Martie | |
Mozaic asamblat din imagini realizate de orbitatorul Viking 1 pe 22 februarie 1980. | |
Caracteristici orbitale | |
---|---|
Axa semi-majoră | 227.944.000 km (1.523 71 in ) |
Afelia | 249,230,000 km (1.666 02 au ) |
Periheliu | 206.655.000 km (1.381 4 au ) |
Circumferința orbitală | 1429083000 km (9.552 83 in ) |
Excentricitate | 0,09339 |
Perioada revoluției | 686,885 d (≈ 1,88 a ) |
Perioada sinodică | 779.804 d |
Viteza orbitală medie | 24,080 2 km / s |
Viteza orbitală maximă | 26.503 km / s |
Viteza orbitală minimă | 21,975 km / s |
Înclinație pe ecliptică | 1,85 ° |
Nod ascendent | 49,6 ° |
Argument periheliu | 286,5 ° |
Sateliți cunoscuți | 2 ( Phobos , Deimos ) |
Caracteristici fizice | |
Raza ecuatorială | 3.396,2 ± 0,1 km (0,533 Pământ) |
Raza polară | 3.376,2 ± 0,1 km (0,531 Pământ) |
Raza medie volumetrică |
3.389,5 km (0,532 Pământ) |
Turtire | 0,00589 ± 0,00015 |
Perimetrul ecuatorial | 21.344 km (0,5326 Pământ) |
Zonă | 144.798.500 km 2 (0.284 Pământ) |
Volum | 1,631 8 × 10 11 km 3 (0,151 Pământ) |
Masa | 6,418 5 × 10 23 kg (0,107 Pământ) |
Densitatea totală | 3 933,5 ± 0,4 kg / m 3 |
Gravitația suprafeței | 3,711 m / s 2 (0,379 g) |
Viteza de eliberare | 5,027 km / s |
Perioada de rotație ( zi siderală ) |
1,025 957 d (24,622962 h ) |
Viteza de rotație (la ecuator ) |
868.220 km / h |
Inclinarea axei | 25,19 ° |
Ascensiunea dreaptă a polului nord | 317,68 ° |
Declinarea Polului Nord | 52,89 ° |
Albedo geometric vizual | 0,15 |
Bond Albedo | 0,25 |
Iradianța solară | 589,2 W / m 2 (0,441 Pământ) |
Temperatura de echilibru a corpului negru |
210,1 K ( −62,9 ° C ) |
Temperatura suprafeței | |
• Maxim | 293 K ( 20 ° C ) |
• In medie | 210 K ( −63 ° C ) |
• Minim | 130 K ( −143 ° C ) |
Caracteristicile atmosferei | |
Presiune atmosferică | 610 (30 - 1155) Pa |
Teren de densitate | 0,020 kg / m 3 |
Masa totală | 2,5 × 10 16 kg |
Înălțimea scării | 11,1 km |
Masa molară medie | 43,34. g / mol |
Dioxid de carbon CO 2 | 96,0% |
Argon Ar | 1,93% |
Azot N 2 | 1,89% |
Oxigen O 2 | 0.145% |
CO monoxid de carbon | 0,07% |
Vapori de apă H 2 O | 0,03% |
Oxidul de azot NO | 130 ppm |
Hidrogen molecular H 2 | 15 ppm |
Neon Ne | 2,5 ppm |
HDO apă grea | 850 ppb |
Krypton Kr | 300 ppb |
HCHO metanal | 130 ppb |
Xenon Xe | 80 ppb |
Ozon O 3 | 30 ppb |
Peroxid de hidrogen H 2 O 2 | 18 ppb |
Metan CH 4 | 10,5 ppb |
Istorie | |
Zeitate babiloniană | Nergal |
Zeitate greacă | Ἄρης |
Numele chinezesc (element asociat) |
Huǒxīng 火星(foc) |
Marte ( pronunțat în franceză : / maʁs / ) este a patra planetă în ordinea crescândă a distanței față de Soare și a doua în ordinea crescândă a mărimii și a masei. Distanța sa față de Soare este cuprinsă între 1,381 și 1,666 UA ( 206,6 - 249,2 milioane de kilometri), cu o perioadă orbitală de 669,58 zile marțiene ( 686,71 zile sau 1,88 ani Pământ).
Este o planetă terestră , precum Mercur , Venus și Pământ , de aproximativ zece ori mai puțin masivă decât Pământul, dar de zece ori mai masivă decât Luna . Topografia sa prezintă analogii și cu Luna, prin craterele și bazinele sale de impact , ca și cu Pământul, cu formațiuni de origine tectonică și climatică , cum ar fi vulcani , râuri , văi , mase , câmpuri de dune și calote polare . Cel mai înalt vulcan din sistemul solar , Olympus Mons (care este un vulcan scut ) și cel mai mare canion , Valles Marineris , se găsesc pe Marte.
Marte și-a pierdut acum aproape toate afacerile sale Geologice interne și doar evenimente minore apar încă sporadic pe suprafața sa, cum ar fi alunecările de teren , probabil gheizerele de CO 2în regiunile polare, poate cutremure , chiar erupții vulcanice rare sub formă de mici fluxuri de lavă .
Perioada de rotație a planetei Marte este de același ordin ca și cea a Pământului și de oblicitate oferă un ciclu de anotimpuri similare cu cel pe care îl știm; aceste anotimpuri sunt totuși marcate de o excentricitate orbitală de cinci ori și jumătate mai mare decât cea a Pământului, deci o asimetrie sezonieră semnificativ mai pronunțată între cele două emisfere.
Marte poate fi observat cu ochiul liber, cu o luminozitate mult mai mică decât cea a lui Venus, dar care poate, în timpul opozițiilor strânse, să depășească luminozitatea maximă a lui Jupiter , atingând o magnitudine aparentă de -2,91, în timp ce diametrul său aparent variază de la 25,1 la 3,5 secunde de arc în funcție de distanța sa de Pământ variază de la 55,7 la 401,3 milioane de kilometri. Marte a fost întotdeauna caracterizat vizual prin culoarea sa roșie, datorită abundenței hematitei amorfe - oxid de fier (III) - pe suprafața sa. Aceasta a făcut-o asociată cu războiul încă din Antichitate , de unde și numele său în Occident după zeul Marte al războiului din mitologia romană , asimilat zeului Ares în mitologia greacă . În franceză, Marte este deseori poreclit „planeta roșie” din cauza acestei culori anume.
Înaintea flyby-ului Marte de Mariner 4 in1965, se credea că există apă lichidă la suprafață și că forme de viață similare cu cele existente pe Pământ s-ar fi putut dezvolta acolo, o temă foarte fertilă în science fiction . Variațiile sezoniere ale albedo-ului de pe suprafața planetei au fost atribuite vegetației, în timp ce formațiunile rectilinii văzute în ochelarii și telescoapele astronomice ale vremii au fost interpretate, în special de astronomul amator american Percival Lowell , ca irigația canalului care traversează întinderi de deșert cu apă din capacele polare. Toate aceste speculații au fost măturate de sondele spațiale care au studiat Marte: de la1965, Mariner 4 a descoperit o planetă lipsită de un câmp magnetic global, cu o suprafață craterată care amintește de Lună și o atmosferă subțire.
De atunci, Marte a fost subiectul unor programe de explorare mai ambițioase decât pentru orice alt obiect din sistemul solar: dintre toate stelele pe care le cunoaștem, este într-adevăr cel care prezintă mediul înconjurător având cele mai multe asemănări cu cel al planetei noastre. . Această explorare intensivă ne-a oferit o înțelegere mult mai bună a istoriei geologice marțiene, dezvăluind în special existența unei epoci îndepărtate - Noachianul - în care condițiile de suprafață trebuie să fi fost destul de similare cu cele de pe Pământ în același timp, cu prezența unor mari cantități de apă lichidă; sonda Phoenix descoperită astfel în vară2008gheață de apă superficială în solul Vastitas Borealis .
