Qu’est ce qu’il y a dans la surface de Mars?
Climat de Mars
La surface de Mars a une inertie thermique très faible, ce qui signifie qu'elle chauffe rapidement quand le Soleil brille. Les variations quotidiennes typiques de température loin des régions polaires sont de l'ordre de . Sur Terre, les vents se forment souvent dans les endroits où l'inertie thermique change soudainement, comme de la mer à la terre. Il n'y a pas de mers sur Mars mais il y a des zones où l'inertie thermique du sol change, conduisant à des vents du matin et du soir comme les brises marines sur Terre. Quand la sonde Mariner 9 est arrivé près de Mars en 1971, elle observa une tempête de poussières recouvrant une grande partie de la surface martienne : seul Olympus Mons dépassait des nuages de poussières. Colonisation de l'espace
La surface de Mars est égale à celle de la surface continentale de la Terre et elle contient de grandes réserves d'eau à ses pôles et possiblement dans le pergélisol, voire le mollisol, ce qui faciliterait sa colonisation pour certains scientifiques regroupés dans la Mars Society. Mars contient du dioxyde de carbone en quantité dans son atmosphère et de nombreux minerais dont du fer. Mars est considéré par la Mars Society comme l'objectif prioritaire d'une colonisation par l'espèce humaine, et l'indépendance économique nécessaire à la colonisation peut selon eux venir du fait qu'elle serait une base de départ parfaite pour l'exploitation minière des astéroïdes. L'attrait de Mars est également scientifique, parce que les chercheurs pensent que la vie extraterrestre a pu exister à un moment de son histoire comme suspecté sur la météorite martienne ALH 84001 et qu'elle puisse toujours être présente sur la planète comme sous la forme entre autres de points noirs détectés près des pôles qui apparaissent tous les printemps, hypothèse rejetée par d'autres scientifiques et la NASA. Atmosphère de Mars
La surface de Mars a une faible inertie thermique, ce qui signifie qu'elle chauffe rapidement quand le Soleil l'éclaire. Sur Terre, le vent se crée là où il y a des changements brutaux d'inertie thermique, par exemple de la mer vers la terre. Il n'y a pas de mers sur Mars, mais il y a des régions où l'inertie thermique du sol change, créant des vents matinaux et du soir apparentés à la brise marine terrestre. Le projet Antares (MSW) a récemment découvert quelques faiblesses dans le modèle climatique actuel dû au paramètre des sols. Ces faiblesses sont en train d'être corrigées et devraient conduire à des évaluations plus précises.
Mars Science Laboratory
SAM (Sample Analysis at Mars) est un mini laboratoire qui doit contribuer à déterminer l'habitabilité présente et passée de la planète. SAM est composé de trois instruments qui sont destinés à fournir la composition chimique (moléculaire, élémentaire et isotopique) de l'atmosphère et de la surface de Mars. Cette suite d'instruments est essentiellement destinée à la recherche d'indices possibles de vie passée sur Mars, ou d'une activité prébiotique, principalement par la recherche et la caractérisation des molécules organiques qui peuvent se trouver dans le sol martien. SAM comprend les éléments suivants : Géographie de Mars
Au cours de la vingtaine d'années suivante, les instruments astronomiques s'améliorant, davantage de détails de la surface de Mars put être observé, rendant caduque l'utilisation de lettres. Vue de la Terre, la surface de Mars se divise en deux zones possédant des albédos différents. Les plaines claires du Nord, couvertes de poussière et de sable riche en oxydes de fer rouges, furent initialement assimilées à des continents et portent des noms comme Arabia Terra ou Amazonis Planitia. Les hauts plateaux sombres du Sud furent à l'inverse considérés comme des mers (Mare Erythraeum, Mare Sirenum ou Aurorae Sinus). Eau sur Mars
En utilisant les résultats obtenus à partir de mesures chimiques, des modèles minéraux suggèrent que le sol pourrait être un mélange d'environ 80 % d'argile riche en fer, environ 10 % de sulfate de magnésium (kiesérite ?), environ 5 % de carbonate (calcite) et environ 5 % d'oxydes de fer (hématite, magnétite, goethite ?). Ces minéraux sont des produits typiques de l'altération de roches ignées mafiques. La présence d'argile, de sulfate de magnésium, de kiesérite, de calcite, d'hématite et de goethite suggère fortement que de l'eau était présente à une certaine époque. Les sulfates contiennent de l'eau chimiquement liée ("chemically bound water"), dont la présence suggère qu'il y avait de l'eau dans le passé. Viking 2 a trouvé des groupes de minéraux similaires. Étant donné que Viking 2 était bien plus au nord, des photos qu'il a prises durant l'hiver montraient du gel. Eau sur Mars
L'eau est moins abondante sur Mars qu'elle ne l'est sur la Terre, du moins dans ses états liquide et gazeux. La plupart de l'eau connue est bloquée dans la cryosphère (pergélisol et calottes polaires), sous forme de glace, et il n'y a pas d'eau douce liquide à la surface. En effet, la faible valeur de la pression de son atmosphère (0,66 millibars), qui peut varier de 30 % au cours de l'année, ne permet pas à l'eau liquide de s'y maintenir : tant que la pression partielle en est inférieure sur une planète à 6,1 millibars, l'eau ne peut exister que sous forme de vapeur ou de glace. Mars (planète)
Survenu à la fois sur Terre et sur Mars, ce cataclysme serait peut-être également à l'origine de la différence de concentration en oxyde de fer (plus du simple au double) observée entre le manteau de la Terre et celui de Mars. Les impacts cosmiques auraient en effet liquéfié le manteau terrestre sur peut-être d'épaisseur, portant la température de ce matériau jusqu'à , température suffisante pour réduire le FeO en fer et en oxygène. Le noyau terrestre aurait ainsi connu un apport supplémentaire en fer issu de la réduction du manteau à l'issue de ce bombardement météoritique, ce qui expliquerait la teneur pondérale résiduelle d'environ 8 % de FeO dans le manteau terrestre. Sur Mars, au contraire, la température du manteau fondu n'aurait jamais dépassé , température insuffisante pour réduire l'oxyde de fer(II) et laissant donc inchangée la teneur en FeO du manteau martien à environ 18 %. Cela expliquerait pourquoi Mars est aujourd'hui extérieurement plus de deux fois plus riche en oxydes de fer que la Terre alors que ces deux planètes sont supposées avoir été originellement similaires. Mars (planète)
Le , la Nasa annonce y avoir détecté des écoulements de « saumures de différentes compositions, faites de chlorate et perchlorate de magnésium et de perchlorate de sodium, mêlés à un peu d’eau. ». D'après les analyses, il y aurait de l'eau liquide ou glacée dans le sous-sol martien. Eau sur Mars
L'eau sur Mars désigne l'eau présente sur la planète Mars, quelle que soit la forme (solide, liquide, gazeuse, roche hydratée) sous laquelle elle s'y trouve. Le sol martien, d'après les dernières analyses, contient entre 1,5 et 3 % d'eau. Seule une petite quantité de vapeur d'eau est présente dans son atmosphère. Vie sur Mars
En juin 2000, la preuve de cours d'eau sous la surface de Mars a été découverte sous la forme de ravines. Des réserves d'eau liquide à grande profondeur, à proximité du noyau de la planète, pourraient constituer aujourd'hui l'habitat de la vie. Toutefois, en , les astronomes ont annoncé la découverte des ravines similaires sur la Lune, qui ne semble jamais avoir eu de l'eau liquide à sa surface. Les astronomes suggèrent que les ravines pourraient être le résultat d'impacts de micrométéorites ou de la sublimation du dioxyde de carbone. Climat de Mars
Mars possède des calottes polaires à son pôle nord et son pôle sud qui sont principalement constituées de glace d'eau. Cependant, de la glace de dioxyde de carbone (glace sèche) est présente à leur surface. La glace sèche s'accumule dans la région polaire nord (Planum Boreum) en hiver seulement, se sublimant complètement en été alors que la région polaire sud a une couche de glace sèche permanente atteignant jusqu'à huit mètres. Cette différence est liée à la plus haute altitude du pôle sud par rapport au pôle nord. Atmosphère de Mars
On a montré récemment que le méthane pouvait être produit par un processus non biologique impliquant l'eau, le dioxyde de carbone et l'olivine, qui est commune sur Mars. Les conditions requises pour cette réaction (c'est-à-dire des températures et pressions élevées) n'existent pas actuellement à la surface de la planète, mais pourraient exister au sein de la croûte. Pour prouver l'existence de ce processus, de la serpentine, un minéral résultant lui aussi du processus, devait être détectée. Cette détection a été effectuée en 2009 par le spectromètre CRISM de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter Géologie de Mars
Ainsi, la sonde Mars Express, de l'ESA, possède un instrument appelé OMEGA — acronyme signifiant « Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité » — de réalisation essentiellement française et sous la responsabilité de Jean-Pierre Bibring, de l'IAS à Orsay, qui mesure le spectre infrarouge (dans les longueurs d'onde comprises entre ) de la lumière solaire réfléchie par la surface martienne dans le but d'y déceler le spectre d'absorption des différents minéraux. Cette expérience a pu confirmer l'abondance des roches ignées sur la surface de Mars, notamment des olivines et des pyroxènes, mais ces derniers ont un taux de calcium plus bas dans les hautes terres cratérisées de l'hémisphère sud que dans le reste de la planète, où on le rencontre avec de l'olivine ; ainsi, les matériaux les plus anciens de l'écorce martienne se seraient formés à partir d'un manteau appauvri en aluminium et en calcium. Colonisation de Mars
Les conditions à la surface de Mars sont plus proches des conditions sur Terre en termes de température et de pression atmosphérique que celles d'autres planètes ou lunes, à l'exception de la région supérieure des nuages de Vénus. Toutefois, la surface reste inhospitalière pour l'homme et la plupart des organismes vivants du fait de la pression atmosphérique réduite et du peu d'oxygène (0,1 % d'oxygène). Géologie de Mars
Un corpus de 35 météorites provenant de Mars est aujourd'hui répertorié (d'autres sources peuvent indiquer un nombre bien plus élevé que 35), permettant de tirer quelques conclusions préliminaires sur la nature des sols martiens :Bien que peu nombreuses et restreintes à des époques géologiques limitées, ces météorites permettent d'évaluer l'importance des roches basaltiques sur Mars. Elles soulignent les différences de composition chimique entre Mars et la Terre et témoignent de la présence d'eau liquide à la surface de la planète il y a plus de 4 milliards d'années. Titan (lune)
