L'intérieur de Mars
La compréhension actuelle de l'intérieur de Mars suggère un modèle
comprenant une mince croûte, similaire à la terre, un manteau et un noyau.
ہ partir de quatre paramètres, on peut déterminer la taille et la masse
du noyau martien. Toutefois, seulement trois des quatre sont connus: la masse
totale de Mars, sa taille et son moment d'inertie. La masse et la taille ont été
déterminées avec précision à partir des données des premières missions
spatiales. Le moment d'inertie à été déterminé à partir des données des
modules d'atterrissage des sondes Viking et des données du radar Doppler de la
sonde Pathfinder, en mesurant le taux de précession de Mars. Le quatrième
paramètre requis pour compléter le modèle de l'intérieur de Mars, sera
fourni par les missions à venir des sondes spatiales. Avec les trois paramètres
connus, le modèle est significativement limité. Si le noyau de Mars est dense
(composé de fer), similaire à celui de la terre ou à celui des météorites
SNC qu'on croit provenir de Mars, alors le rayon minimal du noyau serait
d'environ 1 300 kilomètres. Si le noyau est constitué de matériel moins dense
comme un mélange de souffre et de fer, la rayon maximal serait alors
probablement de moins de 2 000 kilomètres. (Copyright 1998 par Calvin J.
Hamilton)
Carte sinusoïdale de Mars
Cette image est une carte sinusoïdale de Mars. Elle a été générée à
partir d'une carte numérique retouchée et a été colorée artificiellement
pour représenter l'élévation (Crédit: Calvin J. Hamilton)
Hémisphère de Schiaparelli
Cette image est une mosaïque de l'hémisphère de Schiaparelli. Le centre de
cette image se situe près du cratère de Schiaparelli, d'un diamètre de 450
kilomètres (280 milles). Les bandes foncées avec de brillantes bordures émanant
des cratères dans la région d'Oxie Palus, en haut à gauche de l'image, sont
causées par l'érosion et/ou déposées par le vent. Les brillantes taches
blanches au sud, incluant le bassin d'impact de Hellas, sont couverts de givre
de dioxyde de carbone. (Courtoisie USGS)
Valles Marineris
Cette image est une mosaïque de l'hémisphère de Valles Marineris. C'est une
vue identique à celle que quelqu'un aurait à partir d'une vaisseau spatial. Le
centre de la scène montre tout le système de canyons de Valles Marineris, plus
de 3 000 kilomètres (1 860 milles) de long et jusqu'à 8 kilomètres (5 milles)
de profondeur, s'étendant de Noctis Labyrinthus, le système recourbé de
ravins à l'ouest, jusqu'au terrain chaotique à l'est. Plusieurs énormes
anciens lits de rivières commencent dans le terrain chaotique et dans les
canyons du centre-nord et se dirigent vers le nord. Plusieurs des lits coulent
dans un bassin appelé Acidalia Planitia, qui est l'espace sombre à l'extrême
nord de cette image. Les trois volcans Tharsis (points rouges foncés), chacun
d'environ 25 kilomètres (16 milles) de haut, sont visibles à l'ouest. Une
terre très ancienne couverte de multiples cratères d'impact s'étend au sud de
Valles Marineris. (Courtoisie USGS)
Centre du gouffre de Candor - Vue oblique
Cette image montre une partie du gouffre de Candor dans Valles Marineris. Elle
est centrée à la latitude -5.0, longitude 70.0. La vue est du nord dirigée
vers l'intérieur du gouffre. La géomorphologie du gouffre de Candor est
complexe, façonnée par les mouvements tectoniques, par les secousses dans le
sol, les vents et peut-être par l'eau et l'activité volcanique. (Courtoisie
USGS)
Ouest du gouffre de Candor Chasm (couleurs rehaussées)
Cette image (centrée à la latitude 4° S, longitude 76° O) montre certaines régions
de Valles Marineris, incluant le gouffre de Candor (en bas à gauche), le
gouffre d'Ophir (en bas à droite), et le gouffre de Hebes (en haut à droite).
Des dépôts complexes en couche dans les canyons peuvent avoir été déposés
dans des lacs, et si c'est le cas, sont d'un grand intérêt pour les futures
recherches de vie fossile sur Mars. Les dépôts rosâtres dans le gouffre de
Candor peuvent être attribuables à des altérations hydrothermales et à la
production d'oxydes de fer cristallisés. ((Geissler et al., 1993, Icarus 106
380). Images des sondes Viking Orbiter numéros 279B02 (violet), 279B10 (vert),
et 279B12 (rouge) à la résolution de 240 mètres/pixel. La largeur de l'image
est de 231 kilomètres. Le nord est à 47° dans le sens horaire à partir du
haut.)
