Le mont Olympe

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 Mars

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Tudormint
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MessageSujet: Mars   Jeu 17 Jan - 7:03






Mars est la quatrième planète du système solaire et la deuxième plus petite après Mercure. Elle fait partie des planètes telluriques. Elle est nommée d’après le dieu romain de la guerre Mars. En raison de son apparence rouge, Mars est aussi appelée la « Planète rouge ».

Plusieurs missions d’observations puis d’explorations depuis les années 1960 permettent de mieux connaître les caractéristiques de Mars : sa géographie, son atmosphère, etc.

Mars possède deux satellites naturels : Déimos et Phobos nommés d’après la mythologie grecque où Phobos (la peur) et Déimos (la terreur) sont les enfants d’Arès.

Mars peut être observée à l’œil nu, c’est le quatrième objet le plus visible depuis la Terre avec une magnitude apparente maximale de -2,91 après le Soleil (-26,73), la Lune (-12.74) et Vénus (-4.6).

La Planète rouge a aussi inspiré un grand nombre d’auteurs de science fiction. Certains aspects de ces fictions ont été inspirés par les observations télescopiques, antérieures aux visites par des sondes, qui laissaient supposer l’existence de mers et de canaux.





Caractéristiques physiques:

Mars est connue comme la Planète rouge, son aspect rougeâtre étant dû à l’oxyde de fer Ⅲ Fe2O3 (couramment nommé hématite) contenu dans les minéraux de sa surface.

Le relief de Mars est très accentué, on y trouve la plus haute montagne du système solaire (le volcan Olympus Mons) et le plus grand canyon (Valles Marineris).

Mars est entourée d’une mince atmosphère principalement constituée de dioxyde de carbone et dispose également d'une hydrosphère active : de l’eau a coulé sur Mars et des écoulements ont été observés en 2006.

Mars possède deux satellites naturels de petite taille et de forme irrégulière, Phobos et Déimos, lesquels sont probablement des astéroïdes capturés.



Comparaison des planètes telluriques:

Mars ne possède que la moitié du rayon de la Terre et donc le quart de la surface terrestre. Cependant, en l’absence d’océan, la surface des terres sèches accessibles de Mars est approximativement égale à celle des terres émergées de la Terre. Elle possède seulement un dixième de la masse terrestre, la gravité y est environ du tiers de la gravité terrestre.




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MessageSujet: Re: Mars   Jeu 17 Jan - 9:38

Géographie:

L’aréographie (c’est-à-dire la géographie martienne) s’occupe principalement de géographie physique, de la répartition des reliefs et de leur cartographie.

Depuis 1999, un niveau 0 pour les altitudes a été défini sur Mars grâce aux résultats de l’expérience d’altimétrie laser MOLA embarquée sur la sonde Mars Global Surveyor (MGS). Une cartographie complète des altitudes sur Mars a ainsi été réalisée et le niveau 0 a alors pu être fixé à l’altitude moyenne du relief martien située, à 3 393 kilomètres du centre de la planète. Avant MGS, en l’absence de niveau de la mer, le niveau 0 pour les altitudes avait été fixé de façon arbitraire : c’était l’altitude ayant une pression atmosphérique moyenne de 615 pascals (pression du point triple de l’eau, à 273,16 K). Mais, du fait des grandes variations cycliques de pression sur la planète au cours d’une année martienne (jusqu’à 30 % de pression en moins lorsque c’est l’hiver au pôle Sud par condensation du dioxyde de carbone – constituant 95 % de l’atmosphère – sous forme de glace sur la calotte polaire Sud), ce système s’est révélé peu pratique pour déterminer les altitudes réelles.

Il existe un fort contraste entre l’hémisphère Nord, dont la plus grande partie est en dessous du niveau moyen du sol hormis un vaste plateau très élevé nommé dôme de Tharsis, et l’hémisphère Sud, dont au contraire le niveau est plus élevé que la moyenne hormis Hellas et Argyre planitiae.


