier couplée à l'électrolyse) combinerait un peu d'hydrogène emporté par l'ERV avec du dioxyde de carbone de l'atmosphère de Mars pour créer jusqu'à 112 tonnes de propergol de méthane et d'oxygène liquide, dont 96 tonnes seraient nécessaires pour renvoyer l'ERV sur Terre à la fin de la mission.

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    (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais
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    Mars (planète)



    Mars est la quatrième planète par ordre de distance croissante au Soleil et la deuxième par masse et par taille croissantes sur les huit planètes que compte le Système solaire. Son éloignement au Soleil est compris entre 1,381 et 1,666 UA (206,6 à 249,2 millions de km), avec une période orbitale de 686,71 jours terrestres.

    C’est une planète tellurique, comme le sont Mercure, Vénus et la Terre, environ dix fois moins massive que la Terre mais dix fois plus massive que la Lune. Sa topographie présente des analogies aussi bien avec la Lune, à travers ses cratères et ses bassins d'impact, qu'avec la Terre, avec des formations d'origine tectonique et climatique telles que des volcans, des rifts, des vallées, des mesas, des champs de dunes et des calottes polaires. La plus grande montagne du Système solaire, Olympus Mons (qui est aussi un volcan bouclier), et le plus grand canyon, Valles Marineris, se trouvent sur Mars.


    Mars a aujourd'hui perdu la presque totalité de son activité géologique interne, et seuls des événements mineurs surviendraient encore épisodiquement à sa surface, tels que des glissements de terrain, sans doute des geysers de CO2 dans les régions polaires, peut-être des séismes, voire de rares éruptions volcaniques sous forme de petites coulées de lave.

    La période de rotation de Mars est du même ordre que celle de la Terre et son obliquité lui confère un cycle des saisons similaire à celui que nous connaissons ; ces saisons sont toutefois marquées par une excentricité orbitale cinq fois et demie plus élevée que celle de la Terre, d'où une asymétrie saisonnière sensiblement plus prononcée entre les deux hémisphères.

    Mars peut être observée à l’œil nu, avec un éclat bien plus faible que celui de Vénus mais qui peut, lors d'oppositions rapprochées, dépasser l'éclat maximum de Jupiter, atteignant une magnitude apparente de -2,91, tandis que son diamètre apparent varie de 25,1 à 3,5 secondes d'arc selon que sa distance à la Terre varie de 55,7 à 401,3 millions de kilomètres. Mars a toujours été caractérisée visuellement par sa couleur rouge, due à l'abondance de l'hématite amorphe — oxyde de fer(III) — à sa surface. C'est ce qui l'a fait associer à la guerre depuis l'Antiquité, d'où son nom en Occident d'après le dieu Mars de la guerre dans la mythologie romaine, assimilé au dieu Arès de la mythologie grecque. En français, Mars est souvent surnommée « la planète rouge » en raison de cette couleur particulière.

    Avant le survol de Mars par Mariner 4 en 1965, on pensait qu'il s'y trouvait de l'eau liquide en surface et que des formes de vie similaires à celles existant sur Terre pouvaient s'y être développées, thème très fécond en science fiction. Les variations saisonnières d'albédo à la surface de la planète étaient attribuées à de la végétation, tandis que des formations rectilignes perçues dans les lunettes astronomiques et les télescopes de l'époque étaient interprétées, notamment par l'astronome amateur américain Percival Lowell, comme des canaux d'irrigation traversant des étendues désertiques avec de l'eau issue des calottes polaires. Toutes ces spéculations ont été balayées par les sondes spatiales qui ont étudié Mars : dès 1965, Mariner 4 permit de découvrir une planète dépourvue de champ magnétique global, avec une surface cratérisée rappelant celle de la Lune, et une atmosphère ténue.

    Depuis lors, Mars fait l'objet de programmes d'exploration plus ambitieux que pour aucun autre objet du Système solaire : de tous les astres que nous connaissons, c'est en effet celui qui présente l'environnement ayant le plus de similitudes avec celui de notre planète. Cette exploration intensive nous a apporté une bien meilleure compréhension de l'histoire géologique martienne, révélant notamment l'existence d'une époque reculée — le Noachien — où les conditions en surface devaient être assez similaires à celles de la Terre à la même époque, avec la présence de grandes quantités d'eau liquide ; la sonde Phoenix a ainsi découvert à l'été 2008 de la glace d'eau à une faible profondeur dans le sol de Vastitas Borealis.
    Enfin, Mars possède deux petits satellites naturels, Phobos et Déimos.
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    Phobos satellite de Mars
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    Deimos lune de Mars
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    Caractéristiques physiques et orbitales

    Quatrième planète du Système solaire par ordre de distance croissante en partant du Soleil, Mars est une planète tellurique moitié moins grande que la Terre et près de dix fois moins massive, dont la superficie est un peu inférieure à celle des terres émergées de notre planète (144,8 contre 148,9 millions de km2). La gravité y est le tiers de celle de la Terre, tandis que la durée du jour solaire martien, appelé sol, excède celle du jour terrestre d'un peu moins de 40 minutes. Mars est une fois et demie plus éloignée du Soleil que la Terre, sur une orbite sensiblement plus elliptique, et reçoit, selon sa position sur cette orbite, entre deux et trois fois moins d'énergie solaire que notre planète. L'atmosphère de Mars étant de surcroît plus de 150 fois moins dense que la nôtre et ne générant par conséquent qu'un effet de serre très limité, ce faible rayonnement solaire explique que la température moyenne sur Mars soit inférieure à -60 °C.​
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    La Terre et Mars à la même échelle
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    Le tableau ci-dessous permet de comparer les valeurs de quelques paramètres physiques entre Mars et la Terre :
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    La fine atmosphère martienne, dans laquelle circulent des nuages localement abondants, est le siège d'une météorologie particulière, dominée par des tempêtes de poussières qui obscurcissent parfois la planète tout entière. Son excentricité orbitale cinq fois plus marquée que celle de la Terre est à l'origine d'une asymétrie saisonnière très sensible sur Mars : dans l'hémisphère nord, la saison la plus longue est le printemps (198,6 jours), qui excède la plus courte (l'automne, 146,6 jours) de 35,5 % ; sur Terre, l'été, la saison la plus longue, n'excède la durée de l'hiver que de 5 %. Cette particularité explique également que la superficie de la calotte polaire australe se réduise nettement plus en été que celle de la calotte polaire boréale.

    La distance moyenne de Mars au Soleil est d'environ 227,937 millions de kilomètres, soit 1,5237 UA. Cette distance varie entre un périhélie de 1,381 UA et un aphélie de 1,666 UA, correspondant à une excentricité orbitale de 0,093315. La période orbitale de Mars est de 686,96 jours terrestres, soit 1,8808 années terrestres, et le jour solaire y dure 24 h 39 min 35,244 s.

    Variations de l'excentricité

    Des sept autres planètes du Système solaire, seule Mercure possède une excentricité plus élevée que celle de Mars. Toutefois, par le passé, l'orbite de Mars aurait été plus circulaire qu'aujourd'hui, avec une excentricité d'environ 0,002 il y a 1,35 million d'années. L'excentricité de Mars évoluerait selon deux cycles superposés, le premier d'une période de 96 000 ans et le second d'une période de 2 200 000 ans, de sorte qu'elle devrait encore croître au cours des 25 000 prochaines années.

    Variations de l'obliquité


    L'obliquité désigne l'inclinaison de l'axe de rotation d'une planète sur son plan orbital autour du Soleil. L'obliquité de Mars est actuellement de 25,19° mais, proche de celle de la Terre, connaît des variations périodiques dues aux interactions gravitationnelles avec les autres planètes du Système solaire. Ces variations cycliques ont été évaluées par simulations informatiques dès les années 1970 comme ayant une périodicité de 120 000 ans s'inscrivant elle-même dans un super-cycle de 1,2 million d'années avec pour valeurs extrêmes 14,9° et 35,5°. Un cycle encore plus long se superposerait à cet ensemble, de l'ordre de 10 millions d'années, dû à une résonance orbitale entre la rotation de la planète et son orbite autour du Soleil, susceptible d'avoir porté à 40° l’obliquité de Mars il y a seulement 5 millions d'années. Des simulations plus récentes, réalisées au début des années 1990, ont de surcroît révélé des variations chaotiques de l'obliquité martienne, dont les valeurs possibles s'inscriraient de 11° à 49°.

    Encore affinées à l'aide des données recueillies par les sondes martiennes des années 1990 et 2000, ces simulations numériques ont mis en évidence la prépondérance des variations chaotiques de l'obliquité martienne dès qu'on remonte au-delà de quelques millions d'années, ce qui rend aléatoire toute prédiction de la valeur de l'obliquité au-delà de quelques dizaines de millions d'années dans le passé. Une équipe européenne a ainsi évalué à 63 % la probabilité que l'obliquité de Mars ait atteinte au moins 60° au cours du dernier milliard d'années, et à plus de 89 % au cours des trois derniers milliards d'années.

    Ces variations d'obliquité induisent des variations climatiques très significatives à la surface de la planète, affectant notamment la répartition de la glace d'eau en fonction des latitudes. Ainsi, la glace tend à s'accumuler aux pôles en période de faible obliquité comme actuellement, tandis qu'elle tend à migrer aux basses latitudes en période de forte obliquité. Les données recueillies depuis le début du siècle tendent à montrer que Mars sortirait en ce moment même d'un «âge glaciaire», notamment en raison de l'observation de structures glaciaires (glaciers, fragments de banquise et pergélisol notamment) jusqu'à des latitudes aussi basses que 30° et qui semblent connaître une érosion active.

    Dans la mesure où la pression atmosphérique moyenne au sol dépend de la quantité de dioxyde de carbone gelé aux pôles, les variations d'obliquité ont également un impact sur la masse totale de l'atmosphère de Mars, la pression atmosphérique moyenne pouvant même tomber, en période de faible obliquité, à seulement 30 Pa (à peine 5 % de la pression atmosphérique standard actuelle) et induire un réchauffement de 20 à 30 K du sous-sol martien en réduisant la conductivité thermique du régolithe dont la taille moyenne des pores serait comparable au libre parcours moyen des molécules de gaz dans une atmosphère aussi raréfiée, ce qui bloquerait la dissipation du «flux aérothermique», c'est-à-dire du flux géothermique martien. Un tel réchauffement pourrait expliquer de nombreuses formations géologiques impliquant un sous-sol chargé d'eau liquide sans qu'il soit nécessaire d'invoquer un accroissement passé de la pression atmosphérique ou du flux thermique de la planète.

    Oppositions Terre-Mars

    Mars est la planète extérieure la plus proche de la Terre. La distance qui sépare les deux astres est la plus faible lorsque Mars est en opposition, c'est-à-dire lorsque la Terre s'intercale entre Mars et le Soleil. Toutefois, compte tenu de l'inclinaison et de l'excentricité orbitale, le moment précis où Mars est le plus proche de la Terre peut différer de quelques jours du moment de l'opposition astronomique. Ainsi, l'opposition du 28 août 2003 avait lieu précisément à 17 h 58 min 49 s UTC tandis que la plus grande proximité entre les deux planètes avait eu lieu la veille, le 27 août 2003 à 9 h 51 min 14 s UTC (données IMCCE).

    Ces oppositions surviennent approximativement tous les 780 jours, les deux dernières en date s'étant produites le 29 janvier 2010 et le 3 mars 2012.

    Compte tenu de l'excentricité respective des orbites de Mars et de la Terre, la distance Terre-Mars n'est pas constante à chaque opposition. L'excentricité de Mars étant plus importante que celle de la Terre, c'est lorsque Mars est au périhélie que le rapprochement est le plus favorable. Cette situation se rencontre tous les quinze ans environ, après sept oppositions. Ainsi, le 27 août 2003 à 9 h 51 min 14 s UTC, Mars était distante de la Terre de 55,758 millions de kilomètres, soit 0,3727 UA ; c'est la plus grande proximité entre Mars et la Terre depuis 59 618 ans . Un rapprochement encore un peu plus resserré est prévu le 28 août 2287, avec une distance de 55,688 millions de kilomètres.
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    En tenant compte des influences gravitationnelles des autres planètes sur l'excentricité orbitale de Mars qui continuera à croître légèrement au cours des 25 000 prochaines années, il est possible de prédire des rapprochements encore plus étroits : 55,652 millions de kilomètres le 3 septembre 2650 et 55,651 millions de kilomètres le 8 septembre 2729.