Marte are doi mici sateliți naturali , Phobos și Deimos .
A patra planetă din sistemul solar, în ordinea creșterii distanței față de Soare , Marte este o planetă terestră cu jumătate din mărimea Pământului și de aproape zece ori mai puțin masivă, a cărei suprafață este puțin mai mică decât cea a suprafeței terestre a planetei noastre versus 148,9 milioane de kilometri pătrați). Gravitatea există o treime din cea a Pământului, sau de două ori cea a Lunii, în timp ce durata zilei solare marțian, numit sol , depășește pe cea a zilei terestre cu doar 40 de minute. Marte este de o dată și jumătate mai departe de Soare decât Pământul pe orbita substanțial eliptică și primește, în funcție de poziția sa pe această orbită, între două și trei ori mai puțină energie solară decât planeta noastră. Atmosfera lui Marte fiind mai mult de 150 de ori mai puțin dens decât a noastră, și , prin urmare , producând doar o foarte limitată efect de seră , această slabă radiație solară explică de ce temperatura medie pe Marte este de aproximativ -65 ° C .
Tabelul de mai jos compară valorile unor parametri fizici dintre Marte și Pământ:
Proprietate | Valoare marțiană | Valoarea terestră | % Marte / Pământ |
Raza ecuatorială | 3.396,2 ± 0,1 km | 6.378,1 km | 53,3% |
Raza polară | 3.376,2 ± 0,1 km | 6.356,8 km | 53,1% |
Raza medie volumetrică | 3.389,5 km | 6.371,0 km | 53,2% |
Zonă | 144.798.500 km 2 | 510.072.000 km 2 | 28,4% |
Volum | 1.631 8 × 10 11 km 3 | 1.083 207 3 × 10 12 km 3 | 15,1% |
Masa | 6.418 5 × 10 23 kg | 5,973 6 × 10 24 kg | 10,7% |
Densitatea medie | 3 933,5 ± 0,4 kg / m 3 | 5 515 kg / m 3 | 71,3% |
Gravitația suprafeței la ecuator | 3.711 m / s 2 | 9,780 327 m / s 2 | 37,9% |
Viteza de eliberare | 5.027 m / s | 11 186 m / s | 44,9% |
Perioada de rotație siderală | 1,025 956 75 d ≈ 88 642,663 s | 86 164.098 903 691 s | 102,9% |
Durata zilei solare | 1 sol ≈ 1.027 491 25 d ≈ 88 775.244 s | 1 zi = 86.400 s | 102,75% |
Inclinarea axei | 25,19 ° | 23,439 281 ° | - |
Bond Albedo | 0,25 | 0,29 | - |
Albedo geometric vizual | 0,15 | 0,367 | - |
Axa semi-majoră a orbitei | 227.939.100 km | 149.597.887,5 km | 152,4% |
Excentricitate orbitală | 0,093 315 | 0,016 710 219 | 558,4% |
Perioadă orbitală | 668.599 1 coloizi ≈ 686.971 d | 365.256366 d | 188,1% |
Afelia | 249.209.300 km | 152.097.701 km | 163,8% |
Periheliu | 206.669.000 km | 147.098.074 km | 140,5% |
Radiatie solara | 492 până la 715 W / m 2 | 1321 - 1413 W / m 2 | - |
Temperatura medie a solului | −63 ° C ≈ 210 K | 14 ° C ≈ 287 K | - |
Cea mai ridicată temperatură | 20 ° C ≈ 293 K | 58 ° C ≈ 331 K | - |
Temperatura cea mai scăzută | −133 ° C ≈ 140 K | −89 ° C ≈ 184 K | - |
Atmosfera subțire marțiană, unde apar nori abundenți la nivel local, este sediul unei anumite meteorologii, dominată de furtuni de praf care uneori ascund întreaga planetă. Excentricitatea sa orbitală , de cinci ori mai mare decât cea a Pământului, se află la originea unei asimetrii sezoniere foarte sensibile pe Marte: în emisfera nordică, cel mai lung sezon este primăvara (198,6 zile), care depășește cea mai scurtă (toamnă, 146,6 zile) ) cu 35,5%; pe Pământ, vara în emisfera nordică, cel mai lung sezon, depășește durata iernii cu doar 5%. Această particularitate explică, de asemenea, de ce zona capacului polar sudic este mult mai mică vara decât cea a capacului polar boreal.
Distanța medie de la Marte la Soare este de aproximativ 227.937 milioane de kilometri, sau 1.523 7 UA . Această distanță variază între un periheliu de 1,381 UA și un afeliu de 1,666 UA, corespunzător unei excentricități orbitale de 0,093315 . Perioada orbitală a lui Marte este de 686,96 zile de pe Pământ, sau 1,880 de 8 ani de pe Pământ, iar ziua solară durează 24 h 39 min 35,244 s .
Dintre celelalte șapte planete din sistemul solar, doar Mercur are o excentricitate mai mare decât cea a lui Marte. Cu toate acestea, în trecut, orbita lui Marte ar fi fost mai circulară decât este astăzi, cu o excentricitate de aproximativ 0,002 1,35 milioane de ani în urmă. Excentricitatea lui Marte va evolua în două cicluri suprapuse, primul dintr-o perioadă de 96.000 de ani și al doilea dintr-o perioadă de 2.200.000 de ani, astfel încât se așteaptă să crească în continuare în următorii 25.000 de ani.
Oblic se referă la înclinarea axei de rotație a unei planete în planul său orbită în jurul Soarelui . Oblicitatea lui Marte este în prezent de 25,19 °, aproape de cea a Pământului, dar experimentează variații periodice datorate interacțiunilor gravitaționale cu alte planete din sistemul solar . Aceste variații ciclice au fost evaluate prin simulări pe computer din anii1970având o periodicitate de 120.000 de ani, el însuși înscriindu-se într-un super-ciclu de 1,2 milioane de ani cu valori extreme de 14,9 ° și 35,5 °. Un ciclu și mai lung ar fi suprapus acestui set, de ordinul a 10 milioane de ani, datorită unei rezonanțe orbitale între rotația planetei și orbita acesteia în jurul Soarelui, probabil că a adus la 40 ° oblicitatea lui Marte, doar Acum 5 milioane de ani. Simulări mai recente, efectuate la începutul anilor1990, în plus, a dezvăluit variații haotice ale oblicității marțiene, ale căror valori posibile ar fi cuprinse între 11 ° și 49 ° .
Perfecționate în continuare folosind datele colectate de sondele marțiene din anii 1990 și 2000, aceste simulări numerice au evidențiat preponderența variațiilor haotice ale oblicității marțiene imediat ce ne întoarcem dincolo de câteva milioane de ani., Ceea ce face aleatorie orice evaluare a valorii înclinarea dincolo de câteva zeci de milioane de ani în trecut sau în viitor. O echipă europeană a estimat astfel la 63% probabilitatea ca oblicitatea lui Marte să fi atins cel puțin 60 ° în ultimele miliarde de ani și la peste 89% în ultimii trei miliarde de ani.
Aceste variații de oblicitate induc variații climatice foarte semnificative la suprafața planetei, afectând în special distribuția gheții de apă în funcție de latitudini. Astfel, gheața tinde să se acumuleze la poli în perioada de oblicitate scăzută ca în prezent, în timp ce tinde să migreze la latitudini mici în perioada de oblicitate puternică. Datele colectate de la începutul secolului tind să arate că Marte va ieși chiar în acest moment dintr-o „epocă de gheață”, în special datorită observării structurilor glaciare (ghețari, fragmente de floare de gheață și permafrost în special) până la latitudini de până la 30 ° și care par să se confrunte cu eroziune activă.