Cartographie



Grâce aux missions d’exploration, la cartographie de Mars est désormais assez bien connue. Elle est caractérisée par des reliefs imposants qui témoignent d’une activité volcanique et de la présence ancienne d’eau.

Tous les noms de relief proviennent du latin, en référence à la carte de l’astronome italien Giovanni Schiaparelli. La nomenclature est fixée par l’union astronomique internationale.

Géologie

La surface de Mars est principalement composée de basalte, cette conclusion étant basée sur les météorites martiennes et les observations orbitales. La couleur rouge est due à la présence de poussières d’oxyde de fer aussi fine que du talc.

De l’eau liquide a existé sur la surface de Mars comme les premières images des sondes spatiales permettaient de le supposer. Cette découverte clef a été confirmée par la sonde Opportunity grâce à la détection d’hématite qui est un minéral qui se forme d’habitude uniquement en présence d’eau.

Avant de pouvoir l’observer de près avec des télescopes puissants, on a longtemps pensé que Mars était une planète propice à la vie car on croyait voir des canyons sur la surface (preuve de la présence d’eau) et on interprétait les zones sombres de sa surface comme de la végétation.



Volcanisme

Mars compte plusieurs volcans dont Olympus Mons, Arsia Mons, Ascraeus Mons, Pavonis Mons, Elysium Mons, Albor Tholus, Hecates Tholus, etc. Olympus Mons (mont Olympe), haut de 21 kilomètres au-dessus du niveau moyen, est la plus haute montagne connue du système solaire.
Ces volcans semblent aujourd’hui inactifs mais des écoulements de quelques millions d’années (récent à l’échelle des temps géologiques) ont été observés sur Olympus Mons en 2004 par la sonde Mars Express des flots de lave datant de moins de deux millions d’années.

Érosion

On a observé de larges et profonds canyons (spécialement Valles Marineris) résultant de l’activité tectonique de Mars. En 2005, la sonde spatiale Mars Global Surveyor a détecté des modifications à la surface de Mars qui n’étaient pas présentes en 2002 comme l’apparition de rigoles et des traces de roulement de rochers le long d’une colline . Ces changements pourraient être dus à des vents violents ou un « tremblement de Mars » (Marsquake) selon Michael C. Malin. De plus la modification de dépôts de dioxyde de carbone gelé près du pôle Sud est le signe d’un changement de température dans un laps de temps assez court. Mars pourrait finalement être bien plus active géologiquement et peut-être climatiquement que l’on ne le pensait jusque là.

Enfin, plusieurs indices, comme des dépôts sédimentaires, des traces de rivages et des cours d’eau asséchés, indiquent qu’il y aurait eu sur Mars une grande quantité d’eau et une activité hydrologique intense. Cependant, on ignore ce qu’est devenue cette eau.

Calottes polaires



Les calottes polaires de Mars sont de compositions différentes en fonction des hémisphères. Au sud, la glace est une glace de CO2 et d’un peu d’eau tandis qu’au nord, c’est une glace d’eau. La calotte du pôle Nord a un rayon de 1 100 kilomètres, celle du pôle sud de 420 kilomètres. Durant l’hiver, l’atmosphère de CO2 se condense et recouvre la majeure partie des régions polaires d’une couche de glace de CO2 d’une dizaine de centimètres.

Sous ces couches de glace, on trouve des couches sédimentaires composées de glace et de poussière. Épaisses de plusieurs kilomètres, elles sont l’accumulation année après année d’un mélange de glace et de poussières transportées par l’atmosphère. On estime qu’une épaisseur de quelques microns est déposée chaque année.

Au pôle Nord, sous ces fines strates, on observe une dernière épaisseur faite d’un mélange de sable et de glace. On peut l’observer le long de la limite de la calotte en certains endroits par les photos de THEMIS, caméra embarquée dans la sonde Mars Odyssey. Cette couche se serait vraisemblablement déposée quand les calottes polaires étaient absentes, pendant une période où le climat était plus chaud. Elle proviendrait d’un transport de sable par le vent jusqu’au pôle, où celui-ci aurait été figé avec du CO2. Cette couche est probablement à l’origine, par l’érosion due au vent, des champs de dunes observés autour du pôle.