    Géographie de Mars

    Carte annotée des principaux reliefs martiens
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    L'étude de la géographie martienne remonte au début des années 1970 avec la sonde Mariner 9, qui a permis de cartographier la presque totalité de la surface martienne avec une résolution excellente pour l'époque. Ce sont les données recueillies à cette occasion sur lesquelles s'est notamment fondé le programme Viking pour le développement de ses missions Viking 1 et Viking 2. La connaissance de la topographie martienne a fait un bond spectaculaire à la fin des années 1990 grâce à l'instrument MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) de la sonde Mars Global Surveyor, qui a permis d'accéder à des relevés altimétriques d'une très grande précision sur la totalité de la surface martienne.

    Référentiels

    Sur Mars, le méridien 0 est celui qui passe par le centre du cratère Airy-0.
    Dans le système planétocentrique, développé à partir des données acquises par le MOLA de MGS et aujourd'hui le plus utilisé, les coordonnées géographiques sont exprimées sur Mars dans le système décimal — et non dans le système sexagésimal utilisé sur Terre — avec les longitudes croissant vers l'est de 0 à 360° E, les angles étant calculés à partir du plan équatorial pour les latitudes et à partir du méridien 0 pour les longitudes.

    Dans le système planétographique, développé à partir des données recueillies par Mariner 9 et aujourd'hui de moins en moins utilisé, les coordonnées sont exprimées de façon décimale avec les longitudes croissant vers l'ouest de 0 à 360° W en fonction d'un maillage projeté sur la surface de la planète. En pratique, les longitudes planétographiques et planétocentriques se déduisent facilement les unes des autres, en revanche les latitudes planétographiques peuvent être supérieures aux latitudes planétocentriques de plus d'un tiers de degré en valeur absolue.
    Le niveau de référence des altitudes martiennes a, quant à lui, été défini arbitrairement comme l'altitude à laquelle la pression atmosphérique moyenne est de 610 Pa. Ceci permet de définir formellement une surface équipotentielle globale à partir de laquelle il est possible de calculer les altitudes en chaque point de la planète, bien qu'en pratique la détermination de cette surface soit assez imprécise en raison des importantes fluctuations saisonnières de la pression atmosphérique résultant du fait que le dioxyde de carbone, constituant majoritaire de l'atmosphère de Mars, est en équilibre avec le dioxyde de carbone gelé aux pôles, état d'équilibre qui varie tout au long de l'année au gré des saisons.

    Quadrangles


    Pour en structurer l'étude, la surface de Mars a été divisée par l'USGS en 30 régions de taille semblable, 15 par hémisphère, dont la topographie établie par le MOLA est disponible sur Internet sous forme de cartes au 1/5 000 000. Chacun de ces quadrangles a été nommé d'après l'un de ses reliefs caractéristiques, mais, dans la littérature, ils sont souvent référencés par leur numéro, préfixé du code «MC» signifiant Mars Chart.

    Cette division en quadrangles est une méthode générale de cartographie, d'abord développée sur Terre à des échelles variables, puis étendue progressivement aux planètes du Système solaire pour lesquelles les données géographiques sont suffisantes pour devoir être structurées. Vénus a ainsi été divisée en huit quadrangles au 1/10 000 000 et en 62 quadrangles au 1/5 000 000.

    Traits notables

    La carte ci-dessous permet de repérer les grandes régions martiennes, notamment :
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    Carte topographique de Mars élaborée
    à partir des mesures du Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) de Mars Global Surveyo
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    Le trait le plus frappant de la géographie martienne est sa «dichotomie crustale», c'est-à-dire l'opposition très nette entre d'une part un hémisphère nord constitué d'une vaste plaine lisse à une altitude d'une demi-douzaine de kilomètres sous le niveau de référence, et d'autre part un hémisphère sud formé de plateaux souvent élevés et très cratérisés au relief pouvant être localement assez accidenté. Ces deux domaines géographiques sont séparés par une limite très nette, légèrement oblique sur l'équateur. Deux régions volcaniques proches l'une de l'autre se trouvent précisément sur cette frontière géologique, dont l'une est un immense soulèvement de 5 500 km de diamètre, le renflement de Tharsis, dont la moitié nord-ouest regroupe une douzaine de volcans majeurs parmi lesquels Olympus Mons, tandis que la région méridionale se compose d'un vaste ensemble de hauts plateaux volcaniques tels que Syria Planum et Solis Planum, et la partie orientale est marquée par le système de canyons de Valles Marineris prolongeant par l'est le réseau de Noctis Labyrinthus.
    Deux grands bassins d'impact sont nettement visibles dans l'hémisphère sud, Argyre Planitia et surtout Hellas Planitia, au fond duquel a été relevée la plus grande profondeur à la surface de Mars, avec une altitude de -8 200 m par rapport au niveau de référence. Le point le plus élevé se trouve quant à lui au sommet d'Olympus Mons, à 21 229 m au-dessus du niveau de référence ; les cinq montagnes les plus hautes du Système solaire sont d'ailleurs cinq volcans martiens, dont quatre se trouvent sur le renflement de Tharsis et le cinquième dans la seconde région volcanique de Mars, Elysium Planitia.

    Origine de la dichotomie martienne

    Deux types de scénarios ont été proposés pour rendre compte de cette situation. Les premiers reposent sur la dynamique interne de la planète, les mouvements de convection du manteau et une ébauche de tectonique des plaques, à la manière de la formation des supercontinents terrestres à l'aube de l'histoire de notre planète. Les seconds reposent sur un ou plusieurs grands impacts entraînant la fusion de l'écorce dans l'hémisphère nord. L'étude des bassins d'impact enfouis sous la surface a par ailleurs permis d'établir que la dichotomie crustale martienne remonte à plus de quatre milliards d'années avant le présent, et est donc une structure héritée des premiers âges de la planète. Certaines formations plus récentes à la limite entre les deux domaines suggèrent de surcroît une relaxation isostatique des hautes terres du sud après le comblement volcanique de la dépression de l'hémisphère nord, ce qui plaide également pour la grande ancienneté de cette dichotomie.


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    Planète Mars (suite 1)
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    Atmosphère, climats et radiations


    Atmosphère

    La pression et la composition exactes de l'atmosphère de Mars sont connues depuis moins d'un demi-siècle et remontent aux premières analyses in situ effectuées en 1976 par les «atterrisseurs» des sondes Viking 1 et Viking 2. Le premier observateur à avoir supposé l'existence d'une atmosphère autour de Mars est l'astronome (et compositeur) germano-britannique William Herschel qui, en 1783, avait attribué à la météorologie martienne certains changements observés à la surface de la planète, notamment des points blancs interprétés comme des nuages. Cette hypothèse avait été contestée au début du siècle suivant avec les progrès des télescopes à miroir, qui fournissaient des images de meilleure qualité semblant montrer au contraire une surface plus statique, jusqu'à ce que surgisse à la fin du XIXe siècle le débat sur la réalité des canaux de Mars observés en Italie et popularisés par l'astronome amateur américain Percival Lowell.

    Un autre Américain, William Wallace Campbell, astronome de profession et pionnier de la spectroscopie, demeurait sceptique quant à l'existence d'une atmosphère importante autour de Mars, et annonça à l'occasion de l'opposition de 1909 n'avoir pu détecter aucune trace de vapeur d'eau dans cette éventuelle atmosphère ; son compatriote Vesto Slipher, qui soutenait la théorie des canaux, annonça quant à lui le contraire. En se fondant sur les variations d'albédo du disque martien, Percival Lowell estima en 1908 la pression atmosphérique au sol à 87 mbar (8 700 Pa), valeur qui demeurera plus ou moins la référence jusqu'aux mesures réalisés par la sonde Mariner 4 en 1965.

    La difficulté à analyser la composition de l’atmosphère martienne par spectroscopie était alors généralement attribuée à la présence d'azote, difficile à caractériser par cette technique, et c'est ainsi que l'astronome français Gérard de Vaucouleurs, qui travaillait alors en Angleterre, émit en 1950 l'idée que l'atmosphère martienne était constituée de 98,5 % d'azote, 1,2 % d'argon et 0,25 % de dioxyde de carbone. À l'observatoire McDonald du Texas, l'astronome américain d'origine néerlandaise Gerard Kuiper établit en 1952 à partir du spectre infrarouge de Mars que le dioxyde de carbone était au moins deux fois plus abondant dans l'atmosphère martienne que dans l’atmosphère terrestre, l'essentiel de cette atmosphère devant être, comme la nôtre, constituée selon lui d'azote.

    Propriétés physiques et chimiques
    On sait aujourd'hui que Mars possède une atmosphère ténue dont la pression moyenne au niveau de référence martien est par définition de 610 Pa, avec une température moyenne de 210 K (-63 °C). Elle est composée principalement de dioxyde de carbone CO2 (95,32 %), d'azote N2 (2,7 %) et d'argon Ar (1,6 %). Viennent ensuite l'oxygène O2 (0,13 %), le monoxyde de carbone CO (0,07 %), la vapeur d'eau H2O (0,03 %) et le monoxyde d'azote NO (0,013 %). Divers autres gaz sont présents à l'état de traces, à des concentrations ne dépassant jamais quelques parties par million, notamment le néon Ne, le krypton Kr, le méthanal (formaldéhyde) HCHO, le xénon Xe, l'ozone O3 et le méthane CH4, la concentration atmosphérique moyenne de ce dernier étant de l'ordre de 10,5 ppb. La masse molaire moyenne des constituants gazeux de l'atmosphère de Mars serait de 43,34 g/mol.

    Compte tenu de la faible gravité à la surface de Mars, la hauteur d'échelle de cette atmosphère est de 11 km, plus d'une fois et demi celle de l'atmosphère terrestre, qui n'est que de 7 km. Les pressions extrêmes relevées à la surface de la planète vont d'à peine 30 Pa au sommet d'Olympus Mons jusqu'à 1 155 Pa au point le plus bas du bassin d'impact d'Hellas Planitia.

    Début 2004, le spectromètre infrarouge PFS de la sonde européenne Mars Express a détecté de faibles concentrations de méthane (10 ppb) et de formaldéhyde (130 ppb) dans l’atmosphère martienne. 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 sont autant de sources plausibles. 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.

    Nuages
    L'eau pure ne peut exister à l'état liquide qu'en dessous du niveau de référence martien, qui correspond à peu près à la pression du point triple de l'eau, soit 611,73 Pa : à ce niveau, pour peu que la température soit suffisante (0 °C pour de l'eau pure, mais seulement 250 K (-23 °C) pour de nombreuses solutions salines, voire 210 K (-63 °C) pour certains mélanges de solutions d'acide sulfurique H2SO4), l'eau peut se trouver sous ses trois états physiques. Au-dessus de ce niveau, en revanche, et notamment dans l'atmosphère, elle ne peut exister qu'à l'état de vapeur d'eau, qui se condense parfois en glace pour former des nuages de cristaux d'H2O d'apparence très semblable à celle de nos cirrus, typiquement à une altitude de 10 à 20 km ; on observe de tels nuages par exemples sur les flancs des grands volcans du renflement de Tharsis ou d'Elysium Planitia : visibles au télescope depuis la Terre dès le XIXe siècle, les nuages accrochés au sommet d'Olympus Mons avaient été pris pour de la neige, d'où le nom Nix Olympica qui avait été donné à cette région par Giovanni Schiaparelli.