Deoarece presiunea atmosferică medie pe sol depinde de cantitatea de dioxid de carbon înghețată la poli, variațiile de înclinare au, de asemenea, un impact asupra masei totale a atmosferei de pe Marte , presiunea atmosferică medie poate chiar să scadă, în perioada de oblicitate scăzută. , la doar 30 Pa (abia 5% din presiunea atmosferică standard actuală) și induc o încălzire de 20 până la 30 K a subsolului marțian prin reducerea conductivității termice a regolitului a cărei dimensiune medie a porilor ar fi comparabilă cu calea liberă medie a molecule de gaz într-o astfel de atmosferă rarefiată, care ar bloca disiparea „fluxului arotermic”, adică a fluxului geotermal marțian. O astfel de încălzire ar putea explica multe formațiuni geologice care implică un subsol încărcat cu apă lichidă, fără a fi necesară invocarea unei creșteri anterioare a presiunii atmosferice sau a fluxului termic al planetei.
Marte este cea mai apropiată planetă exterioară de Pământ. Distanța dintre cele două planete este cea mai mică atunci când Marte este în opoziție , adică atunci când Pământul este inserat între Marte și Soare. Cu toate acestea, având în vedere înclinarea orbitală și excentricitatea , ora exactă în care Marte este cel mai aproape de Pământ poate diferi cu câteva zile de momentul opoziției astronomice. Astfel, opoziția lui 28 august 2003a avut loc exact la ora 17:58:49 UTC . în timp ce cea mai apropiată apropiere între cele două planete se petrecuse cu o zi înainte,27 august 2003la 9:51:14 a.m. UTC (date IMCCE ).
Aceste opoziții apar aproximativ la fiecare 780 de zile, ultimele două avându-se loc la 29 ianuarie 2010 si 3 martie 2012.
Având în vedere excentricitatea respectivă a orbitelor Marte și a Pământului, distanța Pământ-Marte nu este constantă la fiecare opoziție. Excentricitatea lui Marte fiind mai mare decât cea a Pământului, atunci când Marte se află la periheliu , aproximarea este cea mai favorabilă. Această situație apare aproximativ la fiecare cincisprezece ani, după șapte opoziții. Astfel, pe 27 august 2003 la 9 h 51 min 14 s UTC , Marte era la distanță de Pământ de 55.758 milioane de kilometri, sau 0.372 7 UA ; este cea mai apropiată apropiere între Marte și Pământ de 59.618 ani. O abordare și mai apropiată este planificată pentru 28 august 2287 , cu o distanță de 55.688 milioane de kilometri.
Datat | Distanță ( până la ) | Distanță (10 9 m ) | Diametrul aparent |
---|---|---|---|
27 august 2003 | 0,372719 | 55.758 | 25,13 " |
15 august 2050 | 0,374041 | 55.957 | 25,04 " |
30 august 2082 | 0,373564 | 55,884 | 25,08 " |
19 august 2129 | 0,337276 | 55,841 | 25,10 " |
24 august 2208 | 0,372794 | 55.769 | 25,13 " |
28 august 2287 | 0,372254 | 55.688 | 25,16 " |
Luând în considerare influențele gravitaționale ale celorlalte planete asupra excentricității orbitale a lui Marte, care vor continua să crească ușor în următorii 25.000 de ani, este posibil să se prevadă aproximări și mai apropiate: 55.652 milioane de kilometri pe 3, 2650 și 55.651 milioane de kilometri la 8 septembrie 2729 .
Studiul geografiei marțiene datează de la începutul anilor 1970 cu sonda Mariner 9 , care a făcut posibilă cartografierea aproape întregii suprafețe marțiene cu o rezoluție excelentă pentru acea vreme. Datele colectate cu această ocazie se bazează în special pe programul Viking pentru dezvoltarea misiunilor sale Viking 1 și Viking 2 . Cunoașterea topografiei marțiene a făcut un salt spectaculos la sfârșitul anilor 1990 datorită instrumentului MOLA ( Mars Orbiter Laser Altimeter ) al Mars Global Surveyor , care a oferit acces la citiri altimetrice de o precizie foarte mare pe întreaga suprafață marțiană.
Pe Marte, meridianul 0 este cel care trece prin centrul craterului Airy-0 .
În sistemul planetocentric, dezvoltat din datele achiziționate de MOLA de la MGS și cel mai utilizat în prezent, coordonatele geografice sunt exprimate pe Marte în sistemul zecimal - și nu în sistemul sexagesimal utilizat pe Pământ - cu longitudini crescătoare spre est de la 0 la 360 ° E , unghiurile fiind calculate din planul ecuatorial pentru latitudini și din meridianul 0 pentru longitudini.
În sistemul planetografic, dezvoltat din datele colectate de Mariner 9 și din ce în ce mai puțin folosite astăzi, coordonatele sunt exprimate într-un mod zecimal, cu longitudinile crescând spre vest de la 0 la 360 ° W în funcție de o plasă proiectată pe suprafața planetă. În practică, longitudinile planetografice și planetocentrice sunt ușor deduse una de cealaltă, pe de altă parte, latitudinile planetografice pot fi mai mari decât latitudinile planetocentrice cu mai mult de o treime de grad în valoare absolută .
Nivelul de referință al altitudinilor marțiene a fost, la rândul său, definit arbitrar ca altitudinea la care presiunea atmosferică medie este de 610 Pa . Acest lucru face posibilă definirea formală a unei suprafețe echipotențiale globale din care este posibil să se calculeze altitudinile la fiecare punct al planetei, deși în practică determinarea acestei suprafețe este destul de imprecisă datorită fluctuațiilor sezoniere mari ale presiunii atmosferice. faptul că dioxidul de carbon , principalul component al atmosferei lui Marte , este în echilibru cu dioxidul de carbon înghețat la poli, o stare de echilibru care variază pe tot parcursul anului în funcție de anotimpuri.
Pentru a structura studiul, suprafața lui Marte a fost împărțită de USGS în 30 de regiuni de dimensiuni similare, 15 pe emisferă, a căror topografie stabilită de MOLA of Mars Global Surveyor apoi THEMIS of Mars Odyssey este disponibilă pe internet sub forma cărți la 1 ⁄ 5.000.000 . Fiecare dintre aceste patrulaturi a fost numit după unul dintre reliefurile sale caracteristice, dar, în literatura de specialitate, acestea sunt adesea menționate prin numărul lor, prefixat cu codul „MC” care înseamnă diagramă Marte .
Această împărțire în patrulatere este o metodă generală de cartografiere, dezvoltată mai întâi pe Pământ la scări variabile, apoi extinsă treptat la planetele sistemului solar pentru care există suficiente date geografice pentru a fi structurate. Venus a fost împărțită în opt patrulatere la 1 / de 10000000 și patrulatere 62 la până la 1 / de 5000000 .
Harta opusă vă permite să localizați principalele regiuni marțiene, în special:
Cea mai izbitoare trăsătură a geografiei marțiene este „dihotomia crustală”, adică opoziția foarte clară dintre, pe de o parte, emisfera nordică formată dintr-o vastă câmpie netedă la o altitudine de jumătate de kilometru. - aproximativ o duzină de kilometri mai jos nivelul de referință și, pe de altă parte, o emisferă sudică formată din platouri adesea înalte și foarte craterate în relief, care pot fi local destul de accidentate. Aceste două zone geografice sunt separate de o limită foarte clară, ușor oblică pe ecuator. Două regiuni vulcanice apropiate una de cealaltă se află exact pe această graniță geologică, dintre care una este o uriașă ridicare de 5.500 km în diametru, umflătura Tharsis , a cărei jumătate de nord-vest include o duzină de vulcani. Major dintre care Olympus Mons , în timp ce regiunea sudică constă dintr-un set vast de platouri vulcanice înalte, cum ar fi Siria Planum și Solis Planum , iar partea estică este marcată de sistemul de canioane din Valles Marineris care extinde spre est rețeaua Noctis Labyrinthus . Două bazine mari de impact sunt vizibile în emisfera sudică, Argyre Planitia și mai presus de toate Hellas Planitia , la baza căreia cea mai mare adâncime a fost notată pe suprafața lui Marte, cu o altitudine de -8.200 m deasupra nivelului. Cel mai înalt punct se află în vârful Olympus Mons , cu 21.229 m deasupra nivelului de referință; cinci dintre cei șase munți cei mai înalți din sistemul solar sunt de fapt vulcani marțieni, dintre care patru se află pe umflatura Tharsis și al cincilea în a doua regiune vulcanică a lui Marte, Elysium Planitia .