Champ magnétique



Le champ magnétique de Mars est encore assez mal connu. Mars ne possède aucun champ magnétique planétaire. Il existe cependant des particularités magnétiques locales observées par la sonde européenne Mars Global Surveyor en passant au-dessus des zones les plus anciennes de la planète. Ces anomalies peuvent être le témoignage d’une ancienne activité du noyau et d’une activité tectonique plus récente.

Ce type de champ est supposé prendre naissance au cœur de la planète, par la convection du noyau liquide de fer. Il semblerait que sur Mars ce phénomène se soit arrêté il y a quatre milliards d’années.

Des aurores peuvent se produire près d’anomalies magnétiques de la croûte martienne. Selon toute vraisemblance, elles ne peuvent pas être perçues par l’œil humain, car elles se produisent principalement dans l’ultraviolet.





Atmosphère

Température

Bien que l’atmosphère soit composée de 95 % de CO2, l’effet de serre induit n'est que de 3 kelvin (contre 33 kelvin pour la Terre) ceci en raison de la faible densité atmosphérique. De plus, la faible inertie de stockage de la chaleur (notamment due à l’absence d’océan) induisent de fortes variations entre le jour et la nuit : de 184 K à 242 K soit de -89 à -31 °C sur le site de Viking 1 (Chryse Planitia).

L’atmosphère contient très peu d’ozone. On ne trouve donc pas de stratosphère. Le profil de température en fonction de l’altitude est alors décroissant (et très irrégulier) jusque vers cent kilomètres où commence la thermosphère directement chauffée par le soleil.

Pression

L’atmosphère de Mars est très mince : la pression atmosphérique est de seulement 6,36 millibars au rayon moyen comparativement à une moyenne de 1 013 millibars sur la Terre. La condensation alternée de CO2 fait varier
jusqu’à 30 % la pression. Selon la saison, la pression varie donc entre
4,0 et 8,7 millibars.

Composition

Cette atmosphère est composée de 95 % de dioxyde de carbone, 2,7 % d’azote, 1,6 % d’argon, de trace de vapeur d’eau (entre 0,001 % et 1 %), et d’oxygène (0,13 %).

Début 2004, le spectromètre infrarouge PFS de la sonde européenne Mars Express a détecté de faibles concentrations (10 parties par milliard) de méthane dans l’atmosphère martienne. LE FPS a aussi trouvé des traces de formaldéhyde. Or le méthane et le formaldéhyde sont instables dans l'atmosphère, ce qui signifie qu'il existe une source sur Mars. Cette source pourrait être biologique .

On peut trouver quelques nuages d’eau et de CO2 ainsi que des poussières en suspension.

La faible épaisseur optique dans le visible laisse largement les rayons solaires atteindre le sol.

Ciel martien



Du fait des variations de l’atmosphère, le ciel varie lui aussi. Normalement bleue très pâle, la couleur du ciel s’assombrit lors de l’augmentation de poussière (plutôt rouge) dans l’atmosphère et peut virer au rose orange. À l’inverse, après une longue période sans poussières, le ciel devient bleu. Le ciel est plus clair à l’horizon et foncé au zénith. La couleur dépend aussi de l’altitude, l’atmosphère étant plus épaisse à Hellas Planitia qu’au sommet d’Olympus Mons. Selon les saisons, la réflectivité de la lumière solaire augmente et diminue de manière cyclique.

Perte de l’atmosphère

Plusieurs hypothèses mettent en avant de possibles pertes :

* les collisions avec les astéroïdes étant fréquentes au début de l’histoire de la Planète rouge, elles peuvent être un début d’explication ;

* la réaction du CO2 avec l’eau pour former des carbonates (hypothèse), non recyclés contrairement à la Terre où la tectonique joue ce rôle ;

* la gravité martienne est suffisante pour retenir le CO2 et l’eau dans l’atmosphère. Mais sous l’action du vent solaire, les molécules qui ne sont pas protégées par la présence d’un champ magnétique (contrairement à la Terre) peuvent récupérer assez d’énergie pour atteindre la vitesse de libération.

