Caractéristiques
de Mars
Préambule
Avant de penser à aller sur Mars, il est déjà essentiel de connaître le mieux possible cette planète étrangère. En effet, une fois la mission démarrée, il n’y a pas de retour en arrière possible. Il est ainsi important de déterminer les critères d’habitabilité.
Histoire
Comme toutes les planètes de notre système solaire, Mars serait née il y a environ 4,6 milliards d’années. Peu après sa création, elle aurait subi un intense bombardement de météorites sur l’hémisphère austral, ce qui expliquerait la présence de ses nombreux cratères. La planète est observée depuis l’antiquité. Son nom vient du dieu romain de la guerre, du fait de sa couleur caractéristique rouge associée au sang.
©Adobestock
Illustration de Mars
Taille
Le diamètre de Mars est à peu près la moitié de celui de la Terre, à savoir un peu moins de 6 800 kilomètres. Son volume est de 163,18×10^9 soit environ 15% de celui de la terre.
Illustration de Mars à côté de la Terre (échelle de distance non-respectée)
Masse
La planète a une masse de 641,85x10^21 kg soit 10 % de celui de la Terre.
Gravité en surface
La gravité en surface en astronomie correspond à l’intensité du champ gravitationnel à la surface d’un objet astrophysique comme une planète ou une étoile. Elle se mesure en m/s². Dans le cadre de la mécanique classique, la gravité en surface, noté “g” est donnée par la formule du champ gravitationnel d’un objet sphérique :
g = GM/R^2 = µ/R^2, où :
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G est la constante de gravitation et vaut G = 6,6738 × 10⁻¹¹ m³.kg⁻¹.s⁻²
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M est la masse en kilogramme de l’objet en question, qui pour Mars vaut 641,85 × 10²¹ kg
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R est son rayon en mètres ; l’objet étant considéré comme à peu près sphérique, il équivaut pour Mars à 3 389 500 mètres.
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µ est le paramètre gravitationnel standard associé à la masse de l’objet.
Ainsi :
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GM = 6,6738 × 10⁻¹¹ × 641,85 × 10²¹ = 4,2435 × 10¹³
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g = µ/R² = 4,2435 × 10¹³ / 3 389 500²
-
g = 3,694 m/s² à 10⁻³
Avec 3,694 m/s² Mars a une gravité environ 63% plus faible que celle de la Terre qui est égale à 9,735 m/s².
La faible gravité de Mars
Vitesse de libération
La vitesse de libération ou vitesse d’évasion correspond en physique à la vitesse minimale que doit atteindre un objet situé au périhélie de sa trajectoire pour échapper définitivement à l’attraction gravitationnelle d’un astre. Elle se calcule avec l’équation suivante :
Ve = √ (2GM / (R+d)) = √ (2µ / (R+d)), où :
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Ve est la vitesse d’évasion en mètres par seconde
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d est la distance de l’objet en mètres à la surface de l’astre en question
Ainsi :
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GM = 4,2435 × 10¹³
-
Ve = √ (2µ /R) = √ (2 × 4,2435 × 10¹³ / 3 389 500)
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= √ (8,4870 × 10¹³ / 3 389 500)
-
= √ (25 039 091) = 5 003 m/s
Pour qu’un objet s'échappe de l’influence gravitationnelle de Mars, il faut qu’il atteigne une vitesse de 5 003 m/s. Pour comparaison, il faut atteindre 11 162 m/s pour qu’un objet s’échappe de la Terre.
Journée et saisons
L’obliquité de Mars, c’est-à-dire l’axe d’inclinaison qui est égal à 24°, et la période de rotation de la planète sont très proches de celle de la Terre. Ces similitudes permettent d’avoir quatre saisons et une durée du jour similaire à celle de notre planète. Un jour martien, appelé “sol” dure en moyenne 24 heures et 37 minutes.
Mars tourne moins vite autour du soleil que notre planète, environ 25 km/s par rapport au 30 km/s de la Terre et a une orbite plus grande. Ceci se répercute sur la durée d’une révolution. Elle est de 668 sols soit 687 jours sur Mars contre 365 sur Terre. Ainsi les saisons sont en moyenne 2 fois plus longues, comme on peut le voir sur ce tableau.
Tableau comparatif de la durée des saisons entre la Terre et Mars
On peut cependant remarquer que les saisons n’ont pas toutes la même durée et dépendent de l’hémisphère. L'excentricité de l’orbite de Mars, c’est-à-dire sa forme, vaut 0,093 contre 0,016 pour la Terre. Son orbite est elliptique comme on peut le voir sur le schéma ci-dessous et varie de 207 millions de kilomètres à la périhélie, c’est-à-dire le point le plus proche du soleil, à 249 millions de kilomètres à l’aphélie, c’est-à-dire le point le plus loin du soleil.