Două tipuri de scenarii au fost propuse pentru a explica această situație. Prima se bazează pe dinamica internă a planetei, a convective mișcările manta și o schiță a plăcilor tectonice , cum ar fi formarea terestre Supercontinent în zorii istoriei planetei noastre. Al doilea se bazează pe unul sau mai multe impacturi mari care determină topirea scoarței în emisfera nordică. Studiul bazinelor de impact îngropate sub suprafață a făcut, de asemenea, posibil să se constate că dihotomia crustiană marțiană datează de mai mult de patru miliarde de ani înainte de prezent și, prin urmare, este o structură moștenită din primele epoci ale planetei. Anumite formațiuni mai recente de la granița dintre cele două domenii sugerează, de asemenea, o relaxare izostatică a zonelor muntoase din sud după umplerea vulcanică a depresiunii emisferei nordice, care susține, de asemenea, marea epocă a acestei dihotomii.
Presiunea exactă și compoziția atmosferei lui Marte sunt cunoscute din primele analize in situ efectuate în 1976 de landeri de la sondele Viking 1 și Viking 2 . Primul observator care a presupus existența unei atmosfere în jurul lui Marte a fost astronomul (și compozitorul) germano-britanic William Herschel care, în 1783, a atribuit meteorologiei marțiene anumite modificări observate pe suprafața planetei, în special punctele albe interpretate ca nori. Această ipoteză a fost contestată la începutul secolului următor cu progresul telescopului oglinzii, care a oferit imagini de calitate mai bună care apar pentru a arăta suprafață mai degrabă statică , până apare la sfârșitul XIX - lea secol dezbaterea privind realitatea canalelor Marte observate în Italia și popularizat de astronomul american amator Percival Lowell . Un alt american, William Wallace Campbell , de profesie astronom și pionier al spectroscopiei , a rămas sceptic cu privire la existența unei atmosfere semnificative în jurul planetei Marte și a anunțat în timpul opoziției din 1909 că nu a putut detecta nicio urmă de vapori de apă în această posibilă atmosferă. ; compatriotul său Vesto Slipher , care susținea teoria canalelor (vezi canalele marțiene ), a anunțat contrariul. Pe baza albedo variațiile discului marțian, Percival Lowell estimat în 1908 presiunea atmosferică pe teren la 87 m bar ( 8700 Pa ), o valoare care va rămâne mai mult sau mai puțin de referință până la măsurătorile efectuate de Mariner sonda. 4 în 1965. Dificultatea de a analiza compoziția atmosferei marțiene prin spectroscopie a fost apoi atribuită în general prezenței dinitrogenului , greu de caracterizat prin această tehnică, și așa a făcut astronomul francez Gérard de Vaucouleurs , care lucra atunci în Anglia , în 1950. , sa propus ideea că atmosfera marțiană era formată din 98,5% azot , 1,2% argon și 0,25% dioxid de carbon . La Observatorul McDonald din Texas , astronomul american de origine olandeză Gerard Kuiper a stabilit în 1952 din spectrul infraroșu al Marte că dioxidul de carbon era cel puțin de două ori mai abundent în atmosfera marțiană decât în atmosferă. Terestru, esența acestei atmosfere fie, ca al nostru, constituit după el de azot .
Proprietati fizice si chimiceȘtim acum că Marte are o atmosferă subțire a cărei presiune medie la nivelul de referință marțian este prin definiție 610 Pa , cu o temperatură medie de 210 K ( −63 ° C ). Este compus în principal din dioxid de carbon CO 2(96,0 ± 0,7%), argon Ar (1,93 ± 0,01%) și azot N 2(1,89 ± 0,03%). Urmează oxigenul O 2(0,145 ± 0,009%), monoxid de carbon CO (<0,1%), vapori de apa H 2 O(0,03%) și monoxid de azot NO (0,013%). Diverse alte gaze sunt prezente în cantități mici, la concentrații care nu depășesc niciodată câteva părți pe milion , inclusiv neon Ne, kripton Kr, metanal (formaldehidă) HCHO, xenon Xe, ozon O 3și metan CH 4, concentrația atmosferică medie a acesteia din urmă fiind de ordinul a 10,5 ppb . Se spune că masa molară medie a constituenților gazoși ai atmosferei Marte este de 43,34 g / mol .
Având în vedere gravitația redusă de pe suprafața lui Marte, înălțimea la scară a acestei atmosfere este de 11 km , de peste o dată și jumătate față de atmosfera Pământului, care este de numai 7 km . Presiunea detectată la suprafață variază de la doar 30 Pa în vârful Olympus Mons și până la 1155 Pa în cel mai mic punct al bazinului de impact din Hellas Planitia .
start 2004, spectrometrul cu infraroșu PFS al sondei europene Mars Express a detectat concentrații scăzute de metan (10 ppb ) și formaldehidă (130 ppb ) în atmosfera marțiană. Deoarece metanul este distrus de radiațiile ultraviolete după numai 340 de ani, prezența sa implică existența unei surse interne. Activitatea geotermală profundă, permafrost bombardat de particule de radiație cosmică cu energie ridicată și o formă de viață microbiană metanogenă sunt toate surse plauzibile. Mai mult, având în vedere că formaldehida, care are o durată de viață de numai 7 ore, este produsă prin oxidarea metanului, aceste surse trebuie să fie și mai abundente. Astfel, conform acestei ipoteze, producția anuală de metan este estimată la 2,5 milioane de tone.
NoriApa foarte pură poate exista numai în stare lichidă sub nivelul de referință marțian , care corespunde aproximativ presiunii punctului triplu al apei, adică 611,73 Pa : la acest nivel, pentru că dacă temperatura este suficientă ( 0 ° C pentru apa pură , dar doar 250 K ( -23 ° C ) pentru multe soluții saline, sau chiar 210 K ( -63 ° C ) pentru unele amestecuri de soluții acide H 2 SO 4 sulfurice), apa poate fi găsită în cele trei stări fizice (gaz, lichid și solid). Peste acest nivel, pe de altă parte, și mai ales în atmosferă, acesta poate exista doar în starea vaporilor de apă , care uneori se condensează în gheață pentru a forma nori de cristale de H 2 O.foarte asemănător ca aspect cu cirii noștri , de obicei la o altitudine de 10-20 km ; de exemplu , a observat astfel de nori pe flancurile marilor vulcani ai movilei Tharsis sau Elysium Planitia : vizibil prin telescop de pe Pământ la XIX - lea secol, norii agățați în vârful Olympus Mons a fost dus la zăpadă, de unde și numele Nix Olympica care fusese dată acestei regiuni de Giovanni Schiaparelli .
Nori văzuți de roverul curiozității
Dar și dioxidul de carbon formează nori, formați din cristale de CO 2 .cu un diametru mai mare de 1 µm , la cote mai mari decât cele realizate din gheață de apă; instrumentul OMEGA al sondei Mars Express determinat de2007că acești nori sunt capabili să absoarbă până la 40% din radiația solară, provocând o scădere de 10 K în temperatura sub acești nori, ceea ce nu este lipsit de consecințe asupra climatului marțian, în special asupra regimului său de vânt.