Titan est principalement composé de roche et d’eau gelée. Son épaisse atmosphère a longtemps empêché l’observation de sa surface, jusqu’à l’arrivée de la mission "Cassini-Huygens" en 2004. Cette dernière a permis la découverte de lacs d’hydrocarbures liquides dans les régions polaires du satellite. Du point de vue géologique, la surface de Titan est jeune ; quelques montagnes ainsi que des cryovolcans éventuels y sont répertoriés, mais cette surface demeure relativement plate et lisse, présentant peu de cratères d’impact. Géologie de Mars
L'olivine, découverte dans la région de Nili Fossae ainsi qu'en d'autres régions martiennes par le "Thermal Emission Spectrometer" (TES) de Mars Global Surveyor, est un minéral instable en milieu aqueux, donnant facilement d'autres minéraux tels que de l'iddingsite, de la goethite, de la serpentine, des chlorites, des smectites, de la maghémite et de l'hématite ; la présence d'olivine sur Mars indique donc des surfaces qui n'ont pas été exposées à l'eau liquide depuis la formation de ces minéraux, laquelle remonte à plusieurs milliards d'années, jusqu'au Noachien pour les terrains les plus anciens. Il s'agit donc d'une indication forte de l'aridité extrême du climat martien au cours de l'Amazonien, aridité qui avait semble-t-il déjà commencé, au moins localement, à la fin de l'Hespérien. Géologie de Mars
Des études plus fines réalisés "in situ" par les deux Mars Exploration Rovers Spirit et Opportunity respectivement dans le cratère Gusev, au sud d'Apollinaris Patera, et sur Meridiani Planum, suggèrent même l'existence passée d'une hydrosphère suffisamment importante pour avoir pu homogénéiser le taux de phosphore des minéraux analysés sur ces deux sites situés de part et d'autre de la planète. Une approche différente, fondée sur la cartographie de l'abondance du thorium, du potassium et du chlore à la surface de Mars par le spectromètre gamma (GRS) de la sonde Mars Odyssey, aboutit au même résultat. Observatoire pour la minéralogie, l'eau, les glaces et l'activité
, révélant l'interaction prolongée des roches ignées avec l'eau liquide. Par ailleurs, OMEGA a confirmé l'abondance des roches ignées sur la surface de Mars, notamment des olivines et des pyroxènes, avec pour ces derniers un taux de calcium plus bas dans les hautes terres cratérisées de l'hémisphère sud que sur le reste de la planète, où on le rencontre avec de l'olivine, indiquant que les matériaux les plus anciens de l'écorce martienne se seraient formés à partir d'un manteau appauvri en aluminium et en calcium. Huygens (sonde spatiale)
Le module scientifique de surface (SSP) révèle qu’à cet endroit, sous une croûte dure et mince, le sol a la consistance du sable. Les paysages de Titan présentent des similitudes avec ceux de la Terre, a expliqué Martin G. Tomasko, responsable du DISR, l’instrument qui a pris les images. Brouillards, traces de précipitations, érosions, abrasion mécanique, réseaux de chenaux de drainage, systèmes fluviaux, lacs asséchés, paysages côtiers et chapelets d’îles : « les processus physiques qui ont façonné Titan sont très proches de ceux qui ont modelé la Terre. Les matériaux, en revanche, sont plus “exotiques”, Martin Tomasko de l'ESA. Puisque l'eau () y est remplacée par du méthane (), qui peut exister sous forme liquide ou gazeuse à la surface de Titan. Quand il y pleut, ce sont des précipitations de méthane mêlées de traces d'hydrocarbures, qui déposent sur le sol des substances provenant de l’atmosphère. Des pluies seraient d’ailleurs tombées « dans un passé peu éloigné » précise encore Martin Tomasko, le . Géologie de Mars
Des sondes américaines (notamment 2001 Mars Odyssey et Mars Reconnaissance Orbiter) et européenne (Mars Express) ont étudié globalement la planète pendant plusieurs années, permettant d'élargir et d'affiner notre compréhension de sa nature et de son histoire. Si elles ont confirmé la prédominance des basaltes à la surface de la planète, ces sondes ont également recueilli quelques résultats inattendus. Mariner 6
Le retour des données pour Mariner 6 et Mariner 7 est de 800 millions de bits. Mariner 6 envoie 49 images de son survol de la planète Mars et 26 images en gros plan de Mars, et Mariner 7 envoie 93 images de son survol et 33 images en gros plan. Les photographies en gros plan du survol couvrent 20% de la surface de Mars. Les instruments de la sonde spatiale mesurent les émissions en ultraviolet et en infrarouge et la réfractivité de l'atmosphère martienne. Les images montrent que la surface de Mars est très différente de celle de la Lune, en contraste avec les résultats de Mariner 4. La calotte du pôle sud est identifiée comme étant composée principalement de dioxyde de carbone solide. La pression atmosphérique est estimée entre 6 et 7 mb. La composition atmosphérique est d'environ 98% de dioxyde de carbone. La radio-science affine les estimations de la masse, du rayon et de la forme de la planète Mars. La NASA continue de recevoir des données de Mariner 6 jusqu'au milieu de 1971. Mars (planète)
La présence durable d'eau liquide à la surface de Mars est considérée comme improbable. En effet, compte tenu de la pression et de la température à la surface de Mars, l'eau ne peut exister à l'état liquide et passe directement de l’état solide à l’état gazeux par sublimation. Cependant, de récents éléments suggèreraient la présence temporaire d'eau liquide dans des conditions particulières. Expérimentalement, des écoulements d'eau et de saumure à basse pression ont été réalisés pour étudier leurs répercussions sur la surface. Mars (planète)
Le manteau de Mars serait très semblable à celui de la Terre, constitué de phases solides où dominent les silicates riches en fer, ce dernier représentant une fraction pondérale de 11 à 15,5 % du manteau. InSight
L'objectif principal d"InSight" est d'étudier la structure interne de la planète Mars, qui partage de nombreuses caractéristiques avec les trois autres planètes telluriques (c'est-à-dire rocheuses) de notre Système solaire. Comme la Terre, Mars résulte de l'accrétion initiale de nombreux corps rocheux, qui a été suivie, lorsque la masse du corps en formation a dépassé une taille suffisante, d'un échauffement interne, entretenu par la chaleur dégagée du fait de la radioactivité naturelle de certains éléments. Cet échauffement a déclenché un processus de différenciation planétaire : les matériaux les plus denses se sont enfoncés vers le centre, tandis que les matériaux moins denses migraient vers la surface. Il en est résulté la formation d'un noyau planétaire, entouré d'un manteau et d'une croûte. Mars présente l'avantage par rapport à la Terre d'être géologiquement moins active (notamment absence de plaques tectoniques). Sa structure interne doit donc avoir conservé les traces de ce processus initial de formation. En étudiant la taille, l'épaisseur, la densité et l'ensemble de la structure de la planète Mars – noyau, manteau et croûte –, ainsi qu'en permettant d'estimer la vitesse à laquelle la chaleur s'échappe de l'intérieur de la planète, "InSight" fournira un aperçu original des processus évolutifs de toutes les planètes rocheuses, qui ont débuté il y a plus de quatre milliards d'années. Exploration du système martien
À son arrivée, Mars est complètement voilée par une tempête de poussière qui ne se calme qu'au bout d'un mois. L'orbiteur est placé sur une orbite elliptique de × km qui lui permet de réaliser une cartographie de 70 % de la surface de Mars. La sonde spatiale transmet des images qui révèlent une planète très différente et beaucoup plus intéressante que ce qu'avait laissé entrevoir Mariner 6. La sonde spatiale découvre notamment l'énorme canyon de Valles Marineris profond de large d'une centaine de km et long de plusieurs milliers de km. Celui-ci se prolonge par des formations géologiques qui ressemblent à des vallées asséchées. La caméra de la sonde spatiale photographie dans la région d'Hellas des plaines comportant peu de cratères donc géologiquement relativement jeunes. Enfin, on découvre plusieurs anciens volcans dont Olympus Mons qui avec ses de haut constituent le relief le plus élevé du système solaire. Les satellites Phobos et Déimos sont également photographiés. De nombreuses formations donnent à penser que l'eau a coulé par le passé sur Mars. La vie a pu apparaitre comme sur Terre à cette époque mais le seul moyen de le savoir est d'étudier sur place le sol de la planète, mission confiée au programme Viking en plein développement à cette époque. Mars Express
La théorie la plus courante en ce qui concerne l'origine des lunes de Mars est que celles-ci sont des astéroïdes capturés par la planète Mars. Mais un objet aussi poreux n'aurait sans doute pas survécu à un tel processus de capture. Par ailleurs, le spectromètre PFS a permis de détecter la présence de minéraux de type phyllosilicate à la surface de Phobos en particulier près de Stickney, le plus grand des cratères d'impact. La faible densité de Phobos et la présence à sa surface de minéraux formés en présence d'eau permettent de penser que Phobos est en réalité le résultat de l'accrétion de matériaux rocheux éjectés de la surface de Mars par un impact géant. Rythmes circadiens sur Mars
Dans ses tout débuts, plusieurs indices suggèrent que la disponibilité de l’eau était périodique, mais suffisante à la formation de voies fluviales qui expliqueraient la topographie de la surface de Mars alors que d’autres pensent plutôt à de l’érosion glacière. Actuellement, le climat de Mars est comparable à celui de l’Antarctique sur Terre, froid et sec. La surface de la planète est dominée par un pergélisol. Géologie de Mars
La teinte rougeâtre de la planète provient avant tout de l'oxyde de fer(III) , omniprésent à sa surface. Cette hématite amorphe (l'hématite cristallisée, quant à elle, est de couleur grise) constitue une fraction importante des grains de poussière transportés par les vents qui balayent continuellement la surface de la planète, mais ne semble pas pénétrer très profondément dans le sol, à en juger par les traces laissées depuis l'hiver 2004 par les roues des rovers Spirit et Opportunity, qui montrent que la couleur rouille est celle des couches de poussières, plus épaisses et recouvertes de poussières sombres pour Opportunity, tandis que les roches elles-mêmes sont nettement plus sombres. Eau sur Mars
Il y a un certain nombre de preuves directes et indirectes de la présence d'eau sur ou sous la surface, telles que des lits de ruisseaux, les calottes polaires, des mesures spectroscopiques, des cratères érodés ou des minéraux dont l'existence est liée directement à la présence d'eau liquide (tels que la goethite), de l'hématite cristalline grise, des phyllosilicates, de l'opale et des sulfates. Mars (planète)