Pour un certain nombre de scientifiques, la disparition de l’atmosphère martienne et la disparition d’eau liquide sont liées. Pour exister sous forme liquide à la température actuelle de la planète, l’eau aurait besoin d’une pression plus importante au sol. Ne pouvant que rester sous forme de gaz dans la grande majorité des conditions martiennes, l’eau peut alors s’échapper vers l’espace par les hypothèses précédentes.

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MessageSujet: Re: Mars   Jeu 17 Jan - 9:38

Climat



Le climat martien est globalement de type glaciaire. La température maximale (20°C) et la faible pression atmosphérique ne permettent pas la présence d’eau liquide en surface. Voir aussi Hydrosphère.

L’excentricité orbitale de Mars est de 0,09341233, la distance Mars-Soleil varie donc entre un maximum (aphélie) : 249,228 millions de kilomètres et un minimum (périhélie) : 206,644 millions de kilomètres. Cela a pour effet d’imposer des climats différents aux deux hémisphères. L’été austral est par exemple plus court et plus marqué que le boréal.

Au printemps austral, quand Mars est au plus près du Soleil, des tempêtes locales et parfois régionales apparaissent. Certaines années, ces tempêtes sont planétaires et durent plusieurs mois. La surface est alors quasiment invisible. Le temps de déclenchement de ces tempêtes est de l’ordre de quelques jours.

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. La complexité des réflexions de la lumière solaire et la diffusion de la chaleur ainsi que sa répartition font que les pôles peuvent être plus chauds que les zones équatoriales.

L’inclinaison de l'axe de Mars est de 25,2°, proche des 23,45° de celui de la Terre, et Mars connaît donc des saisons opposées dans les hémisphères Nord et Sud. En revanche, l’excentricité orbitale de Mars est nettement plus grande que celle de la Terre (0,093 contre 0,016) ; par conséquent, les saisons ont des durées plus inégales.

Les hivers sont donc chauds 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.

La variation de l’inclinaison de la planète, l’obliquité 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.

Hydrosphère

Plusieurs indices, comme des dépôts sédimentaires, des traces de rivages et des cours d’eau asséchés, indiquent qu’il y aurait eu sur Mars une grande quantité d’eau et une activité hydrologique intense.

La sonde Mariner 9 a découvert en 1972 des lits de rivières asséchés dans l’hémisphère Sud, âgés d’environ 3,8 milliards d’années. On ne trouve aucune trace plus récente de ce type de réseaux hydrographiques.
Contrairement à la Terre, cette eau ne serait pas pour la majorité issue de pluie mais de sources souterraines, chauffées par le magma d’un volcan ou à la suite d’un impact de météorite. Néanmoins, il est possible qu’une période de pluie ait existé à une époque encore plus ancienne.

Des lacs ont pu localement exister dans des cratères.

L’hypothèse d’un océan recouvrant l’hémisphère Nord (zone à l’altitude la plus basse) et d’une hauteur de 500 mètres est de même débattue. Certains indices vont dans ce sens mais certaines preuves essentielles sont encore manquantes (présence de carbonates issus de la réaction entre le CO2 et l’eau).

Aujourd’hui, la plupart des scientifiques pensent qu’il n’y a pas de traces d’eau liquide à proprement parler. La glace y passe généralement de l’état solide à l’état gazeux par sublimation. On ignore néanmoins ce qu’est devenue la majeure partie de cette eau. Il pourrait y en avoir enfouie dans le sol ou sous la glace et une partie pourrait s’être échappée vers l’espace (voir Perte de l’atmosphère).

Cependant, Michael Malin et Kenneth Edgett (et co-auteurs), chercheurs de la Nasa, ont annoncé en décembre 2006 avoir désormais la preuve d’écoulements granulaires épisodiques actifs. L’analyse d’image haute résolution MOC prises par la sonde Mars Global Surveyor a révélé la présence de nouvelles ravines (gullies) dont la mise en place pourrait être liée à des écoulements de boue,.