L'orbite elliptique de Mars comparée à celle presque circulaire de la Terre
Ainsi l’hémisphère sud connaît des saisons très marquées avec des hivers longs et très froids et des étés courts et très chauds. A l’inverse, l’hémisphère nord a des hivers courts et doux et des étés longs et frais. Ceci est dû à la position de Mars sur son orbite en fonction de la saison sur l’hémisphère. Par exemple, pour l’hémisphère sud, lorsque c’est l’automne et l'hiver, Mars se situe vers l’aphélie, elle est au plus loin du soleil, ce qui se répercute sur la température, de plus elle avance plus lentement autour du soleil, l’hiver dure donc plus longtemps. Des tempêtes de poussière sont également présentes sur toute la planète vers la fin de l’hiver et au début du printemps.
Cycle des saisons martiennes
Météo
Le ciel martien a une teinte rosée caractéristique. Les grains de poussière flottant dans l’atmosphère en sont responsables. Comme Mars a une très faible gravité et une atmosphère fine, de très violents vents viennent soulever ces grains de poussière, qui du fait de turbulences, restent en suspension dans l’air. Ces poussières très fines peuvent monter jusqu’à 60 kilomètres d’altitude et mettre très longtemps à retomber. Comme expliqué dans la partie "Journée et saison", il peut y avoir des tempêtes de poussière sur Mars. Celles-ci ont lieu vers la fin de l'hiver et au début du printemps. En effet, quand Mars arrive à sa périhélie, le réchauffement de la calotte polaire Sud provoque une sublimation assez rapide du dioxyde de carbone dont elle est constituée. Des courants thermiques se forment alors entre les régions recouvertes de givre et celles qui dégèlent. Ceci à pour effet de donner parfois naissance à de puissantes tempêtes : les poussières de sable sont alors soulevées sur plusieurs milliers de mètres d’altitude et emportées dans toutes les directions par des vents dont la vitesse peut facilement dépasser les 100 km/h.
Vues du télescope Hubble avant et pendant la grande tempête de poussière de l'été 2001
Prise de vue par la caméra du rover Opportunity lors d'une tempête de poussière
Atmosphère
L’atmosphère de Mars est environ 150 fois moins dense que celle de la Terre. Elle est composée majoritairement de CO2. Le dioxyde de carbone est présent à 95 % mais ce chiffre varie lors de l’hiver martien. En effet, lors de l’hiver martien, les pôles ne sont plus éclairés. Cela engendre une chute des températures qui entraîne la condensation de près de 25% du CO2 en glace sèche. Puis lors de l’été martien, le CO2 se sublime laissant derrière lui une trace infime d’eau. Ces variations entraînent des changements importants dans la composition et la pression de l’atmosphère martienne. Les 5 autres pourcents sont composé par de l’argon “Ar” à 1,93%, un gaz rare ainsi que du diazote “N2” à 1,89%. Le dernier pourcent est composé d’une multitude d’autre gaz. La présence d’oxygène est infime, environ 0,145% et encore moins pour l’eau qui est présente à 0,03%. La composition de l’atmosphère est due à un phénomène physique. En effet, on sait que les molécules possèdent une vitesse d’agitation thermique. Or si celle-ci est 10 fois inférieure à la vitesse d’évasion, les molécules restent autour de la planète. Dans le cas contraire, elles s’échappent. Prenons l’eau comme exemple. La vitesse d’agitation thermique des molécules se mesure en m/s et se calcule avec l’équation suivante :
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Vt= √(3kT/m)
Avec :
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Vt la vitesse d’agitation thermique en m/s
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k est une constante qui vaut 1,4 × 10⁻²³ SI pour Système International
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T est la température en Kelvin de la planète
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m est la masse moléculaire en kilogramme
Ainsi pour de l’eau on a :
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Tmars = -53°C = (-53 + 273)K = 220 K
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Vt=√ (3kTmars/m)
-
= √ (3 × 1,40 × 10⁻²³ × 220 / 2.99 × 10⁻)
-
=√ (9,24 × 10⁻²¹ / 2.99 × 10⁻)
-
=√ (309 030)=556 m/s
On sait que si Vt×10 < Ve alors les molécules seront retenues dans l’atmosphère.Or :
-
556 x 10 = 5560 > 5 003
C’est pour cela que les molécules d’eau ne sont pas retenues sur Mars et que seules d’infimes traces y sont présentes. Sur Terre par exemple, la vitesse de l’agitation de l’eau est de 636 m/s, ce qui permet de la retenir dans son atmosphère. Cela est vrai pour tous les autres gaz. On appelle cela la rétention des gaz, comme vous pouvez le voir sur ce schéma. Ici les courbes situées en-dessous de l’astre montrent les gaz qu’il peut retenir.
