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Mars

Mars (face Valles Marineris)
Mars (face Valles Marineris)

Quatrième planète la plus proche du Soleil, située entre la Terre et Jupiter.

1. Caractéristiques physiques

1.1. Présentation générale de Mars

Mars se situe à une distance moyenne du Soleil d’environ 228 millions de kilomètres. Avec Mercure, Vénus, Saturne et Jupiter, Mars figure parmi les cinq planètes visibles à l'œil nu dans le ciel et, de ce fait, observées depuis l'Antiquité.

Lorsqu’elle est au plus proche de la Terre (55,7 millions de km), la planète Mars est, après Vénus, l’objet le plus brillant du ciel nocturne. Sa couleur rougeâtre caractéristique, qui évoque le sang, lui a valu de recevoir le nom du dieu de la Guerre dans les mythologies grecque (Arès), puis romaine (Mars).

Voisine de la Terre, elle est de toutes les planètes du Système solaire, celle qui offre le plus de ressemblances avec la nôtre (le jour, appelé sol, est d'une durée voisine de 24 h 37 min ; l'inclinaison de l'axe de rotation de 25 ° ; présence de saisons…) et il n'est pas exclu qu'une activité biologique ait pu jadis y apparaître (→ exobiologie). C'est pourquoi elle suscite autant d'intérêt chez les scientifiques et a donné lieu, depuis le début des années 1960, à plus d'une trentaine de missions spatiales, dont une dizaine seulement ont connu un succès.

Caractéristiques physiques et orbitales de Mars

Caractéristiques physiques et orbitales de Mars

demi-grand axe

2,28 × 108 km (1,52 UA)

période de révolution

687 j (1,88 année)

période de rotation

24,6 h (1,03 jour = 1 sol)

vitesse orbitale moyenne

24,08 km/s

satellites connus

Phobos, Déimos

rayon

3 390 km (0,53 Terre)

superficie

1,45 × 108 km2 (0,28 Terre)

volume

1,63 × 1011 km3 (0,15 Terre)

masse

6,41 × 1023 kg (0,11 Terre)

gravité de surface

3,71 m/s2 (0,38 g)

vitesse de libération

5,03 km/s

inclinaison de l’axe de rotation

23,98°

température moyenne de surface

− 63 °C

pression atmosphérique moyenne

6 hPa (0,006 Terre)

1.2. Le relief de Mars

1.2.1. Tectonique, érosion, bombardement

Révélé par diverses sondes spatiales, la plupart américaines, depuis 1965 (Mariner 4), le relief de Mars, extrêmement diversifié, montre des cratères et des bassins d'impact analogues à ceux de Mercure ou de la Lune, des plaines volcaniques, de nombreuses failles, des vallées sinueuses, dans lesquelles ont dû couler autrefois des rivières, des champs de dunes, etc.

On y observe à la fois des indices d'un bombardement météoritique ancien et des preuves d'une activité tectonique, de phénomènes de volcanisme, d'érosion par l'eau, d'usure et de sédimentation à grande échelle par le vent.

1.2.2. Contrastes Nord/Sud

Alors que dans l'hémisphère Nord prédominent des plaines volcaniques très semblables aux « mers » lunaires (→ Lune), l'hémisphère Sud offre un relief beaucoup plus tourmenté, et constitue un haut plateau fortement cratérisé, donc vraisemblablement plus ancien.

Entre les deux, le long d'un grand cercle incliné de 35 ° environ sur l'équateur, s'étend une zone de transition très érodée et découpée, semée de buttes, de failles et de fractures.

1.2.3. Volcanisme

Nombreux et divers, les édifices volcaniques sont l'une des structures les plus caractéristiques de la planète ; le volcanisme se traduit aussi par des rivières de lave et des plaines de lave qui présentent des indices d'une activité récente (certaines coulées ne remonteraient qu'à une dizaine de millions d'années).

Les volcans les plus imposants, dans la région de Tharsis, s'apparentent aux volcans boucliers hawaïens ; le plus spectaculaire, le mont Olympe (Olympus Mons), atteint environ 21 200 m d'altitude (par comparaison, le plus haut sommet sur Terre, l’Everest, mesure 8 850 m d’altitude) pour 600 km de diamètre à la base et il est entouré d'un escarpement de 6 000 m de haut : c'est le plus haut volcan du Système solaire.

1.2.4. Activités géologiques récentes

Au sud de l'équateur, Mars présente un autre relief spectaculaire : la vallée Marineris (Valles Marineris). Cet immense canyon qui s’étend sur près de 4 000 km de long et qui atteint par endroits environ 200 km de large et 6 km de profondeur, est sans doute un fossé d'effondrement ouvert dans la croûte martienne à la suite d'un violent mouvement tectonique.

