Mars - astronomie.

« par les Américains en vue de leur retour sur Terre.

La capture sur orbite martienne sera d’une extrême complexité car les deux conteneurs, d’une taille inférieure à celled’un ballon de basket, se trouveront sur des orbites aux coordonnées incertaines. D’autres missions identiques sont envisagées par la NASA jusqu’en 2013.

Quant au CNES, compte tenu de la puissance disponible sur Ariane 5, il propose d’ajouter un petitmodule de 200 kg à quelques missions commerciales du lanceur.

Ces modules prendraient le chemin de Mars pour y déposer diverses expériences, ou des relais pour lestransmissions radio. 4 ATMOSPHÈRE L’atmosphère martienne se compose de dioxyde de carbone (95,3 p.

100), d’azote (2,7 p.

100), d’argon (1,6 p.

100), d’oxygène (0,2 p.

100) et de traces de vapeur d’eau,de monoxyde de carbone et de gaz rares.

La pression moyenne à la surface est d’environ 0,6 p.

100 de celle qui existe sur Terre : elle est égale à la pression atmosphériqueterrestre à l’altitude de 35 km.

Les températures de surface varient grandement selon l’heure de la journée, la saison et la latitude.

Les températures maximales d’étépeuvent atteindre + 22 °C, mais les températures journalières moyennes à la surface ne dépassent pas - 33 °C.

En raison de la raréfaction de l’atmosphère, des variationsde températures journalières de 100 °C sont courantes.

En direction des pôles, au-delà d’environ 50° de latitude, les températures demeurent assez froides (de l’ordre de - 140 °C) tout au long de l’hiver, de sorte que le constituant principal de l’atmosphère, le dioxyde de carbone, se solidifie pour former les dépôts blancs qui forment lescalottes polaires.

La pression atmosphérique totale à la surface varie d’environ 30 p.

100, du fait du cycle saisonnier des calottes polaires. La quantité de vapeur d’eau présente dans l’atmosphère est extrêmement faible et variable.

Sa concentration est maximale près de la lisière des calottes polaires auprintemps.

Mars ressemble à un désert de haute altitude très froid.

Les températures et les pressions de surface sont trop basses pour que l’eau existe à l’état liquide dansla plupart des régions de la planète.

Cependant, on a émis l’hypothèses que de l’eau pourrait exister sous forme liquide en certains endroits, juste en dessous de la surface. Suivant les saisons, certaines régions de Mars connaissent des vents suffisamment forts pour déplacer le sable à la surface, et mettre de la poussière en suspension dansl’atmosphère.

Un important phénomène météorologique survient dans l’hémisphère Sud entre la fin du printemps et le début de l’été, lorsque la planète est proche de sonpérihélie et que le réchauffement des latitudes australes proches de l’équateur est le plus fort : des tempêtes de poussières commencent à se former, certaines atteignantdes proportions planétaires, masquant la surface de la planète pendant des semaines ou même des mois.

La poussière entraînée dans ces nuages est très fine et metlongtemps à se redéposer. 5 SURFACE ET STRUCTURE INTERNE La surface martienne peut être divisée en deux régions sensiblement hémisphériques par un grand cercle incliné d’environ 30° sur l’équateur.

La moitié sud se compose dezones anciennes couvertes de cratères, datant du tout début de l’histoire de la planète, lorsque Mars et les autres planètes étaient soumises à un bombardement météoriquebien plus intense qu’aujourd’hui. La moitié nord de Mars possède une surface beaucoup moins marquée par les cratères et en conséquence plus jeune, dont on pense qu’elle se compose de couléesvolcaniques.

Deux foyers majeurs d’une activité volcanique passée ont été identifiés : la plaine Elysium et le dôme de Tharsis.

Quelques-uns des plus grands volcans duSystème solaire se trouvent dans la région de Tharsis : le mont Olympus, formation présentant toutes les caractéristiques d’un volcan basaltique, atteint une altitudesupérieure à 25 km et mesure plus de 600 km de large à sa base.

Il n’existe pas de signe précis d’une activité volcanique en cours sur toute la planète. Des failles et d’autres signes évocateurs de fractures de la croûte, dus à des phénomènes de bombement et d’expansion localisés, sont fréquents sur Mars.

Cependant, onn’a pas trouvé de traits caractéristiques d’une compression à grande échelle.

Précisément, les chaînes de montagnes plissées, si fréquentes sur Terre, font défaut, ce quiindique l’absence de tectonique des plaques.

