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La Terre est la troisième planète la plus proche du Soleil parmi les huit planètes que compte le Système solaire.

C’est la seule planète où l’eau se trouve sous ses trois états : solide (glace), liquide (eau) et gaz (vapeur d’eau).

LA TERRE DANS LE SYSTÈME SOLAIRE

La Terre tourne autour du Soleil à une vitesse proche de 108 000 km/h et à une distance moyenne de 149,6 millions de km. Elle effectue un tour complet quasi-circulaire autour du Soleil (révolution) en une année, soit environ 365 jours. Elle tourne aussi sur elle-même (rotation) en 23 h 56 min, soit environ un jour.

La Terre possède un seul satellite naturel : la Lune. Ce satellite tourne autour de la Terre en un peu plus de 27 jours, à environ 384 000 km d’altitude.

LA FORMATION ET L’ÉVOLUTION DE LA TERRE

La Terre est âgée de 4,6 milliards d’années. Elle s’est formée par l’agglomération (accrétion) des « restes » de poussières et de gaz qui n’ont pas servi à la formation du Soleil. Ces grains de matière tourbillonnants autour du Soleil ont aussi servi à former les autres planètes du Système solaire.

Lorsque la Terre était toute jeune (âgée de quelques millions d’années seulement), elle n’avait pas encore d’atmosphère (indispensable à la vie sur Terre), et sa température dépassait les 2 000 °C. Elle était entièrement recouverte de volcans. Puis ces volcans ont commencé à expulser des gaz de l’intérieur de la Terre et, surtout, de la vapeur d’eau. Après 150 millions d’années de dégazage intensif, une atmosphère primitive s’est formée. La Terre s’est refroidie et la température de son atmosphère est descendue sous les 100 °C, permettant ainsi à toute la vapeur d’eau de l’air de se transformer en eau liquide (condensation) : des pluies diluviennes se sont alors abattues sur la Terre et ont formé les premiers océans.

Aujourd’hui, les océans occupent 71 % de la superficie de la Terre. C’est pour cela qu’on appelle la Terre la « planète bleue ». Ce sont dans les océans que les premières formes de vie sont apparues. Ces premiers êtres vivants ont évolué pendant plusieurs milliards d’années avant de sortir des océans. La colonisation de la terre ferme par les êtres vivants (tout d’abord simplement de petites plantes primitives et des mille-pattes) a commencé il y a seulement 440 millions d’années environ. Des centaines de millions d’années d’évolution biologique sont à l’origine des animaux et des plantes que nous connaissons aujourd’hui. L’homme moderne (l’Homo sapiens), quant à lui, est le produit de millions d’années d’évolution de primates africains. Il est apparu il y a à peine 150 000 ans environ.

LA STRUCTURE DE LA TERRE

La Terre est une sphère presque parfaite. Son rayon est d’environ 6 400 km. La structure de l’intérieur de la Terre est composée de trois couches superposées. De la surface jusqu’au centre de la Terre, ces couches sont :

– la croûte (ou écorce) terrestre : c’est une couche solide, dont l’épaisseur moyenne est de 30 km sous les continents (croûte continentale) et de 10 km sous les océans (croûte océanique) ;

– le manteau : c’est une couche globalement solide, qui s’étend jusqu’à 2 900 km de profondeur. Il présente des zones plus visqueuses (plastiques) dans sa partie inférieure, où la température et la pression sont plus élevées ;

– le noyau : c’est une boule d’environ 3 500 km de rayon. Le noyau se décompose en deux parties : un noyau externe qui est liquide, et un noyau interne (appelé graine) qui est solide. La température au sein du noyau est d’environ 6 000 °C ; les roches en fusion (ou magma) qui constituent le noyau sont très riches en métaux (essentiellement du fer et du nickel). Les mouvements rapides de ce magma métallique au c½ur du noyau sont à l’origine du champ magnétique de la Terre : c’est pourquoi la Terre se comporte comme un immense aimant, avec un pôle Sud et un pôle Nord.

LES MOUVEMENTS À LA SURFACE DE LA TERRE

La Terre est composée de douze plaques qui recouvrent toute sa surface : ce sont les plaques tectoniques. La majorité des volcans se forment exactement à l’endroit où ces plaques se touchent. Les plaques bougent, se rencontrent et s’affrontent : c’est ce que l’on appelle la dérive des continents. Ces mouvements sont extrêmement lents : les plaques se déplacent de seulement quelques centimètres par an.

Les collisions entre les plaques créent le relief de la Terre, mais aussi les tremblements de terre (ou séismes). Le relief sur les continents (les montagnes) dépasse 8 000 m d’altitude au-dessus du niveau de la mer. La montagne la plus élevée est l’Everest (8 850 m d’altitude), au Népal. La profondeur moyenne des océans est de 3 800 m. La plus grande profondeur sous les mers a été relevée à la fosse des Mariannes (11 033 m de profondeur), dans le Pacifique Nord. Cependant, le relief de la Terre est constamment remodelé par l’érosion (action de l’eau, du vent et du gel) et par les activités des hommes (extension des villes, création de voies de communication, etc.).