Il est à présent avéré que Mars a été, jusqu'à une époque relativement récente, une planète géologiquement active. Les puissants courants de convection dans le manteau, combinés aux contraintes dans la croûte, ont créé du volcanisme et de fortes déformations à la surface (fossés d'effondrement, rides compressives). En l'absence de tectonique des plaques (à la différence de la Terre), les remontées de magma se sont effectuées à l'emplacement de « points chauds » et, à la surface, la superposition des couches de lave qui se sont épanchées pendant plusieurs centaines de millions d'années explique la formation d'immenses édifices volcaniques.

On ignore encore la cause de la dissymétrie géographique entre le Sud et le Nord, caractérisée par une différence d'altitude moyenne de 5 km et par une inégale distribution des formations géologiques. Pour certains spécialistes, elle aurait une origine géologique interne : elle résulterait de mouvements de convection asymétriques dans le manteau, qui auraient provoqué une différence d'épaisseur de la croûte martienne entre les deux hémisphères.

Pour d'autres, elle aurait une origine externe : la croûte de l'hémisphère Nord aurait été amincie sous l'effet d'un très grand nombre d'impacts météoritiques.

1.2.5. Régions polaires

Les régions polaires sont recouvertes de calottes glaciaires (glace d'eau, glace carbonique, neige carbonique [→ gaz carbonique], sédiments) bien visibles de la Terre, qui s'étendent et régressent alternativement au rythme des saisons : durant l'automne et l'hiver, lorsque la température à la surface s'abaisse au-dessous de – 125 °C, le dioxyde de carbone présent dans l'atmosphère se dépose au sol sous forme de neige et de glace carbonique ; au printemps, lorsque la température remonte, ce dépôt repasse à l'état gazeux.

La première preuve directe de la présence de glace d'eau sur la calotte polaire australe a été fournie par le spectromètre imageur de la sonde européenne Mars Express au début de 2004.

Dans les plaines, le sol est tapissé de fines poussières ferrugineuses qui lui donnent sa couleur rouge-orangé caractéristique.

1.3. L'atmosphère de Mars

1.3.1. Composition de l'atmosphère

L'atmosphère martienne, extrêmement ténue, renferme :
• 95,3 % de dioxyde de carbone,
• 2,7 % d'azote,
• 1,6 % d'argon,
• 0,13 % d'oxygène (moléculaire),
• des traces d'oxyde de carbone, de vapeur d'eau et d'autres gaz.

Si l'on précipitait entièrement à la surface le contenu en eau de l'atmosphère, on obtiendrait tout au plus une couche de glace de quelques centièmes de millimètre dans les régions les plus humides.

Aussi faible soit-elle, la teneur atmosphérique en vapeur d'eau atteint rapidement son niveau de saturation, du fait des basses températures, ce qui explique la formation de nuages et, à la surface, de givre. Toutefois, les fins cristaux de glace qui constituent les nuages se subliment (passage de l’état solide à l’état gazeux) avant de toucher le sol, de sorte qu'il ne pleut jamais sur Mars.

1.3.2. Pression et températures

La pression moyenne à la surface de Mars est d'environ 6 hectopascals, soit plus de 100 fois inférieure à la pression atmosphérique terrestre au niveau de la mer (elle est voisine de celle qui règne, autour de notre planète, à plus de 30 km d'altitude).

Les températures sont basses et les écarts thermiques diurnes importants (+ 22 °C au maximum pendant le jour et − 73 °C au minimum pendant la nuit à l'équateur). La plus basse température (− 143 °C) a été relevée au pôle Sud pendant l'hiver austral. La température moyenne annuelle au niveau du sol est de – 55 °C (contre + 14 °C pour la Terre). Cette température est trop basse pour que l’eau existe à l’état liquide à la surface de Mars.

Si Mars est aujourd'hui une planète froide et sèche, il n'en a pas toujours été ainsi. Comme la Terre, elle semble avoir bénéficié jadis d'un climat doux et humide. Mais, par suite de sa faible gravité, liée à sa petite taille et sa faible densité (Mars est environ deux fois plus petite que la Terre et dix fois plus légère), elle a laissé échapper dans l'espace son atmosphère primitive et a connu ensuite un destin très différent de celui de notre planète.

1.3.3. Vents et tempêtes

Balayant un sol sec, les vents (qui soufflent parfois à plus de 200 km/h mais seraient néanmoins à peine perceptibles par d'éventuels astronautes en raison de la ténuité de l'atmosphère) soulèvent des poussières ferrugineuses qui provoquent une absorption et une diffusion de la lumière solaire, donnant à l'atmosphère une teinte rose ocre. Ces phénomènes tourbillonnaires s'observent surtout dans l'après-midi martien, lorsque les températures de la surface sont maximales et, donc, que la convection atmosphérique créant des ascendances de gaz chaud est la plus forte.