Du fait de son éloignement plus grand par rapport au Soleil que celui de la Terre, Mars reçoit du Soleil une énergie variant de 492 à selon sa position sur son orbite, contre de pour la Terre, c'est-à-dire de 37,2 % à 50,6 % entre les aphélies et les périhélies respectivement. L'atmosphère martienne étant de surcroît moins dense que celle de la Terre, elle ne produit qu'un effet de serre négligeable, d'où une température moyenne d'environ () à la surface de Mars, avec des variations diurnes importantes en raison de la faible inertie thermique de cette atmosphère : Viking 1 Lander avait ainsi relevé des variations diurnes allant typiquement de , soit de , tandis que les températures extrêmes seraient d'environ , c'est-à-dire de l'ordre de . Exploration du système martien
Les scientifiques considèrent généralement que les conditions régnant à la surface de Mars étaient proches de celles de la Terre durant la première période de son histoire. Dans la mesure où la vie est apparue relativement tôt sur la Terre, il est possible que celle-ci ait également existé sur Mars. La découverte de la vie sur Mars aurait des répercussions importantes non seulement sur le plan scientifique mais également sociologique.La détermination de l'histoire du climat martien vise à comprendre comment le climat de Mars a évolué pour atteindre son état actuel et quels sont les processus qui sont à l'origine de ces changements. Le résultat de ces investigations a des applications à toutes les planètes dotées d'atmosphère dont la Terre.La connaissance de la composition, la structure et l'histoire est fondamentale pour comprendre globalement le système solaire mais fournit également des indications sur l'histoire de la Terre et les processus qui l'ont façonnée. Dans le système solaire, Mars a présenté par le passé ce qui se rapproche le plus de l'environnement terrestre. La géologie de Mars fournit un éclairage sur pratiquement toutes les conditions pouvant conduire à l'apparition de la vie et à sa préservation. L'étude de sa structure interne fournit des indications importantes sur de nombreux sujets comme l'énergie géothermique, les environnements primitifs des planètes et les sources des volatils.L'exploration spatiale de Mars doit permettre d'obtenir suffisamment d'informations sur les conditions régnant sur Mars pour mener une mission avec un équipage humain dans des conditions de coût, risques et performance acceptables. Les investigations doivent porter sur quatre types de mission.La planète Mars est identifiée par les premiers astronomes de l'Antiquité : sa luminosité importante, son absence de scintillement (qui distingue les planètes des étoiles) et sa couleur rouge accentuée en font un objet particulièrement visible et remarquable. Les Grecs la baptisent Arès (Mars dans la mythologie romaine), du nom du dieu de la guerre et plus généralement du désordre, car son mouvement leur semble particulièrement erratique (Mars, vu de la Terre, parcourt globalement le zodiaque d'est en ouest, mais semble rebrousser chemin avant de repartir dans le bon sens). C'est l'astronome allemand Johannes Kepler qui, après une étude de 8 ans des déplacements de la planète, parvient en 1609 à mettre sa trajectoire en équations, en établissant les lois de Kepler qui régissent le mouvement des planètes autour du Soleil. Dans les années 1670, les astronomes Jean Richer depuis la Guyane et Jean-Dominique Cassini depuis Paris mesurent la parallaxe de Mars qui leur permet de déterminer la distance Mars-Terre, qui s'avère 20 fois plus grande que les estimations de l'époque. Mariner 9
La mission Mariner 9 aboutit à une cartographie de la surface de Mars, comprenant les premières vues détaillées des volcans de Mars, de la Valles Marineris, des calottes polaires martiennes et des satellites naturels de Mars, Phobos et Déimos. Mariner 9 fournit également des informations sur les tempêtes de poussières sur Mars, la figure triaxiale de Mars et le champ de gravité ainsi que des preuves de l'activité éolienne de surface de la planète Mars. Précipitations
L'atmosphère de Mars est très ténue, en majorité composée de dioxyde de carbone (95 %), de diazote (3 %) et d'argon (1,6 %), et contient des traces de dioxygène, d'eau, et de méthane. Il existe des nuages d'eau et de dioxyde de carbone dont l'aspect est très proche de celui des cirrus. Certains nuages sont si fins qu'ils ne peuvent être aperçus que lorsqu'ils reflètent la lumière du Soleil dans l'obscurité. En ce sens, ils sont proches des nuages noctulescents de la Terre. La sonde Phoenix a noté des cristaux de glace tombant de ces nuages à d'altitude et se sublimant en virga au-dessus de . Mars (planète)
Phobos, le satellite naturel de Mars le plus proche de sa planète, est une masse irrégulière de qui orbite à moins de d'altitude, au point de n'être pas visible depuis les régions polaires de la surface martienne, au-delà de 70,4° de latitude nord ou sud, où il est masqué par la courbure de la planète. La sonde "Mars Global Surveyor" a révélé que sa surface, très cratérisée, est recouverte d'un régolithe épais d'une centaine de mètres provenant sans doute des myriades d'impacts survenus à la surface de cet objet. Sa masse volumique moyenne est moitié moindre que celle de Mars, à un peu moins de , suggérant une nature poreuse résultant d'une structure en blocs agglomérés dont la cohésion globale serait assez faible. Il s'agirait d'un astéroïde de type D, c'est-à-dire constitué de matériaux où dominent les silicates anhydres avec une proportion notable de carbone, de composés organiques ainsi que, peut-être, de glace d'eau. Il aurait une composition proche d'une chondrite carbonée, expliquant son albédo d'à peine 0,071. La nature minéralogique de la surface examinée par le spectromètre infrarouge ISM de la sonde "Phobos 2" semble correspondre à de l'olivine avec localement des concentrations d'orthopyroxène. La présence d'eau en surface du satellite a clairement été écartée par plusieurs études mais ne demeure pas exclue en profondeur. Mars 2020 (mission spatiale)
L'objectif principal de la NASA - la détection de la présence d'eau et de son action passée ou présente à la surface - étant désormais pratiquement atteint, la stratégie d'exploration se tourne vers la recherche de molécules prébiotiques indispensables à l'apparition de la vie ou de molécules produites par des formes de vie identifiables par leur signature isotopique. Cet objectif est confié à l'astromobile lourd ' (environ une tonne) de la mission ' (MSL). Celui-ci est équipé de mini-laboratoires capables d'analyser à l'échelle atomique et moléculaire des échantillons de sol. Il se pose en 2012 dans le cratère Gale à proximité d'un dépôt argileux prometteur qu'il atteint en 2019. Les premiers résultats indiquent que le sol de Mars contient des molécules organiques complexes, un indice important, toutefois en très faibles quantités. Aucune biosignature, indice direct de présence de vie présente ou passée, n'est toutefois détectée mais ce résultat pourrait s'expliquer par l'action des rayons cosmiques qui dans la durée ont cassé les molécules complexes présentes dans les couches superficielles du sol. D'autres résultats, nécessitant des travaux complexes sur Terre, sont toujours attendus courant 2020. Géologie de Mars
Les trois cartes ci-dessous, issues notamment des relevés topographiques et gravimétriques de la sonde Mars Global Surveyor au début des années 2000, permettent de se faire une idée plus précise de la structure de l'écorce martienne et de la distribution des masses sous la surface de la planète. C'est notamment la deuxième carte, reproduisant les variations d'intensité du champ de gravité à la surface martienne, qui donne une idée de la répartition des concentrations de masse dans l'écorce : sous les bassins d'impact, et sous les volcans ; outre les anomalies correspondant au renflement de Tharsis et à Elysium Mons, on repère ainsi trois petites anomalies positives au niveau de Malea Planum, d'Hadriacus Mons et d'Hesperia Planum, trois provinces volcaniques anciennes jouxtant Hellas Planitia, tandis qu'une anomalie positive est nettement visible sous le petit bassin d'Isidis Planitia, ainsi que sous ceux d'Utopia et d'Argyre, matérialisant la concentration de masse résultant de l'impact cosmique. La troisième carte représente les variations de distance, depuis le centre de Mars, du « Moho » martien — c'est-à-dire de l'interface entre le manteau et l'écorce martienne, appelée sur Terre "discontinuité de Mohorovičić" (généralement désignée par le raccourci « "le Moho" ») en raison de son effet sur la propagation des ondes sismiques, mais qui n'a jamais pu être observé expérimentalement sur Mars faute d'étude sismique sur cette planète — ce qui permet de déduire les variations d'épaisseur de l'écorce : Mars (planète)
La présence d'eau liquide sur Mars a donc progressivement cessé d'être continue pour ne plus être qu'éparse et épisodique. Les conditions martiennes actuelles permettent en effet l'existence d'eau liquide dans les régions les plus basses de la planète dans la mesure où cette eau est chargée de chlorures et/ou d'acide sulfurique, ce qui semble précisément être le cas sur Mars compte tenu du résultat des analyses effectuées "in situ" par les sondes qui ont étudié chimiquement le sol de la planète rouge. Des précipitations significatives semblent également avoir eu lieu jusqu'au milieu de l'Amazonien, à en juger par les arêtes sinueuses identifiées par exemple à l'est d'Aeolis Mensae. Mais, au cours de l'Hespérien et de l'Amazonien, les conditions martiennes globales sont passées d'une atmosphère épaisse, humide et tempérée à une atmosphère ténue, aride et froide. Mars 1
En Union soviétique, les premières spéculations scientifiques sur le climat martien sont le fait de l'astronome Gavriil Tikhov. Celui-ci observe la planète Mars à compter des années 1930 en utilisant la lunette de l'observatoire de Poulkovo à Léningrad. Il note que la surface de Mars présente des couleurs (brun, vert et rouge) similaires à celles des régions terrestres arctiques et en déduit que Mars présente des caractéristiques proches de ces dernières. Il observe les phénomènes qui accompagnent le cycle des saisons. À la fin de sa vie, au milieu des années 1950, il défend la thèse selon laquelle le règne végétal peut exister dans des conditions très rudes telles que celles qui doivent régner sur Mars. À l'époque, le consensus parmi les scientifiques soviétiques est que la pression atmosphérique martienne est comprise entre (soit un dixième de celle de la Terre mais on découvrira qu'elle est en réalité de 6 millibars) permettant la présence éventuelle de végétaux grâce à la fonte saisonnière des calottes glaciaires. Les premières sondes spatiales martiennes sont conçues sur ces hypothèses. Le premier atterrisseur est ainsi développé pour des températures comprises entre et alors que la température moyenne sera évaluée par la suite à . Vie sur Mars