    Mais le dioxyde de carbone forme lui aussi des nuages, constitués de cristaux de CO2 dépassant 1 µm (micromètre)de diamètre, à des altitudes plus élevées que ceux constitués de glace d'eau ; l'instrument OMEGA de la sonde Mars Express a déterminé en 2007 que ces nuages sont susceptibles d'absorber jusqu'à 40 % du rayonnement solaire, provoquant une baisse de 10 K de la température sous ces nuages, ce qui n'est pas sans conséquence sur le climat martien, notamment sur son régime des vents.

    Poussières
    La caractéristique particulière de l'atmosphère martienne est d'être constamment chargée en poussières, dont les grains ont un diamètre moyen de l'ordre de 1,5 µm responsable de la teinte ocre du ciel martien. Cette poussière est continuellement injectée dans l'atmosphère par des tourbillons de poussière (couramment désignés par le terme anglais dust devils), comme celui observé ci-dessous par le rover Spirit le 12 mars 2005 ; les prises de vue durent en tout 575 s (ce qu'indique le compteur de l'angle inférieur gauche), et trois autres tourbillons sont brièvement visibles au loin dans la moitié droite de la vue, au début de la séquence, puis près du tourbillon principal, puis à la toute fin :
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    Film montrant le déplacement d'un tourbillon de poussière
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    De tels tourbillons sont loin d'être anecdotiques, et tant leur permanence que leur accumulation conduit à empoussiérer des volumes considérables d'atmosphère, comme l'illustre un cliché saisissant (ci-contre), où l'on voit une multitude de traînées noires laissées par des tourbillons qui ont emporté la couche de poussières superficielle, de couleur rouge orangé caractéristique de l'oxyde de fer(III) Fe2O3 (hématite) amorphe, laissant apparaître les couches plus profondes de sable plus sombre, peut-être en rapport avec la région volcanique voisine de Syrtis Major Planum.

    La couche de poussières ainsi soulevée n'est jamais très massive, et l'étude de la grande tempête globale de 2001, au cours de laquelle la poussière avait gagné toutes les couches atmosphériques jusqu'à 60 km d'altitude, a conduit à estimer que si toute la poussière alors soulevée se déposait uniformément entre 58° N et 58° S, elle ne formerait qu'une pellicule de 3 µm d'épaisseur. La dynamique de la poussière dans l'atmosphère martienne est conditionnée par la ténuité de cette atmosphère et par la faible gravité à la surface de la planète. Ainsi, alors que les grains de poussière martiens ont typiquement quelques micromètres de diamètre, on a calculé que des grains de 20 μm peuvent être soulevés par des vents d'à peine 2 m/s et maintenus indéfiniment en suspension par des turbulences de seulement 0,8 m/s.

    Les grains de poussière en suspension dans l'atmosphère sont responsables de la couleur rouille de cette dernière, qui vire au bleu au coucher du soleil, comme l'a illustré la sonde Mars Pathfinder :

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    Ciel martien à midi et au crépuscule vu par Mars Pathfinder en 1999.
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    L'observation de l'activité atmosphérique de Mars à l'aide du télescope spatial Hubble entre 1996 et 1997, alors que la planète exposait son pôle nord au début du printemps, a permis de mettre en évidence le rôle de la sublimation des calottes polaires dans la génération de masses d'air à l'origine de vents qui soulèvent d'importantes quantités de poussières et sont susceptibles de déclencher de véritables tempêtes de poussières à l'échelle de la planète tout entière, comme celle qui a affecté l'ensemble de l'atmosphère martienne en été 2001.

    Climat

    Du fait de son éloignement plus grand par rapport au Soleil que celui de la Terre, Mars reçoit du Soleil une énergie variant de 492 à 715 W/m2 selon sa position sur son orbite, contre de 1 321 à 1 413 W/m2 pour la Terre, c'est-à-dire de 37,2 % à 50,6 % entre les aphélies et les périhélies respectivement. L'atmosphère martienne étant de surcroît 150 fois moins dense que celle de la Terre, elle ne génère qu'un effet de serre négligeable, d'où une température moyenne d'environ 210 K (-63 °C) à la surface de Mars, avec des variations diurnes importantes en raison de la faible inertie thermique de cette atmosphère : Viking 1 Lander avait ainsi relevé des variations diurnes allant typiquement de 184 à 242 K, soit de -89 à -31 °C, tandis que les températures extrêmes — assez variables selon les sources — seraient d'environ 140 et 270 K, c'est-à-dire, en chiffres ronds, de l'ordre de -135 et -5 °C.

    Saisons
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    (Cliquez sur l'image pour lire le texte en plus grand)

    Vers la fin du printemps austral, lorsque 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. Ainsi, lors de la tempête de 2001, la température atmosphérique s'est élevée de 30 K alors que la température au sol s'est abaissée de 10 K.

    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 connaît des phases relativement stabilisées entrecoupées de changements brusques, ce qui bouleverse complètement le climat martien.

    Condensation hivernale de l'atmosphère aux pôles
    L'une des caractéristiques propres à la planète Mars est qu'une fraction significative de son atmosphère se condense alternativement au pôle sud et au pôle nord lors de l'hiver austral et de l'hiver boréal respectivement. Les conditions hivernales aux pôles — pression et température — sont en effet favorables à la condensation du dioxyde de carbone : la pression de vapeur saturante du CO2 à 150 K (-123 °C) se trouve être voisine de 800 Pa, et tombe à seulement 400 Pa à 145 K (-128 °C), qui sont des températures courantes lors de l'hiver austral ; il y a condensation du CO2 dès que la pression partielle de ce gaz dépasse la pression de vapeur saturante correspondant à la température à laquelle il se trouve.

    La sonde Viking 1 a mesuré la pression atmosphérique sur une année complète à son point d’atterrissage situé par 22,697° N et 312,778° E dans le bassin de Chryse Planitia, à une altitude d'environ -3 300 m par rapport au niveau de référence. La pression atmosphérique moyenne s'est révélée évoluer tout au long de l'année selon les saisons, avec des valeurs approximatives, en chiffres ronds, de 850 Pa au printemps, 680 Pa en été, 900 Pa en automne et 800 Pa en hiver : ces variations s'expliquent bien si l'on considère que la calotte hivernale australe condense une masse de glace carbonique supérieure à celle de la calotte hivernale boréale, tandis qu'à l'automne de l'hémisphère nord l'essentiel de la calotte australe s'est sublimée alors que la calotte boréale commence tout juste à se condenser.

    Calottes polaires
    Les calottes polaires de Mars ont été observées pour la première fois au milieu du XVIIe siècle par Jean-Dominique Cassini et Christian Huygens. Leur taille varie 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 dite «résiduelle» ou «estivale» qui se maintient tout l’été, et une calotte polaire dite «saisonnière» ou «hivernale» 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 australe est plus vaste que la calotte saisonnière boréale. Au cours de l'hiver austral, le CO2 contenu dans l'atmosphère se condense en glace carbonique au-dessus de 55° S alors que c'est plutôt au-dessus de 65° N qu'il se condense pendant l'hiver boréal. Il s'agit d'une glace de CO2 très pure et presque transparente, d'une épaisseur ne dépassant pas quelques mètres, qui laisse voir le sol à l'aplomb sur les clichés pris par les sondes spatiales en orbite au-dessus des régions polaires.

    [​IMG]
    Vue de la calotte résiduelle boréale.
    Description : Mars numérique mosaïque d'images fusionné avec la couleur du MC-1 quadrilatère, région Mare Boreum de Mars. La partie centrale est recouverte d'une calotte résiduelle qui est coupé par spirale à motifs exposant creux du relief en couches. Le bouchon est entouré par de vastes plaines et des grands champs de dunes. Gamme Latitude 65 à 90, plage de longitude -180 à 180. (Traduction Google)
    Date : 4 juin 1998
    Auteur : NASA/JPL/USGS
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    Sauf exception, les documents créés par la NASA ne sont pas soumis à copyright.
    Pour plus d'informations, voir la politique de copyright de la NASA
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    Avec ses 300 km de diamètre, la calotte résiduelle australe est à l’inverse trois fois plus petite que la calotte résiduelle boréale (1 000 km de diamètre). Elles sont de nature très différente des calottes saisonnières, contenant une forte proportion de glace d'eau mêlée de terre avec une structure stratifiée révélée par l'instrument THEMIS de la sonde 2001 Mars Odyssey, avec une épaisseur atteignant localement plusieurs kilomètres. Leurs surfaces sont entaillées par de profondes vallées, appelées chasmata (pluriel du latin chasma désignant des vallées encaissées), 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.

    La calotte résiduelle boréale ne contient pas de glace carbonique, mais la calotte résiduelle australe en est presque entièrement recouverte d'une croûte d'une dizaine de mètres d'épaisseur dont la surface alvéolée rappelle celle d'une tranche de gruyère ; des observations réalisées par la sonde Mars Global Surveyor ont montré que le diamètre moyen des alvéoles augmentait au fil des saisons, suggérant un réchauffement climatique dans l’hémisphère sud.

    Les calottes polaires ont un impact important sur la composition atmosphérique globale de la planète. Le cycle des condensations et sublimations du CO2 fait varier la pression atmosphérique de près d'un tiers, et, 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.

    Variations climatiques observées sur la calotte résiduelle australe
    La comparaison des clichés de la calotte résiduelle australe pris par Mars Global Surveyor en 1999 et en 2001 a mis en évidence une tendance générale à la régression de la croûte de glace carbonique superficielle de cette région. Ceci résulterait de la sublimation progressive du CO2 constituant la croûte superficielle de la calotte résiduelle australe pour laisser apparaître les couches plus profondes, constituées essentiellement de glace d'eau mêlée de poussières. Ce phénomène semble avoir été assez rapide, le bord des cavités observées dans la croûte de glace carbonique progressant alors de 3 m par année martienne. Constatée sans ambiguïté sur trois années martiennes consécutives, cette tendance à la sublimation de la calotte résiduelle australe est venue s'ajouter à diverses observations ailleurs sur la planète, telles que l'apparition de ravines sur les bords de cratères ou de dépressions, indiquant que la surface martienne est sujette à davantage de transformations qu'on le pensait jusqu'alors.

    Ces données, interprétées par les scientifiques comme le signe que Mars pourrait connaître actuellement une transition entre une période glaciaire et une période interglaciaire similaire à celle qu'à connu la Terre il y a près de 12 000 ans, ont parfois été comprises par le grand public comme révélatrices d'un « réchauffement climatique martien », d'origine nécessairement non-humaine, et contredisant, par conséquent, les conclusions du Quatrième rapport du GIEC relatives à l'origine humaine du réchauffement climatique terrestre. Les débats sur la question ont été particulièrement aigus en automne 2007, dans la foulée de la publication de ce rapport.

    Avec le recul, il apparaît cependant que les observations martiennes n'ont jamais indiqué autre chose qu'un réchauffement climatique localisé à la calotte résiduelle australe, et non un réchauffement climatique global. De plus, le climat martien est très largement conditionné par les tempêtes de poussières et les variations d'albédo qui en découlent, davantage que par le rayonnement solaire — contrairement au climat terrestre — ce qui limite la pertinence des raisonnements établissant des parallèles entre les deux planètes. Et, surtout, les observations les plus récentes, notamment celles de la sonde 2001 Mars Odyssey, qui est toujours en fonctionnement, ne confirment pas la tendance à long terme à la sublimation des calottes polaires, mais indiqueraient au contraire des variations annuelles autour d'une valeur stable.

    Radiations

    L'absence de magnétosphère autour de Mars a pour conséquence d'exposer directement la surface de la planète aux rayons cosmiques et aux bouffées de protons solaires, à l'origine d'une radioactivité ambiante très supérieure sur Mars à celle relevée à la surface de la Terre. L'instrument MARIE — Mars Radiation Environment — de la sonde 2001 Mars Odyssey a permis, dans les années 2002-2003, d'évaluer la dose efficace en orbite martienne entre 400 et 500 mSv/an, soit un peu plus du double de celle reçue dans la station spatiale internationale, tandis qu'au sol, au niveau de référence martien, les doses reçues seraient deux à trois fois plus faibles — un peu moins de 200 mSv/an — en raison de l'absorption d'une partie des radiations solaires et galactiques par l'atmosphère. À titre de comparaison, la radioactivité moyenne sur Terre s'élève, en France, à environ 3,5 mSv/an et la dose cumulée admise pour un astronaute sur toute sa carrière n'excède pas quelques sieverts.

