Mars
Physique
| Masse (g): |
6.421 1026 |
| Masse (Terre = 1): |
0,107 |
| Rayon équatorial (km): |
3393 |
| Rayon équatorial (Terre = 1): |
0,532 |
| Densité moyenne (g/cm3): |
3,94 |
| Rayon équatorial (Terre = 1): |
0,382 |
| Densité moyenne (g/cm3): |
5,43 |
| Densité moyenne (Terre = 1): |
0,72 |
| Volume (Terre = 1): |
0,150 |
| Accélération de la gravité
à l'équateur (m/s2) |
3.72 |
| Accélération de la gravité
à l'équateur (Terre = 1) |
0.38 |
| Vitesse de libération
à l'équateur (km/s) |
5.0 |
| Période de rotation
sidérale à l'équateur |
24 h 37 min 22 s |
| Révolution sidérale en années |
1.881 |
| Inclinaison de l'équateur
sur le plan de l'orbite (°) |
23,98 |
| Nombre de satellites |
2 |
Avec Vénus, Mars est la planète qui a le plus intensément sollicité notre imagination, car c'est, après elle, la planète qui s'approche le plus près de la Terre. Son éclat et sa couleur rouge sont bien reconnaissables. Son observation à la lunette permet de distinguer quelques détails, notamment les calottes polaires, étendues durant l'hiver martien mais quasiment disparues durant l'été, ainsi que la présence d'une atmosphère de transparence variable selon les conditions météorologiques. Il est même possible de noter l'apparition et la disparition de nébulosités étendues -des changements saisonniers que certains attribuèrent à la présence de végétation, une hypothèse démentie par les sondes spatiales qui ont montré le visage désertique et inhospitalier de la planète.
C'est pourquoi Mars est considérée comme plus semblable à la Terre qu'elle ne l'est effectivement. La durée du jour martien de 24 heures 37 min 22,7 s, presque égal au jour terrestre, vient encore conforter cette idée. Il en est de même de l'alternance des saisons, singulièrement analogue à ce que l'on voit sur Terre; en effet, l'équateur de Mars est incliné sur le plan de l'orbite d'un angle de 23,98°, presque égal à celui de l'inclinaison terrestre qui est de 23,45°, Toutefois, l'an martien est de 687 jours terrestres, soit 23 mois terrestres, el une saison sur Mars dure en moyenne 5,75 mois terrestres.
En outre, l'orbite de Mars est beaucoup plus elliptique que celle de la Terre, sa distance au Soleil variant de 294 millions de kilomètres à l'aphélie à 206 millions de kilomètres au périhélie. Par suite, la vitesse de Mars le long de son orbite est notablement plus faible à l'aphélie qu'au périhélie. Cela affecte la durée des saisons : dans l'hémisphère Nord, le printemps dure 194 jours martiens, l'été 177, l'automne 142 et l'hiver 156. Comme la Terre, Mars se trouve au périhélie de son orbite quand l'hémisphère Nord est en hiver.
Le diamètre de Mars, de 6788 kilomètres à l'équateur et 6759 kilomètres aux pôles, place la planète à mi-chemin entre la Terre et la Lune du point de vue de la taille. Ses caractéristiques physiques la situent aussi entre ces deux corps. En effet. Mars possède une atmosphère mais beaucoup plus ténue que celle de la Terre, avec une pression au sol près de 200 fois plus faible que la pression terrestre. Sa surface est parsemée de cratères, dans une bien moindre mesure toutefois que Ja Lune, mais aussi de volcans, de plaines, de profonds canyons et de nombreux lits de fleuves, témoins d'un lointain passé où l'eau abondait.
La forme du globe martien s'éloigne nettement d'une sphère, bien plus que ne le fait la Terre : la distance du pôle Sud au centre de Mars est plus grande de 1 ou 2 kilomètres que la même distance du pôle Nord, La croûte de l'hémisphère Nord serait plus mince que celle de l'hémisphère Sud.