En 2007, lors d'un séminaire du Laboratoire de géophysique de la Carnegie Institution à Washington, l'expérience de Gilbert Levin a été évaluée une fois de plus. Levin affirme toujours que ses données originales sont correctes. Ronald Paepe, un édaphologue (spécialiste des sols), a déclaré lors du congrès de l'Union européenne des géosciences que la détection récente d'argiles phyllosilicates sur Mars pouvait résulter d'une pédogenèse étendue à toute la surface de la planète. L'interprétation de Paepe voit la surface de Mars comme un sol actif coloré en rouge par des éons d'érosion, causée par l'eau, la végétation et l'activité microbienne. Mars (planète)
Le , la sonde spatiale "Mars Express" lancée par l'Agence spatiale européenne détecte au niveau de la calotte polaire australe la présence d'un lac souterrain d'eau liquide de de large, à sous la surface de Mars. Bien qu'à une température inférieure au point de congélation de l'eau pure, ce lac serait liquide en raison de sa forte concentration en sels et minéraux martiens. InSight
En analysant les ondes sismiques d'une poignée de séismes, les plus intenses observés sur deux années, les scientifiques ont pu affiner nos connaissances sur la structure interne de Mars. La croûte de la planète a une épaisseur qui est comprise entre 20 ou 39 kilomètres immédiatement sous l'instrument SEIS (la valeur dépend de la composition précise des sous-couches qui n'est pas connue). À partir des données géologiques de surface, on peut en déduire que l'épaisseur de la croûte pour le reste de la planète est comprise entre 24 et 72 kilomètres. Le noyau métallique, sur lequel les ondes sismiques rebondissent, se situe à une profondeur de , ce qui implique que son rayon est de (avec une incertitude de 40 kilomètres). Cette valeur le situe à la limite supérieure des prévisions. La masse de la planète étant déjà connue, la densité de ce noyau de grande taille est relativement faible (5,7 à 6,3), ce qui implique qu'il doit comprendre, outre du fer et du nickel, une quantité notable d'éléments légers comme le soufre. Une autre conséquence importante est la minceur de la couche située entre le noyau et la croûte (le manteau). Ce dernier est sans doute une simple couche de roches sans stratification contrairement à la Terre. La pression trop faible n'a en effet pas permis à la bridgmanite de se former. Ce minéral dans le cas de la Terre contribue à ralentir la convection et donc la vitesse de déperdition de la chaleur interne. Mars a dû donc connaître un refroidissement rapide. Histoire de l'observation de Mars
Au cours des années 1920, l'astronome français Bernard Lyot utilisa un polarimètre pour étudier les propriétés de la surface de la Lune et des planètes. En 1929, en constatant que la lumière polarisée émise depuis la surface martienne était très similaire à celle émise par la surface de la Lune, il suggéra que ces observations pouvaient s'expliquer par la présence de gel, ou même d'une éventuelle végétation. En se fondant sur la quantité de lumière solaire diffusée par l'atmosphère martienne, il détermina que cette dernière n'était que d'au maximum 1/15 de l'épaisseur de l'atmosphère terrestre. Avec une telle épaisseur, la pression à la surface ne peut excéder (). En utilisant la spectrométrie infrarouge, l'astronome néerlandais et américain Gerard Kuiper détecta du dioxyde de carbone dans l'atmosphère de la planète rouge. Il fut capable d'estimer que pour une surface égale, la quantité de dioxyde de carbone présente dans l’atmosphère martienne était deux fois supérieure à celle présente dans l’atmosphère terrestre. Cependant, Kuiper ayant surestimé la pression à la surface de Mars, il conclut à tort que les calottes glaciaires ne pouvait être composées de dioxyde de carbone gelé. En 1948, le météorologiste américain Seymour Hess détermina que la formation des fins nuages martiens ne nécessitait que de précipitations et d'une pression de vapeur saturante de (). ExoMars Trace Gas Orbiter
La présence de méthane dans l'atmosphère de Mars est un sujet qui fait controverse depuis 1969, l'équipe scientifique de Mariner 7 ayant annoncé que le spectromètre de la sonde spatiale avait détecté du méthane avant de se rétracter quelques semaines plus tard. La présence de méthane est une information importante car ce gaz, qui est détruit dans un intervalle de temps court d'un point de vue géologique, résulte soit d'une activité volcanique soit de processus organiques présents ou passés. En 2003, une équipe scientifique utilisant les données fournies par Mars Express et des télescopes basés sur Terre a annoncé avoir détecté du méthane en faible concentration à 5 parties par milliard (ppb) avec des pics de plusieurs douzaines de ppm ; ces résultats ont par la suite été contestés par des scientifiques utilisant les instruments de Mars Global Surveyor et de plusieurs télescopes terrestres. L'astromobile Curiosity, circulant à la surface de Mars, a accumulé en 2014 une vingtaine de mois de mesures avec l'instrument SAM, plus précisément l'instrument "Tunable Laser Spectrometer" (TLS) ont abouti en novembre 2014 à la confirmation de la présence de méthane dans l'atmosphère de Mars dans une proportion de 0,69 partie par milliard avec une marge d'erreur de 0,29. L'instrument a également détecté plusieurs montées de la concentration avec des pics surprenants à 20 parties par milliard, ce qui indique que du méthane continue d'être relâché localement. Géologie de Mars
Le volcanisme martien paraît également avoir cessé d'être actif, bien que l'âge semble-t-il très récent de certaines coulées de lave suggère, pour certains volcans, une activité actuellement certes très réduite, mais peut-être pas rigoureusement nulle, d'autant que Mars, contrairement à la Lune, n'a pas fini de se refroidir, et que son intérieur, loin d'être entièrement figé, contient en réalité un noyau peut-être entièrement liquide. D'une manière générale, l'analyse des données recueillies par Mars Express a conduit une équipe de planétologues de l'ESA dirigée par l'Allemand Gerhard Neukum à proposer une séquence en cinq épisodes volcaniques :Ces datations reposent sur l'évaluation du taux de cratérisation des coulées de lave correspondantes, qui semble recoupée par les observations indirectes sur le moyen terme mais contredites par les observations directes à court terme déduites de la fréquence des impacts récents observés sur plus de dix ans par les sondes satellisées autour de Mars, la principale difficulté de ce type de datation étant d'évaluer les biais statistiques introduits par la différence notable d'ordres de grandeur entre les surfaces anciennes (âgées de plus 2 milliards d'années), qui représentent une fraction importante de la surface de Mars, et les surfaces les plus récentes (âgées de moins de 200 millions d'années), qui sont comparativement extrêmement réduites. Vie sur Mars
Le Phoenix Mars Lander de la NASA, qui a atterri dans la plaine arctique de Mars en , a confirmé la présence de glace d'eau près de la surface. Cela a été confirmé lorsque des matériaux brillants, exposés par le creusement du bras de la sonde, se sont vaporisés et ont disparu en 3 à 4 jours. Cela a été expliqué par de la glace sous la surface, exposée par le creusement, qui a sublimé par l'exposition à l'atmosphère. Histoire de l'eau dans le système solaire
Si l’eau a été nettement plus abondante dans les atmosphères de Mars et de Vénus, l’a-t-elle été aussi sur leur sol ? Dans le cas de Mars, nous avons des traces de présence, en surface, de grandes quantités d’eau (peut-être liquide) au début de l’histoire de la planète. La première est l’existence de vallées ramifiées qui sillonnent les terrains anciens de l’hémisphère sud et qui datent de plus 3 milliards d’années ; elles donnent l’impression que de l’eau liquide s’est écoulée en quantité sur la planète, ce qui indique qu’à cette époque existait une atmosphère dense et chaude. Le deuxième indice est la présence probable d’un océan qui aurait recouvert les grandes plaines du Nord il y a 2 à 3 milliards d’années. Les récentes mesures radar de la mission Mars Global Surveyor, ont renforcé cette hypothèse, émise lors des premières mesures de la sonde Viking. Elles ont révélé la présence de lignes longues de plusieurs milliers de kilomètres et dont l’altitude est constante. S’agirait-il de rives ? Si un tel océan a existé, l’eau qu’il contenait aurait formé un océan global d’au moins trente mètres d’épaisseur. Écoulements saisonniers sur Mars
Les écoulements saisonniers sur Mars ou écoulements saisonniers sur les pentes chaudes de Mars ou écoulements sombres équatoriaux (RSL, pour l'anglais ") sont des phénomènes géologiques à la surface de la planète Mars. Ils consistent en des traces qui ressemblent à des écoulement liquides sur des pentes. Ce sont sans doute des écoulements d'eau salée qui ont lieu pendant les mois les plus chauds, ou des écoulement secs se produisant sur des pentes d'au moins . Eau liquide dans l'Univers
Thomas Gold a postulé que de nombreux corps du Système solaire pourraient abriter de l'eau liquide sous leur surface. La présence de cette eau pourrait être détectée par certaines caractéristiques géologiques. Ainsi il est possible que Mars possède de l'eau liquide souterraine. La recherche suggère également que dans son passé s'écoulait de l'eau à sa surface, laissant de larges zones semblables aux océans terrestres. Certains indices directs et indirects suggèrent la présence d'eau liquide sur ou sous sa surface : des lits de cours d'eau, calottes polaires, mesures de spectrométrie, cratères érodés ou la présence de minéraux dont l'existence est liée directement à la présence d'eau (tels que l'opale ou la goethite). Les terrains chaotiques pourraient aussi être liés à la présence d'eau liquide souterraine. Ainsi, en , une équipe de chercheurs publie un article dans "" qui suggère que plusieurs chaos présents sur Europe sont situés sur de grands lacs d'eau liquide. Ces lacs seraient entièrement enfermés dans l'enveloppe externe et glaciale du satellite et, plus bas dans la couche de glace, se trouverait un océan liquide. Sur Encelade, de tels chaos sont observés (voir Rayures de tigre) et les cristaux de glace dont ils sont constitués montrent qu'ils sont récents. Mars (planète)
Mars a aujourd'hui perdu la presque totalité de son activité géologique interne, et seuls des événements mineurs surviendraient encore épisodiquement à sa surface, tels que des glissements de terrain, sans doute des geysers de  dans les régions polaires, peut-être des séismes, voire de rares éruptions volcaniques sous forme de petites coulées de lave.. Climat de Mars
La découverte sur Mars de minéraux dont l'existence est directement liée à la présence d'eau liquide, incluant l'hématite et la jarosite pour Opportunity et la goethite pour Spirit indique que les conditions climatiques dans le passé lointain de la planète ont permis des écoulements d'eau libre. La morphologie de certains cratères d'impact présents sur Mars montre que le terrain était humide lorsqu'ils se sont formés. Des observations géomorphologiques des réseaux de vallées martiennes et de l'érosion des paysages indiquent également fortement des conditions plus chaudes et plus humides durant le Noachien (il y a environ 4 milliards d'années). Cependant, l'analyse chimique d'échantillons de météorites martiennes suggère que la température ambiante près de la surface de Mars est très probablement descendue en dessous de pour les 4 derniers milliards d'années. Vie sur Mars