PrafCaracteristica particulară a atmosferei marțiene este aceea că este încărcată constant cu praf, ale cărui boabe au un diametru mediu de ordinul a 1,5 µm , responsabil pentru nuanța ocru a cerului marțian. Acest praf este injectat continuu în atmosferă de vârtejuri de praf (denumite în mod obișnuit diavoli de praf ), cum ar fi cel observat mai jos de roverul Spirit pe12 martie 2005 ; fotografiile durează în total 575 s (indicate de contor în colțul din stânga jos) și încă trei vortexuri sunt vizibile pe scurt în distanță în jumătatea dreaptă a cadrului, la începutul secvenței, apoi în apropierea principalului vortex, apoi la sfârșit:
Film care arată mișcarea unui vârtej de praf.Astfel de vârtejuri sunt departe de a fi anecdotice; atât permanența, cât și acumularea lor duc la prăfuirea unor volume considerabile de atmosferă, așa cum este ilustrat de o imagine izbitoare (opusă), unde vedem o multitudine de trasee negre lăsate de vârtejuri care au dus stratul de praf superficial, de culoare portocaliu-roșu caracteristic oxidului de fier (III) Fe 2 O 3( hematit ) amorf, dezvăluind straturile mai adânci de nisip mai închis la culoare, posibil legate de regiunea vulcanică vecină Syrtis Major Planum . Stratul de praf astfel ridicat nu este niciodată foarte masiv; studiul marii furtuni globale a2001, în timpul căruia praful a câștigat toate straturile atmosferice până la 60 km altitudine, a condus la estimarea că, dacă tot praful ridicat ar fi depus uniform între 58 ° N și 58 ° S , ar forma doar o peliculă de 3 µm grosime. Dinamica prafului din atmosfera marțiană este condiționată de subțirimea acestei atmosfere și de gravitația redusă de pe suprafața planetei. Deci, în timp ce boabele de praf marțian au de obicei câțiva micrometri în diametru, s-a calculat că boabele de 20 μm pot fi ridicate de vânturi de până la 2 m / s și menținute în suspensie pe termen nelimitat prin turbulențe de numai 0., 8 m / s .
Particulele de praf suspendate în atmosferă sunt responsabile pentru culoarea ruginii din acesta, care devine albastru în jurul soarelui pe măsură ce apune, așa cum au descoperit sondele Viking 1 și Viking 2 și că următoarele sonde au ilustrat bine mai jos:
Cerul marțian la amiază și la amurg, așa cum a văzut Mars Pathfinder în1999. |
Observarea activității atmosferice a lui Marte folosind telescopul spațial Hubble între 1996 și 1997, când planeta și-a expus polul nord la începutul primăverii, a făcut posibilă evidențierea rolului sublimării capacelor polare. În generarea maselor de aer. la originea vânturilor care ridică cantități semnificative de praf și care sunt susceptibile să declanșeze furtuni de praf reale la scara întregii planete, precum cea care a afectat întreaga atmosferă marțiană în vara anului 2001.
Datorită distanței sale mai mari față de Soare decât a Pământului , Marte primește de la Soare o energie variind de la 492 la 715 W / m 2 în funcție de poziția sa în orbita sa, față de la 1.321 la 1.413 W / m 2 pentru Pământ , adică de la 37,2% la 50,6% între afelie și respectiv periheliu . Atmosfera marțiană fiind de 150 de ori mai puțin densă decât cea a Pământului, produce doar un efect de seră neglijabil, de unde o temperatură medie de aproximativ Model: Nor ( −63 ° C ) la suprafața lui Marte, cu variații diurne semnificative datorate până la inerția termică scăzută a acestei atmosfere: Viking 1 Lander observase astfel variații diurne variind de obicei de la 184 la 242 K sau de la -89 la -31 ° C , în timp ce temperaturile extreme - destul de variabile în funcție de sursă - ar fi aproximativ 130 și 297 K , adică de ordinul a -145 și 25 ° C .
Anotimpuri
Sezon (emisfera nordică) |
Durata pe Marte |
Durata pe Pământ |
|
Solurile | Zile | ||
Arc | 193,30 | 198.614 | 92,764 |
Vară | 178,64 | 183.551 | 93.647 |
toamna | 142,70 | 146,623 | 89,836 |
Iarnă | 153,95 | 158.182 | 88.997 |
An | 668,59 | 686,97 | 365,25 |
Oblicitatea lui Marte este aproape de cea a Pământului (respectiv 25,19 ° împotriva 23,44 ° ) , dar excentricitatea a marțiană orbita este semnificativ mai mare (0.09332 împotriva 0.01671 pentru Pământ) , astfel încât, dacă Marte are anotimpuri similare cu cele ale Pământului, acestea au o intensitate și o durată foarte inegale în timpul anului marțian (a se vedea tabelul din față).
Emisfera nordică are astfel anotimpuri mai puțin marcate decât emisfera sudică, deoarece Marte se află la afeliu la sfârșitul primăverii și la periheliu la sfârșitul toamnei, rezultând ierni și veri scurte și blânde. Lungi și reci; primăvara durează 52 de zile mai mult decât toamna. În schimb, emisfera sudică are anotimpuri foarte marcate, cu ierni lungi și foarte reci, în timp ce verile sunt scurte și mai calde decât cele din emisfera nordică. Prin urmare, în emisfera sudică observăm cele mai mari diferențe de temperatură.
Simulatorul de ceas solar Mars24 NASA oferă emisferei nordice următoarele date pentru începutul fiecărui sezon:
Arc | 21 ianuarie 2006 | 9 decembrie 2007 | 26 octombrie 2009 | 13 septembrie 2011 | 31 iulie 2013 | 18 iunie 2015 |
Vară | 7 august 2006 | 24 iunie 2008 | 12 mai 2010 | 29 martie 2012 | 14 februarie 2014 | 2 ianuarie 2016 |
toamna | 7 februarie 2007 | 25 decembrie 2008 | 12 noiembrie 2010 | 29 septembrie 2012 | 17 august 2014 | 4 iulie 2016 |
Iarnă | 4 iulie 2007 | 21 mai 2009 | 7 aprilie 2011 | 22 februarie 2013 | 10 ianuarie 2015 | 27 noiembrie 2016 |
Spre sfârșitul primăverii australe, când Marte este cel mai aproape de Soare, apar furtuni locale și uneori regionale. În mod excepțional, aceste furtuni pot deveni globale și pot dura câteva luni, așa cum a fost cazul în1971 și, într - o măsură mai mică, în 2001. Micile boabe de praf sunt apoi ridicate, făcând suprafața lui Marte aproape invizibilă. Aceste furtuni de praf încep de obicei peste bazinul Hellas . Diferențele termice importante observate între pol și regiunile învecinate provoacă vânturi puternice provocând ridicarea particulelor fine în atmosferă. În timpul furtunilor globale, acest fenomen provoacă schimbări climatice semnificative: praful aerian absoarbe radiația solară, încălzind astfel atmosfera și, în același timp, reducând insolarea pe sol. Deci în timpul furtunii de2001, Temperatura aerului a crescut la 30 K când temperatura solului este coborâtă la 10 K .
Există o singură celulă Hadley pe Marte, dar mult mai marcată ca altitudine și amplitudine, care unește cele două emisfere și care se inversează de două ori pe an.
În cele din urmă, oblicitatea planetei, care nu este stabilizată de prezența unui satelit masiv , așa cum este cazul Pământului, urmează un regim haotic conform unei ciclici de aproximativ 120.000 de ani. Oscilează între 0 ° și 60 ° și cunoaște faze relativ stabilizate, intercalate cu schimbări bruște, care perturbă complet climatul marțian.
Condensarea iernii a atmosferei la poliUna dintre caracteristicile unice ale planetei Marte este că o fracțiune semnificativă a atmosferei sale se condensează alternativ la polul sud și la polul nord în timpul iernii sudice și respectiv a iernii boreale. Condițiile de iarnă la poli - presiunea și temperatura - sunt într-adevăr favorabile condensării dioxidului de carbon : presiunea de vapori saturați a CO 2la 150 K ( -123 ° C ) se întâmplă să fie în jur de 800 Pa și scade la doar 400 Pa la 145 K ( -128 ° C ), care sunt temperaturi comune în timpul iernii sudice; există condens de CO 2de îndată ce presiunea parțială a acestui gaz depășește presiunea de vapori saturați corespunzătoare temperaturii la care se află.
