Clignotant aux jours de confrontation avec une couleur rouge sang inquiétante et provoquant une peur mystique primitive, l'étoile mystérieuse et mystérieuse, que les anciens Romains nommaient en l'honneur du dieu de la guerre Mars (Ares chez les Grecs), conviendrait difficilement à un prénom féminin. Les Grecs l'appelaient aussi Phaéton pour son aspect « radieux et brillant », que la surface de Mars doit à sa couleur vive et à son relief « lunaire » avec des cratères volcaniques, des impacts de météorites géantes, des vallées et des déserts.
Caractéristiques orbitales
L'excentricité de l'orbite elliptique de Mars est de 0,0934, provoquant ainsi la différence entre les distances maximale (249 millions de km) et minimale (207 millions de km) au Soleil, en raison de laquelle la quantité d'énergie solaire entrant dans le la planète varie entre 20 et 30 %.
La vitesse orbitale moyenne est de 24,13 km/s. Marstourne complètement autour du Soleil en 686,98 jours terrestres, ce qui dépasse deux fois la période de la Terre, et tourne autour de son propre axe presque de la même manière que la Terre (en 24 heures 37 minutes). L'angle d'inclinaison de l'orbite par rapport au plan de l'écliptique, selon diverses estimations, est déterminé de 1,51 ° à 1,85 °, et l'inclinaison de l'orbite par rapport à l'équateur est de 1,093 °. Par rapport à l'équateur du Soleil, l'orbite de Mars est inclinée d'un angle de 5,65° (et la Terre est d'environ 7°). Une inclinaison significative de l'équateur de la planète par rapport au plan de l'orbite (25,2°) entraîne des changements climatiques saisonniers importants.
Paramètres physiques de la planète
Mars parmi les planètes du système solaire occupe la septième place en termes de taille, et en termes de distance au Soleil, elle occupe la quatrième position. Le volume de la planète est de 1,638×1011 km³, et le poids est de 0,105-0,108 masses terrestres (6,441023 kg), ce qui lui donne une densité d'environ 30 % (3,95 g/cm3). L'accélération de la chute libre dans la région équatoriale de Mars est déterminée dans la plage de 3,711 à 3,76 m/s². La superficie est estimée à 144 800 000 km². La pression atmosphérique fluctue entre 0,7 et 0,9 kPa. La vitesse nécessaire pour vaincre la gravité (deuxième espace) est de 5 072 m/s. Dans l'hémisphère sud, la surface moyenne de Mars est supérieure de 3 à 4 km à celle de l'hémisphère nord.
Conditions climatiques
La masse totale de l'atmosphère de Mars est d'environ 2,51016 kg, mais au cours de l'année, elle varie considérablement en raison de la fonte ou du "gel" des calottes polaires contenant du dioxyde de carbone. La pression moyenne au niveau de la surface (environ 6,1 mbar) est presque 160 fois inférieure à celle près de la surface de notre planète, mais dans les dépressions profondesatteint 10 mbar. Selon diverses sources, les chutes de pression saisonnières varient de 4,0 à 10 mbar.
95,32 % de l'atmosphère de Mars est constituée de dioxyde de carbone, environ 4 % d'argon et d'azote, et moins de 0,2 % d'oxygène et de vapeur d'eau.
Une atmosphère hautement raréfiée ne peut pas conserver longtemps la chaleur. Malgré la "couleur chaude" qui distingue la planète Mars des autres, la température en surface descend jusqu'à -160°C au pôle en hiver, et à l'équateur en été, la surface ne peut se réchauffer que jusqu'à +30°C pendant la journée.
Le climat est saisonnier, tout comme sur Terre, mais l'allongement de l'orbite de Mars entraîne des différences importantes dans la durée et le régime de température des saisons. Le printemps et l'été frais de l'hémisphère nord durent ensemble bien plus de la moitié de l'année martienne (371 jours martiens), et l'hiver et l'automne sont courts et modérés. Les étés du sud sont chauds et courts, tandis que les hivers sont froids et longs.
Les changements climatiques saisonniers se manifestent le plus clairement dans le comportement des calottes polaires, composées de glace avec un mélange de fines particules de roches ressemblant à de la poussière. L'avant de la calotte polaire nord peut s'éloigner du pôle de près d'un tiers de la distance jusqu'à l'équateur, et la limite de la calotte sud atteint la moitié de cette distance.
La température à la surface de la planète était déjà déterminée au début des années 20 du siècle dernier par un thermomètre situé exactement au foyer d'un télescope à réflexion dirigé vers Mars. Les premières mesures (jusqu'en 1924) montraient des valeurs de -13 à -28°C, et en 1976 les limites inférieure et supérieure de température étaient préciséesatterri sur Mars par le vaisseau spatial Viking.