L'intense activité éolienne est attestée par l'existence de champs de dunes.

À chaque printemps austral, quand Mars passe au plus près du Soleil, de nombreuses tempêtes de poussières prennent naissance dans l'hémisphère Sud. Le plus souvent très localisées, elles affectent parfois une région entière et, plus exceptionnellement, s'amplifient à l'échelle de la planète entière, comme on a pu l'observer notamment en 1956, 1971, 1973, 1977, 1982 et 2001.

1.4. Les satellites naturels de Mars

Mars possède deux petits satellites naturels (ou lunes) : Phobos et Deimos. Ils ont une forme irrégulière (ellipsoïde) et sont criblés de cratères d’impact de météorites.

Phobos mesure environ 26 km sur son axe le plus long et Deimos 15 km. Certains astronomes les considèrent comme des corps semblables à des astéroïdes, capturés par la planète au tout début de son histoire.

Les satellites naturels des planètes du système solaire

LES SATELLITES NATURELS DES PLANÈTES DU SYSTÈME SOLAIRE
TERRE
Nom Année de découverte Période de révolution sidérale (jours)
(r) = dans le sens rétrograde
Demi-grand axe de l'orbite Diamètre (km) Densité
(eau = 1)
(103km) (en rayons de la planète)
Lune     27,3217 384,4 60,268 3 476 3,34

MARS

Nom Année de découverte Période de révolution sidérale (jours)
(r) = dans le sens rétrograde
Demi-grand axe de l'orbite Diamètre (km) Densité
(eau = 1)
(103km) (en rayons de la planète)
Phobos I 1877 0,319 9,38 2,76 27×21×19 1,9
Deimos II 1877 1,262 23,46 6,91 15×12×11 1,8