L’ATMOSPHÈRE TERRESTRE

La Terre est entourée par une atmosphère gazeuse d’environ 10 000 km d’altitude. Toutefois, 99 % de sa masse se concentrent dans ses 30 premiers kilomètres. C’est pourquoi, si on représentait la Terre sous la forme d’une pêche, l’atmosphère aurait l’épaisseur de sa peau.

L’atmosphère est principalement composée d’azote (78 %) et d’oxygène (21 %) ; le 1 % restant est constitué de nombreux autres gaz (argon, dioxyde de carbone, ozone, etc.), présents en quantités extrêmement faibles. La présence de l’oxygène dans l’atmosphère est vitale, puisque c’est ce gaz qui permet aux êtres vivants de respirer.

Sans atmosphère, la vie n’existerait pas sur Terre. En effet, l’atmosphère, et plus précisément la couche d’ozone de l’atmosphère, filtre les rayonnements nocifs du Soleil (les ultraviolets). C’est pour cela que la protection de la couche d’ozone est un sujet qui concerne toute l’humanité.

Par ailleurs, un autre phénomène atmosphérique inquiétant à l’échelle de la planète s’est développé depuis le début du xxe siècle : l’effet de serre. Ce phénomène naturel, amplifié par les activités polluantes des hommes, accentue le réchauffement de la planète.

L’atmosphère est aussi le lieu où se produisent les phénomènes météorologiques (formation des nuages, des précipitations, des aurores polaires, circulation des vents, etc.). Elle est donc le sujet d’étude privilégié des météorologues et des climatologues.



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Ajouté le Vendredi 7 décembre 2018 à 01:10 par (W)Musicgroove
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  La Planète Jupiter :: [Vue 5 fois / 0 commentaire]
1 PRÉSENTATION

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Jupiter (astronomie), planète, la plus grande et la plus massive du Système solaire, située en cinquième position à partir du Soleil et portant le nom du maître des dieux dans la mythologie romaine. Jupiter est 1 400 fois plus volumineuse que la Terre (son diamètre est 11 fois plus important), pour une masse de 318 fois celle de la Terre. La densité moyenne de Jupiter est d'environ le quart de celle de la Terre : il s'agit d'une des planètes géantes du Système solaire, constituée majoritairement de gaz (plutôt que de métaux et de roches comme les autres planètes plus proches qu'elle du Soleil, dont la Terre).



Grande tache rouge Cette image a été prise en 1979 par la sonde américaine Voyager 1, qui survolait Jupiter à près de un million de kilomètres de distance. La grande tache rouge est un énorme tourbillon dans l'atmosphère de la planète, situé dans l'hémisphère Sud. Elle est entourée d'ovales blancs (bleuâtres ici).Photo Researchers, Inc./NASA/Science Source
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Io, satellite de Jupiter Ces photographies des deux hémisphères d'Io ont été prises en 1979 par la sonde spatiale Voyager 1, lancée par la National Aeronautics and Space Administration (NASA). Io a un diamètre de 3 640 km et une densité moyenne de 3,5, légèrement supérieure à celle de la Lune. Ces couleurs vives remarquables sont vraisemblablement dues à des composés soufrés. Io a une importante activité volcanique (éruptions nombreuses et gigantesques) qui modèle sa surface et qui implique la présence, en profondeur, de composés en fusion.Photo Researchers, Inc./US Geological Survey/NASA
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Caractéristiques de Jupiter © Microsoft Corporation. Tous droits réservés.
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En orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 5,2 fois celle de la Terre, Jupiter achève sa révolution en 11,9 ans. Il ne lui faut que 9,9 heures pour tourner autour de son axe. Cette rapide période de rotation est à l'origine d'un renflement équatorial, visible même sur des photos de la planète prises au téléobjectif. La rotation n'est pas uniforme. Les bandes que l'on discerne sur la surface de Jupiter sont dues à la présence de forts courants atmosphériques, traduisant différentes périodes de rotation sous différentes latitudes. Ces bandes sont accentuées par les couleurs pastel des nuages. Ces couleurs sont également visibles dans le célèbre ovale de couleur ocre appelé grande tache rouge.

2 COMPOSITION ET PROPRIÉTÉS

Collision avec Jupiter, 1994 Des fragments de la comète Shoemaker-Levy entrèrent en collision avec Jupiter les 16 et 22 juillet 1994, ce qui permit aux scientifiques d'étudier plus avant la composition de la planète.Space Telescope Science Institute

Les connaissances scientifiques sur Jupiter augmentèrent fortement en 1979, grâce aux sondes spatiales américaines Voyager 1 et Voyager 2. Les observations spectroscopiques effectuées depuis la Terre avaient indiqué que la plus grande partie de l'atmosphère de Jupiter était composée d'hydrogène. Des observations infrarouges menées depuis les sondes Voyager indiquèrent que, en effet, 87 p; 100 de l'atmosphère de Jupiter était composée d'hydrogène, l'hélium représentant les 13 p. 100 restants. L'intérieur de la planète devrait avoir une composition semblable à celle de son atmosphère. Ainsi, comme le Soleil et d'autres étoiles, cette planète géante serait composée des deux éléments les plus légers et les plus abondants de l'Univers. Par conséquent, Jupiter pourrait bien provenir directement de la condensation d'une partie de la nébuleuse originelle, le grand nuage interstellaire de gaz et de poussières qui a donné naissance à notre Système solaire, il y a cinq milliards d'années.