Tempêtes de poussière martiennes
L'"exposition" des tempêtes de poussière, leur ampleur et leur comportement ont révélé un mystère longtemps tenu par Mars. La surface de la planète change mystérieusement de couleur, captivant les observateurs depuis l'Antiquité. Les tempêtes de poussière se sont avérées être la cause du "caméléonisme".
Des changements de température soudains sur la planète rouge provoquent des vents violents rampants, dont la vitesse atteint 100 m / s, et une faible gravité, malgré la finesse de l'air, permet aux vents de soulever d'énormes masses de poussière à une hauteur de plus de 10 km.
Les tempêtes de poussière sont également alimentées par une forte augmentation de la pression atmosphérique causée par l'évaporation du dioxyde de carbone gelé des calottes polaires en hiver.
Les tempêtes de poussière, comme le montrent les images de la surface de Mars, gravitent spatialement vers les calottes polaires et peuvent couvrir d'énormes zones, pouvant durer jusqu'à 100 jours.
Un autre spectacle poussiéreux, que Mars doit à des changements de température anormaux, sont les tornades qui, contrairement aux "collègues" terrestres, errent non seulement dans les zones désertiques, mais hébergent également sur les pentes des cratères volcaniques et des entonnoirs d'impact, étant entendu vers le haut jusqu'à 8 km. Leurs traces se sont avérées être des dessins géants à rayures ramifiées qui sont longtemps restés mystérieux.
Les tempêtes de poussière et les tornades se produisent principalement pendant les grandes oppositions, lorsque dans l'hémisphère sud l'été tombe sur la période du passage de Mars par le point de l'orbite le plus proche du Soleilplanètes (périhélie).
Les images de la surface de Mars, prises par le vaisseau spatial Mars Global Surveyor, , qui orbite autour de la planète depuis 1997, se sont avérées très fructueuses pour les tornades.
Certaines tornades laissent des traces, balayant ou aspirant une couche superficielle lâche de fines particules de sol, d'autres ne laissent même pas d'"empreintes digitales", d'autres, furieusement, dessinent des figures complexes, pour lesquelles on les a appelées diables de poussière. Les tourbillons travaillent, en règle générale, seuls, mais ils ne refusent pas non plus les "représentations" de groupe.
Caractéristiques de secours
Probablement, tous ceux qui, armés d'un puissant télescope, ont regardé Mars pour la première fois, la surface de la planète a immédiatement ressemblé au paysage lunaire, et dans de nombreux domaines, c'est vrai, mais la géomorphologie de Mars est toujours particulier et unique.
Les caractéristiques régionales du relief de la planète sont dues à l'asymétrie de sa surface. Les surfaces planes prédominantes de l'hémisphère nord sont de 2 à 3 km sous le niveau conditionnellement zéro, et dans l'hémisphère sud, la surface compliquée par des cratères, des vallées, des canyons, des dépressions et des collines est de 3 à 4 km au-dessus du niveau de base. La zone de transition entre les deux hémisphères, large de 100 à 500 km, s'exprime morphologiquement par un escarpement géant fortement érodé, haut de près de 2 km, couvrant près des 2/3 de la planète en circonférence et tracé par un système de failles.
Les formes de relief prédominantes qui caractérisent la surface de Mars sont présentéesparsemé de cratères de diverses genèses, de hautes terres et de dépressions, de structures d'impact de dépressions circulaires (bassins multi-anneaux), de hautes terres allongées linéairement (crêtes) et de bassins escarpés de forme irrégulière.
Des soulèvements à sommet plat avec des bords abrupts (mesas), de vastes cratères plats (volcans boucliers) avec des pentes érodées, des vallées sinueuses avec des affluents et des branches, des hautes terres nivelées (plateaux) et des zones de vallées en forme de canyon alternant au hasard (labyrinthes) sont répandus.
Mars se caractérise par des dépressions en train de couler avec un relief chaotique et informe, des marches étendues et complexes (failles), une série de crêtes et de sillons subparallèles, ainsi que de vastes plaines d'apparence complètement "terrestre".
Les bassins de cratères annulaires et les grands cratères (plus de 15 km de diamètre) sont les caractéristiques morphologiques déterminantes d'une grande partie de l'hémisphère sud.