JUPITER

Nom Année de découverte Période de révolution sidérale (jours)
(r) = dans le sens rétrograde
Demi-grand axe de l'orbite Diamètre (km) Densité
(eau = 1)
(103 km) (en rayons de la planète)
Métis XVI 1979 0,295 128 1,79 40 -
Adrastée XV 1979 0,298 129 1,8 26×20×16 -
Amalthée V 1892 0,498 181,4 2,54 262×146×134 3,1
Thébé XIV 1979 0,674 221,9 3,11 110×110×90 -
Io I 1610 1,769 421,6 5,91 3 643 3,53
Europe II 1610 3,551 670,9 9,4 3 122 3,01
Ganymède III 1610 7,155 1 070,40 14,97 5 262 1,94
Callisto IV 1610 16,689 1 882,70 26,33 4 821 1,83
Themisto XVIII 1975/2000 130 7 507 105 ~ 8 -
Léda XIII 1974 240,9 11 170 156,2 10 -
Himalia VI 1904 250,6 11 460 160,3 170 -
Lysithea X 1938 259,2 11 720 163,9 24 -
Elara VII 1905 259,7 11 740 164,2 80 -
S/2000 J11   2000 287 12 560 175,7 ~ 4 -
Carpo XLVI 2003 456,5 17 100 239,2 ~ 6 -
S/2003 J3   2003 504,0 (r) 18 340 256,5 ~ 4 -
S/2003 J12   2003 533,3 (r) 19 000 265,8 ~ 2 -
Euporie XXXIV 2001 553,1 (r) 19 390 271,2 ~ 2 -
Mneme XL 2003 599,0 (r) 20 600 288,1 ~ 4 -
Thelxinoe XLII 2003 601,0 (r) 20 700 289,5 ~ 4 -
S/2003 J18   2003 606,3 (r) 20 700 289,5 ~ 4 -
Helike XLV 2003 617,3 (r) 20 980 293,5 ~ 8 -
S/2003 J16   2003 595,4 (r) 21 000 293,7 ~ 4 -
Euanthe XXXIII 2001 620,0 (r) 21 030 294 ~ 3 -
Harpalyke XXII 2000 623,3 (r) 21 110 295,3 ~ 4 -
Praxidike XXVII 2000 625,3 (r) 21 150 295,8 ~ 4 -
Orthosie XXXV 2001 623,0 (r) 21 170 296,1 ~ 2 -
Hermippe XXX 2001 631,9 (r) 21 250 297,2 ~ 4 -
Iocaste XXIV 2000 631,5 (r) 21 270 297,5 ~ 5 -
Ananke XII 1951 629,8 (r) 21 280 297,7 20 -
Thyone XXIX 2001 632,4 (r) 21 310 298,1 ~ 4 -
S/2003 J15   2003 668,4 (r) 22 000 307,7 ~ 4 -
S/2003 J17   2003 690,3 (r) 22 000 307,7 ~ 4 -
Kallichore XLIV 2003 683,0 (r) 22 400 313,3 ~ 4 -
S/2003 J9   2003 683,0 (r) 22 440 313,9 ~ 2 -
S/2003 J19   2003 701,3 (r) 22 800 318,9 ~ 4 -
Arche XLIII 2002 723,9 (r) 22 930 320,7 ~ 3 -
Pasithee XXXVIII 2001 716,3 (r) 23 030 322,1 ~ 2 -
Kale XXXVII 2001 720,9 (r) 23 120 323,4 ~ 2 -
Chaldene XXI 2003 723,8 (r) 23 180 324,2 ~ 4 -
Eurydome XXXII 2001 720,8 (r) 23 220 324,8 ~ 3 -
Isonoe XXVI 2000 725,5 (r) 23 220 324,8 ~ 4 -
S/2003 J4   2003 723,2 (r) 23 260 325,4 ~ 4 -
Erinome XXV 2000 728,3 (r) 23 280 325,6 ~ 3 -
Taygete XX 2000 732,2 (r) 23 360 326,7 ~ 5 -
Carme XI 1938 743,2 (r) 23 400 327,3 30 -
Aitne XXXI 2001 741,0 (r) 23 550 329,4 ~ 3 -
Kalyke XXIII 2000 743,0 (r) 23 580 329,8 ~ 5 -
Pasiphae VIII 1908 743,6 (r) 23 620 330,4 ~ 36 -
Sponde XXXVI 2001 749,1 (r) 23 810 333 ~ 2 -
Megaclite XIX 2000 252,8 (r) 23 810 333 ~ 5 -
Aoede XLI 2003 748,8 (r) 23 810 333 ~ 8 -
Sinope IX 1914 758,9 (r) 23 940 334,9 28 -
Cyllene XLVIII 2003 737,8 (r) 24 000 335,7 ~ 4 -
S/2003 J23   2003 759,7 (r) 24 060 336,5 ~ 4 -
S/2003 J5   2003 759,7 (r) 24 080 336,8 ~ 8 -
Callirrhoe XVII 1999 758,8 (r) 24 100 337,1 ~ 8 -
Autonoe XXVIII 2001 765,1 (r) 24 120 337,4 ~ 4 -
S/2003 J10   2003 767,0 (r) 24 250 339,2 ~ 4 -
Hegemone XXXIX 2003 781,6 (r) 24 510 342,8 ~ 6 -
Eukelade XLVII 2003 781,6 (r) 24 560 343,5 ~ 8 -
S/2003 J14   2003 807,8 (r) 25 000 349,7 ~ 4 -
S/2003 J2   2003 982,5 (r) 28 570 399,6 ~ 4 -