Sonda Viking 1 a fost măsurată presiunea atmosferică într - un an complet de la punctul său de aterizare la 22.697 ° și 312.778 ° N E în bazinul de Chryse Planitia la o altitudine de aproximativ 3300 m în raport cu nivelul de referință . Presiunea atmosferică medie sa dovedit a evolua pe tot parcursul anului în funcție de anotimpuri, cu valori aproximative, în cifre rotunde, de 850 Pa primăvara, 680 Pa vara, 900 Pa toamna și 800 Pa iarna: aceste variații sunt ușor explicat dacă avem în vedere că calota sudică de iarnă condensează o masă de gheață uscată mai mare decât cea a calotei de iarnă nordică, în timp ce în toamna emisferei nordice cea mai mare parte a calotei sudice a fost sublimată, în timp ce calota boreală abia începe să se condenseze .
Capace polareAu fost observate calotele polare ale planetei Marte , pentru prima dată în mijlocul XVII - lea secol de Jean-Dominique Cassini și Christiaan Huygens . Mărimea lor variază considerabil în funcție de anotimpuri, prin schimbul de dioxid de carbon și apă cu atmosfera. Putem distinge astfel, în cele două emisfere, un așa-numit capac polar „rezidual” sau „de vară” care se menține pe tot parcursul verii și un capac polar „sezonier” sau „de iarnă” care vine să-l acopere din toamnă.
Deoarece iarna sudică este mai lungă și mai rece decât iarna boreală, capacul sezonier sudic este mai mare decât capacul boreal sezonier. În timpul iernii sudice, CO 2conținutul din atmosferă se condensează în gheață uscată peste 55 ° S în timp ce este mai degrabă peste 65 ° N pe care îl condensează în timpul iernii boreale. Este o gheață de CO 2 foarte pur și aproape transparent, cu o grosime care nu depășește câțiva metri, care permite să vadă solul direct pe imaginile luate de sondele spațiale pe orbită deasupra regiunilor polare.
Cu diametrul de 300 km , capacul sudic rezidual este, dimpotrivă, de trei ori mai mic decât capacul boreal rezidual (1000 km diametru). Ele sunt foarte diferite în natură de capacele sezoniere, conținând o proporție ridicată de gheață de apă amestecată cu pământ cu o structură stratificată dezvăluită de instrumentul THEMIS al sondei Mars Odyssey din 2001 , cu o grosime locală de câțiva kilometri. Suprafețele lor sunt crestate de văi adânci, numite chasmata (pluralul latinului chasma care desemnează văile în cutie), care formează spirale a căror direcție de rotație este condiționată de forța Coriolis . Deci văile se înfășoară în jurul Polului Sud în sensul acelor de ceasornic, în timp ce se înfășoară în jurul Polului Nord în sens invers acelor de ceasornic.
Capacul boreal rezidual nu conține gheață uscată, dar capacul sudic rezidual este aproape în întregime acoperit cu o crustă de aproximativ zece metri grosime, a cărei suprafață îndoită este o reminiscență a unei felii de Gruyère; observațiile făcute de sonda Mars Global Surveyor au arătat că diametrul mediu alveolelor a crescut odată cu anotimpurile, sugerând încălzirea globală în emisfera sudică (vezi paragraful următor).
Capacele polare au un impact semnificativ asupra compoziției atmosferice globale a planetei. Ciclul de condensare și sublimare a CO 2face ca presiunea atmosferică să varieze cu aproape o treime, iar în timpul verii boreale, gheața de apă care alcătuiește capacul polar polar rezidual se sublimează, injectând cantități mari de vapori de apă în atmosferă. Dacă toți vaporii de apă din atmosferă ar precipita, ar forma un strat mai mic de 10 µm grosime iarna și mai mult de 40 µm în mijlocul verii.
Variații climatice observate pe calota reziduală sudicăComparația fotografiilor cu calota de gheață reziduală sudică făcute de Mars Global Surveyor în1999 si in 2001a arătat o tendință generală de regresie a crustei de gheață uscată de suprafață din această regiune. Acest lucru ar rezulta din sublimarea progresivă a CO 2constituind crusta de suprafață a capacului sudic rezidual pentru a dezvălui straturile mai adânci, constând în esență din gheață de apă amestecată cu praf. Acest fenomen pare să fi fost destul de rapid, marginea cavităților observate în scoarța de gheață uscată progresând apoi cu 3 m pe an marțian. Observată fără ambiguitate pe parcursul a trei ani consecutivi marțieni, această tendință de sublimare a capacului sudic rezidual a fost adăugată la diferite observații din alte părți ale planetei, cum ar fi apariția gulierelor pe marginile craterelor sau depresiunilor, indicând faptul că suprafața marțiană este supusă transformări decât se credea anterior.
Aceste date, interpretate de oamenii de știință ca un semn că Marte ar putea experimenta în prezent o tranziție de la o epocă de gheață la o perioadă interglaciară similară cu cea experimentată de Pământ cu aproape 12.000 de ani în urmă, au fost uneori înțelese de marele public ca fiind o revelație a încălzire ”, de origine neapărat non-umană și, în consecință, contrazic concluziile celui de-al patrulea raport al IPCC referitoare la originea umană a încălzirii globale a Pământului. Dezbaterile pe această temă au fost deosebit de acute în toamnă2007, în urma publicării acestui raport.
Cu retrospectivă, totuși, se pare că observațiile marțiene nu au indicat niciodată altceva decât încălzirea globală situată în capacul sudic rezidual și nu încălzirea globală. În plus, clima marțiană este condiționată în mare măsură de furtunile de praf și de variațiile de albedo care rezultă din ele, mai mult decât de radiațiile solare - spre deosebire de clima terestră - ceea ce limitează relevanța raționamentului stabilind paralele între cele două planete. Și, mai presus de toate, cele mai recente observații, în special cele ale sondei Mars Odyssey din 2001 , care se află în2018încă în funcțiune, nu confirmă tendința pe termen lung de sublimare a capacelor polare, ci dimpotrivă indicați variații anuale în jurul unei valori stabile.
Absența unei magnetosfere în jurul lui Marte are drept consecință expunerea directă a suprafeței planetei la razele cosmice și la explozii de protoni solari, provocând radioactivitate ambientală mult mai mare pe Marte decât cea înregistrată pe suprafața Pământului . Instrumentul MARIE - Mars Radiation Environment - al sondei Mars Odyssey din 2001 a făcut posibilă, în anii 2002-2003, evaluarea dozei efective pe orbita marțiană între 400 și 500 m Sv / an , adică de cel puțin patru ori mai mare decât cea primită în stația spațială internațională (50 până la 100 mSv / an , în timp ce pe teren, la nivelul de referință marțian , în dozele primite ar fi de două până la trei ori mai mici - doar sub 200 mSv / an - datorită absorbției unei părți a solar și radiații galactice de către atmosfera lui Marte . Spre comparație, radioactivitatea medie pe Pământ se ridică, în Franța, la aproximativ 3,5 mSv / an și doza cumulată admisă pentru un astronaut de-a lungul carierei sale, indiferent de sex și vârstă, nu depășește 1.000 mSv pentru mai multe agenții spațiale (europene, ruse și japoneze).
Instrumentul MARIE a dezvăluit, de asemenea, că această radioactivitate este foarte neuniform distribuită în timp, cu un zgomot de fond de aproximativ 220 μ Gy / zi, pe care vârfurile sunt uneori de 150 de ori mai intense, corespunzând exploziilor de protoni.energii - câteva zeci de megaelectroni volți - emisă în timpul unei erupții solare sau de unda de șoc a unei ejecții de masă coronală .