En revanche, il pourrait exister aujourd’hui sur cette planète du pergélisol, voire du mollisol. Il est donc possible qu’il y existe encore des traces de vie. Plusieurs sondes spatiales ont été envoyées sur cette planète dans ce but, notamment les sondes Vikings, Mars Express et son module Beagle 2 ainsi que les robots Mars Exploration Rover 1 et 2. L’hypothèse martienne de
l’origine de la bactérie polyextrémophile Deinococcus radiodurans est également envisagée.

Par ailleurs, la sonde Mars Global Surveyor aurait trouvé des formes sur Mars faisant penser à de la végétation.
Les avis sont partagés sur ce point mais les images sont facilement consultables sur de nombreux sites.

Astronomie



Terre-Mars

Mars est la planète extérieure la plus proche de la Terre. Le moment où la distance est la plus faible peu avant ou après que Mars soit en opposition. Par exemple, le 27 août 2003 à 09h 51m 14s UT, la distance Terre-Mars est minimale alors que l’opposition à lieu le 28 août 2003 à 17h 58m 49s UT (données IMCCE ).

Depuis la Terre, le diamètre apparent de Mars à l’opposition est au maximum de 26 secondes d’arc, soit environ 70 fois plus petit que celui de la pleine Lune.

Le 27 août 2003, à 9h51 UTC, est atteinte la plus grande proximité depuis près de 60 000 ans entre Mars et la Terre, soit environ 55 758 000 kilomètres et son diamètre apparent de 25.13" . Cet événement a engendré un canular informatique selon laquelle Mars semblerait aussi grosse que la Lune. La dernière occasion d’un si grand rapprochement entre les deux voisines est estimée à 57 617 av. J.-C. Des analyses détaillées du portrait gravitationnel du système solaire permettent de prévoir un rapprochement encore plus étroit pour 2287.

Depuis Mars, la Terre est une planète intérieure, elle est donc visible le matin et le soir. De la même façon que Vénus est visible le matin et le soir depuis la Terre.

Satellites



Satellites naturels

Les deux satellites naturels de Mars, Phobos et Déimos, orbitent près de la planète, à quelques milliers de kilomètres de celle-ci et sont certainement des astéroïdes capturés. Ils sont liés à Mars par les forces de marées et montrent toujours la même face dans sa direction.

Comme Phobos orbite autour de Mars plus rapidement que ne tourne la planète elle-même, les forces de marées font décroître son rayon orbital de manière lente mais constante au rythme de neuf centimètres par an. Dans cinquante millions d'années, Phobos s'écrasera sur la surface martienne. Déimos, en revanche, est assez éloigné pour que son orbite tende plutôt à s'éloigner, cela de manière infiniment lente.

Dans la mythologie grecque, Phobos et Déimos sont les fils du dieu Arès, en grec ancien Φόϐος / Phóbos signifie « peur » et Δεῖμος / Deĩmos « terreur ». Cette dénomination est un jeu de mot sur la polysémie du mot satellite qui peut désigner à la fois un astre (les satellites de la planète) ou bien une personne, un garde du corps (les satellites du dieu).

Satellites artificiels

Les différentes missions martiennes ont mis en place des satellites artificiels. Ils servent de relais pour les télécommunications et cartographient le sol martien.

Cinq satellites artificiels orbitent actuellement autour de Mars dont trois en fonctionnement, c'est plus que toute autre planète (sauf la Terre).

Météore, météorites et astéroïdes

Comme les autres planètes, Mars est touchée par des météores. Certains sont suffisamment grands pour atterrir et devenir des météorites.

2007 WD5 est un astéroïde aréocroiseur de 50 mètres de long découvert le 20 novembre 2007 par Andrea Boattini, du Catalina Sky Survey. Selon le programme de recherche Near Earth Object Program de la NASA, il aurait une chance sur 10 000 de s'écraser sur 10 000 (soit 0,01 %) de s'écraser sur Mars le 30 janvier 2008 .

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