SATURNE

Nom Année de découverte Période de révolution sidérale (jours)
(r) = dans le sens rétrograde
Demi-grand axe de l'orbite Diamètre (km) Densité
(eau = 1)
(103 km) (en rayons de la planète)
Pan XVIII 1981/1990 0,575 133,6 2,22 20 0,6
Daphnis XXXV 2005 0,594 136,5 2,26 ~ 7 -
Atlas XV 1980 0,602 137,7 2,28 37×34×26 0,6
Prométhée XVI 1980 0,613 139,4 2,28 148×100×68 0,6
Pandore XVII 1980 0,629 141,7 2,35 110×88×62 0,6
Épiméthée XI 1980 0,694 151,4 2,51 138×110×110 0,6
Janus X 1966/1980 0,695 151,5 2,51 194×190×154 0,6
Mimas I 1789 0,942 185,5 3,08 408×392×382 1,14
Methone XXXII 2004 1,01 194 3,22 ~ 6 -
Pallene XXXIII 2004 1,14 211 3,5 ~ 8 -
Encelade II 1789 1,37 238 3,95 512×494×490 1
Téthys III 1684 1,888 294,7 4,89 1 072×1 056×1 052 1
Calypso XIV 1980 1,888 294,7 4,89 30×16×16 1
Telesto XIII 1980 1,888 294,7 4,89 30×25×15 -
Dioné IV 1684 2,737 377,4 6,26 1 120 1,5
Hélène XII 1980 2,737 377,4 6,26 36×32×30 1,5
Polydeuces XXXIV 2004 2,74 377,4 6,26 ~ 8 -
Rhéa V 1672 4,517 527 8,74 1 528 1,2
Titan VI 1655 15,945 1 221,83 20,27 5 150 1,88
Hypérion VII 1848 21,277 1 481,10 24,58 370×280×226 1,5
Japet VIII 1671 79,33 3 561,30 59,09 1 436 1,02
Kiviuq XXIV 2000 449 11 370 189 ~ 17 -
Ijiraq XXII 2000 451 11 440 190 ~ 10 -
Phoebé IX 1898 550,48 (r) 12 952 214,91 230×220×210 -
Paaliaq XX 2000 687 15 200 252 ~ 20 -
Skathi XXVII 2000 729 (r) 15 650 260 ~ 6 -
Albiorix XXVI 2000 738 16 390 272 ~ 26 -
S/2004 S11   2004 822 16 950 281 ~ 6 -
Erriapo XXVIII 2000 871 17 610 292 ~ 8 -
Siarnaq XXIX 2000 893 18 160 301 ~ 32 -
Tarvos XXI 2000 926 18 420 303 ~ 13 -
S/2004 S13   2004 906 (r) 18 450 306 ~ 6 -
S/2004 S17   2004 986 (r) 18 600 309 ~ 4 -
Mundilfari XXV 2000 951 (r) 18 710 310 ~ 6 -
Narvi XXXI 2003 956 (r) 18 720 311 ~ 6 -
S/2004 S15   2004 1 008 (r) 18 750 311 ~ 6 -
S/2004 S10   2004 1 026 (r) 19 350 321 ~ 6 -
Suttungr XXIII 2000 1 017 (r) 19 470 323 ~ 6 -
S/2004 S12   2004 1 048 (r) 19 650 326 ~ 6 -
S/2004 S18   2004 1 052 (r) 19 650 326 ~ 6 -
S/2004 S07   2004 1 103 (r) 19 800 329 ~ 6 -
S/2004 S09   2004 1 077 (r) 19 800 329 ~ 6 -
S/2004 S14   2004 1 081 (r) 19 950 331 ~ 6 -
Thrymr XXX 2000 1 089 (r) 20 470 340 ~ 6 -
S/2004 S16   2004 1 271 (r) 22 200 368 ~ 4 -
S/2004 S08   2004 1 355 (r) 22 200 368 ~ 6 -
Ymir XIX 2000 1 312 (r) 23 100 383 ~ 16 -

URANUS

Nom Année de découverte Période de révolution sidérale (jours)
(r) = dans le sens rétrograde
Demi-grand axe de l'orbite Diamètre (km) Densité
(eau = 1)
(103km) (en rayons de la planète)
Cordelia VI 1986 0,33 49,7 1,95 ~ 30 -
Ophelia VII 1986 0,37 53,8 2,1 ~ 30 -
Bianca VIII 1986 0,43 59,2 2,31 ~ 40 -
Cressida IX 1986 0,46 61,8 2,41 ~ 60 -
Desdemona X 1986 0,47 62,7 2,45 ~ 60 -
Juliet XI 1986 0,49 64,6 2,52 ~ 80 -
Portia XII 1986 0,51 66,1 2,58 ~ 110 -
Rosalind XIII 1986 0,56 69,9 2,73 ~ 60 -
Cupidon XXVII 2003 0,618 74,8 2,93 ~ 24 -
Belinda XIV 1986 0,623 75,26 2,94 80 -
Perdita XXV 1986/2003 0,638 76,4 2,99 80 -
Puck XV 1985 0,762 86 3,37 160 -
Mab XXVI 2003 0,923 97,7 3,82 ~ 32 -
Miranda V 1948 1,43 129,4 5,08 480×466 1,2
Ariel I 1851 2,52 191 7,48 1 160 1,7
Umbriel II 1851 4,144 266 10,41 1 170 1,4
Titania III 1787 8,706 436 17,05 1 580 1,7
Obéron IV 1787 13,463 583,5 22,79 1 520 1,6
Francisco XXII 2001 666,6 (r) 4 280 167,3 ~ 12 -
Caliban XVI 1997 579 (r) 7 230 282,9 96 -
Stephano XX 1999 675 (r) 8 002 309,2 ~ 20 -
Trinculo XXI 2001 758,1 (r) 8 571 335,3 ~ 10 -
Sycorax XVII 1997 1 289 (r) 12 179 475 190 -
Margaret XXIII 2003 1 695 14 345 561,3 ~ 12 -
Prospero XVIII 1999 1 992,8 (r) 16 418 630 30 -
Setebos XIX 1999 2 202,3 (r) 17 459 688,8 30 -
Ferdinand XXIV 2001 2 823,4 (r) 21 000 821,6 ~ 12 -

