Les caractéristiques physico - chimiques de la planète rouge
I) L'atmosphère et la température
L’atmosphère martienne est composée de dioxyde de carbone (95,3 %), d’azote (2,7 %), d’argon (1,6 %), d’oxygène (0,2 %) et de traces de vapeur d’eau, de monoxyde de carbone et de gaz rares. La pression moyenne en surface est d’environ 0,6 % de celle qui existe sur Terre : elle est égale à la pression atmosphérique terrestre à 35 km d'altitude.
Composition atmosphérique terrestre et martienne
Les variations des températures de surface sont dues à la saison, la latitude et l'heure de la journée. En été, les températures maximales peuvent atteindre +22°C, bien que les températures moyennes à la surface ne dépassent pas -33°C. A cause de l'appauvrissement de l’atmosphère, des variations de températures journalières de 100°C sont courantes. En direction des pôles, à plus d’environ 50° de latitude, les températures restent froides (-140°C) tout le long de l’hiver, ainsi le constituant principal de l’atmosphère (CO2), se solidifie pour former des dépôts blancs formant les calottes polaires. La pression atmosphérique totale à la surface varie d’environ 30 %, du fait du cycle saisonnier des calottes polaires.
Comparatif de l'échelle des températures terrestres et martiennes
La quantité de vapeur d’eau présente dans l’atmosphère est très faible et variable. Sa concentration est maximale près des calottes polaires au printemps. Les températures et les pressions de surface sont trop faibles pour que l’eau existe à l’état liquide dans presque toutes les régions de la planète. Néanmoins, l’hypothèse que de l’eau pourrait exister sous forme liquide en certains endroits, juste en dessous de la surface, a été émise.
Selon les saisons, certaines régions de Mars subissent des vents assez 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 se répandant sur l'ensemble de la planète, masquant sa surface pendant des semaines ou des mois. La poussière entraînée dans ces nuages est fine et met longtemps à retomber.
II) La géologie
Mars serait apparue il y a 4,6 milliards d’années comme toutes les planètes du système solaire, lors de la condensation de la nébuleuse solaire. Trop éloignée du soleil, elle ne s’est pas formée de composés tels que l’eau, le méthane ou l’ammoniac présents sur Terre mais de matériaux ferreux ou silicatés.
Il existe trois périodes géologiques martiennes :
-le Noachien
-l’Hespérien
-L’Amazonien
Il existe deux échelles des temps géologiques martiens: l’échelle de Hartmann & Neukum et l’échelle de Hartmann standart, qui n'ont pas les mêmes limites.
Les deux échelles des temps géologiques martiens
C’est une planète tellurique de masse et de superficie inférieure à la Terre, elle est la quatrième planète de notre système solaire en partant du soleil. Mars est très différente de la Terre mais ne l’a pas toujours été, il semblerait que les conditions naturelles martiennes au Noachien aient été similaires à celles de la Terre à la même époque. Aujourd’hui c’est une planète aride, froide, avec une atmosphère très mince chargée de dioxyde de carbone où l’on ne trouve plus l’eau que sous forme solide.
La position de Mars dans le système solaire
Mars fait partie des planètes telluriques qui sont des planètes rocheuses avec un noyau métallique de moyenne et petite taille. On trouve un premier point commun avec la Terre, elles sont toutes deux des planètes telluriques. Mars est donc une planète solide avec à sa surface une croûte rocheuse et en profondeur un manteau.
Le peu de choses connues sur la structure interne de Mars
La planète rouge a une densité plutôt moyenne, c'est elle qui possède la densité la plus faible des planètes telluriques du système solaire avec une valeur de 3,96 alors que celle de la Terre est de 5,57. Le manteau martien est lui composé d'olivine et de pyroxènes, des minéraux riches en fer et en magnésium ce qui correspond bien avec celui de la Terre qui est également composé d’olivine et de pyroxène.La croûte rocheuse de Mars est beaucoup plus épaisse que celle de la Terre, ce qui empêcherait toute activité tectonique (mais cette théorie reste encore à démontrer). Elle est composée de roches cristallines riches en quartz et de feldspaths (minéraux contenant de la silice et de l'aluminium) ce qui est semblable à la Terre car la croute terrestre est composée de silicium et d’aluminium (granitique).
Grâce aux sondes Viking 1 et 2, le sol de la Mars a été analysé, cette planète a un sol rouge dû à la présence d’oxyde de fer. Les sondes Viking ont également détecter une forte présence de basalte en surface.
Première photographie en couleur du sol martien par Viking 1
Le sol de la planète rouge est aussi composé de roches volcaniques puisque l'on distingue de nombreux cratères et volcans, plus nombreux que sur Terre. Mais ces volcans sont inactifs car la chaleur interne à libérer est beaucoup moins élevée, comparée à celle de la Terre.