Les régions les plus élevées de la planète portant les noms de Tharsis et Elysium sont situées dans l'hémisphère nord et représentent d'immenses hauts plateaux volcaniques. Le plateau de Tharsis, s'élevant au-dessus des environs plats sur près de 6 km, s'étend sur 4000 km de longitude et 3000 km de latitude. Sur le plateau il y a 4 volcans géants d'une hauteur de 6,8 km (Mont Alba) à 21,2 km (Mont Olympe, diamètre 540 km). Les sommets des montagnes (volcans) Pavlina / Pavonis (Pavonis), Askrian (Ascraeus) et Arsia (Arsia) sont à une altitude de 14, 18 et 19 km, respectivement. Le mont Alba se dresse seul au nord-ouest d'une rangée stricte d'autres volcans etC'est une structure volcanique bouclier d'un diamètre d'environ 1500 km. Volcano Olympus (Olympus) - la plus haute montagne non seulement sur Mars, mais dans tout le système solaire.
Deux vastes plaines méridionales jouxtent la province de Tharsis à l'est et à l'ouest. Les marques de surface de la plaine occidentale portant le nom d'Amazonie sont proches du niveau zéro de la planète, et les parties les plus basses de la dépression orientale (Chris Plain) sont à 2-3 km sous le niveau zéro.
Dans la région équatoriale de Mars se trouve le deuxième plus grand plateau volcanique d'Elysium, d'environ 1500 km de diamètre. Le plateau s'élève de 4 à 5 km au-dessus de la base et porte trois volcans (le mont Elysium proprement dit, le dôme d'Albor et le mont Hekate). Le plus haut mont Elysium a atteint 14 km.
À l'est du plateau de Tharsis dans la région équatoriale, un système géant de vallées (canyons) Mariner s'étend le long de l'échelle de Mars (près de 5 km), dépassant la longueur de l'un des plus grands Grand Canyons sur terre près de 10 fois, et 7 fois plus larges et plus profonds. La largeur moyenne des vallées est de 100 km et les rebords presque abrupts de leurs flancs atteignent une hauteur de 2 km. La linéarité des structures indique leur origine tectonique.
Dans les hauteurs de l'hémisphère sud, où la surface de Mars est simplement jonchée de cratères, se trouvent les plus grandes dépressions de choc circulaires de la planète portant les noms d'Argir (environ 1 500 km) et Hellas (2 300 km).
La plaine d'Hellas est plus profonde que toutes les dépressions de la planète (presque 7000 m sous le niveau moyen), et l'excédent de la plaine d'Argir estpar rapport au niveau de la colline environnante est de 5,2 km. Une plaine arrondie similaire, la plaine d'Isis (1100 km de diamètre), est située dans la région équatoriale de l'hémisphère oriental de la planète et jouxte la plaine élyséenne au nord.
Sur Mars, environ 40 bassins multi-anneaux de ce type sont connus, mais de plus petite taille.
Dans l'hémisphère nord se trouve la plus grande plaine de la planète (Plaine du Nord), bordant la région polaire. Les marqueurs des plaines sont sous le niveau zéro de la surface de la planète.
Paysages éoliens
Il serait difficile de décrire la surface de la Terre en quelques mots, en se référant à la planète dans son ensemble, mais pour avoir une idée du type de surface de Mars, si vous appelez simplement c'est un désert de sable rocheux, brun rougeâtre, sans vie et sec, car le relief disséqué de la planète est lissé par des dépôts alluvionnaires meubles.
Les paysages éoliens, composés de matériaux limoneux sableux fins avec de la poussière et formés à la suite de l'activité éolienne, couvrent la quasi-totalité de la planète. Ce sont des dunes ordinaires (comme sur terre) (transversales, longitudinales et diagonales) dont la taille varie de quelques centaines de mètres à 10 km, ainsi que des dépôts éoliens-glaciaires en couches des calottes polaires. Le relief spécial "créé par Aeolus" est confiné à des structures fermées - les fonds de grands canyons et cratères.
L'activité morphologique du vent, qui détermine les caractéristiques particulières de la surface de Mars, s'est manifestée dans d'intensesérosion (déflation), qui a entraîné la formation de surfaces caractéristiques "gravées" avec des structures cellulaires et linéaires.
Des formations éoliennes-glaciaires stratifiées, composées de glace mélangée à des précipitations, recouvrent les calottes polaires de la planète. Leur puissance est estimée à plusieurs kilomètres.
Caractéristiques géologiques de la surface
Selon l'une des hypothèses existantes sur la composition moderne et la structure géologique de Mars, le noyau interne de petite taille, composé principalement de fer, de nickel et de soufre, a d'abord fondu à partir de la substance primaire de la planète. Puis, autour du noyau, une lithosphère homogène d'une épaisseur d'environ 1000 km, ainsi que la croûte, se sont formées, dans lesquelles, probablement, l'activité volcanique active se poursuit aujourd'hui avec l'éjection de toujours nouvelles portions de magma vers la surface. L'épaisseur de la croûte martienne est estimée à 50-100 km.