NEPTUNE

Nom Année de découverte Période de révolution sidérale (jours)
(r) = dans le sens rétrograde
Demi-grand axe de l'orbite Diamètre (km) Densité
(eau = 1)
(103km) (en rayons de la planète)
Naïade III 1989 0,294 48,23 1,95 96×60×52 -
Thalassa IV 1989 0,311 50 2,02 108×100×52 -
Despina V 1989 0,335 53 2,12 180×148×128 -
Galatea VI 1989 0,429 62 2,5 204×184×144 -
Larissa VII 1989 0,555 74 2,97 216×204×168 -
Proteus VIII 1989 1,122 118 4,75 440×416×404 -
Triton I 1848 5,877 (r) 355 14,33 2 707 2,05
Néréide II 1949 360,1 5 513 222,67 340 -
S/2002 N1   2002 1 874,80 (r) 15 686 633,4 120 -
S/2002 N3   2002 2 982,30 20 857 911,8 76 -
S/2002 N2   2002 2 918,90 22 452 906,6 96 -
S/2002 N4   2002 8 863,1 (r) 47 279 1 880,50 120 -
Psamathe   2003 9 136,1 (r) 46 738 1 887,3 76 -
S/2004 N 1   2013 0,9362 105,2 4,25 16 -

PLUTON

Nom Année de découverte Période de révolution sidérale (jours)
(r) = dans le sens rétrograde
Demi-grand axe de l'orbite Diamètre (km) Densité
(eau = 1)
(103km) (en rayons de la planète)
Charon I 1978 6,3872 19,6 17 ~ 1 207 ~ 1,7
S/2005 P2   2005 25,5 49,5 43    
S/2005 P1   2005 38,2 64,7 56,3    

1.5. Structure interne de Mars

Comme les autres planètes telluriques, Mars comporte un noyau central, entouré d'un manteau et d'une croûte superficielle. Cette dernière paraît toutefois beaucoup plus épaisse que la croûte terrestre : d'après les mesures des variations du champ de gravité martien (→ gravimétrie), elle aurait une épaisseur moyenne de 40 km dans l'hémisphère Nord et de 70 km dans l'hémisphère Sud.

Le noyau, d'un rayon compris entre 1 500 et 1 900 km (environ la moitié du rayon de la planète), serait constitué de 70 à 80 % de fer, auquel s'ajouteraient du nickel et du soufre (la présence de soufre explique sa faible densité), et pourrait être totalement liquide, contrairement au noyau terrestre. Et contrairement à la Terre, Mars ne présente pas d’activité volcanique ni de tectonique de plaques.

2. La recherche de la vie sur Mars

Comme elle est proche de la Terre et qu’elle pourrait abriter des formes de vie extraterrestre (→ exobiologie), Mars est la planète la mieux explorée du Système solaire. Elle a reçu la visite de nombreuses sondes spatiales dont certaines sont restées en orbite autour d’elle et d’autres se sont posées sur son sol.

2.1. Explorations des années 1960-1980

2.1.1. Les sondes Mariner

Les premières photos de Mars ont été prises par la sonde américaine Mariner 4 en 1965. Puis, des informations supplémentaires ont été obtenues grâce aux sondes Mariner 6 et 7 en 1969. À la fin de l’année 1971, Mariner 9 est devenue la première sonde en orbite autour de Mars.

2.1.2. Les sondes Viking

La recherche d'indices d'une activité biologique a constitué le principal objet de la mission des atterrisseurs des deux sondes américaines Viking, qui se sont posés sur la « planète rouge  » en 1976.

Ceux-ci ont prélevé et analysé dans ce but des échantillons du sol martien. À bord de chaque engin, trois expériences étaient spécifiquement destinées à la recherche d'une vie microscopique comparable à celle qui s'est développée sur la Terre, grâce à l'observation éventuelle de réactions chimiquescaractéristiques, comme l'absorption d'oxygène et le rejet de dioxyde de carbone. Une quatrième expérience était destinée à la détection d'éventuels composés organiques. Les résultats ont été décevants : une activité chimique importante a bien été décelée, mais pas la moindre trace de molécule organique.

2.1.3. Recherche de vie fossile

Si la plupart des chercheurs estiment que toute activité biologique est impossible aujourd'hui sur Mars (sauf peut-être en profondeur, dans des « niches » écologiques), en raison de l'absence d'eau à l'état liquide (due à la faible pression atmosphérique) et des propriétés oxydantes de la surface, on garde l'espoir de découvrir sur le sol martien des indices d'une vie fossile, témoins de l'époque où la planète aurait connu des conditions plus clémentes.

2.2. Explorations des années 1990-2010

2.2.1. Mars Global Surveyor : cartographie

En 1996, la sonde spatiale Mars Global Surveyor a inauguré un nouveau programme d’étude de Mars. L’Agence spatiale américaine (la NASA) opte pour des voyages vers Mars moins coûteux mais plus fréquents (better, faster, cheaper, c’est-à-dire « mieux, plus vite, moins cher »).