Les scientifiques collectèrent également une grande quantité d'informations lorsque des fragments de la comète Shoemaker-Levy 9 tombèrent sur Jupiter en juillet 1994. Les collisions modifièrent l'atmosphère de la planète, réchauffant les gaz intérieurs jusqu'à l'incandescence et les ramenèrent à la surface. Les astronomes ont pu obtenir des images détaillées de ces gaz, en utilisant des télescopes, tant sur Terre que dans l'espace. De nouveaux éléments furent rassemblés grâce aux informations météorologiques fournies par la sonde spatiale Galileo, en 1995, lors de son rendez-vous avec Jupiter.

Jupiter émet environ deux fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. Cette énergie pourrait provenir d'une contraction gravitationnelle très lente de la planète entière, mais il semblerait plutôt qu'elle serait liée à la séparation de l'hydrogène et de l'hélium sous l'effet de la gravitation. Quoi qu'il en soit, l'énergie ne provient pas de réactions nucléaires car Jupiter devrait avoir une masse 60 fois plus élevée pour que de telles réactions se déclenchent, comme dans le Soleil et les autres étoiles.

L'atmosphère turbulente et nuageuse de Jupiter est froide. Avec de l'hydrogène en quantité si abondante, les molécules formées à partir de cet élément, comme le méthane, l'ammoniac et l'eau, sont prédominantes. Les fluctuations périodiques de température de l'atmosphère au-dessus de la troposphère révèlent la présence de vents variables semblables à ceux que l'on rencontre dans la région équatoriale de la stratosphère terrestre. Les photographies des nuages de Jupiter révèlent l'existence de cyclones géants : la grande tache rouge est elle-même l'image d'un formidable ouragan qui s'entretiendrait probablement depuis des milliers d'années.

Dans les basses températures de l'atmosphère de Jupiter, au-dessus de la troposphère (- 125 °C), l'ammoniac gèle, formant les nuages (cirrus) blancs visibles sur de nombreuses photographies de la planète transmises par les sondes Voyager. À des niveaux inférieurs, les composés de l'ammoniac peuvent se condenser. Ils forment probablement les nuages de couleur fauve (colorés par d'autres composés chimiques) observés au-dessus de la planète. La température à la surface de ces nuages est d'environ - 50 °C et la pression atmosphérique est approximativement le double de la pression atmosphérique terrestre. Par des percées dans cette couche de nuages, un rayonnement infrarouge (de la chaleur) s'échappe d'une région dans laquelle la température s'élève à 17 °C. Encore plus profond, des couches plus chaudes ont été détectées par des radiotélescopes qui sont sensibles aux rayonnements pénétrant dans les nuages.

Les calculs indiquent que la température et la pression continuent à augmenter vers l'intérieur. La pression atteint des valeurs auxquelles l'hydrogène commence à se liquéfier puis acquiert une structure en réseau, qui l'apparente à un métal hautement conducteur. Il est possible qu'un noyau de matière proche de la matière terrestre existe au centre de Jupiter. Le champ magnétique de la planète est issu de ces couches, à de grandes profondeurs. Sur la surface de Jupiter, ce champ est 14 fois plus fort que sur la Terre. Sa polarité est opposée à celle du champ magnétique terrestre, ce qui fait qu'une boussole indiquerait le sud sur Jupiter. Ce champ magnétique est à l'origine des larges ceintures de radiation de particules chargées, qui demeurent autour de la planète (jusqu'à une distance de 10 millions de km).

3 LES SATELLITES DE JUPITER

Jupiter et ses satellites En raison de sa masse importante, Jupiter est entourée de nombreux satellites (16), les quatre plus volumineux étant appelés satellites galiléens, par référence au savant Galilée qui les a découvert en 1610. Observés par les sondes Voyager 1 et 2 en 1979, ce sont Europe (au centre), Io (en haut à gauche), Callisto (en bas à gauche) et Ganymède (en bas à droite).Photo Researchers, Inc./NASA/Science Source

On a découvert 16 satellites naturels autour de Jupiter. Les quatre plus gros ont été décrits en 1610 par Galilée. Ils furent ensuite baptisés du nom des conquêtes amoureuses de Zeus (Jupiter) dans la mythologie grecque : Io, Europe, Ganymède et Callisto. On continua par la suite à nommer les autres satellites selon cette tradition. Des observations récentes ont montré qu'Io et Europe, qui sont proches de Jupiter, sont denses et rocheux comme des planètes telluriques du Système solaire. Ganymède et Callisto, situés à une distance supérieure de la planète, sont constitués en grande partie de glace fondue et leur densité est faible, comme celles des planètes géantes.