Partie le 5 mai 2018 des USA, la sonde InSight s'est posée le 26 novembre sur le sol de Mars (site d'Elysium Planitia), après un voyage de 485 millions de kilomètres. Mission prévue en 2020, un rover est envoyé sur Mars afin d'analyser la surface de Mars grâce au projet SuperCam, développé au LAB (Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux) qui aura par rapport à Curiosity, un laser vert en plus du laser rouge. D'autres instruments seront à bord comme un analyseur d'échantillons, une sonde, ainsi que MOXIE (Mars Oxygen ISRU Experiment)... Mars Oxygen ISRU Experiment
L'atmosphère de Mars a une pression standard de au niveau de référence martien, ce qui correspond à 0,6 % de la pression atmosphérique terrestre au niveau de la mer (), avec une température moyenne de (). Sa composition volumique est de 95 % de dioxyde de carbone , 2,6 % d'azote , 1,9 % d'argon Ar et divers autres gaz. Elle est en outre chargée d'une quantité variable de poussières continuellement soulevées dans l'atmosphère par des tourbillons et des tempêtes de poussières, dont les grains au niveau du sol ont un diamètre de l'ordre de  , plus précisément compris entre . Bien que l'atmosphère martienne soit en moyenne 167 fois moins dense que l'atmosphère terrestre, les grains de poussière y restent nombreux en suspension car ils ne s'agglomèrent pas sous l'effet de l'humidité, comme sur Terre, et ne tombent pas non plus dans une étendue d'eau qui les retient durablement . De surcroît, la pesanteur standard sur Mars n'est que de , soit à peine 38 % de celle de la Terre (), ce qui ralentit les processus de décantation par lesquels les grains tendent à sédimenter sur le sol ; les modèles prenant en compte les forces de van der Waals et électrostatiques indiquent que des particules de de diamètre peuvent rester indéfiniment en suspension dans l'atmosphère martienne quelle que soit la vitesse du vent, tandis que des particules de peuvent être soulevées par des vents de seulement , et être maintenues en suspension par des vents d'à peine  . Terraformation de Mars
Mars avait un environnement relativement similaire à la Terre lors des premières étapes de son développement. Cette similarité est indiquée par l'épaisseur de l'atmosphère de Mars, ainsi que par la présence évidente d'eau liquide sur la surface de la planète dans le passé. L'atmosphère s'est atténuée pendant des milliards d'années avec la dispersion progressive des gaz dans l'espace, bien qu'ils se soient aussi partiellement condensés sous forme solide. L'eau, qui auparavant se trouvait sur la surface martienne, n'est aujourd'hui présente qu'aux pôles et sous la surface de la planète, dans le permafrost. Le mécanisme qui conduisit aux conditions atmosphériques actuelles de Mars n'est pas connu, bien que plusieurs hypothèses aient été proposées. Une de ces hypothèses est que la gravité sur Mars a entraîné un relâchement des gaz légers de la haute atmosphère dans l'espace. L'absence évidente de plaques tectoniques sur Mars est un autre facteur possible puisque cette absence d'activité tectonique pourrait, en théorie, ralentir le recyclage des gaz en les enfermant dans les sédiments sans qu'ils ne puissent retourner dans l'atmosphère. Le manque d'activité géologique et l'absence de champ magnétique sont probablement une conséquence de la petite taille de Mars, ce qui autorise un refroidissement plus rapide de son intérieur comparativement à celui de la Terre. Cependant les détails d'un tel processus sont peu connus. Carbonates sur Mars
En 2008, un dépôt important de carbonates en surface est identifié par les expériences TEGA et WCL de la sonde Phoenix : le sol situé à proximité du site d'atterrissage est alcalin et renferme entre 3 et 5 %m de calcite (). MAVEN
Mars est aujourd'hui une planète désertique, froide (température moyenne de oscillant entre aux pôles durant la nuit polaire et à l'équateur, à midi lorsque la planète se trouve au plus près du Soleil). Son atmosphère très ténue (pression atmosphérique en surface de 30 millibars, soit 170 fois plus faible que sur Terre) est composée essentiellement de dioxyde de carbone (95,3 %) et contient une proportion anormalement faible de vapeur d'eau. Dans les conditions actuelles, l'eau ne peut pas exister à l'état liquide mais seulement sous forme de glace (qui peut se sublimer) ou de vapeur d'eau. Les indices géologiques recueillis par les engins spatiaux lancés vers Mars montrent que la planète a connu par le passé des conditions complètement différentes. La caméra à haute résolution "HiRISE" de l'orbiteur "MRO" a permis d'identifier des réseaux de vallées fluviales, des bassins lacustres et des formations glaciaires. Les rovers "MER" et "Curiosity" ont découvert des traces fossilisées d'anciens cours d'eau et des argiles qui ne peuvent se former que lorsque l'eau liquide subsiste sur de longues durées en surface. Volcanisme sur Mars
Le volcanisme martien paraît également avoir cessé d'être actif, bien que l'âge semble-t-il très récent de certaines coulées de lave suggère, pour certains volcans, une activité actuellement certes très réduite, mais peut-être pas rigoureusement nulle, d'autant que Mars, contrairement à la Lune, n'a pas fini de se refroidir, et que son intérieur, loin d'être entièrement figé, contient en réalité un noyau peut-être entièrement liquide. D'une manière générale, l'analyse des données recueillies par Mars Express a conduit une équipe de planétologues de l'ESA dirigée par l'Allemand Gerhard Neukum à proposer une séquence en cinq épisodes volcaniques :Ces datations reposent sur l'évaluation du taux de cratérisation des coulées de lave correspondantes, qui semble recoupée par les observations indirectes sur le moyen terme mais contredites par les observations directes à court terme déduites de la fréquence des impacts récents observés sur plus de dix ans par les sondes satellisées autour de Mars, la principale difficulté de ce type de datation étant d'évaluer les biais statistiques introduits par la différence notable d'ordres de grandeur entre les surfaces anciennes (âgées de plus 2 milliards d'années), qui représentent une fraction importante de la surface de Mars, et les surfaces les plus récentes (âgées de moins de 200 millions d'années), qui sont comparativement extrêmement réduites. Eau liquide dans l'Univers
En utilisant ces méthodes, l'eau liquide semble avoir couvert une grande partie de la surface de Mars dans le passé. Ce semble être également le cas sur Vénus. Cependant, l'eau liquide peut également exister en profondeur dans les corps planétaires, à la manière des eaux souterraines terrestres. La vapeur d'eau est parfois considérée comme une preuve de la présence d'eau liquide, bien qu'elle puisse être décelée là où il n'y a pas de traces d'eau liquide. Des preuves similaires soutiennent la présence d'eau liquide sous la surface de nombreuses lunes et planètes naines, parfois sous forme de grands océans subglaciaires. L'eau liquide est envisagée comme commune dans d'autres systèmes planétaires malgré l'absence de preuves concluantes à l'heure actuelle (2015). Mars (planète)
Les variations d'éclat, la distribution en latitude et la saisonnalité de ces manifestations suggèrent qu'elles soient provoquées par une substance volatile, mais celle-ci n'a pas été directement détectée. Elles se trouvent en des points trop chauds de la surface martienne pour qu'il puisse s'agir de dioxyde de carbone gelé, et généralement trop froids pour qu'il puisse également s'agir d'eau pure gelée. Ces observations plaident donc également en faveur de saumures, qui semblent se former ponctuellement de temps en temps à la surface de la planète. Le la NASA annonce que des analyses des images en provenance de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter confirmeraient la présence de liquide sur Mars sous forme de sels hydratés. Dune
Les planètes Mars et Vénus ainsi que le satellite Titan sont couverts de dunes sur une partie de leur surface. Sur Mars, les types de dunes sont beaucoup plus variés que sur Terre et leur modification est beaucoup plus lente aussi du fait que l'atmosphère martienne est très ténue. Cela permet d'étudier leur développement de manière plus aisée. Volcan sous-glaciaire
De nombreux scientifiques pensent que de l'eau liquide existe sous la surface de Mars, mais il est impossible pour le moment de forer à ces profondeurs. Meredith Payne et Jack Farmer de l'Arizona State University ont étudié les images des caméras Orbiter et Viking pour trouver des endroits possibles de plusieurs volcans sous-glaciaires, pouvant porter des micro-organismes à leur surface. Vie sur d'autres planètes
James Lovelock avait relevé de nombreuses anomalies concernant l’atmosphère de la Terre. La composition chimique de l’atmosphère ne correspond pas aux équilibres naturels lorsque ces gaz sont mis en présence. Avant lui, Vladimir Vernadsky avait remarqué que la vie perturbait puissamment l’inertie chimique de la planète. Il avait aussi établi que l’oxygène se trouvant dans l’atmosphère ne pouvait provenir que de l’action des plantes. Lovelock s’intéressa à la planète Mars à la suite d’une démarche de la NASA. Celle-ci lui demandait s’il y avait une vie sur Mars. Lovelock constata que l’équilibre des gaz sur Mars s’expliquait entièrement par les seules lois de la physique et de la chimie. Il en déduisit l’absence de vie sur Mars. Mais la NASA était prête à faire atterrir un engin sur cette planète. Les expériences menées à la suite des prélèvements effectués sur Mars montrèrent définitivement qu’il n’y existait aucune trace de vie. Le travail de Lovelock fournit alors un point de départ pour comprendre les résultats. Jusqu’alors il n’y avait pas d’explication pourquoi l’atmosphère actuelle de la Terre était si différente de celles de Mars et de Vénus. Se basant sur les gaz présents dans l’atmosphère et sur leurs quantités Lovelock fut convaincu que la composition de l’air était largement redevable à la vie. Vernadsky avait déjà remarqué que les gaz de l’atmosphère avaient un lien étroit avec l’échange gazeux des organismes vivants. Ils étaient identiques à ceux créés par eux. Mars (planète)
Mars peut être observée à l’œil nu, avec un éclat bien plus faible que celui de Vénus mais qui peut, lors d'oppositions rapprochées, dépasser l'éclat maximum de Jupiter, atteignant une magnitude apparente de -2,91, tandis que son diamètre apparent varie de 25,1 à selon que sa distance à la Terre varie de 55,7 à de kilomètres. Mars a toujours été caractérisée visuellement par sa couleur rouge, due à l'abondance de l'hématite amorphe à sa surface. C'est ce qui l'a fait associer à la guerre depuis l'Antiquité, d'où son nom en Occident d'après le dieu Mars de la guerre dans la mythologie romaine, assimilé au dieu Arès de la mythologie grecque. En français, Mars est souvent surnommée « la planète rouge » en raison de cette couleur particulière. Mars (planète)