Atmosphère
Une description détaillée des variations de la température, de la pression et de la densité de l'atmosphère de Mars avec l'altitude ainsi que de sa composition chimique a été obtenue dès 1974 grâce à la sonde soviétique Mars 6, puis par les sondes américaines Viking (1976), Mars Global Surveyor (1996) et surtout Mars Pathfinder (1996), avec 8,5 millions de mesures atmosphériques.
La température moyenne au sol est de - 40 °C; elle descend à -140 °C à 60-80 kilomètres d'altitude, puis monte à +30 °C à 200 kilomètres d'altitude du fait de l'absorption du rayonnement ultraviolet solaire et X par les gaz de la haute atmosphère.
La pression au sol, d'environ 6,5 millièmes de la pression terrestre, décroît pour atteindre une valeur un milliard de fois plus faible à 160 kilomètres d'altitude. Avec une pression au sol aussi faible (comparable à la pression terrestre à 30 km d'altitude) et des températures aussi basses, l'eau est instable et gelée, et de minuscules particules de poussières peuvent s'élever dans l'atmosphère où elles restent en suspension et forment les nuages de poussières caractéristiques du paysage martien.
Les variations journalières de la temperature sur Mars sont beaucoup plus marquées que sur Terre dont l'atmosphère constitue un modérateur thermique efficace. À midi en été, la température peut atteindre 10 ou 20 °C, puis descendre à -70 °C durant la nuit. Les températures polaires sont bien plus basses, autour de -120 °C. Finalement, les conditions climatiques des régions tempérées et équatoriales de Mars ne s'écartent pas tellement de celles des régions polaires sur Terre ou de celles rencontrées au sommet du mont Everest.
Le paysage martien rappelle le désert saharien, aussi la différence la plus impressionnante pour les futurs astronautes qui poseront pied sur la planète sera-t-elle la couleur du ciel. La raréfaction de l'atmosphère martienne empêche la diffusion des rayonnements solaires bleu et violet qui donne au ciel terrestre sa couleur azur, et les poussières en suspension contribuent à créer un ciel rosé.
L'atmosphère de Mars est composée de 95,3 % d'anhydride carbonique (C02), 2,7 % d'azote, 1,6 % d'argon et de po centâges mineurs d'oxygène, monoxyde de carbone et de vapeur d'eau. De ce point de vue, elle est proche de l'atmosphère de Vénus et de celle de la Terre.
La structure interne
On connaît moins de choses sur l'intérieur de la planète. Sa densité moyenne de 3,94 g/cm3, de peu supérieure à celle de la Lune, indique une composition davantage semblable à celle-ci qu'à la Terre. Pour être sûr de l'existence d'un noyau ferreux solide ou liquide, il faudrait disposer de sismographes enregistrant les séismes martiens. Il est probable que l'énorme masse du complexe volcanique Tharsis et d'Olympus Mons donne lieu à une activité sismique. La sonde Viking 2 a détecté un seul séisme, de magnitude 3 sur l'échelle de Richter, qui a révélé que la croûte faisait 16 kilomètres d'épaisseur sous le site d'enregistrement et qu'elle emprisonnait beaucoup de glace d'eau dans l'hémisphère Nord.
L'autre moyen d'étudier l'intérieur de Mars est de suivre les évolutions des orbiteurs autour de la planète, car leur altitude est modifiée par le champ de gravité de la région survolée. On a ainsi constaté qu'une autre différence importante avec l'intérieur de la Terre est l'épaisseur de la croûte. L'absence de mouvements tectoniques indique que la croûte doit être plus épaisse que celle de la Terre : elle serait en moyenne de 50 kilomètres, contre 25 en moyenne pour la Terre, avec de fortes anomalies gravitationnellcs au niveau du massif de Tbarsis et d'Olympus Mons qui compriment la croûte par leur masse. Mars aurait un noyau ferreux partiellement fondu de 1 300 à 2000 kilomètres de rayon.