Callisto est presque aussi gros que la planète Mercure et Ganymède est lui-même plus gros que Mercure. S'ils étaient en orbite autour du Soleil, ils seraient considérés comme des planètes de premier ordre (et non comme des astéroïdes). La croûte glacée de ces deux corps est parsemée de cratères, restes d'un ancien bombardement de météorites et, probablement, de noyaux de comètes. La surface d'Europe est recouverte d'une couche de glace fondue, qui émergea de l'intérieur du satellite après le bombardement d'origine. Une couche d'eau liquide se trouve peut-être sous la glace dont la surface est striée de profondes fractures.

Le satellite jovien le plus remarquable est sans nul doute Io. Sa surface est jaunâtre, marron et blanche avec des traits noirs. Io est le siège d'un volcanisme actif. Dix volcans étaient en éruption lors des survols par Voyager 1 et d'autres éruptions ont été observées depuis. Une centaine d'énormes volcans ont été repérés par les astronomes. Du dioxide de soufre se condense à la surface et forme une atmosphère locale, transitoire. Les régions blanches et les taches de couleur sont vraisemblablement générées par d'autres composés du soufre.

Les autres satellites naturels de Jupiter sont beaucoup plus petits et font l'objet de moins d'études que les quatre satellites majeurs. Les huit satellites extérieurs forment deux groupes de quatre et pourraient être des astéroïdes piégés par la gravitation de la planète géante.

À faible distance de la planète, la sonde Voyager 1 révéla l'existence d'anneaux ténus. La matière contenue dans ces anneaux doit être continuellement renouvelée car, visiblement, elle connaît un mouvement vers l'intérieur de la planète. Ce phénomène est peut-être lié à la désintégration de petits satellites tournant à l'intérieur des anneaux.

Ajouté le Jeudi 6 décembre 2018 à 22:15 par (W)Musicgroove
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  La planète Mars :: [Vue 4 fois / 0 commentaire]
2 ASPECT DEPUIS LA TERRE

Quand on l’observe sans télescope, Mars apparaît sous la forme d’un corps rougeâtre dont l’éclat varie fortement. Lorsqu’elle est au plus proche de la Terre (55,7 millions de km), la planète Mars est, après Vénus, l’objet le plus brillant du ciel nocturne. Le meilleur moment pour observer la planète est celui où Mars est en opposition avec le Soleil, et aussi à sa distance la plus faible. De telles circonstances favorables se répètent à peu près tous les quinze ans, lorsque Mars vient à son périhélie (le point de l’orbite le plus proche du Soleil), ce qui se produit presque exactement au moment de l’opposition des deux astres.

À l’aide d’un télescope ou d’une lunette astronomique, on peut voir que Mars possède des régions orange brillantes et des zones plus sombres et moins rouges, dont les contours et les tons changent avec les saisons martiennes : du fait de l’inclinaison de son axe et de l’excentricité de son orbite, Mars connaît dans sa partie Sud des étés courts et relativement chauds, et de longs hivers relativement froids. La couleur rougeâtre de la planète provient de sa surface fortement oxydée. On pense que les zones sombres se composent de roches semblables aux basaltes terrestres, dont les surfaces ont été érodées et oxydées. Les régions plus brillantes semblent se composer de matériaux similaires, mais encore plus altérés, et recèlent apparemment de petites particules de la taille d’une poussière, en plus grande quantité que dans les régions sombres. La scapolite, un minéral relativement rare sur Terre, semble largement répandue ; il se pourrait qu’elle serve à stocker le dioxyde de carbone, ou gaz carbonique (CO2) atmosphérique.

Des calottes brillantes, composées apparemment de givre ou de glace, marquent les régions polaires de la planète. Leur cycle saisonnier a été suivi pendant presque deux siècles. À chaque automne martien de brillants nuages se développent au-dessus du pôle. En dessous de cette coiffe polaire, une fine pellicule de givre de dioxyde de carbone se dépose au cours de l’automne et de l’hiver. À la fin de l’hiver, la calotte peut s’étendre jusqu’à une latitude de 45°. Au printemps, et à la fin de la longue nuit polaire, la coiffe polaire se dissipe, révélant la calotte de givre hivernal ; la limite de la calotte recule alors progressivement vers le pôle, car la lumière solaire provoque l’évaporation du givre accumulé. Au c½ur de l’été, le recul continu de la calotte cesse, un dépôt brillant de givre et de glace subsistant jusqu’à l’automne suivant. Ces calottes polaires résiduelles s’étendent sur 300 km au pôle Sud et sur 1 000 km au pôle Nord. Bien que leur épaisseur réelle ne soit pas connue, elles doivent contenir de la glace et des gaz solidifiés sur peut-être 2 km d’épaisseur.

En plus des coiffes polaires — présumées composées de nuages de dioxyde de carbone solidifié — il existe d’autres nuages de nature différente sur la planète. On observe des brumes d’altitude élevée et des nuages de glace localisés. Ces derniers résultent du refroidissement associé à l’élévation de masses d’air au-dessus d’obstacles élevés. De vastes nuages jaunes, composés de poussière soulevée par les vents martiens, sont nettement visibles pendant les étés australs.