Ces variations d'obliquité induisent des variations climatiques très significatives à la surface de la planète, affectant notamment la répartition de la glace d'eau en fonction des latitudes. Ainsi, la glace tend à s'accumuler aux pôles en période de faible obliquité comme actuellement, tandis qu'elle tend à migrer aux basses latitudes en période de forte obliquité. Les données recueillies depuis le début du siècle tendent à montrer que Mars sortirait en ce moment même d'un « âge glaciaire », notamment en raison de l'observation de structures glaciaires (glaciers, fragments de banquise et pergélisol notamment) jusqu'à des latitudes aussi basses que 30°, et qui semblent connaître une érosion active. Mars Exploration Rover
Les études réalisées par les deux et respectivement dans le cratère Gusev, au sud d'Apollinaris Patera, et sur Meridiani Planum, suggèrent l'existence passée d'une hydrosphère (la partie de la planète couverte par les eaux) suffisamment importante pour avoir pu homogénéiser le taux de phosphore des minéraux analysés sur les deux sites explorés par les pourtant situés de part et d'autre de la planète. La vapeur d'eau contenue dans l'atmosphère martienne se condense parfois en glace pour former des nuages de cristaux d'. Le dioxyde de carbone peut également se condenser en formant des cristaux de dépassant de diamètre, à des altitudes plus élevées que ceux constitués de glace d'eau. Les nuages qui en résultent, aux formes similaires aux cirrus terriens, ont été observés par les . Atmosphère de Mars
Il existe également des nuages d'eau et de dioxyde de carbone dont l'aspect est très proche de celui des cirrus. Certains nuages sont si fins qu'ils ne peuvent être aperçus que lorsqu'ils reflètent la lumière du Soleil dans l'obscurité. En ce sens, ils sont proches des nuages noctulescents de la Terre. En 2018, la à bord de "Mars Express" a observé un spectaculaire nuage de glace d'eau s'étendant jusqu'à à l'ouest du volcan Arsia Mons. Son étude à l'aide de plusieurs instruments en orbite autour de Mars, ainsi que l'analyse de photographies plus anciennes, a montré que ce nuage se forme régulièrement chaque matin pendant plusieurs mois au printemps et en été, chaque année depuis au moins cinq années martiennes. Il commence à se développer à partir d'Arsia Mons à l'aube à une altitude d'environ , et s'étend vers l'ouest pendant environ deux heures et demie, à une vitesse atteignant (environ ). Il se détache alors d'Arsia Mons et s'évapore avant midi. Sol martien
Mars est couverte par de vastes étendues de sable et de poussière et sa surface est jonchée de roches et de blocs. La poussière est parfois soulevée dans de grandes tempêtes de poussières. La poussière martienne est très fine et reste suspendue suffisamment longtemps dans l'atmosphère pour donner au ciel une teinte rougeâtre. Cette teinte est liée aux oxydes de fer dont une partie est supposée s'être formée il y a quelques milliards d'années quand le climat de Mars était chaud et humide. Le climat de la planète étant maintenant froid et sec, l'oxydation du sol pourrait se poursuivre via la formation de l'ion superoxyde qui se forme sur des surfaces exposées au rayonnement ultraviolet. Mars Orbiter Mission
Les missions martiennes récentes ont démontré qu'il existait des minéraux hydratés à la surface de Mars et de l'eau en sous-sol. La présence de méthane est également suggérée sur la base d'observations moins nombreuses mais le processus à l'origine de l'émission de ce gaz et la localisation de sa source restent à préciser. Pour permettre d'avancer dans notre compréhension de la planète Mars, il est également important de quantifier la vitesse d'échappement de l'atmosphère martienne, en particulier du dioxyde de carbone () et de l'eau (), et de déterminer avec une grande précision la composition de l'atmosphère martienne pour toutes les masses atomiques. La sonde martienne embarque des instruments scientifiques qui doivent acquérir des données contribuant à remplir ces objectifs. Mars (planète)
Ainsi, la sonde "Mars Express", de l'ESA, possède un instrument appelé OMEGA — « Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité » — de réalisation essentiellement française, sous la responsabilité de Jean-Pierre Bibring, de l'IAS à Orsay, qui mesure le spectre infrarouge (dans les longueurs d'onde comprises entre ) de la lumière solaire réfléchie par la surface martienne dans le but d'y déceler le spectre d'absorption des différents minéraux qui la composent. Cette expérience a pu confirmer l'abondance des roches ignées sur la surface de Mars, notamment des olivines et des pyroxènes, ces derniers ayant un taux de calcium plus bas dans les hautes terres cratérisées de l'hémisphère sud que dans le reste de la planète, où on le rencontre avec de l'olivine ; ainsi, les matériaux les plus anciens de l'écorce martienne se seraient formés à partir d'un manteau appauvri en aluminium et en calcium. Audouin Dollfus
Avant que les sondes Viking n'atterrissent sur Mars, la composition du sol martien était le sujet de nombreux débats. En déterminant la lumière polarisée de plusieurs centaines de minéraux terrestres, Dollfus essaie de faire correspondre leur lumière à celle des étendues désertiques martiennes. Il trouve que seule la limonite (FeO) pulvérisée correspond. Il conclut que le sol martien peut être composé d'oxyde de fer. Cependant, un astronome renommé, Gerard Kuiper, n'est pas d'accord avec la conclusion du jeune Dollfus ; dans ses travaux, l'oxyde de fer donne des résultats médiocres et il détermine que le meilleur accord avec les données est obtenu avec des roches ignées brunâtres à grains fins. La suite donnera raison à Dollfus. Atmosphère de Mars
Ailleurs sur la planète, les régions de basses altitudes contiennent plus de glace d'eau. Géologie de Mars
Contrairement à celles de la Terre, les calottes polaires martiennes sont constituées, en surface, essentiellement de glace de dioxyde de carbone et d'une fraction de glace d'eau. Elles atteignent des épaisseurs considérables, la calotte australe ayant été mesurée par l'instrument italo-américain MARSIS de la sonde européenne Mars Express comme ayant une épaisseur atteignant . L'instrument OMEGA, également embarqué à bord de cette sonde, avait permis d'estimer à 15 % la teneur globale en eau de la glace polaire australe, les 85 % restants étant constitués de  gelé. Mais l'épaisseur de la calotte semble au contraire constituée de dépôts de poussières mêlés de glace d'eau en proportions variables selon les couches successives. Ceci représente finalement des quantités d'eau considérables, dont on a calculé qu'elles permettraient de recouvrir toute la surface de Mars sur une épaisseur de . Géologie de Mars
Les images de la surface martienne transmises dès les années 1970 par les sondes Viking en orbite autour de la planète rouge ont révélé l'omniprésence des formations géologiques résultant semble-t-il de l'action, parfois prolongée, de grandes quantités d'un liquide alors encore impossible à préciser,  ou  selon les principales hypothèses formulées à l'époque, connues respectivement sous le nom « » et « , » ce dernier modèle, fondé sur le , défendu notamment par l'astronome australien Nick Hoffman, de l'université de Melbourne ; ce n'est qu'avec la caractérisation "in situ" de jarosite (minéral se formant en milieux aqueux) par le rover américain Opportunity en 2004, ainsi que de phyllosilicates (altération aqueuse de roches ignées) et de kiesérite (minéral hydraté) par la sonde européenne Mars Express en 2005, que la nature de ce liquide a pu être formellement identifiée comme étant de l'eau — identification qui avait fait l'objet de réfutations minoritaires jusqu'au début des années 2000. Mars (planète)
La teinte rougeâtre de la planète provient avant tout de l'oxyde de fer(III) , omniprésent à sa surface. Cette hématite amorphe (l'hématite cristallisée, quant à elle, est de couleur grise) est très présente à la surface des roches ainsi que des grains de poussière transportés par les vents qui balayent continuellement la surface de la planète, mais ne semble pas pénétrer très profondément dans le sol, à en juger par les traces laissées depuis l'hiver 2004 par les roues des roots de Mars Exploration Rover, qui montrent que la couleur rouille est celle des couches de poussières, plus épaisses et recouvertes de poussières sombres pour Opportunity, tandis que les roches elles-mêmes sont nettement plus sombres. Atmosphère de Mars
L’atmosphère de Mars est la couche de gaz entourant la planète Mars. La pression au sol de l'atmosphère martienne varie entre () au sommet d'Olympus Mons et () dans les profondeurs de Hellas Planitia. La pression moyenne est (, soit 6 millibars, environ 170 fois moins que sur Terre) et sa masse totale est estimée à ( de tonnes), soit environ 200 fois moins que l'atmosphère terrestre ou encore le double de la masse combinée de ses deux satellites, Phobos et Déimos. Mars (planète)
En 2021, les données sismiques recueillies permettent pour la première fois de déterminer avec certitude le rayon du noyau martien : entre , soit environ la moitié de celui du noyau terrestre. Ce résultat, nettement supérieur aux estimations basées sur la masse et le moment d'inertie, implique que le noyau martien contient des éléments légers, peut-être de l'oxygène, en plus du fer-nickel et du soufre. Noachien
Un faisceau d'éléments convergents vient renforcer ce premier résultat. Ainsi, la présence significative de phyllosilicates détectés par l'instrument OMEGA de la sonde Mars Express est également un fort indicateur de la présence passée d'eau liquide. Des études plus fines réalisées "in situ" par les deux Mars Exploration Rovers Spirit et Opportunity respectivement dans le cratère Gusev, au sud d'Apollinaris Patera, et sur Meridiani Planum, suggèrent même l'existence passée d'une hydrosphère suffisamment importante pour avoir pu homogénéiser le taux de phosphore des minéraux analysés sur ces deux sites situés de part et d'autre de la planète. Une approche différente, fondée sur la cartographie de l'abondance du thorium, du potassium et du chlore à la surface de Mars par le spectromètre gamma (GRS) de la sonde Mars Odyssey, aboutit au même résultat. Vie sur Mars