Diagramme de rétention des gaz en fonction des planètes du système solaire
Mars présente également une fine couche d’ozone. La couche d’ozone désigne la partie de l’atmosphère contenant une quantité relativement importante d’ozone. Due à sa finesse, elle protège cependant peu contre les rayonnements solaires ou cosmiques. Le rayonnement solaire est l’ensemble des ondes électromagnétiques émises par le soleil. Il est composé entre autres par la lumière visible, par les Ultraviolets (UV), par des ondes gamme ou encore des ondes radio. Le rayonnement cosmique, lui, est le flux de noyaux atomiques et de particules de haute énergie qui circulent dans le milieu interstellaire.
Pression atmosphérique
A cause de la fine couche d’atmosphère, la pression atmosphérique est très faible. En effet, la pression moyenne sur Mars est de 0,0063 bar (soit 6 hPa) contre 1,013 bars (1.013 hPa). Pour mieux se représenter le phénomène, il existe la même pression sur Terre à 35 kilomètres d’altitude que sur Mars au niveau du sol.
Températures
L’absence d’une atmosphère conséquente empêche l’effet de serre et évite la rétention de la chaleur. De plus, Mars a un éloignement plus grand par rapport au Soleil que celui de la Terre. Ainsi, Mars reçoit 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. La planète rouge a ainsi une température moyenne de 210 K soit -63°C et en raison de la faible inertie thermique, d’importantes variations peuvent être observées. Viking 1 Lander, un atterrisseur américain, avait relevé des variations de température allant de 130 K soit -145°C à 297 K soit +25°C. On peut observer des amplitudes thermiques de plus de 50°C en un jour entre les phases de jour et de nuit. Du fait de l’excentricité orbitale plus élevée que celle de la Terre, les températures de l’hémisphère sud sont plus élevées de 30°C que celles de l’hémisphère nord en moyenne.
Températures relevées par le rover Spirit au niveau du sol de Mars
Champ magnétique
Mars possédait il y a fort longtemps un champ magnétique qui l’entourait. Mais comme nous le montrent les résultats de la sonde américaine Global Surveyor, qui fût mise en orbite autour de Mars en 1996, la rotation du métal liquide au centre de la planète qui le générait, s'est arrêtée. On observe aujourd’hui plus que des restes du champs magnétique. L’absence de magnétosphère autour de Mars expose directement la planète aux rayons cosmiques et aux protons solaires, à l’origine d’une radioactivité moyenne très supérieure à celle de la Terre.
Géologie
Récemment la sonde américaine Insight s’est posée sur la planète Mars. Elle a pour objectif d’étudier sa structure interne mais évidemment certaines sondes envoyées précédemment avaient déjà récolté des informations sur les caractéristiques géologiques de Mars. Voici donc quelques-unes des informations déjà connues. La couleur rouge de la planète est due à la présence d’oxyde de fer ; la présence de volcans (désormais plus actifs) à la surface de Mars est la source de basalte visible sur de nombreux clichés de la planète. Les similitudes géologiques avec notre planète ne s’arrêtent pas là : on y retrouve du magnésium, du calcium, du fer beaucoup de potassium et de soufre. En revanche, la terre ne semble pas être fertile du fait du manque de carbone. Le sol martien nommé régolite est le « manteau de matière non-consolidée » qui compose la surface de la plupart des corps planétaires sans atmosphère (selon le géologue George P. Merril).
Sol martien composé de régolite
Conclusion
Mars, bien qu’elle présente des similitudes avec la Terre, possède des caractéristiques très hostiles aux formes de vie que nous connaissons actuellement. Cependant, elle reste la meilleure candidate à une mission habitée grâce à ses températures modérées (à la différence de Mercure et Vénus qui possèdent des températures moyennes de plus de 500°C). Par ailleurs, elle présente davantage d’intérêt scientifique. En effet, il se pourrait que dans son passé, son champ magnétique encore existant ait pu retenir une atmosphère plus dense permettant l’existence d’eau liquide et ainsi peut être de vie.