3 OBSERVATION PAR LES SONDES SPATIALES

Sol de Mars En 1976, deux sondes américaines Viking se sont posées sur Mars. Au cours de cette mission, des photos furent prises et des échantillons du sol, des rochers et de l'atmosphère martiens furent collectés et analysés.NASA

Mars a été explorée en détail lors de six missions réalisées par des sondes automatiques américaines entre 1965 et 1976 (voir espace, exploration de l’ smiley sg3bgg29g.gif . Les premières photos de Mars ont été prises par Mariner 4 en 1965. Puis, des informations supplémentaires ont été obtenues grâce aux sondes Mariner 6 et 7 en 1969. À la fin de 1971, Mariner 9 a été la première sonde placée en orbite autour de Mars. Elle a pu étudier la planète rouge pendant près d’un an, donnant aux spécialistes leur première vue d’ensemble de Mars, ainsi que les premières images détaillées de ses deux satellites. En 1976, deux sondes Viking se sont posées sur le sol martien pour mener à bien les premières études directes de l’atmosphère et de la surface martiennes. Viking 2 a cessé de fonctionner en avril 1980, tandis que Viking 1 a fonctionné jusqu’en novembre 1982. La mission Viking comprenait aussi deux modules orbitaux, qui ont étudié la planète pendant presque deux années martiennes complètes. En 1988, les Russes ont envoyé deux sondes sur le satellite Phobos. Malheureusement les deux missions ont échoué, bien que l’une des sondes ait pu retransmettre certaines données et photographies avant de perdre le contact radio.

Le lancement réussi de la sonde spatiale Mars Global Surveyor, le 7 novembre 1996, a inauguré un nouveau programme d’étude de Mars par la NASA, comprenant huit missions sur une dizaine d’années. Tirant les enseignements de ses échecs passés (1993), la NASA a ainsi opté pour des voyages vers Mars moins coûteux mais plus fréquents. La mission Mars Global Surveyor a pour objet la cartographie de la planète et l’étude de ses caractéristiques physiques et chimiques, et non la recherche d’une éventuelle trace de vie sur Mars. Toutefois, ces renseignements permettront de savoir plus exactement dans quels endroits de la planète chercher ces traces de vie, si elles existent.

Sonde Mars Pathfinder La sonde Mars Pathfinder, lancée par les États-Unis en 1997, est constituée d'un module d'atterrissage équipé d'une station météo, de caméras et d'un petit véhicule tout terrain, baptisé Sojourner, prévu pour explorer la surface de Mars autour du module. Pendant le voyage vers Mars, l'engin spatial est replié autour de l'équipement embarqué et du robot Sojourner, formant une pyramide à quatre faces. Une fois le sol de la planète atteint, le module d'atterrissage s'ouvre, dévoilant trois panneaux solaires triangulaires destinés à alimenter en électricité les différents systèmes embarqués.© Microsoft Corporation. Tous droits réservés.

Tandis que Mars Global Surveyor dresse une véritable carte d’état-major de la planète rouge, une autre sonde, Mars Climate Orbiter étudie son atmosphère depuis septembre 1999. Elle renseigne les astronomes sur ses variations de température et sur les tempêtes de poussière qui se produisent régulièrement à la surface de la planète.

D’autres missions réalisées par la National Aeronautics and Space Administration (NASA) et le Centre national d’études spatiales (CNES) vont aboutir au prélèvement d’échantillons de sol martien ramenés ensuite sur Terre. Cette aventure technologique se déroulera en plusieurs étapes jusque vers l’an 2008.

Sonde spatiale Mars Climate Orbiter Le 23 septembre 1999 débute la mise en orbite de la sonde Mars Climate Orbiter autour de la planète Mars. Sa mission est double : d'une part, la sonde a pour objectif l'étude du climat de la planète rouge ; d'autre part, elle doit assurer le rôle de relais de communication entre la sonde Mars Polar Lander (censée atterrir sur Mars) et la Terre. Mais suite à une erreur de navigation, la man½uvre d'insertion en orbite martienne échoue et tout contact avec la sonde est rompu. Selon le rapport d'enquête officiel de la NASA, la sonde s'est probablement désintégrée dans l'atmosphère martienne.© Microsoft Corporation. Tous droits réservés.
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Le 4 janvier 1999, la sonde Mars Polar Lander a décollé et doit se poser sur Mars en décembre de la même année. Avant d’atterrir près de la calotte glaciaire, la sonde doit larguer deux petits pénétrateurs qui, enfoncés de deux mètres dans le sol, permettent de savoir s’il y a, comme on le suppose, de l’eau gelée sous la surface. Mars Polar Lander est équipée d’une station météo, d’un bras robot collecteur d’échantillons et d’une caméra stéréoscopique.