Mars Global Surveyor avait pour mission la cartographie de la planète et l’étude de ses caractéristiques physiques et chimiques, et non la recherche d’une éventuelle trace de vie sur Mars. Les images obtenues en orbite par Mars Global Surveyor ont en effet non seulement renforcé les présomptions de la présence d'eau liquide sur Mars dans un lointain passé, mais révélé aussi des structures regardées comme des indices de coulées géologiquement très récentes, remontant à quelques millions d'années seulement, voire moins.

2.2.2. Mars Pathfinder : exploration du sol in situ par le rover Sojourner

L'exploration in situ du sol martien a repris en 1997, dans la région Ares Vallis, avec la sonde américaine Mars Pathfinder, constituée d’un module d’atterrissage comprenant une station météo, des caméras et un petit véhicule tout-terrain (roveren anglais), baptisé Sojourner, prévu pour explorer la surface de Mars autour du module.

2.2.3. Échecs et succès

Cette série de succès a fait place à une succession d’échecs avec les sondes Mars Climate Orbiter (1998) et Mars Polar Lander (1999), toutes deux écrasées sur la surface martienne à la suite d’erreurs humaines et techniques.

Il faut attendre l’année 2001 pour que la Nasa envoie une nouvelle sonde vers Mars, baptisée Mars Odyssey (en référence au film 2001 : l’Odyssée de l’espace de Stanley Kubrick), avec l’objectif de dresser une carte de la distribution des minéraux et des éléments chimiques à la surface de Mars, mais aussi de cartographier les réserves d'eau martienne, glacée ou liquide.

2.2.4. Spirit et Opportunity : étude du passé géologique et hydrologique

Après le succès de cette mission d’observation, deux autres véhicules tout-terrain ont été envoyés par la Nasa pour explorer la surface martienne  : Mars Exploration Rover 1, alias Spirit, et Mars Exploration Rover 2, alias Opportunity.

Le premier a été déposé le 4 janvier 2004, à l'intérieur du cratère Gusev (du nom d'un astronome russe du xixe siècle), un cratère d'impact de 150 km de diamètre situé par 15 ° de latitude Sud et 175 ° de longitude Ouest, près de la frontière entre les plaines lisses du Nord et le haut plateau du Sud. Les premières images envoyées par l'engin ont montré un paysage rocailleux rappelant ceux déjà observés précédemment. Mais l'une des raisons du choix du cratère Gusev comme site d'atterrissage tient à ce qu'il se situe à l'embouchure d'une vallée de plus de 900 km de long qui aurait été formée en quelques mois, il y a plus de trois milliards d'années, par un brutal écoulement de quelque 100 000 km3 d'eau (Ma'adim Vallis ou « vallée de débâcle », Ma'adim  signifiant Mars en hébreu) ; ce flot se serait déversé dans le cratère pour constituer un lac aujourd'hui disparu mais qui a très probablement laissé une importante couche de sédiments. On espérait que Spirit trouverait ce matériau sédimentaire, dont l'analyse aurait alors fourni des informations très précieuses sur les conditions d'environnement qui prévalaient à l'époque où le lac existait et où Mars connaissait un climat chaud et humide. Cela n'a malheureusement pas été le cas.

Le deuxième véhicule, Opportunity, a été déposé le 26 janvier 2004, dans un petit cratère bordé d'affleurements rocheux, à proximité de l'équateur et du méridien origine, dans une région très plate, Meridiani Planum, où la sonde orbitale Mars Global Surveyor avait détecté un dépôt important d'hématite grise, un oxyde de fer dont la formation nécessite souvent la présence d'eau liquide. Les panoramas transmis par l'engin montrent un désert de « sable » très fin, qui tranche avec les paysages rocailleux photographiés par les Viking, Sojourner et Spirit. Par ailleurs, Opportunity a effectivement mis en évidence dans le sol et dans certaines roches plusieurs indices de la présence ancienne d'eau liquide sur le site.

2.2.5. Mars Express : présence de glace d'eau

Parallèlement, l’Agence spatiale européenne (l’ESA) lançait la sonde Mars Express en 2003 (au moment où la Terre et Mars sont les plus proches), qui largua sur Mars un petit atterrisseur britannique de 30 kg, Beagle 2, dans la région Isidis Planitia, considérée comme un ancien bassin sédimentaire, dans l’espoir de déceler des traces d'activité biologique dans le sous-sol martien.

Malheureusement, le contact n'a pu être établi avec l'engin après son arrivée au sol. Néanmoins, quelques mois plus tard, la sonde européenne confirmait, pour la première fois, la présence d’eau sous forme de glace à la surface martienne.