Depuis que l'homme a commencé à regarder les étoiles les plus brillantes, les scientifiques, comme tous ceux qui ne sont pas indifférents aux voisins universels, entre autres mystères, se sont principalement intéressés à la surface de Mars.
Presque toute la planète est recouverte d'une couche de poussière brunâtre-jaunâtre-rouge mélangée à de fines matières limoneuses et sableuses. Les principaux composants d'un sol meuble sont des silicates avec un grand mélange d'oxydes de fer, donnant à la surface une teinte rougeâtre.
Selon les résultats de nombreuses études menées par des engins spatiaux, les fluctuations de la composition élémentaire des dépôts meubles de la couche superficielle de la planète ne sont pas suffisamment importantes pour suggérer une grande variété de composition minérale des montagnesroches qui composent la croûte martienne.
Établi dans la teneur moyenne du sol en silicium (21 %), fer (12,7 %), magnésium (5 %), calcium (4 %), aluminium (3 %), soufre (3,1 %), ainsi que le potassium et le chlore (<1%) ont indiqué que la base des dépôts meubles de la surface sont les produits de la destruction des roches ignées et volcaniques de la composition de base, proches des bas altes de la terre. Au début, les scientifiques doutaient de la différenciation significative de la coquille de pierre de la planète en termes de composition minérale, mais les études des substrats rocheux de Mars menées dans le cadre du projet Mars Exploration Rover (USA) ont conduit à la découverte sensationnelle d'analogues de andésites (roches de composition intermédiaire).
Cette découverte, confirmée par la suite par de nombreuses découvertes de roches similaires, a permis de juger que Mars, comme la Terre, pouvait avoir une croûte différenciée, comme en témoignent les teneurs importantes en aluminium, silicium et potassium.
Sur la base d'un grand nombre d'images prises par des engins spatiaux et permettant de juger de la composition de la surface de Mars, en plus des roches ignées et volcaniques, la présence de roches volcano-sédimentaires et de dépôts sédimentaires est évidente sur la planète, qui se reconnaissent à la séparation caractéristique des lamelles et à la superposition de fragments d'affleurements.
La nature de la stratification des roches peut indiquer leur formation dans les mers et les lacs. Des zones de roches sédimentaires ont été enregistrées dans de nombreux endroits de la planète et se trouvent le plus souvent dans de vastes cratères.
Les scientifiques n'excluent pas la formation "sèche" de précipitations de leur poussière martienne avec leurlithification (pétrification).
Formations de pergélisol
Une place particulière dans la morphologie de la surface de Mars est occupée par les formations de pergélisol, dont la plupart sont apparues à différentes étapes de l'histoire géologique de la planète à la suite de mouvements tectoniques et de l'influence de facteurs exogènes.
Sur la base de l'étude d'un grand nombre d'images spatiales, les scientifiques ont conclu à l'unanimité que l'eau joue un rôle important dans la formation de l'apparence de Mars avec l'activité volcanique. Les éruptions volcaniques ont entraîné la fonte de la couverture de glace, qui, à son tour, a servi à développer l'érosion hydrique, dont les traces sont encore visibles aujourd'hui.
Le fait que le pergélisol sur Mars se soit déjà formé aux premiers stades de l'histoire géologique de la planète est attesté non seulement par les calottes polaires, mais également par des reliefs spécifiques similaires au paysage des zones de pergélisol sur Terre.
Les formations de type vortex, qui ressemblent à des dépôts stratifiés dans les régions polaires de la planète sur les images satellites, sont en gros plan un système de terrasses, de corniches et de dépressions qui forment une variété de formes.
Les dépôts de la calotte polaire de plusieurs kilomètres d'épaisseur sont constitués de couches de dioxyde de carbone et de glace d'eau mélangées à des matériaux limoneux et limoneux fins.
Les reliefs de pendage caractéristiques de la zone équatoriale de Mars sont associés au processus de destruction des strates cryogéniques.
Eau sur Mars
Sur la plus grande partie de la surface de Mars, l'eau ne peut exister sous forme liquideétat en raison de la basse pression, mais dans certaines régions d'une superficie totale d'environ 30% de la superficie de la planète, les experts de la NASA admettent la présence d'eau liquide.
Les réserves d'eau établies de manière fiable sur la planète rouge sont principalement concentrées dans la couche proche de la surface du pergélisol (cryosphère) d'une épaisseur pouvant atteindre plusieurs centaines de mètres.