En mars 2001 est prévu le décollage de Mars Surveyor 2001. Cette mission est composée de deux éléments : Mars Surveyor Orbiter qui restera en orbite à 400 km d’altitude. Pendant trois ans, cette sonde étudiera finement le sol de la planète : recherche de minéraux et d’une éventuelle activité hydrothermale sous la surface.

Sonde spatiale Mars Polar Lander Après un voyage de 11 mois, la sonde Mars Polar Lander atteint la planète Mars le 3 décembre 1999. Sa mission consiste à atterrir sur la planète rouge pour étudier la composition du sol martien et effectuer diverses mesures météorologiques. L'atterrissage de la sonde s'effectue dans un premier temps par aérofreinage, à l'aide de son bouclier thermique ; puis la sonde doit ralentir sa chute en déployant son parachute et se poser en douceur à l'aide de ses rétrofusées. Mais un problème de mise à feu de ces dernières serait à l'origine du crash de la sonde au pôle Sud de la planète.© Microsoft Corporation. Tous droits réservés.
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Le deuxième élément, Mars Surveyor Lander, va atterrir pour prélever des échantillons, envoyer des images et libérer un petit robot mobile appelé Marie Curie. Sa mission est comparable, avec des moyens technologiques plus perfectionnés, à celle de Mars Pathfinder en 1997. Comme lui, il observera le sol mais ne prélèvera pas d’échantillons.

En 2003, une sonde beaucoup plus complexe que Mars Surveyor Lander sera lancée. Son petit robot doit décrire des boucles comparables aux pétales d’une marguerite autour de la sonde restée en station, prélever des échantillons et les déposer dans un petit conteneur lui-même installé au sommet d’une mini-fusée à trois étages appelée Mars Ascendant Vehicule (MAV), et ne pesant pas plus de cent kilos. Le MAV décollera à la fin des prélèvements et placera le conteneur sur une orbite martienne.

Microsondes Deep Space 2 (Mars Microprobe) La sonde Mars Polar Lander, lancée le 3 janvier 1999, emporte avec elle deux microsondes, baptisées Deep Space 2, connues aussi sous le nom de Mars Microprobe. Ces deux sondes miniatures (environ 18 cm de hauteur pour un poids de 6,5 kg) constituent la seconde mission du programme New Millennium de la NASA, dont l'objectif principal est de tester de nouvelles technologies spatiales. Ainsi, la mission Deep Space 2, axée sur l'étude du sous-sol martien, devait permettre de valider divers systèmes embarqués miniaturisés à l'extrême. Mais suite à un problème d'allumage des rétrofusées de la sonde Mars Polar Lander, cette dernière s'est écrasée sur la surface martienne, entraînant la destruction des deux microsondes.© Microsoft Corporation. Tous droits réservés.
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La dernière étape en 2005 mettra en jeu le CNES. Une fusée Ariane 5 de dernière génération, capable d’envoyer cinq tonnes vers Mars, décollera de Kourou en Guyane française avec, sous la coiffe, deux sondes. L’une construite par les Américains atterrira sur la planète et renouvellera l’opération MAV : collecte d’échantillons et envoi du conteneur sur orbite martienne. Avant d’atterrir, elle aura largué quatre micro-stations de 50 kg chacune, chargées de mesurer l’activité sismique de Mars. L’autre sonde restera en orbite autour de la planète. Elle devra capturer les deux conteneurs à la manière d’une hirondelle qui gobe sa proie. Elle les placera dans un réservoir construit par les Américains en vue de leur retour sur Terre. La capture sur orbite martienne sera d’une extrême complexité car les deux conteneurs, d’une taille inférieure à celle d’un ballon de basket, se trouveront sur des orbites aux coordonnées incertaines.

D’autres missions identiques sont envisagées par la NASA jusqu’en 2013. Quant au CNES, compte tenu de la puissance disponible sur Ariane 5, il propose d’ajouter un petit module de 200 kg à quelques missions commerciales du lanceur. Ces modules prendraient le chemin de Mars pour y déposer diverses expériences, ou des relais pour les transmissions radio.

4 ATMOSPHÈRE

Mars La pression et la température à la surface de Mars sont trop faibles pour que l'eau soit à l'état liquide sur la planète. Ainsi, la surface de Mars est un désert froid.Photo Researchers, Inc./Chris Bjornberg

L’atmosphère martienne se compose de dioxyde de carbone (95,3 p. 100), d’azote (2,7 p. 100), d’argon (1,6 p. 100), d’oxygène (0,2 p. 100) et de traces de vapeur d’eau, de monoxyde de carbone et de gaz rares. La pression moyenne à la surface est d’environ 0,6 p. 100 de celle qui existe sur Terre : elle est égale à la pression atmosphérique terrestre à l’altitude de 35 km. Les températures de surface varient grandement selon l’heure de la journée, la saison et la latitude. Les températures maximales d’été peuvent atteindre + 22 °C, mais les températures journalières moyennes à la surface ne dépassent pas - 33 °C. En raison de la raréfaction de l’atmosphère, des variations de températures journalières de 100 °C sont courantes. En direction des pôles, au-delà d’environ 50° de latitude, les températures demeurent assez froides (de l’ordre de - 140 °C) tout au long de l’hiver, de sorte que le constituant principal de l’atmosphère, le dioxyde de carbone, se solidifie pour former les dépôts blancs qui forment les calottes polaires. La pression atmosphérique totale à la surface varie d’environ 30 p. 100, du fait du cycle saisonnier des calottes polaires.