Glissements de terrains dans Valles Marineris
Quoique Valles Marineris apparut comme structure tectonique, il a été modifié
par la suite par d'autres processus. Cette image montre une vue rapprochée d'un
glissement de terrain sur le mur sud de Valles Marineris. Ce glissement enleva
en partie la bordure du cratère se trouvant sur le plateau adjacent à Valles
Marineris. Notez la texture du dépôt du glissement de terrain à l'endroit où
il se répand sur le fond de Valles Marineris. Plusieurs couches distinctes
peuvent être aperçues sur les murs de la dépression. Ces couches peuvent être
des régions de composition chimique distincte ou des propriétés mécaniques
dans la croûte martienne. (Crédit de l'image: Calvin J. Hamilton; Légende:
LPI)
3 vues de Mars en opposition
Ces vues provenant du télescope spatial Hubble constituent la couverture
globale la plus complète et détaillée de la planète rouge jamais vue à
partir de la terre. Ces images ont été prises le 25 février 1995, quand Mars
se trouvait à une distance de 103 millions de kilomètres (65 millions de
milles). ہ la surprise des chercheurs, Mars est plus nuageux que dans les
années précédentes. Cela signifie que la planète est plus froide et plus sèche,
parce que la vapeur d'eau dans l'atmosphère se condense pour former des nuages
de cristaux de glace. Les trois images montrent les régions de Tharsis, de
Valles Marineris et de Syrtis Major. (Crédit: Philip James, Université de
Toledo; Steven Lee, Université du Colorado; et la NASA)
Printemps sur Mars: les plus belles vues de la planète rouge prises par
Hubble
Cette vue de Mars prise par le télescope spatial Hubble et provenant de la
NASA, est l'image la plus claire jamais prise à partir de la terre. Elle est
surpassée seulement par les prises de vues rapprochées renvoyées par les
sondes spatiales qui ont visitées la planète. Cette photographie a été prise
le 25 février 1995, quand Mars se trouvait à une distance de 103 millions de
kilomètres (65 millions de milles).
Parce que c'est le printemps dans l'hémisphère nord de mars, la majeure
partie du dioxyde de carbone gelé autour de la calotte permanente d'eau glacée
s'est sublimé et la calotte est revenue à son noyau solide d'eau glacée ayant
plusieurs centaines de milles d'un bord à l'autre. L'abondance de minces nuages
blancs indique que l'atmosphère est plus froide que lors des visites des sondes
spatiales dans les années 1970. Des nuages matinaux apparaissent le long du
bord ouest (gauche) de la planète. Ils se forment au cours de la nuit quand la
température martienne tombe rapidement et que l'eau dans l'atmosphère gèle
pour former des nuages de cristaux de glace. S'élevant à 25 kilomètres (16
milles) au-dessus des plaines environnantes, le volcan Ascraeus Mons pointe au
dessus de la plate-forme de nuages près du bord ouest. Le canyon Valles
Marineris se trouve dans la partie inférieure gauche. (Crédit: Philip
James, Université de Toledo; Steven Lee, Université du Colorado; et la NASA)
Source d'écoulement du canal Ravi Vallis
Cette image de la tête de Ravi Vallis montre une portion de 300 kilomètres
(186 milles) du canal. Comme plusieurs autres canaux qui se déversent dans les
plaines nordiques de Mars, Ravi Vallis a sa source dans une région au terrain
chaotique et effondrée à l'intérieur des plus vielles "hautes
terres" parsemées de cratères de la planète. Les structures de ces
canaux indiquent qu'ils ont été sculptés par de l'eau s'écoulant à haute
vitesse. L'abrupt début du canal qui apparemment n'a aucun affluent, suggère
que l'eau a été libéré sous une forte pression, de dessous une couche de sol
gelé qui la retenait Suite à la libération de cette eau qui s'est écoulée,
la surface qui la recouvrait s'est effondrée, ce qui a produit les ruptures et
les affaissements que l'on voit ici. L'on peut voir dans cette image trois régions
d'effondrements chaotiques reliés par un canal dont le lit fut érodé par l'écoulement
de l'eau. L'écoulement dans ce canal se faisait d'ouest en est (de gauche à
droite). Ultimement ce canal se relie à un système de canaux qui s'écoulaient
vers le nord dans le basin de Chryse. (Credit de l'image: Calvin J. Hamilton;
Légende: LPI)
Iles profilées
L'eau qui a sculpté les canaux au nord et à l'est du système de canyons de
Valles Marineris possédait un terrible pouvoir d'érosion. Une des conséquences
de cette érosion a été la formation d'îles profilées aux endroits ou l'eau
a rencontré des obstacles sur son chemin Cette image montre deux îles profilées
qui se sont formées par la dérivation produite par deux cratères de 8 à 10
kilomètres de diamètre. Ces cratères se situent près de l'embouchure de
"Ares Vallis" dans "Chryse Planitia". L'eau s'écoulait du
sud vers le nord (du bas vers le haut de l'image). La hauteur du dépôt (de sédiments)
entourant l'île en haut de l'image, est d'environ 400 mètres (1 300 pieds),
tandis que le dépôt qui entoure l'île plus au sud est d'environ 600 mètres
(2 000 pieds) de haut. (Credit de l'image: Calvin J. Hamilton; Légende: LPI)
Réseau de vallées
Contrairement aux configurations que l'on voit dans les deux images précédentes,
plusieurs systèmes d'irrigation ne montrent pas d'évidence d'inondations dévastatrices.