    L'instrument MARIE a par ailleurs révélé que cette radioactivité est très inégalement répartie dans le temps, avec un bruit de fond d'environ 220 μGy/jour sur lequel s'inscrivent des pics parfois 150 fois plus intenses, correspondant aux bouffées de protons énergétiques — plusieurs dizaines de mégaélectron-volts — émis lors d'une éruption solaire ou par l'onde de choc d'une éjection de masse coronale.

    ………. Géologie de Mars
     
  5. titegazelle

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    Planète Mars - Suite 2
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    Géologie de Mars

    Échelle des temps géologiques martiens

    La géologie martienne est marquée par la dichotomie crustale entre les basses plaines peu cratérisées de l'hémisphère nord et les hautes terres très cratérisées de l'hémisphère sud, avec, entre ces deux domaines principaux, deux régions volcaniques bien différentiées. En vertu du principe empirique selon lequel l'âge d'une région est une fonction croissante de son taux de cratérisation, ces trois types majeurs de terrains martiens ont très tôt été rattachés à trois époques caractéristiques de l'histoire géologique de la planète, nommées d'après des régions typiques de ces périodes :

    · Le Noachien (du nom de Noachis Terra) correspond aux terrains les plus anciens, depuis la formation de la planète il y a 4,6 milliards d'années, jusqu'à 3,7 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum (mais 3,5 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann standard), fortement cratérisés et situés majoritairement dans l'hémisphère sud. Mars avait sans doute une atmosphère épaisse à cette époque, dont la pression et l'effet de serre ont certainement permis l'existence d'une hydrosphère grâce à de grandes quantité d'eau liquide. La fin de cette époque aurait été marquée par les impacts d'astéroïdes du grand bombardement tardif, daté aux environs de 4,1 à 3,8 milliards d'années, ainsi que par le début d'une intense activité volcanique, notamment dans la région du renflement de Tharsis.

    · L'Hespérien (du nom d'Hesperia Planum) correspond aux terrains de 3,7 à 3,2 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum (mais de 3,5 à 1,8 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann standard), marqués par un épisode d'activité volcanique majeur se traduisant par des coulées de lave et des dépôts soufrés. Le champ magnétique global aurait disparu dès la fin du Noachien, permettant au vent solaire d'éroder l'atmosphère de Mars, dont la température et la pression au sol auraient commencé à baisser significativement, de sorte que l'eau liquide aurait cessé d'exister de façon permanente à la surface de la planète.

    · L'Amazonien (du nom d'Amazonis Planitia) correspond aux terrains de moins de 3,2 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum (mais de seulement 1,8 milliard d'années selon l'échelle de Hartmann standard), très peu cratérisés et situés très majoritairement dans l'hémisphère nord, à une altitude inférieure au niveau de référence de la planète. L’activité volcanique se serait prolongée, en perdant de son intensité tout au long de cette époque, en quatre épisodes majeurs, le dernier survenant il y a environ cent millions d'années, certains terrains volcaniques semblant même ne dater que de quelques millions d'années. L'érosion de l'atmosphère par le vent solaire se serait prolongée pendant des milliards d'années jusqu'à ce que la pression se stabilise au voisinage du point triple de l'eau pure, dont la pression est de 611,73 Pa. Les structure géologiques amazoniennes sont marquées par l'aridité extrême de l'environnement martien, alors totalement dépourvu d'hydrosphère — ce qui n'empêche pas l'existence discontinue et épisodique d'eau liquide en certains points de la surface.

    Cette chronologie en trois époques est aujourd'hui bien acceptée — la datation de chacune de ces époques demeure, en revanche, très incertaine — et permet de rendre compte des phénomènes observés à la surface de Mars par les différentes sondes en activité autour de cette planète, notamment la présence simultanée de minéraux, formés à des époques différentes, supposant pour les uns un environnement très humide et pour les autres au contraire l'absence totale d'eau liquide. Les datations proposées pour ces trois époques — ou éons — géologiques, selon l'échelle de Hartmann standard et l'échelle de Hartmann & Neukum, sont les suivantes (âges en millions d'années) :

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    Structure interne

    En l'absence de données sismiques exploitables — les sismomètres des sondes Viking étaient trop sensibles au vent pour effectuer des mesures fiables, et aucune autre expérience de ce type n'a depuis lors été menée sur Mars — il n'a pas encore été possible de déterminer directement la structure interne de la planète. Un modèle standard a donc été élaboré à partir des données indirectes recueillies par les différentes sondes qui ont exploré la planète, permettant de préciser notamment la structure de son champ gravitationnel, son moment d'inertie et la densité de ses différentes couches de matériaux.

    Le résultat le plus frappant est que le noyau de Mars, dont la température serait de l'ordre de 2 000 K, est très certainement liquide, au moins dans sa plus grande partie, en raison d'une charge élevée — précisément une fraction pondérale d'au moins 14,2 % — en éléments légers, notamment en soufre, qui abaissent le point de fusion du mélange de fer et de nickel supposé constituer l'essentiel du noyau. Ce noyau aurait un rayon compris entre 1 300 et 2 000 km (soit entre 38 % et 59 % du rayon de la planète), peut-être plus précisément entre 1 520 et 1 840 km (soit entre 45 % et 54 % du rayon de Mars), incertitude due en partie à l'inconnue concernant la fraction de manteau qui pourrait être liquide et réduirait par conséquent la taille du noyau ; on trouve assez souvent citée la valeur 1 480 km comme rayon du noyau de Mars, soit 43,7 % du rayon moyen de la planète elle-même (3 389,5 km). Les caractéristiques physiques (taille, densité) du noyau peuvent être approchées qualitativement par le moment d'inertie de la planète, qui peut être évalué en analysant la précession de son axe de rotation ainsi que les variations de sa vitesse de rotation à travers les modulations par effet Doppler des signaux radio émis par les sondes posées à sa surface ; les données de Mars Pathfinder ont ainsi permis d'affiner celles précédemment recueillies avec les sondes Viking et d'établir que la masse de Mars est plutôt concentrée en son centre, ce qui plaide pour un noyau dense et pas trop gros.

    Le manteau de Mars serait très semblable à celui de la Terre, constitué de phases solides où dominent les silicates riches en fer, ce dernier représentant une fraction pondérale de 11 à 15,5 % du manteau.
    L'écorce (ou croûte) martienne semble, assez logiquement, bien plus épaisse dans l'hémisphère sud que dans l'hémisphère nord : un modèle simple avec une masse volumique uniforme de 2 900 kg/m3 conduit à une épaisseur moyenne d'environ 50 km, soit 4,4 % du volume de la planète, avec comme valeurs extrêmes 92 km dans la région de Syria Planum et à peine 3 km sous le bassin d'impact d'Isidis Planitia, tandis que l'écorce aurait moins de 10 km sous toute la région d'Utopia Planitia.

    Champ magnétique

    Mars ne possède pas de magnétosphère. Toutefois, le magnétomètre et réflectomètre à électrons MAG/ER de la sonde Mars Global Surveyor a mis en évidence dès 1997 un magnétisme rémanent, jusqu'à 30 fois supérieur à celui de l'écorce terrestre, au-dessus de certaines régions géologiquement anciennes de l'hémisphère sud81, et notamment dans la région de Terra Cimmeria et Terra Sirenum. Les mesures font état d'un champ magnétique atteignant 1,5 µT à 100 km d'altitude, ce qui requiert la magnétisation d'un volume significatif d'écorce martienne, d'au moins 106 km. Pendant neuf ans, MGS a mesuré les paramètres magnétiques au-dessus de la surface martienne, l'instrument MGS MAG (MGS Magnetometer) recueillant des données vectorielles depuis une altitude typiquement de 400 km, s'approchant parfois à 90 km de la surface, et MGS ER (MGS Electron Reflectometer) mesurant le magnétisme total depuis une altitude de 185 km en moyenne. Il n'existe donc pas à l'heure actuelle de carte magnétique de la surface martienne elle-même, de même que la nature exacte des minéraux magnétisés ne peut qu'être supposée dans l'état actuel de nos connaissances.

    - Géographie du paléomagnétisme martien et minéraux impliqués
    L'étude des météorites de Mars suggère que ce paléomagnétisme résulte, comme sur Terre, de la magnétisation de minéraux ferromagnétiques tels que la magnétite Fe3O4 et la pyrrhotite Fe1-δS dont les atomes alignent leur moment magnétique sur le champ magnétique global et figent cette configuration en passant en dessous de la température de Curie du minéral, soit par exemple 858 K (585 °C) pour Fe3O4, mais seulement 593 K (320 °C) pour Fe1-δS. Les autres minéraux candidats en tant que vecteurs du paléomagnétisme de l'écorce martienne sont l'ilménite FeTiO3 en solution solide avec l'hématite Fe2O3, de même structure, pour former des titanohématites, et dans une moindre mesure la titanomagnétite Fe2TiO4, dont la magnétisation et la température de Curie sont cependant inférieures.

    L'absence d'un tel paléomagnétisme au-dessus des bassins d'impacts de l'hémisphère sud tels qu'Hellas et Argyre est généralement interprétée comme l'indication que Mars ne possédait plus de champ magnétique global lors de ces impacts, bien qu'il soit également possible que le refroidissement des matériaux sur le lieu de l'impact ait été trop rapide pour permettre l'alignement de leur magnétisation éventuelle sur le champ magnétique global. A contrario, un paléomagnétisme significatif, et parfois même assez élevé, a été relevé au-dessus des 14 bassins les plus anciens identifiés sur la planète. De la même façon, aucun champ magnétique notable n'a été détecté au-dessus des régions volcaniques majeures d'Elysium Planitia et du renflement de Tharsis, en revanche un magnétisme faible mais de plus forte intensité a été relevée au-dessus des provinces volcaniques plus petites et plus anciennes des hautes terres australes.

    L'analyse des composantes tridimensionnelles du champ magnétique relevé en quelques dizaines de points significatifs de la surface martienne a permis à plusieurs équipes d'extrapoler la position du pôle paléomagnétique de Mars. Ces simulations — qui doivent néanmoins être prises avec un certain recul — sont assez cohérentes entre elles et conduisent à localiser l'un des pôles paléomagnétiques martiens entre 150° E et 330° E d'une part et 30° S et 90° N d'autre part, c'est-à-dire approximativement dans un rayon de 3 600 km autour d'un point situé à mi-chemin entre Alba Mons et Olympus Mons.

    - Inversions de polarité et disparition du magnétisme global
    Fait remarquable, la magnétisation mesurée par MGS est structurée en bandes parallèles de polarité opposée, rappelant celles du plancher océanique sur Terre (voir schéma ci-contre) : celui-ci cristallise de part et d'autre des dorsales au fur et à mesure que les plaques s'écartent en « mémorisant » l'orientation du champ magnétique terrestre au moment de la solidification ; chaque inversion du champ magnétique terrestre est donc «enregistrée» dans les roches ainsi formées, dont la magnétisation est par conséquent symétrique de chaque côté de chaque dorsale. Une telle symétrie n'a en revanche jamais été relevée sur Mars, de sorte qu'aucun élément ne permet actuellement de supposer l'existence passée d'une quelconque tectonique des plaques sur la planète rouge. Seule une observation à de plus hautes résolutions permettrait de clore le débat.