Carte de quelques volcans martiens
Le sol de Mars est composé en faible quantité de roches provenant sûrement de fragment de météorite. Les analyses chimiques ont fournies plusieurs indications sur la composition minéralogique du sol martien. Les roches martiennes analysées sont riches en magnésium, en fer et en calcium, le taux de soufre est quasi deux fois supérieur et celui de potassium cinq fois inférieur à la moyenne de l'écorce terrestre. Ce sol contient d'importantes quantités de minéraux magnétiques, une hypothèse a mis en évidence qu’une telle composition serait cohérente avec des processus d'altération des roches volcaniques par l'eau, dans des conditions climatiques assez différentes de celles qui règnent actuellement sur Mars. Mais les dernières analyses du sol ont permis de découvrir d’autres roches sédimentaires à la surface de Mars, leur forme peut amener à croire qu'elles ne peuvent s'être formées que par le passage d'eau liquide à des vitesses de 10 à 50 cm/s. L'analyse élémentaire par le spectromètre X révèle la présence de sels de soufre, de chlore et de brome en fortes quantités. Dans l'ensemble le sol est composé de roches basaltiques ce qui met en évidence la différence de composition chimique entre Mars et la Terre et laisse penser qu’il y avait surement dans un lointain passé de l’eau sur Mars.
III) L'eau
La présence d’eau liquide sur une planète peut être déterminante afin de savoir si la vie y existe. Dans le cas de la Terre (où la vie existe), l’eau liquide se trouve en abondance, mais est-ce le cas sur Mars ?
L’eau existe sous trois états différents : solide (glace), liquide (eau), gazeux (vapeur d’eau). La seule présence de molécules d’eau ne suffirait pas à la vie puisqu’il faut en plus que cette eau soit liquide.
Les 3 états de l'eau
Sur Terre, la température de vaporisation de l’eau est de 100°C et la température de solidification est d’environ 0°C. Mais l’état de l’eau ne dépend pas seulement de la température. La pression joue aussi.. Par exemple, en haut de l’Himalaya, où la pression atmosphérique est plus faible qu’au niveau de la mer, la température d’ébullition serait plutôt de 85°C.
Diagramme des phases de l'eau
Ce diagramme représentant les phases de l’eau en fonction de la pression (ordonnée) et de la température (abscisse) montre pourquoi la présence d’eau liquide à la surface de Mars est impossible. En effet, on voit d’après le graphique qu’il existe un point triple correspondant à une pression et une température où l’eau serait à la fois solide, liquide et gazeuse. Mais même si la température était importante, la faible pression atmosphérique de Mars (600 Pa) ne permettrait pas la présence d’eau. La présence d’eau liquide en surface sur Mars est donc impossible, et ce quelle que soit la température.
Cependant, grâce à des découvertes récentes, la présence d'eau liquide dans les profondeurs du sous-sol martien est possible :
- la température augmente avec la profondeur, à 3 kilomètres sous la surface au niveau de l'équateur et de 5 kilomètres sous les pôles, la température du sous-sol atteint 0°C et l'eau liquide peut alors exister
- à ces profondeurs ( 3 ou 5 kilomètres), la pression lithostatique doit être suffisamment forte pour permettre à des nappes d'eau d'exister
De plus, la NASA, a affirmer récemment que certaines coulées saisonnières sombres observées sur des pentes de Mars, lorsque la température y devient plus clémente, seraient probablement des écoulements d'eau salée, selon Lujendra Ojha (Georgia Tech, Atlanta) et ses collègues, ces écoulements sont constitués de saumures de différentes compositions, faites de chlorate et perchlorate de magnésium et de perchlorate de sodium, mêlés à un peu d’eau, le mélange est salé pour pouvoir rester liquide. Ce qui confirme la présence d'eau liquide sur la planète.
Aujourd'hui, la seule vérité prouvée est que l'eau existe sur Mars, mais sous forme solide :
- dans le sous-sol martien : le permafrost
- dans les régions polaires les calottes d'une épaisseur de l'ordre du mètre sont constituées de deux éléments différents : de la glace d'eau et du gaz carbonique (ou neige carbonique). Même en été, les températures de Mars sont toujours trop basses pour que l'eau fonde de façon importante la calotte permanente est donc constituée de glace d'eau. Par contre la neige carbonique est sous forme gazeuse lorsque les température remontent l'été notamment
Pour le moment on sait donc que la présence d'eau liquide à la surface de la planète rouge est impossible, mais qu'il est fortement possible que cette eau liquide puisse exister dans les profondeurs du sous-sol martien. Sous-sol abritant de l'eau, mais à l'état solide.