Aucune autre sonde martienne, depuis Viking, n'a cherché de signes de vie dans le régolithe martien. Les missions récentes de la NASA ont mis l'accent sur la question de la présence de l'eau liquide sur Mars, sous forme de lacs, dans un lointain passé. En effet, les scientifiques ont trouvé de l'hématite, un minéral qui se forme en présence d'eau. Beaucoup de scientifiques ont longtemps tenu cette présence comme allant presque de soi sur la base des divers reliefs géologiques de la planète, mais d'autres ont proposé différentes explications, l'érosion éolienne, des océans d'oxygène, etc. Ainsi, la mission du Mars Exploration Rovers de 2004 n'a pas été la recherche de la vie présente ou passée, mais les preuves d'eau liquide à la surface de Mars dans l'antique passé de la planète. Mars (planète)
Compte tenu de la faible gravité à la surface de Mars, la hauteur d'échelle de cette atmosphère est de , plus d'une fois et demie celle de l'atmosphère terrestre, qui n'est que de . La pression relevée à la surface varie d'à peine au sommet d'Olympus Mons et jusqu'à au point le plus bas du bassin d'impact d'Hellas Planitia. Atmosphère de Mars
Les récentes découvertes faites à partir des observations du spectro-imageur OMEGA de la sonde Mars Express ont permis de proposer une échelle des temps géologiques alternative, fondée sur les périodes de formation des roches hydratées observées à la surface de Mars. Exploration de Mars par Perseverance
La planète Mars est aujourd'hui une planète sèche, où l'eau ne peut plus couler à l'état liquide faute d'une atmosphère suffisamment dense. De nombreux indices indiquent qu'à ses débuts, il y a plusieurs milliards d'années, alors que le noyau de la planète était encore chaud et son atmosphère épaisse, de l'eau liquide a pu couler à sa surface. Biosignature
La découverte de méthane dans l'atmosphère de Mars amène à spéculer sur l'origine de ce gaz instable et, sur la terre, d’origine majoritairement biotique. Les variations dans sa concentration atmosphérique amènent à penser que Mars possède sans doute des sources et des puits actifs de méthane, sans doute localisés dans le sous-sol aqueux de la planète, et peut-être médiés par la vie. L'utilisation d'un spectromètre de masse permettrait d’analyser la teneur en isotopes du carbone 12 et 14 de ce méthane, et ainsi d’identifier si son origine est bien biotique. Cependant, les scientifiques responsables de la sonde Trace Gas Orbiter ont émis des doutes sur cette présence de méthane en 2019. En effet, les mesures de méthane révèlent des variations "brusques", saisonnières et localisée de concentration en méthane dans l'atmosphère. Etant donné la longévité du méthane de plusieurs centaines d'années, d'après les modèles que l'on possède de l'atmosphère de Mars, le méthane devrait se répandre dans l'atmosphère de la planète et surtout ne pas se résorber aussi rapidement. Ils viennent à la conclusion que pour réconcilier les mesures effectuées précédemment et leurs travaux, il faudrait découvrir un processus inconnu capable de retirer rapidement du méthane de l'atmosphère basse avant sa dispersion. Mars (planète)
Depuis lors, Mars fait l'objet de programmes d'exploration plus ambitieux que pour tout autre objet du Système solaire : de tous les astres que nous connaissons, c'est en effet celui qui présente l'environnement ayant le plus de similitudes avec celui de notre planète. Cette exploration intensive nous a apporté une bien meilleure compréhension de l'histoire géologique martienne, révélant notamment l'existence d'une époque reculée où les conditions en surface devaient être assez similaires à celles de la Terre à la même époque, avec la présence de grandes quantités d'eau liquide ; la sonde Phoenix a ainsi découvert à l'été 2008} de la glace d'eau à une faible profondeur dans le sol de Vastitas Borealis. MAVEN
MAVEN (acronyme de "") est une sonde spatiale d'exploration de la planète Mars développée dans le cadre du programme Mars Scout de l'agence spatiale américaine, la NASA, et lancée avec succès fin 2013. Mars est aujourd'hui désertique, sèche, froide (température au sol moyenne de ) et dotée d'une atmosphère très ténue (pression atmosphérique 170 fois plus faible que sur Terre). Pourtant, les indices géologiques recueillis par les engins spatiaux placés en orbite comme MRO (traces de vallées fluviales, bassins lacustres…) ou au sol comme les rovers "MER" et "Curiosity" (détection d'argiles formées en présence d'eau liquide…) démontrent que la planète Mars était autrefois (il y a environ 4 milliards d'années) chaude et dotée d'une atmosphère suffisamment dense pour permettre à l'eau de couler à l'état liquide à sa surface. L'état actuel de l'atmosphère de Mars est probablement le résultat de l'action du vent solaire, flot de particules ionisées émis en permanence par le Soleil qui, en bombardant l'atmosphère de Mars, a progressivement conduit à son échappement. La disparition du champ magnétique martien au début de l'histoire de la planète a sans doute contribué à ce processus. "MAVEN", qui circule sur une orbite elliptique autour de Mars, a pour mission de déterminer les mécanismes à l'origine de la quasi-disparition de son atmosphère. À cet effet, ses instruments doivent étudier les caractéristiques de la partie supérieure de l’atmosphère de la planète exposée au bombardement solaire notamment en déterminant sa composition, mesurant le flux d'énergie solaire ainsi que le taux d'échappement actuel des différents gaz. Mars (planète)
Le niveau de référence des altitudes martiennes a, quant à lui, été défini arbitrairement comme l'altitude à laquelle la pression atmosphérique moyenne est de . Ceci permet de définir formellement une surface équipotentielle globale à partir de laquelle il est possible de calculer les altitudes en chaque point de la planète, bien qu'en pratique la détermination de cette surface soit assez imprécise en raison des importantes fluctuations saisonnières de la pression atmosphérique résultant du fait que le dioxyde de carbone, constituant majoritaire de l'atmosphère de Mars, est en équilibre avec le dioxyde de carbone gelé aux pôles, état d'équilibre qui varie tout au long de l'année au gré des saisons. ExoMars Trace Gas Orbiter
Pour expliquer l'énigme entourant la présence de méthane dans l'atmosphère de Mars, compte tenu de son enjeu (présence éventuelle d'organismes vivants sur Mars), l'Agence spatiale européenne a équipé son orbiteur ExoMars Trace Gas Orbiter lancé en 2016 d'un instrument très précis pour mesurer la quantité de méthane. Celui-ci n'a détecté aucun méthane sur le site où Curiosity en avait trouvé. En tentant de réconcilier ces mesures contradictoires, une explication partielle a été trouvée. Alors que Curiosity effectue ses mesures de nuit pour disposer de suffisamment d'énergie (de jour les 100 Watts disponibles sont utilisés par la propulsion, les télécommunications, les caméras et les instruments), l'instrument de "Trace Gaz Orbiter" doit réaliser les siennes alors que l'atmosphère est éclairée par le Soleil. Le scénario imaginé est que le méthane est produit la nuit près de la surface et qu'avec l'arrivée du Soleil il monte en altitude lorsque l'atmosphère se réchauffe en se diluant et en devenant ainsi indétectable. Cette hypothèse a été vérifiée : des mesures ont été effectuées par Curiosity sur des prélèvements effectués de jour et ont confirmé l'absence de quantités de méthane détectables. Le cratère Gale émettrait donc du méthane de manière continue. Il n'y a aucune raison scientifique de penser que Gale constitue une exception et que ces émissions ne soient pas répandues à la surface de Mars. Compte tenu de la stabilité du méthane (il faut 300 ans pour que le méthane présent dans l'atmosphère soit dissocié par le rayonnement solaire), il reste à expliquer pourquoi cette accumulation quotidienne de méthane ne se traduit pas par des concentrations notables. Quel est le processus inconnu qui détruit le méthane ? Décharges électriques produites par l'accumulation de poussière, concentrations d'oxygène ? Mission habitée vers Mars
La surface de la planète est beaucoup moins bien protégée du rayonnement cosmique que celle de la Terre car Mars n'a pas de champ magnétique pour repousser les particules ionisantes. De plus, son atmosphère, beaucoup plus ténue, représente moins de 1 % de celle de la Terre. Le rayonnement d'origine galactique est constitué de particules (ions, électrons) ayant une énergie comprise entre 10 mégaélectronvolts et plus de 10 gigaélectronvolts qui peuvent pénétrer de plusieurs mètres dans le sol martien tandis que les particules d'origine solaire dont l'énergie est inférieure à sont généralement bloquées par l'atmosphère et la surface. Sauf épisode solaire violent, le rayonnement solaire perd l'essentiel de son énergie en traversant l'atmosphère martienne qui représente une colonne de gaz de . Les mesures effectuées indiquent à la surface de Mars une dose de rayonnement d'origine galactique de 210 ± 40 micrograys par jour avec des variations découlant de la saison et du cycle jour/nuit. Dans l'espace, durant le transit entre la Terre et Mars, le rayonnement est beaucoup plus intense (480 ± 8 micrograys) car le vaisseau n'est protégé ni par le sol de la planète, qui bloque plus de 50 % des particules, ni par l'atmosphère. Le rayonnement d'origine solaire mesuré à la surface durant les pics d'activité représente environ 50 micrograys. D'après ces données, les astronautes d'une mission habitée vers Mars respectant le scénario de référence de la NASA (transit de 180 jours et séjour de 500 jours) subiraient une dose équivalente (pondérée en fonction de l'énergie des particules) totale d'environ 1,01 sievert, dont 320 millisieverts durant leur séjour sur Mars et deux fois 331 millisieverts durant les voyages aller et retour. À titre de référence, la dose annuelle moyenne de rayonnement naturel reçue à la surface de la Terre est de 2,5 millisieverts, celle reçue par un astronaute de la station spatiale internationale durant son séjour habituel de 6 mois est de 75 millisieverts. Mars (planète)
La croûte martienne semble, en cohérence avec la topographie, bien plus épaisse dans l'hémisphère sud que dans l'hémisphère nord : un avec une masse volumique uniforme de conduit à une épaisseur moyenne d'environ , soit 4,4 % du volume de la planète, avec comme valeurs extrêmes dans la région de Syria Planum et à peine sous le bassin d'impact d'Isidis Planitia, tandis que la croûte aurait moins de sous toute la région d'Utopia Planitia. Eau sur Mars
Grâce aux caméras plus perfectionnées présentes sur les orbiteurs martiens tels que Viking, Mars Odyssey, Mars Global Surveyor, Mars Express, et les photographies d'anciens lacs prises par Mars Reconnaissance Orbiter, d'anciennes vallées fluviales une glaciation étendue se sont accumulées. Outre la confirmation visuelle de l'eau grâce à une immense collection d'images, le "Gamma Ray Spectrometer" (un spectromètre à rayons gamma de la sonde 2001 Mars Odyssey) en orbite a trouvé de la glace juste sous la surface d'une grande partie de la planète. De plus, des études radar ont permis de découvrir de la glace pure dans des formations que l'on croyait être des glaciers. L'atterrisseur Phoenix a mis au jour de la glace lors de son atterrissage, a observé la disparition de blocs de glace, a détecté des chutes de neige et a même vu des gouttes d'eau liquide. Bethany Ehlmann