    Lorsqu'il est global, le champ magnétique d'une planète est principalement d'origine interne. On suppose qu'il est provoqué par la convection des fluides conducteurs (c'est-à-dire des métaux liquides) composant la partie externe du noyau. Ce processus est connu sous le nom d'effet dynamo. Ces mouvements de convection impliquent l'existence d'un gradient thermique suffisant du noyau vers le manteau ; en l'absence d'un tel gradient, l'effet dynamo ne pourrait pas se maintenir.
    Ce fait serait à l'origine de la disparition du champ magnétique global de Mars, il y a sans doute au moins quatre milliards d'années : les impacts d'astéroïdes du grand bombardement tardif auraient injecté suffisamment d'énergie thermique dans le manteau de Mars en convertissant en chaleur l'énergie cinétique des impacteurs, ce qui aurait stoppé l'effet dynamo en annulant le gradient thermique nécessaire à son maintien.

    - Origine de la dichotomie magnétique entre hémisphères nord et sud
    L'attribution de la disparition du champ magnétique global martien à un impact cosmique a été reprise dans une théorie alternative impliquant cette fois une protoplanète résiduelle de la taille de la Lune percutant Mars bien avant le grand bombardement tardif, c'est-à-dire quelques dizaines de millions d'années seulement après la formation de la planète (de façon similaire à l'impact hypothétique de Théia avec la proto-Terre), au voisinage du pôle nord actuel et sous un angle d'incidence assez faible : cet impact serait à l'origine d'une part de la dichotomie crustale (l'idée n'est pas nouvelle, recoupant la théorie, assez discutée, du bassin boréal) et d'autre part de l'absence de paléomagnétisme dans l'écorce de l'hémisphère nord, en raison de la disparition du gradient thermique entre le noyau et le manteau dans l'hémisphère nord uniquement, laissant subsister un effet dynamo concentré dans l'hémisphère sud. Mars aurait ainsi connu transitoirement un magnétisme non pas global, mais «hémisphérique» et décentré vers le pôle sud, ce qui expliquerait l'intensité exceptionnelle du magnétisme rémanent dans certaines parties de l'écorce de l'hémisphère sud, ainsi que l'absence de paléomagnétisme notable dans l'hémisphère nord.

    Cette théorie n'est pas la seule proposée pour rendre compte de la superposition d'une «dichotomie magnétique» à la dichotomie crustale martienne : la différence d'épaisseur et de structure de l'écorce martienne entre les deux hémisphères, la fonte partielle de l'écorce de l'hémisphère nord à l'origine du remodelage de sa surface, et la serpentinisation de l'écorce martienne au Noachien, sont les explications les plus couramment avancées.

    - Aurores
    Des aurores peuvent se produire au-dessus des anomalies magnétiques de la croûte martienne. Selon toute vraisemblance, elles ne peuvent cependant pas être perçues par l’œil humain, car elles émettent principalement dans l’ultraviolet.

    Volcanisme

    Le volcanisme martien aurait débuté il y a près de quatre milliards d'années, à la fin du Noachien après le grand bombardement tardif. Il aurait connu son intensité maximale à l'Hespérien — entre 3,7 et 3,2 Ga selon l'échelle de Hartmann & Neukum — puis se serait progressivement affaibli tout au long de l'Amazonien. Il a produit d'énormes volcans boucliers qui sont les plus grands édifices volcaniques connus du Système solaire : le plus large d'entre eux, Alba Mons, a un diamètre d'environ 1 600 km à la base, tandis que le plus gros est Olympus Mons, sur la marge occidentale du renflement de Tharsis, qui atteint 22,5 km de haut de la base au sommet. Il a également produit de nombreux stratovolcans, bien plus petits, plusieurs centaines de petits volcans de quelques centaines de mètres de large (par exemple sur Syria Planum) ainsi que des plaines de lave, similaires aux étendues volcaniques identifiées sur la Lune, sur Vénus ou sur Mercure.

    - Plaines de lave
    La plus ancienne forme de volcanisme martien, remontant à la fin du Noachien et perdurant jusqu'au début de l'Hespérien, serait celle des étendues basaltiques qui recouvrent le fond des bassins d'impact d'Argyre Planitia et d'Hellas Planitia, ainsi que certaines étendues planes et lisses localisées entre ces deux bassins et celui d'Isidis, de façon rappelant les terrains volcaniques lisses identifiés sur Mercure (par exemple Borealis Planitia), sur Vénus (typiquement Guinevere Planitia) et sur la Lune (les «mers» lunaires), la plupart du temps corrélées à des impacts cosmiques.
    Sur Mars, ces plaines de lave noachiennes constituent les régions de Malea Planum, Hesperia Planum et Syrtis Major Planum, qui se présentent comme des plateaux basaltiques dont la surface, typique de l'Hespérien, est géologiquement plus récente. La dynamique sous-jacente à ce type de volcanisme, entre fissure et point chaud, n'est pas vraiment comprise ; en particulier, on n'explique pas complètement le fait que les volcans de Malea, d'Hesperia et d'Elysium sont plus ou moins alignés sur plus d'un tiers de circonférence martienne.

    - Typologie et distribution des volcans martiens
    Le volcanisme martien est surtout connu pour ses volcans boucliers, les plus grands du Système solaire. Ce type de volcan est caractérisé par la très faible pente de ses flancs. Sur Terre, un tel volcan résulte d'épanchements de laves pauvres en silice, très fluides, qui s'écoulent facilement sur de grandes distances, formant des structures aplaties s'étalant sur des surfaces très importantes, contrairement, par exemple, aux stratovolcans, dont le cône, bien formé, a une base bien plus restreinte. Le type même de volcan bouclier est, sur Terre, le Mauna Loa, à Hawaï ; le Piton de la Fournaise, à la Réunion, en est un autre, plus petit mais très actif.

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    Description : Olympus Mons sur Mars est le plus grand volcan du système solaire. Bien que trois fois plus élevé que le mont Everest de la Terre, Olympus Mons ne serait pas difficile à grimper en raison de la grande étendue du volcan. Couvrant une superficie plus grande que la totalité de la chaîne des volcans d'Hawaï, les pentes de l'Olympe Mons augmentent généralement que de quelques degrés à la fois….. Cette image représentative de couleur a été prise Avril dernier par la sonde Mars Global Surveyor vaisseau spatial actuellement en orbite autour de Mars. (Traduction Google)
    Olympus Mons on October 19, 1998, image by the Mars Global Surveyor.
    Ce fichier provient de la NASA. Sauf exception, les documents créés par la NASA ne sont pas soumis à copyright.
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    Le plus emblématique des volcans boucliers martiens, Olympus Mons, mesure quelque 22,5 km de haut pour 648 km de large et possède une caldeira sommitale de 85 × 60 × 3 km résultant de la coalescence de six cratères distincts. Mars possède les cinq plus hauts volcans connus du Système solaire (altitudes données par rapport au niveau de référence martien) :​

    1. Olympus Mons (21 229 m), en marge occidentale du renflement de Tharsis ;
    2. Ascraeus Mons (18 225 m), volcan septentrional de Tharsis Montes ;
    3. Arsia Mons (17 761 m), volcan méridional de Tharsis Montes ;
    4. Pavonis Mons (14 058 m), volcan central de Tharsis Montes ;
    5. Elysium Mons (14 028 m), volcan principal d'Elysium Planitia.​

    À titre de comparaison, le plus haut volcan vénusien, Maat Mons, ne culmine qu'à 8 000 m environ au-dessus du rayon moyen de Vénus, qui sert de niveau de référence sur cette planète.
    Sur Mars se trouve également le plus large des volcans du Système solaire, Alba Mons, dont l'altitude ne dépasse pas 6 600 m mais qui s'étend sur environ 1 600 km de large.​

    Les volcans boucliers martiens atteignent des tailles gigantesques par rapport à leurs équivalents terrestres en raison de l'absence de tectonique des plaques sur Mars : l'écorce martienne demeure immobile par rapport aux points chauds, qui peuvent ainsi la percer au même endroit pendant de très longues périodes de temps pour donner naissance à des édifices volcaniques résultant de l'accumulation de laves pendant parfois plusieurs milliards d'années, alors que, sur Terre, le déplacement des plaques lithosphériques au-dessus de ces points chauds conduit à la formation d'un chapelet de parfois plusieurs dizaines de volcans, chacun ne demeurant actif que pendant quelques millions d'années, ce qui est bien trop bref pour permettre la formation de structures aussi imposantes que sur Mars. L'archipel d'Hawaï est le meilleur exemple terrestre illustrant le déplacement d'une plaque tectonique au-dessus d'un point chaud, en l'occurrence de la plaque pacifique au-dessus du point chaud d'Hawaï ; de la même façon, l'archipel des Mascareignes résulte du déplacement de la plaque somalienne au-dessus du point chaud de la Réunion.

    Les six volcans boucliers martiens se répartissent géographiquement en deux régions volcaniques voisines d'inégale importance :
    · la région d'Elysium Planitia, à l'ouest d'Amazonis Planitia, où se trouvent Elysium Mons, qui semble être de nature différente (moins «rouge» et plus «gris») des autres volcans, et trois autres volcans plus petits ;
    · le renflement de Tharsis, immense soulèvement crustal de 5 500 km de diamètre au sud-est d'Amazonis, où se trouvent les cinq autres grands volcans boucliers martiens ainsi que d'innombrables volcans plus petits, dont cinq seulement ont reçu un nom.

    Ces volcans plus petits sont souvent des volcans boucliers anonymes, comme ceux de Syria Planum, mais certains de taille intermédiaire rappellent davantage les stratovolcans, qui résultent de l'accumulation de dépôts de laves mêlées de cendres volcaniques. Ce sont les tholi (pluriel latin de tholus), édifices de taille plus modeste que les volcans boucliers, aux pentes plus accusées, surtout près du cratère, ainsi que les paterae, qui se réduisent parfois à leur caldeira. Tous ces types de volcans sont présents dans les régions du renflement de Tharsis et d'Elysium Planitia, la tendance générale étant cependant d'observer les volcans boucliers plutôt dans la région de Tharsis tandis que les volcans d'Elysium s'apparentent davantage à des stratovolcans.​

    - Origine et chronologie du volcanisme martien
    La discontinuité entre Phyllosien et Theiikien, qui coïnciderait plus ou moins avec les débuts de l'hypothétique «grand bombardement tardif» (LHB en anglais), matérialiserait l'époque d'activité volcanique maximum, qui se prolongerait au Theiikien et au Sidérikien — et donc à l'Hespérien et à l'Amazonien — en disparaissant progressivement au fur et à mesure que la planète aurait perdu l'essentiel de son activité interne. Une corrélation entre le volcanisme de l'Hespérien et les impacts cosmiques du Noachien n'est d'ailleurs pas à exclure. Ce volcanisme aurait atteint son maximum à la suite des impacts cosmiques massifs à la fin de l'éon précédent, et chacune des cinq régions volcaniques de la planète jouxte directement un bassin d'impact :​

    · le renflement de Tharsis, plus grande formation volcanique martienne, en bordure de l'hypothétique bassin boréal, plus grand bassin d'impact de la planète (et du Système solaire), le bouclier d'Alba Mons étant, de surcroît, situé exactement aux antipodes d'Hellas Planitia ;
    · la région d'Elysium Mons, en bordure d'Utopia Planitia et voisine des antipodes d'Argyre Planitia ;
    · Malea Planum, en bordure sud-ouest d'Hellas Planitia, et Hesperia Planum en bordure nord-est, cette dernière région étant également voisine des antipodes de Chryse Planitia ;
    · Syrtis Major Planum, en bordure d'Isidis Planitia.​

    La superficie et la masse de Mars étant respectivement 3,5 et 10 fois moindres que celles de la Terre, cette planète s'est refroidie plus rapidement que la nôtre et son activité interne s'est donc réduite également plus vite : alors que le volcanisme et, plus généralement, la tectonique (orogenèse, séismes, tectonique des plaques, etc.) sont encore très actifs sur Terre, ils ne semblent plus être notables sur Mars, où aucune tectonique des plaques, même passée, n'a jamais pu être mise en évidence.