Cela suggère, en retour, que Mars peut avoir une lithosphère plus épaisse et une histoire thermique complètement différentede la Terre.

Un escarpement proche de l’équateur martien pourrait être une faille de glissement, ce qui indiquerait malgré tout une certaine activité tectonique. Les preuves de la présence de glace souterraine abondent, en particulier sous forme de couches de projections prenant l’aspect de pétales autour de certains cratères ou devastes régions de terrain chaotique, ou encore de sols présentant des motifs, aux hautes latitudes septentrionales.

Les découvertes géologiques de loin les plusspectaculaires ont été les canaux, qui ressemblent à des vallées de rivières asséchées.

On en connaît deux types principaux.

Les grands canaux d’écoulement pourraients’être formés par la libération subite d’énormes quantités d’eau provenant des zones de terrain chaotique.

La plupart de ces canaux s’écoulent de l’hémisphère Sud, plusélevé, vers l’hémisphère Nord, en général moins élevé.

La cause de la fonte localisée de la glace du sol dans les régions d’origine demeure incertaine, mais cescaractéristiques datent probablement du premier tiers de l’histoire de la planète, vieille de 4,6 milliards d’années.

En plus des grands canaux d’écoulement, il existe un bonnombre de petites zones ressemblant à des canaux, pour lesquelles la marque d’une érosion par l’eau est moins évidente.

Comme l’eau ne peut pas exister aujourd’hui sousforme liquide à la surface de la planète, les canaux ont été présentés comme la preuve que Mars a connu dans le passé des pressions plus élevées et des températures pluschaudes. Cependant, Mars est aujourd’hui un désert balayé par le vent.

On trouve en abondance de vastes étendues de dunes de sable attestant de la vigueur, dans l'environnementmartien actuel, des processus de dépôt et d'érosions liés au vent. On connaît peu de choses sur l’intérieur de Mars.

La planète a une densité moyenne relativement faible, ce qui indique qu’elle ne peut présenter un cœur métallique trèsétendu.

En outre, un éventuel noyau serait probablement solide, car Mars ne possède pas de champ magnétique mesurable.

À en juger par sa capacité à générer desformations topologiques d’aussi grande échelle que Tharsis, la croûte de Mars peut mesurer 200 km d’épaisseur, soit cinq ou six fois l’épaisseur de la croûte terrestre.

Unsismographe embarqué par la sonde Viking 2 n’est pas parvenu à détecter un quelconque « tremblement de Mars » bien déterminé. 6 RECHERCHE D’UNE VIE EXTRATERRESTRE L’idée que la vie ait pu exister — ou même existe — sur Mars a une longue histoire.

En 1877, l’astronome italien Giovanni Schiaparelli affirmait avoir vu un système decanaux s’étendant sur toute la planète.

L’astronome américain Percival Lowell a popularisé ensuite ces lignes estompées en les présentant comme la réalisation d’êtresintelligents s’efforçant d’irriguer une planète aride.

Les observations ultérieures d’engins spatiaux ont montré que ces prétendus canaux n’existent pas sur la planète.D’autres théories avançant l’hypothèse de la vie sur Mars ont été également réfutées.

Cependant, les zones sombres, dont on pensait autrefois qu’elles étaient des oasis, nesont pas vertes, comme elles étaient apparues par effets de contraste aux observateurs terrestres ; leur spectre ne contient pas non plus de traces de matières organiques.Les changements saisonniers dans l’aspect de ces zones ne sont dus à aucun cycle végétal, mais aux vents martiens saisonniers balayant du sable et de la poussièrestériles. L’eau se présente probablement uniquement à l’état de glace sous ou sur le sol ou encore sous forme de traces de vapeur ou de cristaux de glace dans l’atmosphère.

La plusforte preuve réfutant la thèse de la présence de la vie sur Mars est sans doute la raréfaction de son atmosphère.

De même, la surface de la planète est exposée nonseulement à des doses mortelles de rayonnement ultraviolet, mais aussi aux effets de substances très oxydantes, telles que le peroxyde d’oxygène, produites par desréactions photochimiques. Les sondes Viking ont montré que le sol martien ne contient aucune matière organique.

Bien que de faibles quantités de molécules organiques soient apportéescontinuellement à la surface de Mars par les météorites, elles sont apparemment détruites avant d’avoir une chance de s’accumuler.

Les résultats de l’analyse du soleffectuée par les sondes Viking et destinée à rechercher d’éventuelles traces organiques, ne fournissent aucune preuve de l’existence de vie sur Mars.. »