În plus, există radiații datorate neutronilor emiși de spalarea atomilor pe suprafața lui Marte sub impactul radiației cosmice. Această contribuție este estimată folosind datele de la Curiosity și 2001 Mars Odyssey la până la 45 ± 7 µSv pe zi, sau aproximativ 7% din radiația totală de suprafață.
Geologia marțiană este marcată de dihotomia crustală dintre câmpiile joase cratere joase din emisfera nordică și zonele muntoase extrem de craterate din emisfera sudică, cu, între aceste două zone principale, două regiuni vulcanice bine diferențiate. În virtutea principiului empiric conform căruia vârsta unei regiuni este o funcție crescândă a ratei de craterizare a acesteia , aceste trei tipuri majore de teren marțian au fost asociate foarte timpuriu cu trei epoci caracteristice din istoria geologică a planetei, numite conform regiuni tipice acestor perioade:
NoachienulPe timpul lui Noe (numit după Noachis Terra ) corespunde cele mai vechi terenuri, de la formarea planetei în urmă cu 4,6 miliarde de ani, până la 3,7 miliarde de ani în funcție de scara Hartmann & Neukum (dar 3,5 miliarde de ani în conformitate cu scala standard de Hartmann) , puternic craterat și situat în principal în emisfera sudică. Marte avea, fără îndoială, o atmosferă groasă la acea vreme, a cărei presiune și efectul de seră permiteau cu siguranță existența unei hidrosfere datorită cantităților mari de apă lichidă. La sfârșitul acestei perioade ar fi fost marcată de asteroid impactul de mare bombardament târziu , datat în urmă cu aproximativ 4,1 la 3,8 miliarde de ani, precum și de la începutul activității vulcanice intense, în special în regiunea Tharsis umflatura .
HesperianulHESPERIAN (denumit Hesperia Planum ) corespunde terenurilor de la 3,7 la vechi 3,2 miliarde de ani , după caz scara Hartmann & Neukum (vechi , dar de la 3,5 până la 1,8 miliarde de ani , în conformitate cu „scara standard de Hartmann), marcată de un episod major al activității vulcanice rezultând fluxuri de lavă și depozite de sulf. Câmpul magnetic global ar fi dispărut până la sfârșitul Noahului , permițând vântului solar să erodeze atmosfera lui Marte , a cărei temperatură și presiune pe sol ar fi început să scadă semnificativ, astfel încât apa lichidă ar fi încetat să mai existe definitiv pe suprafața planetei.
AmazonianăCele amazoniene (numite Amazonis Planitia ) corespunde terenurilor vechi de mai puțin de 3,2 miliarde de ani pe scara Hartmann & Neukum (dar în vârstă de doar 1,8 miliarde de ani pe scara standard , Hartmann), foarte puțin plină de cratere și situate preponderent în emisfera nordică, la o altitudine sub nivelul de referință al planetei. Activitatea vulcanică s-ar fi prelungit, pierzându-și intensitatea pe parcursul acestei perioade, în patru episoade majore, ultimul având loc cu aproximativ o sută de milioane de ani în urmă, unele terenuri vulcanice parând chiar până acum doar câteva milioane de ani. Eroziunea atmosferei de către vântul solar ar fi continuat timp de miliarde de ani până când presiunea s-a stabilizat în apropierea punctului triplu al apei pure, a cărei presiune este de 611,73 Pa . Structurile geologice amazoniene sunt marcate de ariditatea extremă a mediului marțian, apoi complet lipsită de hidrosferă - ceea ce nu împiedică existența discontinuă și episodică a apei lichide în anumite puncte de la suprafață.
Această cronologie în trei ere este acum bine acceptată - datarea fiecărei epoci rămâne, totuși, foarte incertă - și face posibilă explicarea fenomenelor observate pe suprafața lui Marte de către diferitele sonde active în jurul acestei planete., În în special prezența simultană a mineralelor, formate în momente diferite, presupunând pentru unii un mediu foarte umed și pentru alții, dimpotrivă, absența totală a apei lichide. Datele propuse pentru aceste trei epoci geologice - sau eoni -, în conformitate cu scara Hartmann standard și scara Hartmann și Neukum, sunt după cum urmează (vârste în milioane de ani):
Între ani 1970 și 2010modelele compoziției lui Marte s-au bazat pe cea a condritelor carbonice de tip CI , considerate ca reprezentative pentru partea condensabilă a nebuloasei protosolare și pe modelele de condensare a nebuloasei, ținând cont de distanța lui Marte de Soare. Aceștia au admis în esență că proporțiile relative ale elementelor la fel sau mai mult refractare decât manganul au fost cele ale IC și că cele ale elementelor mai puțin refractare au fost date de corelațiile lor cu elementele refractare, observate sau deduse din modelele de condensare.
La începutul XXI - lea secol au apărut discrepanțe între datele spectroscopice privind compoziția fotosferei abordări solare și a altor la compoziția Soarelui ( heliosismology , fluxul de neutrini solare , compoziția de vântul solar și datele experimentale privind metalele opacitate ridicată plasme de temperatură), care punea sub semnul întrebării reprezentativitatea IC-urilor. Cele Compozițiile izotopice (în special a elementelor O , Ni , Cr , Ti , Mo și W ) și microelementele conținuturile au condus , de asemenea să ia în considerare chondrites cărbunoase separat de alte chondrites ( în principal chondrites obișnuite și chondrites enstatite ), fostul reprezentant rămase de corpuri acumulate departe de Soare, dar acesta din urmă fiind acum considerat ca fiind mai bun reprezentant al materiei condensate în zonele interne ale Sistemului Solar (inclusiv Pământul și Marte). Un nou model de compoziție, bazat pe analiza meteoriților marțieni , pe măsurătorile sondelor marțiene și pe corelațiile observate în condritele necarbonate, implică conținuturi de elemente refractare de 2,26 ori mai mari decât cele ale IC-urilor și conținuturi sistematic mai mici de moderat elemente litofile volatile (raportul în funcție de temperatura de condensare a fiecărui element). Una dintre consecințele acestui model este că nucleul marțian ar conține mai puțin de 7 % din greutate sulf (față de mai mult de 10% conform modelelor anterioare), dar pe de altă parte, puțin oxigen și hidrogen .
În absența datelor seismice utilizabile - seismometrele sondelor Viking erau prea sensibile la vânt pentru a face măsurători fiabile - pentru o lungă perioadă de timp nu a fost posibilă determinarea directă a structurii interne a planetei. Prin urmare, a fost dezvoltat un model standard din datele indirecte colectate de diferitele sonde care au explorat planeta, făcând posibilă specificarea în special a structurii câmpului gravitațional , a momentului său de inerție și a densității diferitelor straturi de materiale.
Cel mai izbitor rezultat este că miezul lui Marte, despre care se spune că are o temperatură de aproximativ 2000 K , este cu siguranță lichid, cel puțin în cea mai mare parte, datorită unei sarcini mari - exact o fracțiune de greutate de cel puțin 14,2% - în elemente ușoare, în special sulf , care scad punctul de topire al amestecului de fier și nichel care ar trebui să constituie partea principală a miezului. Acest nucleu ar avea o rază cuprinsă între 1.300 și 2.000 km (adică între 38% și 59% din raza planetei), poate mai exact între 1.520 și 1.840 km (adică între 45% și 54% din raza planetei). din Marte), incertitudine parțial datorată necunoscutului cu privire la fracțiunea mantalei care ar putea fi lichidă și care, prin urmare, ar reduce dimensiunea nucleului; găsim destul de des cotați valoarea 1480 km ca raza nucleului lui Marte, adică 43,7% din raza medie a planetei în sine (3389,5 km ). Caracteristicile fizice (dimensiunea, densitatea) nucleului pot fi aproximate calitativ de momentul de inerție al planetei, care poate fi evaluat analizând precesiunea axei sale de rotație, precum și variațiile vitezei sale de rotație prin modulații prin efect Doppler al semnalelor radio emise de sondele plasate pe suprafața sa; Datele Mars Pathfinder au făcut astfel posibilă rafinarea celor colectate anterior cu sondele Viking și stabilirea faptului că masa lui Marte este mai degrabă concentrată în centrul său, ceea ce susține un nucleu dens și nu prea mare.