    Le volcanisme martien paraît également avoir cessé d'être actif, bien que l'âge, semble-t-il très récent, de certaines coulées de lave suggère, pour certains volcans, une activité actuellement certes très réduite, mais peut-être pas rigoureusement nulle, d'autant que Mars, contrairement à la Lune, n'a pas fini de se refroidir, et que son intérieur, loin d'être entièrement figé, contient en réalité un noyau peut-être entièrement liquide. D'une manière générale, l'analyse des données recueillies par Mars Express a conduit une équipe de planétologues de l'ESA dirigée par l'Allemand Gerhard Neukum à proposer une séquence en cinq épisodes volcaniques :

    · 1 : épisode volcanique majeur de l'Hespérien il y a environ 3,5 milliards d'années,
    · 2 et 3 : regain de volcanisme il y a environ 1,5 milliards d'années, puis entre 800 et 400 millions d'années avant le présent,
    · 4 et 5 : épisodes volcaniques récents d'intensité rapidement décroissante il y a environ 200 et 100 millions d'années.​
    [​IMG]

    Séquences volcaniques martiennes selon W. Hartmann et G. Neukum.
    Description : Modèle de la chronologie par H. Hartmann & G. Neukum (2001)
    Date : 28 novembre 2009
    Source : Travail personnel
    Auteur : Who killed Bambi ?
    Ce fichier est disponible selon les termes de la licence
    Creative Commons paternité – partage à l’identique 3.0 (non transposée)
    ______________________________​
    Ces datations reposent sur l'évaluation du taux de cratérisation des coulées de lave correspondantes, qui semble recoupée par les observations indirectes sur le moyen terme mais contredites par les observations directes à court terme déduites de la fréquence des impacts récents observés sur plus de dix ans par les sondes satellisées autour de Mars, la principale difficulté de ce type de datation étant d'évaluer les biais statistiques introduits par la différence notable d'ordres de grandeur entre les surfaces anciennes (âgées de plus 2 milliards d'années), qui représentent une fraction importante de la surface de Mars, et les surfaces les plus récentes (âgées de moins de 200 millions d'années), qui sont comparativement extrêmement réduites.​

    Par ailleurs, si la fréquence des impacts récents relevée par les sondes satellisées autour de Mars semble suggérer un taux de cratérisation plus élevé que celui habituellement retenu pour dater les formations martiennes (ce qui conduirait à devoir «rajeunir» toutes ces datations), il semblerait plutôt que, sur le long terme, ce taux de cratérisation ait au contraire été divisé par trois depuis 3 milliards d'années, ce qui tendrait à «vieillir» les datations martiennes, et ce d'autant plus qu'elles sont relatives à des phénomènes récents.​
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  6. titegazelle

    titegazelle سُبحَانَ اللّهِ وَ بِحَمْدِهِ Membre du personnel

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    Géologie de la planète Mars


    La géologie de la planète Mars recouvre l'étude scientifique de Mars, de ses propriétés physiques, de ses reliefs, de sa composition, de son histoire et de tous les phénomènes qui l'ont affectée ou l'affectent encore.

    Il s'agit d'une discipline relativement récente, inaugurée le 14 juillet 1965 à l'occasion du premier survol de Mars par la sonde spatiale Mariner 4, qui permit de découvrir une planète dépourvue de champ magnétique global, présentant une surface cratérisée rappelant celle de la Lune, une atmosphère ténue, une pression au sol d'environ 600 Pa et une température moyenne de 210 K (-63 °C). Cependant, c'est avec la sonde Mariner 9 que l'étude systématique et approfondie de la planète Mars commence, le 13 novembre 1971. Premier engin à se satelliser autour d'une autre planète que la Terre, Mariner 9 a permis de cartographier la totalité de la surface martienne avec une résolution comprise entre 100 m et 1 km par pixel, révélant toutes les structures géologiques majeures de la planète, sa dichotomie crustale, ses massifs volcaniques gigantesques et son système de canyons appelé Valles Marineris en référence au programme Mariner en général, et à Mariner 9 en particulier.

    Ensuite, le programme Viking à la fin des années 1970, le programme Phobos à la fin des années 1980 et les missions Mars Global Surveyor et Mars Pathfinder dans les années 1990, ont permis d'affiner les connaissances sur la «planète rouge». Les «orbiteurs» 2001 Mars Odyssey, Mars Reconnaissance Orbiter et Mars Express, ainsi que les rovers Spirit et Opportunity au sol, complétés par «l'atterrisseur» Phoenix, ont ouvert la voie à une véritable étude géologique martienne. Les études se poursuivent en 2012 avec la mission américaine Mars Science Laboratory et la mission russe Phobos-Grunt, qui emportait le petit satellite chinois Yinghuo 1 pour étudier l'interaction du vent solaire et de l'atmosphère de Mars. À horizon plus lointain on peut citer le robot mobile européen ExoMars du programme Aurora, destiné à analyser le sol en vue d'y rechercher des traces d'exobiologie passée ou présente, ainsi que la mission Mars Sample Return, partagée entre l'ESA et la NASA, conçue pour rapporter quelques centaines de grammes d'échantillons de sol martien sur Terre.

    L'étude systématique de la planète a radicalement transformé la vision que nous en avions. Mars est aujourd'hui perçue comme une planète au passé riche et géologiquement très actif, entourée jadis d'un champ magnétique global et qui possédait alors presque certainement une atmosphère épaisse et de grandes quantités d'eau liquide plutôt acide. De surcroît, son noyau serait toujours essentiellement, voire entièrement, liquide, et il n'est pas totalement exclu que certains volcans puissent encore connaître une activité épisodique

    Cadre physique

    Quatrième planète du système solaire en partant du Soleil, Mars est une planète tellurique moitié moins grande que la Terre, près de dix fois moins massive, dont la surface est un peu inférieure à celle des terres émergées de notre planète (144,8 contre 148,9 millions de km2). La gravité y est le tiers de celle de la Terre, tandis que la durée du jour solaire martien, appelé sol, excède celle du jour terrestre d'un peu moins de 40 minutes. Mars est une fois et demie plus éloignée du Soleil que la Terre, sur une orbite sensiblement plus elliptique et reçoit, selon sa position, entre deux et trois fois moins d'énergie solaire que notre planète. L'atmosphère de Mars étant de surcroît plus de cent cinquante fois moins dense que la nôtre et ne générant par conséquent qu'un effet de serre très limité, ce faible rayonnement solaire explique que la température moyenne sur Mars soit inférieure à -60 °C.

    Le tableau ci-dessous permet de comparer les valeurs de quelques paramètres physiques entre Mars et la Terre :
    [​IMG]
    Le robot Curiosity de la NASA, qui s'est posé le 5 août 2012 sur Mars, a révélé des températures supérieures à 0 °C dans le cratère de Gale, la mesure exacte étant 276 K soit environ 3 °C. Mars étant environ dix fois moins massive que la Terre mais dix fois plus massive que la Lune, sa surface présente des similitudes avec ces deux planètes. On y trouve des terrains criblés de cratères d'impact rappelant ceux de la Lune, mais aussi des formations d'origine tectonique et climatique comme sur Terre, notamment des volcans, des rifts, des vallées, des mesas, des champs de dunes et des calottes polaires. La fine atmosphère martienne, dans laquelle circulent des nuages localement abondants, est le siège d'une météorologie particulière, dominée par des tempêtes de poussières qui obscurcissent parfois la planète tout entière. Son excentricité orbitale, cinq fois plus marquée que celle de la Terre, est à l'origine d'une asymétrie saisonnière très sensible : dans l'hémisphère nord, la saison la plus longue est le printemps (198,6 jours), qui excède la plus courte (l'automne, 146,6 jours) de 35,5 % ; sur Terre, l'été, la saison la plus longue, n'excède la durée de l'hiver que de 5 %. Cette particularité explique également que la superficie de la calotte polaire australe se réduise nettement plus en été que celle de la calotte polaire boréale.
    Cadre chronologique
    La géologie martienne est marquée par la dichotomie crustale entre les basses plaines peu cratérisées de l'hémisphère nord et les hautes terres très cratérisées de l'hémisphère sud, avec, entre ces deux domaines principaux, deux régions volcaniques bien différentiées. En vertu du principe empirique selon lequel l'âge d'une région est une fonction croissante de son taux de cratérisation, ces trois types majeurs de terrains martiens ont très tôt été rattachés à trois époques caractéristiques de l'histoire géologique de la planète, nommées d'après des régions typiques de ces périodes:
    • Le Noachien (du nom de Noachis Terra) correspond aux terrains les plus anciens, depuis la formation de la planète il y a 4,6 milliards d'années, jusqu'à 3,7 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum (mais 3,5 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann standard), fortement cratérisés et situés majoritairement dans l'hémisphère sud. Mars avait sans doute une atmosphère épaisse à cette époque, dont la pression et l'effet de serre ont certainement permis l'existence d'une hydrosphère grâce à de grandes quantité d'eau liquide. La fin de cette époque aurait été marquée par les impacts d'astéroïdes du grand bombardement tardif, daté aux environs de 4,1 à 3,8 milliards d'années, ainsi que par le début d'une intense activité volcanique, notamment dans la région du renflement de Tharsis.
    • L'Hespérien (du nom d'Hesperia Planum) correspond aux terrains de 3,7 à 3,2 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum (mais de 3,5 à 1,8 milliard d'années selon l'échelle de Hartmann standard), marqués par un épisode d'activité volcanique majeur se traduisant par des coulées de lave et des dépôts soufrés. Le champ magnétique global aurait disparu dès la fin du Noachien, permettant au vent solaire d'éroder l'atmosphère de Mars, dont la température et la pression au sol auraient commencé à baisser significativement, de sorte que l'eau liquide aurait cessé d'exister de façon permanente à la surface de la planète.
    • L'Amazonien (du nom d'Amazonis Planitia) correspond aux terrains de moins de 3,2 milliards d'années selon l'échelle de Hartmann & Neukum (mais de seulement 1,8 milliard d'années selon l'échelle de Hartmann standard), très peu cratérisés et situés très majoritairement dans l'hémisphère nord, à une altitude inférieure au niveau de référence de la planète. L’activité volcanique se serait prolongée, en perdant de son intensité tout au long de cette époque, en quatre épisodes majeurs, le dernier survenant il y a environ cent millions d'années, certains terrains volcaniques semblant même ne dater que de quelques millions d'années. L'érosion de l'atmosphère par le vent solaire se serait prolongée pendant des milliards d'années jusqu'à ce que la pression se stabilise au voisinage du point triple de l'eau, dont la pression est de 611,73 Pa. Les structure géologiques amazoniennes sont marquées par l'aridité extrême de l'environnement martien, alors totalement dépourvu d'hydrosphère — ce qui n'empêche pas l'existence discontinue et épisodique d'eau liquide en certains points de la surface.
    Cette chronologie en trois époques est aujourd'hui bien acceptée — la datation de chacune de ces époques demeure, en revanche, très incertaine — et permet de rendre compte des phénomènes observés à la surface de Mars par les différentes sondes en activité autour de cette planète, notamment la présence simultanée de minéraux, formés à des époques différentes, supposant pour les uns un environnement très humide et pour les autres au contraire l'absence totale d'eau liquide. Les datations proposées pour ces trois époques — ou éons — géologiques, selon l'échelle de Hartmann standard et l'échelle de Hartmann & Neukum, sont les suivantes (âges en millions d'années) :

    [​IMG]
    Depuis 2004, on utilise aussi une échelle basée sur la minéralogie, avec des éons chronostratigraphiques (LHB correspond en anglais au grand bombardement tardif).
    [​IMG]



    Structure interne

    Écorce martienne
    La topographie de la surface martienne révèle une nette dichotomie crustale entre, d'une part, une région de l'hémisphère sud correspondant à une écorce épaisse et irrégulière jusque sous le renflement de Tharsis, et, d'autre part, une région de l'hémisphère nord correspondant à une écorce plus fine assez uniforme. En première approximation, on peut considérer que l'écorce martienne a une masse volumique uniforme de 2 900 kg/m3, ce qui conduit à une épaisseur moyenne d'environ 50 km, soit 4,4 % du volume de la planète, avec comme valeurs extrêmes 92 km dans la région de Syria Planum et à peine 3 km sous le bassin d'impact d'Isidis Planitia, tandis que l'écorce aurait moins de 10 km sous toute la région d'Utopia Planitia. D'un point de vue macroscopique, la cohérence des paramètres physiques de Mars implique que l'écorce n'ait jamais plus de 125 km d'épaisseur.
    L'une des révélations apportées par les mesures gravimétriques fines réalisées par Mars Global Surveyor a été la découverte de structures évoquant des chenaux enfouis sous la surface de l'hémisphère nord et détectés par leur déficit de masse alors même qu'ils demeurent invisibles en surface. Ces structures, qui correspondraient à des reliefs de 1,5 à 4,5 km si elles sont remplies de sédiments secs mais de 1 à 3 km environ dans le cas de sédiments mélangés à de la glace, sont parfaitement en accord avec le modèle, généralement admis pour décrire l'histoire de la planète Mars, selon lequel l'hémisphère nord aurait abrité, au Noachien, de vastes étendues d'eau liquide, voire un océan semi-permanent peut-être recouvert d'une banquise, au centre d'une hydrosphère globale avant d'être comblé de matériaux volcaniques à l'Hespérien et de dépôts éoliens à l'Amazonien pour donner naissance aux basses plaines uniformes caractéristiques de cet hémisphère.