Ehlmann retourne ensuite aux États-Unis pour suivre un doctorat en sciences géologiques à l’université Brown, dans le groupe de recherche de John F. Mustard. Au cours de sa carrière doctorale, elle se concentre sur l’étude de Mars en utilisant les données spectrales orbitales du spectromètre d’imagerie de reconnaissance compact pour Mars (), un spectromètre infrarouge visible à bord du "Mars Reconnaissance Orbiter", qui prend des mesures à la surface et dans l’atmosphère de Mars. Le CRISM est utilisé pour trouver les signatures spectrales des différents minéraux afin de comprendre quels minéraux sont présents sur Mars et de formuler des hypothèses sur la manière dont différents processus géologiques ont façonné la planète au cours de son histoire. En utilisant les données CRISM, Ehlmann est la première à identifier des roches carbonatées sur Mars, dont la présence suggère que l’eau présente sur Mars lors de la formation de ces roches était neutre à alcaline. Elle découvre également des preuves de la présence d'un minéral produisant du méthane, appelé serpentine, sur Mars. Cette découverte pourrait être un indice de la vie passée sur Terre, car la serpentine provient d'un minéral appelé olivine dans un processus hydrothermal qui pourrait servir de source d'énergie aux microbes producteurs de méthane. Sa thèse, publiée en 2010 et intitulée "Les environnements du début de Mars révélés par la spectroscopie dans l'infrarouge proche des minéraux d'altération", documente son enquête sur les processus aqueux qui se sont produits sur l'ancienne Mars au cours de la première époque de l'histoire martienne : le Noachien . Les travaux visent en partie à mieux comprendre l'évolution de l'habitabilité de Mars au fil du temps, ainsi qu'à comprendre comment les environnements aqueux ont évolué sur Mars. Elle reçoit le prix Joukowsky pour sa thèse de doctorat. Noyau planétaire
Au contraire, à la surface de Mars, on n'observe qu'un champ magnétique fossile. Il semble indiquer que son noyau pourrait être totalement solidifié, mais que cette planète a possédé dans le passé un noyau fluide. L'absence de champ magnétique à la surface de Vénus est plus difficilement explicable. Il est peut-être dû à une vitesse de rotation trop faible ou à un noyau totalement fluide. Mars Global Surveyor
Les observations effectuées par les deux orbiteurs et les deux atterrisseurs du programme Viking lancés par la NASA en 1976 pour étudier Mars avaient démontré que l'histoire de cette planète était complexe sur les plans géologique et climatique et que le climat comme l'environnement continuaient à évoluer. Les sondes Viking avaient finalement soulevé autant de questions qu'elles en avaient résolues : quelle était l'origine et l'histoire des formations de surface découvertes depuis l'orbite et attribuées sans certitude à l'action d'anciens cours d'eau ou de lacs ? Comment la dichotomie manifeste entre hémisphère sud et nord s'expliquait-elle ? Quelle était la distribution des minéraux à sa surface et y trouvait-on des traces de la présence d'eau ? De quels matériaux étaient composées les calottes polaires et comment celles-ci évoluaient-elles ? Comment fonctionnait la circulation atmosphérique de Mars. Dès le début des années 1980, il était devenu clair pour les planétologues que, pour répondre à ces questions, la prochaine mission d'exploration de Mars devait être un orbiteur circulant sur une orbite héliosynchrone durant une année martienne complète et disposant d'une suite d'instruments permettant de recueillir des données à la fois sur l'atmosphère, la surface et la structure interne. Eau sur Mars
Il est aujourd'hui généralement admis que Mars a possédé de grandes quantités d'eau très tôt dans son histoire, période durant laquelle neige et pluie tombaient sur la planète, créant rivières, lacs et peut-être même océans. De grands dépôts d'argile ont été produits. La vie a peut-être même vu le jour. De grandes surfaces d'eau liquide ont disparu, mais les changements climatiques ont fréquemment déposé de grandes quantités de matériaux riches en eau aux moyennes latitudes. À partir de ces matériaux, des glaciers et d'autres formes de sols gelés ont pu se former. De petites quantités d'eau ont probablement fondu sur des pentes escarpées de temps en temps et produit des ravins. Des observations ont également permis de détecter des changements annuels sur certaines pentes qui pourraient être dus à de l'eau liquide. Mars (planète)
Des sondes américaines (notamment "2001 Mars Odyssey" et "Mars Reconnaissance Orbiter") et européenne ("Mars Express") étudient globalement la planète depuis plusieurs années (respectivement 2002, 2006 et 2003), permettant d'élargir et d'affiner notre compréhension de sa nature et de son histoire. Si elles ont confirmé la prédominance des basaltes à la surface de la planète, ces sondes ont également recueilli quelques résultats inattendus. Mars (planète)
Nous savons que l'eau liquide était alors abondante sur Mars car l'étude minéralogique de la surface de la planète a révélé la présence significative de phyllosilicates dans les terrains remontant à cette époque. Or les phyllosilicates sont de bons indicateurs de l'altération de roches ignées en milieu humide. L'abondance de ces minéraux dans les sols antérieurs à environ d'années a conduit l'équipe de planétologues de l'ESA responsable de l'instrument OMEGA et dirigée par Jean-Pierre Bibring à proposer la dénomination de Phyllosien pour l'éon stratigraphique correspondant : c'est l'époque semble-t-il la plus humide qu'ait connu la planète Mars. Géologie de Mars
Cette teneur élevée en soufre aurait eu pour effet de favoriser la différenciation du globe martien, d'une part en abaissant la température de fusion des matériaux qui le constituent, et d'autre part en formant des sulfures de fer qui ont séparé chimiquement le fer des silicates et ont accéléré sa concentration au centre de la planète pour y former un noyau d'éléments sidérophiles, plus riche en éléments chalcophiles que le noyau terrestre ; l'étude des isotopes radiogéniques des météorites de Mars, et notamment du système Hf/W, a ainsi révélé que le noyau de Mars se serait formé en à peine 30 millions d'années, contre plus de 50 millions d'années pour la Terre. Ce taux d'éléments légers expliquerait à la fois pourquoi le noyau de Mars est encore liquide, et pourquoi les épanchements de lave les plus anciens identifiés à la surface de la planète semblent avoir été particulièrement fluides, jusqu'à s'écouler sur près d'un millier de kilomètres autour d'Alba Patera par exemple. Mars (planète)
Par ailleurs, le sol de Mars analysé "in situ" par la sonde Phoenix en automne 2008 s'est révélé être alcalin () et contenir de nombreux sels, avec une abondance élevée de potassium K, de chlorures Cl, de perchlorates et de magnésium Mg. La présence de perchlorates, notamment, a été abondamment commentée, car "a priori" assez peu compatible avec la possibilité d'une vie martienne. Ces sels ont la particularité d'abaisser sensiblement la température de fusion de la glace d'eau et pourraient expliquer les « ravines » — en anglais — régulièrement observées par les sondes en orbite autour de la planète, qui seraient ainsi les traces d'écoulements de saumures sur des terrains en pente. Mars (planète)
De l'abondance d'eau liquide du Noachien, il ne reste plus, aujourd'hui, que des traces dans l'atmosphère de Mars et, sans doute, d'importantes quantités d'eau gelée dans le sol et les calottes polaires de Mars, sous forme de pergélisol, voire de mollisol. En 2005, la sonde "Mars Express" a détecté, à proximité du pôle nord, un lac de glace d'eau dans un cratère. En 2007, le radar MARSIS de "Mars Express" a mis en évidence de grandes quantités de glace d'eau enfouies dans les terrains qui bordent la calotte résiduelle australe. Ainsi, le volume de glace d'eau contenue dans le pôle sud est estimé à de kilomètres cubes, soit approximativement le volume de glace d'eau de la calotte résiduelle boréale. Terraformation de Mars
L'oxygène n'est présent dans l'atmosphère que sous forme de traces, cependant il est présent en grande quantité sous la forme d'oxyde de fer sur la surface martienne (régolithe). De l'oxygène est aussi présent dans le sol sous la forme de nitrates. Une analyse d'échantillons du sol pris par la sonde spatiale Phoenix indique la présence de perchlorate, qui est utilisé par les générateurs chimiques d'oxygène. De plus, l'électrolyse pourrait être utilisée pour faire de l'oxygène et de l'hydrogène à partir de l'eau si une quantité suffisante d'électricité était disponible. Géologie de Mars
Par ailleurs, le sol de Mars analysé "in situ" par la sonde Phoenix en automne 2008 s'est révélé être alcalin (pH ≈ 7,7 ± 0,5) et contenir de nombreux sels, avec une abondance élevée de potassium K, de chlorures Cl, de perchlorates et de magnésium Mg . La présence de perchlorates, notamment, a été abondamment commentée, car "a priori" assez peu compatible avec la possibilité d'une vie martienne. Ces sels ont la particularité d'abaisser sensiblement la température de fusion de la glace d'eau et pourraient expliquer les « ravines » régulièrement observées par les sondes en orbite autour de la planète, qui seraient ainsi les traces d'écoulements de saumures sur des terrains en pente. Exploration de Mars par Curiosity
Au cours des missions précédentes des réservoirs d'eau ont été observés à de nombreux endroits de la surface de la planète. Les observations effectuées avec les instruments ChemCam ont démontré que le sol martien est constitué en partie de grains riches en fer et magnésium hydratés. L'eau ainsi stockée pourrait constituer une grande partie de l'eau stockée en surface. Mars (planète)
Cette teneur élevée en soufre aurait eu pour effet de favoriser la différenciation du globe martien, d'une part en abaissant la température de fusion des matériaux qui le constituent, et d'autre part en formant des sulfures de fer qui ont séparé chimiquement le fer des silicates et ont accéléré sa concentration au centre de la planète pour y former un noyau d'éléments sidérophiles, plus riche en éléments chalcophiles que le noyau terrestre ; l'étude des isotopes radiogéniques des météorites de Mars, et notamment du système Hf/W, a ainsi révélé que le noyau de Mars se serait formé en à peine d'années, contre plus de d'années pour la Terre. Ce taux d'éléments légers expliquerait à la fois pourquoi le noyau de Mars est encore liquide, et pourquoi les épanchements de lave les plus anciens identifiés à la surface de la planète semblent avoir été particulièrement fluides, jusqu'à s'écouler sur près d'un millier de kilomètres autour d'Alba Patera par exemple.