Ils montrent plutôt une similitude avec les systèmes de drainage que l'on
retrouve sur la Terre, où l'écoulement de l'eau agit lentement sur de longues
périodes de temps. Comme sur Terre, les canaux que l'on voit ici, se combinent
pour former de plus grands canaux.
Cependant, ces réseaux de vallées sont moins développés que les systèmes
typiques de drainage terrestres, puisque l'on ne retrouve pas dans leurs
correspondants martiens de petit ruisseaux alimentant les plus grandes vallées.
Vu l'absence de petits ruisseaux dans le réseau de vallées martien, on croit
que les vallées ont été creusées principalement par l'écoulement d'eau
souterraine plutôt que par le ruissellement de la pluie. Quoique l'eau à l'état
liquide est présentement instable à la surface de Mars, les études théoriques
indiquent que l'écoulement d'eau peut avoir formé le réseau de vallées si l'écoulement
s'est fait sous la protection d'une couche de glace. Alternativement, puisque
les réseaux de vallées sont confinés aux régions relativement vielles de
Mars, leur présence peut indiquer que la planète Mars a déjà connu un climat
plus chaud et plus humide au début de son histoire. (Credit de l'image:
Calvin J. Hamilton; Légende: LPI)
Calotte polaire sud
Cette image montre la calotte polaire sud de la planète Mars telle qu'elle
apparaît lorsqu'elle est à sa dimension minimale d'environs 400 kilomètres
(249 milles). Elle est constituée principalement de dioxyde de carbone gelé.
Cette calotte de dioxyde de carbone ne dégèle jamais complètement. La neige
carbonique apparaît de couleur rougeâtre parce qu'elle contient de la poussière.
(Courtoisie de la NASA)
Calotte polaire nord
Cette image montre une vue oblique de la calotte polaire nord de la planète
Mars. Contrairement à la calotte polaire sud, la calotte polaire nord est
probablement constituée d'eau gelée. (Courtoisie de Calvin J. Hamilton)
Champ de dunes
Cette image montre plusieurs types de dunes que l'on retrouve au nord des champs
de dunes circumpolaires. L'image partielle montre une section de dunes
transversales. L'image complète montre sur la gauche, un champ de dunes
transversales et sur la droite, des dunes "barchan" avec une zone de
transition entre les deux. Les dunes transversales sont orientées
perpendiculairement à la direction du vent dominant. Elles ont une conformation
longue et linéaire et se joignent fréquemment aux dunes voisines sous un
faible angle en forme de "Y". Les dunes "barchan" sont des
monticules en forme de croissant avec des crêtes dans la direction du vent. Ces
dunes ont une dimension comparables aux plus grandes dunes que l'on retrouve sur
la Terre. (Courtoisie de Calvin J. Hamilton)
Tempête de poussière locale
Les tempêtes de poussière locales sont relativement fréquentes sur Mars.
Elles ont tendance à se former dans les régions élevées ou possédant un
fort gradient thermique (principalement près des calottes polaires), où l'on
retrouve les vents de surface les plus violents. Cette tempête couvre plusieurs
centaines de kilomètres et est située près du bord de la calotte polaire sud.
Certaines tempêtes locales s'accroissent, d'autres s'estompent. (Courtoisie
de Calvin J. Hamilton, and LPI)
L'atmosphère martienne
Cette image oblique, prise par la sonde spatiale "Viking orbiter"
montre une bande étroite de l'atmosphère martienne. Cette image est orienté
nord-est à travers le basin Argyre. le basin Argyre couvre environ 600 kilomètres
et on y retrouve un rebord accidenté d'environ 500 kilomètres de largeur. (Copyright
1997 par Calvin J. Hamilton)