La quantité de vapeur d’eau présente dans l’atmosphère est extrêmement faible et variable. Sa concentration est maximale près de la lisière des calottes polaires au printemps. Mars ressemble à un désert de haute altitude très froid. Les températures et les pressions de surface sont trop basses pour que l’eau existe à l’état liquide dans la plupart des régions de la planète. Cependant, on a émis l’hypothèses que de l’eau pourrait exister sous forme liquide en certains endroits, juste en dessous de la surface.

Suivant les saisons, certaines régions de Mars connaissent des vents suffisamment forts pour déplacer le sable à la surface, et mettre de la poussière en suspension dans l’atmosphère. Un important phénomène météorologique survient dans l’hémisphère Sud entre la fin du printemps et le début de l’été, lorsque la planète est proche de son périhélie et que le réchauffement des latitudes australes proches de l’équateur est le plus fort : des tempêtes de poussières commencent à se former, certaines atteignant des proportions planétaires, masquant la surface de la planète pendant des semaines ou même des mois. La poussière entraînée dans ces nuages est très fine et met longtemps à se redéposer.

5 SURFACE ET STRUCTURE INTERNE

Surface de Mars Depuis 1962, les Américains ont lancé un programme d’exploration de différentes planètes. C’est ainsi que les sondes Mariner 4 (1964), Mariner 6, Mariner 7 (1969) et Mariner 9 (1971) ont envoyé les premières photographies de la surface de la planète rouge, et ont permis de dresser des cartes thermiques d’après des analyses du rayonnement infrarouge. Dans les années 1970, neuf sondes soviétiques et américaines furent encore envoyées dans cette direction.Archive Photos

La surface martienne peut être divisée en deux régions sensiblement hémisphériques par un grand cercle incliné d’environ 30° sur l’équateur. La moitié sud se compose de zones anciennes couvertes de cratères, datant du tout début de l’histoire de la planète, lorsque Mars et les autres planètes étaient soumises à un bombardement météorique bien plus intense qu’aujourd’hui.

La moitié nord de Mars possède une surface beaucoup moins marquée par les cratères et en conséquence plus jeune, dont on pense qu’elle se compose de coulées volcaniques. Deux foyers majeurs d’une activité volcanique passée ont été identifiés : la plaine Elysium et le dôme de Tharsis. Quelques-uns des plus grands volcans du système solaire se trouvent dans la région de Tharsis : le mont Olympus, formation présentant toutes les caractéristiques d’un volcan basaltique, atteint une altitude supérieure à 25 km et mesure plus de 600 km de large à sa base. Il n’existe pas de signe précis d’une activité volcanique en cours sur toute la planète.

Des failles et d’autres signes évocateurs de fractures de la croûte, dus à des phénomènes de bombement et d’expansion localisés, sont fréquents sur Mars. Cependant, on n’a pas trouvé de traits caractéristiques d’une compression à grande échelle. Précisément, les chaînes de montagnes plissées, si fréquentes sur Terre, font défaut, ce qui indique l’absence de tectonique des plaques. Cela suggère, en retour, que Mars peut avoir une lithosphère plus épaisse et une histoire thermique complètement différente de la Terre. Un escarpement proche de l’équateur martien pourrait être une faille de glissement, ce qui indiquerait malgré tout une certaine activité tectonique.

Les preuves de la présence de glace souterraine abondent, en particulier sous forme de couches de projections prenant l’aspect de pétales autour de certains cratères ou de vastes régions de terrain chaotique, ou encore de sols présentant des motifs, aux hautes latitudes septentrionales. Les découvertes géologiques de loin les plus spectaculaires ont été les canaux, qui ressemblent à des vallées de rivières asséchées. On en connaît deux types principaux. Les grands canaux d’écoulement pourraient s’être formés par la libération subite d’énormes quantités d’eau provenant des zones de terrain chaotique. La plupart de ces canaux s’écoulent de l’hémisphère Sud, plus élevé, vers l’hémisphère Nord, en général moins élevé. La cause de la fonte localisée de la glace du sol dans les régions d’origine demeure incertaine, mais ces caractéristiques datent probablement du premier tiers de l’histoire de la planète, vieille de 4,6 milliards d’années. En plus des grands canaux d’écoulement, il existe un bon nombre de petites zones ressemblant à des canaux, pour lesquelles la marque d’une érosion par l’eau est moins évidente. Comme l’eau ne peut pas exister aujourd’hui sous forme liquide à la surface de la planète, les canaux ont été présentés comme la preuve que Mars a connu dans le passé des pressions plus élevées et des températures plus chaudes.