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  7. Mysa

    Mysa Accro

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    Merci titegazelle pour tous ces infos !! chapeau madame !!
     
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  8. titegazelle

    titegazelle سُبحَانَ اللّهِ وَ بِحَمْدِهِ Membre du personnel

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    Histoire géologique de Mars

    Le scénario qui suit se veut une synthèse plausible déduite des connaissances actuelles issues des différentes campagnes d'exploration de Mars depuis une quarantaine d'années et dont les résultats sont résumés dans l'article Géologie de la planète Mars.

    Formation et différentiation

    Comme les autres planètes du Système solaire, Mars se serait formée il y a environ 4,6 milliards d'années par accrétion gravitationnelle de planétésimaux résultant de la condensation de la nébuleuse solaire. Étant située en deçà de la limite des 4 UA du Soleil, au-delà de laquelle peuvent se condenser les composés volatils tels que l'eau H2O, le méthane CH4 ou encore l'ammoniac NH3, Mars s'est formée à partir de planétésimaux de nature essentiellement sidérophile (riches en fer) et lithophile (constitués de silicates), mais avec une teneur accrue en éléments chalcophiles, à commencer par le soufre qui semble bien plus abondant sur Mars que sur Terre, comme l'ont révélé des mesures réalisées par Mars Global Surveyor.

    Cette teneur élevée en soufre aurait eu pour effet de favoriser la différenciation du globe martien, d'une part en abaissant la température de fusion des matériaux qui le constituent, et d'autre part en formant des sulfures de fer qui ont séparé chimiquement le fer des silicates et ont accéléré sa concentration au centre de la planète pour y former un noyau d'éléments sidérophiles, plus riche en éléments chalcophiles que le noyau terrestre ; l'étude des isotopes radiogéniques des météorites de Mars, et notamment du système 182Hf/182W, a ainsi révélé que le noyau de Mars se serait formé en à peine 30 millions d'années, contre plus de 50 millions d'années pour la Terre. Ce taux d'éléments légers expliquerait à la fois pourquoi le noyau de Mars est encore liquide, et pourquoi les épanchements de lave les plus anciens identifiés à la surface de la planète semblent avoir été particulièrement fluides, jusqu'à s'écouler sur près d'un millier de kilomètres autour d'Alba Patera par exemple.

    La nature des planétésimaux qui ont conduit à la formation de la planète a déterminé la nature de l'atmosphère primordiale de Mars, par dégazage progressif des matériaux en fusion dans la masse de la planète en cours de différenciation. En l'état actuel des connaissance, cette atmosphère devait être essentiellement constituée de vapeur d'eau H2O ainsi que de dioxyde de carbone CO2, d'azote N2, de dioxyde de soufre SO2, et peut-être d'assez grandes quantités de méthane CH4.
    Au début de son existence, Mars a certainement dû perdre, plus rapidement que la Terre, une fraction importante de la chaleur issue de l'énergie cinétique des planétésimaux qui se sont écrasés les uns sur les autres pour conduire à sa formation : sa masse est en effet 10 fois moindre que celle de la Terre, alors que sa surface est seulement 3,5 fois plus réduite, ce qui signifie que le rapport surface/masse de la planète rouge est près de trois fois plus élevé que celui de notre planète. Une croûte a donc certainement dû se solidifier à sa surface en une centaine de millions d'années, et il est possible que la dichotomie crustale observée aujourd'hui entre les hémisphères nord et sud remonte aux quelques centaines de millions d'années qui ont suivi la formation de la planète.

    Une fois suffisamment refroidie, il y a environ 4,5 à 4,4 milliards d'années, la surface solide de la planète dut recevoir en pluie la vapeur d'eau atmosphérique condensée, qui réagit avec le fer contenu dans les minéraux chauffés pour l'oxyder en libérant de l'hydrogène H2, lequel, trop léger pour s'accumuler dans l'atmosphère, s'échappa dans l'espace. Ceci aurait conduit à une atmosphère primitive où ne subsistèrent plus que le CO2, le N2 et le SO2 comme constituants majoritaires de l'atmosphère martienne primitive, avec une pression atmosphérique totale alors plusieurs centaines de fois supérieure à ce qu'elle est aujourd'hui ; la pression standard actuelle au niveau de référence martien est, par définition, de 610 Pa.

    Champ magnétique global et climat tempéré humide

    Environnement martien au Noachien
    Pendant l'époque géologique appelée Noachien qui prit fin il y a environ 3,7 à 3,5 milliards d'années, Mars semble avoir offert des conditions très différentes de celles d'aujourd'hui et assez similaires à celles de la Terre à cette époque, avec un champ magnétique global protégeant une atmosphère épaisse et peut-être tempérée permettant l'existence d'une hydrosphère centrée autour d'un océan boréal occupant l'actuelle étendue de Vastitas Borealis.
    L'existence passée d'un champ magnétique global autour de Mars a été découverte à travers l'observation, réalisée dès 1998 par Mars Global Surveyor, d'un paléomagnétisme au-dessus des terrains les plus anciens de l'hémisphère sud, notamment dans la région de Terra Cimmeria et Terra Sirenum. La magnétosphère générée par ce champ magnétique global devait agir, comme la magnétosphère terrestre de nos jours, en protégeant l'atmosphère de Mars de l'érosion par le vent solaire, qui tend à éjecter dans l'espace les atomes de la haute atmosphère en leur transférant l'énergie nécessaire pour atteindre la vitesse de libération.

    Un effet de serre aurait été à l'œuvre pour tempérer l'atmosphère martienne, qui sinon aurait été plus froide qu'aujourd'hui en raison du plus faible rayonnement émis par le Soleil, alors encore jeune et en voie de stabilisation. Les simulations montrent qu'une pression partielle de 150 kPa de CO2 aurait permis d'avoir une température moyenne au sol égale à celle d'aujourd'hui, soit 210 K (un peu moins de -60 °C). Un renforcement de cet effet de serre au-delà de cette température aurait pu provenir de plusieurs facteurs complémentaires :
    • la condensation du CO2 en nuages réfléchissants dans le domaine de l'infrarouge aurait contribué à renvoyer au sol le rayonnement thermique qu'il émet, de façon encore plus efficace que ne le font les nuages terrestres, constitués d'eau,
    • la présence en haute altitude de SO2 très absorbant dans de domaine de l'ultraviolet aurait contribué à réchauffer la haute atmosphère, comme le fait la couche d'ozone sur Terre par un mécanisme similaire,
    • le rôle de l'eau et du méthane (le CH4 génère un effet de serre vingt fois plus puissant que celui du CO2) n'est peut-être pas non plus à négliger.
    Indices d'une hydrosphère martienne au Noachien
    Nous savons que l'eau liquide était alors abondante sur Mars car l'étude minéralogique de la surface de la planète a révélé la présence significative de phyllosilicates dans les terrains remontant à cette époque. Or les phyllosilicates sont de bons indicateurs de l'altération de roches ignées en milieu humide. L'abondance de ces minéraux dans les sols antérieurs à environ 4,2 milliards d'années a conduit l'équipe de planétologues de l'ESA responsable de l'instrument OMEGA et dirigée par Jean-Pierre Bibring à proposer la dénomination de Phyllosien pour l'éon stratigraphique correspondant : c'est l'époque semble-t-il la plus humide qu'ait connu la planète Mars.

    Des études plus fines réalisées in situ par les deux Mars Exploration Rovers, Spirit et Opportunity, respectivement dans le cratère Gusev, au sud d'Apollinaris Patera, et sur Meridiani Planum, suggèrent même l'existence passée d'une hydrosphère suffisamment importante pour avoir pu homogénéiser le taux de phosphore des minéraux analysés sur ces deux sites situés de part et d'autre de la planète. Une approche différente, fondée sur la cartographie de l'abondance du thorium, du potassium et du chlore à la surface de Mars par le spectromètre gamma (GRS) de la sonde Mars Odyssey, aboutit au même résultat.

    Par ailleurs, l'étude détaillée des traces laissées dans le paysage martien par de supposés cours d'eau et étendues liquides a conduit à proposer l'existence d'un véritable océan couvrant près du tiers de la surface de la planète au niveau de l'actuel Vastitas Borealis. Dans un article de 1991 devenu classique, Baker et al. allaient jusqu'à identifier certaines structures aux traces d'un ancien rivage. Les lignes côtières ainsi identifiées se trouvaient de surcroît correspondre aux courbes d'altitude constante corrigées des déformations ultérieures déduites du volcanisme et d'estimations quant au changement d'axe de rotation de la planète. Ces projections, parfois assez hardies, n'ont cependant pas convaincu tout le monde, et d'autres théories ont également été proposées pour rendre compte de ces observations, notamment en se fondant sur la possible origine volcanique des structures ainsi interprétées.

    L'idée d'un océan boréal au cœur d'une hydrosphère étendue demeure néanmoins toujours aussi séduisante, et de nombreuses équipes travaillent à analyser, avec des outils toujours plus performants, les données topographiques continuellement enrichies des informations recueillies par les sondes actuellement en fonctionnement autour de Mars, dans l'espoir d'établir la distribution géographiques de l'hydrosphère martienne au noachien.
    Dans le même ordre d'idées, l'existence du lac Eridania au cœur des hautes terres de Terra Cimmeria a été suggérée pour expliquer notamment la genèse de Ma'adim Vallis à partir de l'observation de certaines formations topographiques interprétées comme d'anciens rivages fossilisés.

    Éventualité d'une abiogenèse au Noachien
    Les conditions martiennes du Noachien auraient peut-être pu permettre l'émergence de formes de vie sur Mars comme cela s'est passé sur Terre : outre la présence d'eau liquide et l'effet de serre qui aurait pu maintenir une température suffisamment élevée, l'abondance des argiles permet d'envisager des scénarios d'apparition de la vie élaborés dans le cadre de certaines des (nombreuses) théories d'abiogenèse, tandis que d'autres théories (par exemple celle conçue à la fin du XXe siècle par Günter Wächtershäuser) envisagent l'abiogenèse terrestre dans des sources hydrothermales riches en sulfure de fer(II) FeS, un environnement également susceptible d'avoir existé sur Mars au Noachien. Ces conditions seraient cependant rapidement devenues nettement moins favorables à l'éon suivant, l'Hespérien, qui aurait débuté au plus tard il y a 3,5 milliards d'années : dominé par la chimie du soufre, il s'est certainement traduit par un abaissement significatif du pH de l'eau martienne sous l'effet de pluies d'acide sulfurique H2SO4, qui auraient eu accessoirement pour conséquence de permettre l'existence d'eau liquide à des températures sensiblement inférieures à 0 °C.