Mars aurait donc connu à ses débuts des conditions semblables à celles de la Terre mais, sans que les chercheurs en connaissent bien les raisons, son atmosphère aurait disparu ainsi que l’eau liquide à sa surface.

2.2.6. Mars Reconnaissance Orbiter et atterrisseur Phoenix

En 2005, le succès des missions menées par les deux rovers Spirit et Opportunity encourage la Nasa à poursuivre son programme d’exploration de la planète rouge. L’Agence spatiale américaine lance ainsi une nouvelle sonde baptisée Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Destinée à rester en orbite autour de Mars, la sonde embarque des instruments de très haute résolution et dispose d’une gigantesque antenne parabolique pour transmettre ses données ainsi que celles des autres sondes qui explorent la planète.

Puis en 2008, l'atterrisseur américain Phoenix s'est posé près du pôle Nord de Mars. Équipé d'un bras robotique, d'une pelle et de plusieurs mini-laboratoires, Phoenix a prélevé et analysé des échantillons de sol martien pour éclaircir l'histoire climatique et géologique de la région et déterminer si le sol martien est un milieu accueillant pour d'éventuels micro-organismes. Malheureusement, Phoenix n'a plus donné signe de vie depuis le 2 novembre 2008.

2.3. Explorations des années 2010-2020

2.3.1. Mars Science Laboratory et le rover Curiosity

Il faut attendre 2012 et la mission Mars Science Laboratory pour que la Nasa envoie un nouveau rover, baptisé Curiosity, fouler le sol martien. Plus lourd que ses prédécesseurs, puisqu’il peut embarquer 75 kg de matériel scientifique, Curiosity a pour mission principale de déterminer si des conditions propices à la vie ont pu exister sur Mars.

En 2017, Curiosity a déjà effectué 15 km autour du cratère Gale (son site d’atterrissage) et ses analyses confirment qu’il y avait bien une étendue d’eau liquide à cet endroit durant plusieurs centaines de millions d’années.

2.3.2. La mission indienne Mangalyaan

Auparavant, en 2013, l’Inde a créé la surprise en faisant son entrée dans le club très fermé des pays (États-Unis, Europe et Russie) ayant la capacité d’envoyer des sondes spatiales vers Mars avec sa mission Mangalyaan (ou Mars Orbiter Mission).

Même s’il ne s’agit que d’une courte mission d’observation de la surface et de l’atmosphère de Mars, cet événement marque l’histoire de l’exploration robotique martienne − l’agence spatiale indienne (ISRO) devançant ainsi ses homologues chinoise et japonaise.

2.3.3. MAVEN et Exomars

Au même moment (2013), la Nasa lançait la mission MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution Mission), pour étudier l’atmosphère et en particulier l’ionosphère de la planète rouge, ainsi que leurs interactions avec le vent solaire. La sonde, en orbite autour de Mars depuis 2014, continue de transmettre ses données.

L’année 2016 signait le retour de l’Agence spatiale internationale (ESA) dans l’exploration de Mars avec le lancement de Schiaparelli (en l’honneur du célèbre astronome italien → Schiaparelli), le premier module de la mission Exomars. Malheureusement, la sonde Schiaparelli, destinée à scruter l’atmosphère martienne, s’est écrasée sur la surface à la suite d’une mauvaise décision du logiciel de pilotage automatique de descente.

Le deuxième volet de la mission, l’atterrissage d’un rover européen capable de forer et de ramener des carottes (→ forage) de deux mètres de profondeur de sol martien, est prévu pour 2020.

2.4. Explorations futures et vols habités

Pour la communauté scientifique, de l'astronome au géologue, en passant par le météorologue, le biochimiste et l’exobiologiste…, Mars offre un champ d'expérimentation tellement fascinant que son exploration est appelée à se poursuivre et à s'intensifier.

Parallèlement aux projets d’exploration robotique de Mars, des projets pour envoyer des hommes sur Mars et coloniser la planète rouge se multiplient (comme le projet de la fondation néerlandaise Mars One).

Mais les obstacles techniques, financiers et physiques sont nombreux : danger des radiations cosmiques, atrophie des muscles liée à l’absence de pesanteur (→ apesanteur), stocks de nourriture et d’eau, envoi de modules d’habitation, de transport, d’énergie…, et surtout la durée du voyage vers Mars : environ un an et demi !

Les vols habités vers Mars sont pour l’instant encore du domaine de la science-fiction et si l’intérêt scientifique de l’exploration de Mars (et du reste de l’Univers d’ailleurs) est évident, l’intérêt de coloniser la planète rouge l’est tout de même beaucoup moins.