Cependant, Mars est aujourd’hui un désert balayé par le vent. On trouve en abondance de vastes étendues de dunes de sable attestant de la vigueur, dans l'environnement martien actuel, des processus de dépôt et d'érosions liés au vent.

On connaît peu de choses sur l’intérieur de Mars. La planète a une densité moyenne relativement faible, ce qui indique qu’elle ne peut présenter un c½ur métallique très étendu. En outre, un éventuel noyau serait probablement solide, car Mars ne possède pas de champ magnétique mesurable. À en juger par sa capacité à générer des formations topologiques d’aussi grande échelle que Tharsis, la croûte de Mars peut mesurer 200 km d’épaisseur, soit cinq ou six fois l’épaisseur de la croûte terrestre. Un sismographe embarqué par la sonde Viking 2 n’est pas parvenu à détecter un quelconque « tremblement de Mars » bien déterminé.

6 RECHERCHE D’UNE VIE EXTRATERRESTRE

Météorite de Mars Archive Photos/REUTERS/NASA

L’idée que la vie ait pu exister — ou même existe — sur Mars a une longue histoire. En 1877, l’astronome italien Giovanni Schiaparelli affirmait avoir vu un système de canaux s’étendant sur toute la planète. L’astronome américain Percival Lowell a popularisé ensuite ces lignes estompées en les présentant comme la réalisation d’êtres intelligents s’efforçant d’irriguer une planète aride. Les observations ultérieures d’engins spatiaux ont montré que ces prétendus canaux n’existent pas sur la planète. D’autres théories avançant l’hypothèse de la vie sur Mars ont été également réfutées. Cependant, les zones sombres, dont on pensait autrefois qu’elles étaient des oasis, ne sont pas vertes, comme elles étaient apparues par effets de contraste aux observateurs terrestres ; leur spectre ne contient pas non plus de traces de matières organiques. Les changements saisonniers dans l’aspect de ces zones ne sont dus à aucun cycle végétal, mais aux vents martiens saisonniers balayant du sable et de la poussière stériles.

L’eau se présente probablement uniquement à l’état de glace sous ou sur le sol ou encore sous forme de traces de vapeur ou de cristaux de glace dans l’atmosphère. La plus forte preuve réfutant la thèse de la présence de la vie sur Mars est sans doute la raréfaction de son atmosphère. De même, la surface de la planète est exposée non seulement à des doses mortelles de rayonnement ultraviolet, mais aussi aux effets de substances très oxydantes, telles que le peroxyde d’oxygène, produites par des réactions photochimiques.

Météorite martienne ALH84001 La météorite ALH84001, originaire de la planète Mars qu'elle aurait quittée il y a environ 15 millions d'années suite à un violent impact avec un astéroïde, serait arrivée sur Terre il y a près de 13 000 ans. Découverte en 1984 dans l'Antarctique, la météorite présenterait des traces de vie bactérienne, selon l'étude d'une équipe de chercheurs américains réalisée en 1996. Toutefois, leur conclusion est largement controversée et relance le vieux débat de l'existence d'une vie extraterrestre.Photo Researchers, Inc./NASA/Science Source

Les sondes Viking ont montré que le sol martien ne contient aucune matière organique. Bien que de faibles quantités de molécules organiques soient apportées continuellement à la surface de Mars par les météorites, elles sont apparemment détruites avant d’avoir une chance de s’accumuler. Les résultats de l’analyse du sol effectuée par les sondes Viking et destinée à rechercher d’éventuelles traces organiques, ne fournissent aucune preuve de l’existence de vie sur Mars.

Un débat plus délicat est de savoir si la vie a un jour existé sur Mars, compte tenu des témoignages marquants de modifications climatiques et des indices de l’existence d’une atmosphère passée plus chaude et plus épaisse. La réponse à cette question impliquera probablement de prélever à une certaine profondeur des échantillons soigneusement choisis, puis de les renvoyer sur Terre pour des analyses détaillées. La NASA a proposé un voyage habité vers Mars au début du XXIe siècle, mais cette perspective demeure encore très incertaine, même si l’on peut aisément envisager que les différentes agences spatiales collaboreraient à ce projet, comme elles vont le faire pour édifier la station spatiale internationale (ISS) provisoirement baptisée Alpha. À court terme, l’espoir de se poser sur Mars reste réservé aux sondes automatiques.

L’analyse d’une météorite nommée ALH84001 — qui contient des traces de vie bactérienne — arrivée sur Terre il y a près de 13 000 ans montrerait que la vie aurait existé sur Mars. Découverte en 1984 dans la région antarctique de Allan Hills, on sait depuis peu qu’elle vient de Mars : elle l’aurait quitté il y a environ 15 millions d’années. Les composants identifiés dans cette roche sont des hydrocarbures aromatiques polycycliques, qui sont souvent d’origine biologique. On a également décelé des minéraux, tels que la magnétite et le sulfate de fer, qui sont, sur Terre, liés à une action bactérienne. Selon certains, ces indices seraient la preuve d’une vie passée sur Mars. Selon d’autres, ces indices ne seraient que des artefacts. Quoi qu’il en soit, les scientifiques restent très prudents.


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