    Or les plus anciennes traces de « vie » détectées sur notre planète ne remontent pas au-delà de 3,85 milliards d'années pour la plus reculée de toutes les dates publiées (autour de la limite conventionnelle entre l'Hadéen et l'Archéen), soit 700 millions d'années après la formation de la Terre, c'est-à-dire presque autant que la durée totale du premier éon martien dans l'hypothèse la plus favorable, comme le rappelle la chronologie ci-dessous des éons terrestres comparée à l'échelle de Hartmann standard et à l'échelle de Hartmann & Neukum :

    [​IMG]
    Dans ces conditions, si un processus d'abiogenèse avait pu aboutir sur Mars au Noachien, il aurait conduit à des formes de vie qui auraient eu très peu de temps pour évoluer avant les bouleversements de l'Hespérien, à une époque — autour de 4 à 3,8 milliards d'années avant le présent — marquée par les impacts d'astéroïdes du grand bombardement tardif.
    À titre de comparaison, la photosynthèse ne serait pas apparue sur Terre avant 3 milliards d'années, voire seulement 2,8 milliards d'années, tandis que les plus anciennes cellules eucaryotes ne remonteraient pas au-delà de 2,1 milliards d'années, et la reproduction sexuée ne daterait pas de plus de 1,2 milliards d'années.

    Premiers épanchements volcaniques et grand bombardement tardif

    Alors que le Phyllosien semble avoir été plutôt dépourvu d'activité volcanique, l'analyse détaillée des données recueillies par l'instrument OMEGA de Mars Express, conçu pour l'analyse minéralogique de la surface martienne, a conduit à identifier, à la fin de cet éon, une période de transition, s'étendant d'environ 4,2 à 4,0 milliards d'années avant le présent, marquée par l'apparition d'une activité volcanique significative alors que la planète connaissait vraisemblablement encore des conditions tempérées et humides sous une atmosphère plutôt épaisse.
    De surcroît, l'exploration par des sondes de la surface des planètes telluriques — à commencer par la Lune — à la fin du XXe siècle a conduit à postuler un épisode dit de «grand bombardement tardif» (appelé Late Heavy Bombardment par les Anglo-saxons) s'étendant sur une période datée approximativement de 4,0 à 3,8 milliards d'années avant le présent, à plus ou moins 50 millions d'années près. C'est au cours de cet épisode que se seraient formés les grands bassins d'impact aujourd'hui visibles sur Mars, tels qu'Hellas, Argyre ou encore Utopia.

    Survenu à la fois sur Terre et sur Mars, ce cataclysme serait peut-être également à l'origine de la différence de concentration en oxyde de fer (plus du simple au double) observée entre le manteau de la Terre et celui de Mars. Les impacts cosmiques auraient en effet liquéfié le manteau terrestre sur peut-être 1 200 à 2 000 km d'épaisseur, portant la température de ce matériau jusqu'à 3 200 °C, température suffisante pour réduire le FeO en fer et en oxygène. Le noyau terrestre aurait ainsi connu un apport supplémentaire en fer issu de la réduction du manteau à l'issue de ce bombardement météoritique, ce qui expliquerait la teneur pondérale résiduelle d'environ 8 % de FeO dans le manteau terrestre. Sur Mars, au contraire, la température du manteau fondu n'aurait jamais dépassé 2 200 °C, température insuffisante pour réduire l'oxyde de fer(II) et laissant donc inchangée la teneur en FeO du manteau martien à environ 18 %. Cela expliquerait pourquoi Mars est aujourd'hui extérieurement plus de deux fois plus riche en oxydes de fer que la Terre alors que ces deux planètes sont supposées avoir été originellement similaires.

    À l'issue de ces impacts géants, les conditions à la surface de la planète ont vraisemblablement été sensiblement altérées. En premier lieu, Mars aurait perdu une fraction importante de son atmosphère, dispersée dans l'espace sous l'effet de ces collisions. Le climat général de la planète aurait été bouleversé par les poussières et les gaz injectés dans l'atmosphère lors de ces collisions, ainsi que par un possible changement d'obliquité lors de tels impacts. Mais il est également possible que l'énergie cinétique des impacteurs, en injectant de l'énergie thermique dans le manteau martien, ait modifié le gradient thermique dont on suppose qu'il entretient, dans le noyau planétaire, les mouvements de convection à l'origine de l'effet dynamo générant le champ magnétique global, ce qui aurait fait disparaître la magnétosphère martienne dès la fin du Noachien.

    Formation des grandes structures volcaniques martiennes

    Les impacts à l'origine des grands bassins martiens ont peut-être initié le plus grand épisode volcanique de l'histoire de la planète, définissant l'époque qu'on appelle l'Hespérien. Celle-ci est caractérisée, d'un point de vue pétrologique, par l'abondance des minéraux contenant du soufre, et notamment de sulfates hydratés tels que la kiesérite MgSO4·H2O et le gypse CaSO4·2H2O.
    Les principales formations volcaniques martiennes seraient apparues à l'Hespérien, peut-être même, pour certaines, dès la fin du Noachien ; c'est notamment le cas des plaines de laves telles que Malea Planum, Hesperia Planum et Syrtis Major Planum. Alba Mons aurait peut-être également commencé son activité à ce moment, à la suite de l'impact à l'origine du bassin d'Hellas Planitia situé aux antipodes. Le renflement de Tharsis et les volcans d'Elysium Planitia, en revanche, remonteraient au milieu de l'Hespérien, aux alentours de 3,5 milliards d'années avant le présent, date qui correspondrait à la période d'activité volcanique maximum sur la planète rouge ; Alba Mons aurait ainsi connu sa plus grande activité dans la seconde moitié de l'Hespérien jusqu'au début de l'Amazonien.

    Ce volcanisme aurait libéré dans l'atmosphère de Mars de grandes quantités de dioxyde de soufre SO2 qui, en réagissant avec l'eau dans les nuages, aurait formé du trioxyde de soufre SO3 donnant, en solution dans l'eau, de l'acide sulfurique H2SO4. Cette réaction aurait sans doute été favorisée sur Mars par la photolyse à haute altitude des molécules d'eau, sous l'action du rayonnement ultraviolet du Soleil, qui libère notamment des radiaux hydroxyle HO• et produit du peroxyde d'hydrogène H2O2, un oxydant. La comparaison avec l'atmosphère de Vénus, qui possède des nuages d'acide sulfurique dans une atmosphère de dioxyde de carbone, souligne également le rôle de la dissociation photochimique du dioxyde de carbone par les ultraviolets de moins de 169 nm pour initier l'oxydation du dioxyde de soufre :

    CO2 + hνCO + O
    SO2 + OSO3
    SO3 + H2OH2SO4

    L'eau martienne aurait donc été chargée d'acide sulfurique à l'Hespérien, ce qui aurait à la fois pour conséquence d'abaisser sensiblement son point de congélation — l'eutectique du mélange H2SO4·2H2O – H2SO4·3H2O gèle ainsi un peu en dessous de -20 °C, et celui du mélange H2SO4·6,5H2O – H2O gèle autour de 210 K, température légèrement inférieure à -60 °C, qui est la température moyenne actuelle sur Mars — et de conduire à la formation de sulfates plutôt que de carbonates. Ainsi s'expliquerait pourquoi, alors que Mars possédait a priori une atmosphère de CO2 et de grandes étendues d'eau liquide, on n'y trouve quasiment pas de carbonates, alors que les sulfates semblent, au contraire, particulièrement abondants : la formations des carbonates est inhibée par l'acidité — que la présence de sulfates laisse supposer (la sidérite FeCO3, a priori le carbonate le moins soluble, ne précipite qu'à pH > 5) — et la libération continue de SO2 par l'activité volcanique à l'Hespérien aurait déplacé le CO2 des carbonates qui auraient pu s'être formés au Noachien pour les remplacer par des sulfates, comme cela se produit par exemple à pH faible avec le magnésium :

    MgCO3 + H2SO4MgSO4 + H2O + CO2

    La chronostratigraphie minéralogique proposée par l'équipe de planétologues responsable de l'instrument OMEGA de la sonde Mars Express fait correspondre, à l'Hespérien, l'éon stratigraphique appelé «Theiikien», terme forgé via l'anglais à partir du grec ancien τ θεΐον signifiant «soufre» — la racine exacte serait plutôt l'adjectif *θειικον dans le sens de «sulfurique». Cet éon serait cependant daté de 4,0 à 3,6 milliards d'années avant le présent, c'est-à-dire avec un décalage de 300 à 400 millions d'années vers le passé par rapport à l'échelle de Hartmann & Neukum.

    Ralentissement du volcanisme et dessiccation de l'atmosphère

    Une fois passé l'épisode volcanique majeur de l'Hespérien, Mars aurait progressivement vu son activité interne se réduire jusqu'à nos jours, où elle semble être devenue imperceptible, voire peut-être nulle. En effet, plusieurs épisodes volcaniques, d'intensité décroissante, auraient eu lieu au cours de l'Amazonien, notamment au niveau d'Olympus Mons, et certaines éruptions se seraient même produites il y a seulement 2 millions d'années, mais cette activité demeure épisodique et, en tout état de cause, insignifiante comparée par exemple au volcanisme existant actuellement sur Terre.

    Parallèlement, l'atmosphère de Mars aurait subi une érosion continue depuis le début de l'Hespérien sous l'effet du vent solaire à la suite de la disparition de la magnétosphère, sans doute dès la fin du Noachien. Une telle érosion, même modérée, mais continue sur plusieurs milliards d'années, aurait sans difficulté dispersé dans l'espace l'essentiel de ce qu'il restait d'enveloppe gazeuse à la surface de Mars après le grand bombardement tardif. Il s'en est suivi la disparition progressive de l'effet de serre dû au CO2 martien, d'où la baisse continue de la température et de la pression atmosphérique de la planète à partir de l'Hespérien et tout au long de l'Amazonien.

    La présence d'eau liquide sur Mars a donc progressivement cessé d'être continue pour ne plus être qu'éparse et épisodique. Les conditions martiennes actuelles permettent en effet l'existence d'eau liquide dans les régions les plus basses de la planète dans la mesure où cette eau est chargée de chlorures et/ou d'acide sulfurique, ce qui semble précisément être le cas sur Mars compte tenu du résultat des analyses effectuées in situ par les sondes qui ont étudié chimiquement le sol de la planète rouge. Des précipitations significatives semblent également avoir eu lieu jusqu'au milieu de l'Amazonien, à en juger par les arêtes sinueuses identifiées par exemple à l'est d'Aeolis Mensae.

    Mais, au cours de l'Hespérien et de l'Amazonien, les conditions martiennes globales sont passées d'une atmosphère épaisse, humide et tempérée à une atmosphère ténue, aride et froide.
    Ces conditions particulières, exposant, pendant des milliards d'années, les minéraux de la surface martienne à une atmosphère sèche chargée d'ions oxydants, ont favorisé l'oxydation anhydre du fer sous forme d'oxyde de fer(III) Fe2O3 (hématite) amorphe, à l'origine de la couleur rouille caractéristique de la planète. Cette oxydation demeure néanmoins limitée à la surface, les matériaux situés immédiatement en dessous étant la plupart du temps demeurés dans leur état antérieur, avec une couleur plus sombre. Cette prédominance des oxydes ferriques est à l'origine du terme sidérikien désignant l'éon stratigraphique correspondant, forgé par les planétologues responsables de l'instrument OMEGA de la sonde Mars Express à l'ESA, à partir du grec ancien σίδηρος signifiant «fer» — la racine exacte serait plutôt l'adjectif *σιδηρικος dans le sens de «ferrique» — et qui débuterait dès 3,6 milliards d'années avant le présent.

    La transition entre Hespérien et Amazonien aurait en fait été assez progressive, ce qui explique l'extrême variabilité des dates définissant la limite entre ces deux époques : 3,2 milliards d'années avant le présent selon l'échelle de Hartmann & Neukum, mais seulement 1,8 milliards d'années selon l'échelle standard de Hartmann.


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