Les scientifiques n'excluent pas l'existence de lacs reliques d'eau liquide et sous les couches des calottes polaires. Sur la base du volume estimé de la cryolithosphère martienne, les réserves d'eau (glace) sont estimées à environ 77 millions de km³, et si l'on tient compte du volume probable de roches dégelées, ce chiffre pourrait baisser à 54 millions de km³.
De plus, il y a une opinion que sous la cryolithosphère il peut y avoir des couches avec des réserves colossales d'eau salée.
De nombreux faits indiquent la présence d'eau à la surface de la planète dans le passé. Les principaux témoins sont les minéraux, dont la formation implique la participation de l'eau. Tout d'abord, il s'agit d'hématite, de minéraux argileux et de sulfates.
Nuages martiens
La quantité totale d'eau dans l'atmosphère de la planète "desséchée" est plus de 100 millions de fois inférieure à celle de la Terre, et pourtant la surface de Mars est recouverte, certes rare et peu visible, mais de nuages réels et même bleutés, cependant constitué de poussière de glace. La nébulosité se forme dans une large gamme d' altitudes de 10 à 100 km et se concentre principalement dans la ceinture équatoriale, s'élevant rarement au-dessus de 30 km.
Les brouillards glacés et les nuages sont également fréquents près des calottes polaires en hiver (brume polaire), mais ici ils peuvent"tomber" en dessous de 10 km.
Les nuages peuvent prendre une couleur rose pâle lorsque les particules de glace se mélangent à la poussière soulevée à la surface.
Des nuages d'une grande variété de formes ont été enregistrés, y compris ondulés, rayés et cirrus.
Paysage martien à hauteur d'homme
Pour la première fois, voir à quoi ressemble la surface de Mars depuis la hauteur d'un homme de grande taille (2,1 m) a permis le "bras" du rover curieux armé d'une caméra en 2012. Sous le regard étonné du robot, une plaine "sablonneuse", gravelo-graveleuse, parsemée de petits pavés, avec de rares affleurements plats, peut-être de la roche mère, des roches volcaniques, est apparue.
Une image terne et monotone d'un côté était animée par la crête vallonnée du bord du cratère Gale, et de l'autre par la masse en pente douce du mont Sharp, haut de 5,5 km, qui a fait l'objet de la chasse du vaisseau spatial.
Lors de la planification de l'itinéraire le long du fond du cratère, les auteurs du projet, apparemment, ne soupçonnaient même pas que la surface de Mars, prise par le rover Curiosity, serait si diverse et hétérogène, contrairement à la s'attendre à ne voir qu'un désert terne et monotone.
Sur le chemin du mont Sharp, le robot a dû surmonter des surfaces planes fracturées et plates, des pentes douces en escalier de roches volcaniques-sédimentaires (à en juger par la texture en couches sur les copeaux), ainsi que des effondrements de blocs de bleu foncé roches volcaniques à surface cellulaire.
L'appareil en cours de route a tiré sur des cibles "indiquées d'en haut" (pavés) avec des impulsions laser et a foré de petits puits (jusqu'à 7 cm de profondeur) pour étudier la composition matérielle des échantillons. L'analyse du matériau obtenu, en plus de la teneur en éléments rocheux caractéristiques des roches de composition basique (bas altes), a montré la présence de composés de soufre, d'azote, de carbone, de chlore, de méthane, d'hydrogène et de phosphore, c'est-à-dire "composantes de la vie".
De plus, des minéraux argileux ont été trouvés, formés en présence d'eau avec une acidité neutre et une faible concentration en sel.
Sur la base de ces informations, associées à des informations obtenues précédemment, les scientifiques étaient enclins à conclure qu'il y a des milliards d'années, il y avait de l'eau liquide à la surface de Mars et que la densité de l'atmosphère est bien plus élevée qu'aujourd'hui.
Étoile du matin de Mars
Depuis que le vaisseau spatial Mars Global Surveyor a tourné autour de la planète rouge à une distance de 139 millions de km autour du monde en mai 2003, voici à quoi ressemble la Terre depuis la surface de Mars.
Mais en fait, notre planète ressemble à peu près à la façon dont nous voyons Vénus le matin et le soir, ne brillant que dans la noirceur brunâtre du ciel martien, un petit point solitaire (à l'exception de la Lune à peine reconnaissable) est légèrement plus brillante que Vénus.
La première image de la Terre depuis la surface a étéfaite au petit matin depuis le rover Spirit en mars 2004, et la Terre a posé "main dans la main avec la Lune" pour le vaisseau spatial Curiosity en 2012 et elle s'est avérée encore "plus belle" que la première fois.