Mantaua lui Marte ar fi foarte asemănătoare cu cea a Pământului , alcătuită din faze solide dominate de silicați bogați în fier , acesta din urmă reprezentând o fracțiune în greutate de la 11 la 15,5% din manta.
Marțian crusta pare, în concordanță cu topografia, mult mai groase în emisfera sudică decât în emisfera nordică: un model simplu cu o densitate uniformă de 2.900 kg / m 3 duce la o grosime medie de aproximativ 50 km , sau 4,4% din volumul planetei, cu valori extreme de 92 km în regiunea Siriei Planum și la abia 3 km sub bazin de impact către Isidis Planitia , în timp ce scoarța ar fi mai mică de 10 km în orice regiune a Utopiei Planiția .
Landerul InSight a fost construit pentru a studia structura internă a lui Marte folosind seismometrul SEIS . Oferă pe 6 aprilie 2019 prima înregistrare a unui cutremur marțian .
În 2021, datele seismice colectate permit pentru prima dată să se determine cu certitudine raza miezului marțian: între 1.810 și 1.860 km , sau aproximativ jumătate din cea a miezului Pământului. Acest rezultat, semnificativ mai mare decât estimările bazate pe masă și moment de inerție , implică faptul că miezul marțian conține elemente ușoare, posibil oxigen , pe lângă fier - nichel și sulf .
Marte nu are magnetosferă . Cu toate acestea, magnetometrul MAG / ER și reflectometrul de electroni ai sondei Mars Global Surveyor au arătat1997un magnetism remanent , de până la 30 de ori mai mare decât cel al scoarței terestre , asupra anumitor regiuni vechi din punct de vedere geologic din emisfera sudică și în special în regiunea Terra Cimmeria și Terra Sirenum . Măsurătorile arată un câmp magnetic care atinge 1,5 µ T la o altitudine de 100 km , ceea ce necesită magnetizarea unui volum semnificativ de scoarță marțiană, de cel puțin 10 6 km 3 . Timp de nouă ani, Mars Global Surveyor a măsurat parametrii magnetici deasupra suprafeței marțiene, instrumentul MGS MAG ( magnetometru MGS ) colectând date vectoriale de la o altitudine de 400 km , uneori apropiindu-se de 90 km de mare. Și MGS ER ( MGS Electron Reflectometer ) care măsoară magnetismul total de la o altitudine de 185 km în medie. Prin urmare, nu există, în prezent, o hartă magnetică a suprafeței marțiene în sine, la fel cum natura exactă a mineralelor magnetizate poate fi asumată doar în starea actuală a cunoștințelor noastre.
Geografia paleomagnetismului marțian și a mineralelor implicateStudiul meteoriților de pe Marte sugerează că acest paleomagnetism rezultă, ca și pe Pământ, din magnetizarea mineralelor feromagnetice precum magnetitul Fe 3 O 4și pirotita Fe 1-δ Sale căror atomi aliniați lor moment magnetic cu câmpul magnetic global și să înghețe această configurație prin care trece sub temperatura Curie a minerale , de exemplu , 858 K ( 585 ° C ) pentru magnetit, dar numai 593 K ( 320 ° C) ) pentru pirhotita. Alte minerale candidate ca vectori ai paleomagnetismului crustei marțiene sunt ilmenitul FeTiO 3în soluție solidă cu hematită Fe 2 O 3, de aceeași structură, pentru a forma titanohematite și într-o măsură mai mică titanomagnetită Fe 2 TiO 4, a căror magnetizare și temperatura Curie sunt totuși mai mici.
Absența unui astfel de paleomagnetism în bazinele de impact ale emisferei sudice, cum ar fi Hellas și Argyre, este în general interpretată ca o indicație că Marte nu mai posedă un câmp magnetic global în timpul acestor impacturi, deși este, de asemenea, posibil ca răcirea materialelor la locul impactul a fost prea rapid pentru a permite alinierea magnetizării lor finale cu câmpul magnetic global. Dimpotrivă , un paleomagnetism semnificativ, și uneori chiar destul de ridicat, a fost remarcat deasupra celor mai vechi 14 bazine identificate pe planetă. De asemenea, nu s-a detectat niciun câmp magnetic notabil în principalele regiuni vulcanice din Elysium Planitia și bombamentul Tharsis , cu toate acestea s-a observat un magnetism slab, dar mai puternic, în provinciile vulcanice.
Analiza componentelor tridimensionale ale câmpului magnetic înregistrate la câteva zeci de puncte semnificative de pe suprafața marțiană a permis mai multor echipe să extrapoleze poziția polului paleomagnetic al lui Marte. Aceste simulări - care trebuie totuși luate cu o anumită distanță - sunt destul de consistente între ele și conduc la localizarea unuia dintre polii paleomagnetici marțieni între 150 ° E și 330 ° E pe de o parte și 30 ° S și 90 ° N d pe de altă parte, adică aproximativ pe o rază de 3.600 km în jurul unui punct situat la jumătatea distanței dintre Alba Mons și Olympus Mons .
Inversări de polaritate și dispariția magnetismului globalRemarcabil, magnetizarea masurata de Mars Global Surveyor este structurată în benzi paralele de polaritate opusă, amintind de cele ale fundului oceanului de pe Pământ (vezi diagrama alăturată): această opțiune cristalizează la fiecare parte a nervurilor ca se duc ca. Plăcile muta în afară prin „memorarea” orientării câmpului magnetic al pământului în momentul solidificării; fiecare inversare a câmpului magnetic al Pământului este, prin urmare, „înregistrată” în rocile astfel formate, a căror magnetizare este, prin urmare, simetrică pe fiecare parte a fiecărei creste. O astfel de simetrie, pe de altă parte, nu a fost niciodată observată pe Marte, astfel încât niciun element nu ne permite în prezent să presupunem existența trecută a vreunei tectonici de plăci pe planeta roșie. Doar observarea la rezoluții superioare ar permite închiderea dezbaterii.
Când este global, câmpul magnetic al unei planete este în principal de origine internă. Se crede că este cauzată de convecția fluidelor conductoare (adică a metalelor lichide) care formează partea exterioară a miezului. Acest proces este cunoscut sub numele de efect dinam . Aceste mișcări de convecție implică existența unui gradient termic suficient de la miez la manta ; în absența unui astfel de gradient, efectul dinamo nu a putut fi menținut.
Acest fapt ar fi cauza dispariția câmpului magnetic global al planetei Marte, probabil , cel puțin în urmă cu patru miliarde de ani , la: a asteroid impactul de mare bombardament târziu s - ar fi injectat suficientă energie termică , în mantaua lui Marte prin transformarea energiei cinetice a elementele de impact în căldură , care ar fi oprit efectul dinamo prin anularea gradientului termic necesar menținerii acestuia.
Originea dihotomiei magnetice dintre emisferele nord și sudAtribuirea dispariției câmpului magnetic global marțian unui impact cosmic a fost preluată într-o teorie alternativă care implică de data aceasta o protoplanetă reziduală de dimensiunea Lunii care lovește Marte cu mult înainte de marele bombardament târziu, adică doar câteva zeci. de milioane de ani după formarea planetei (într-un mod similar cu impactul ipotetic al Théia asupra proto-Pământului), în vecinătatea actualului pol nord și la un unghi de incidență destul de scăzut: acest impact ar fi la originea pe de o parte a dihotomiei crustale (ideea nu este nouă, suprapunând teoria, mai degrabă discutată, a bazinului boreal ) și pe de altă parte a absenței paleomagnetismului în scoarța emisferei nordice, datorită dispariția gradientului termic dintre nucleu și manta doar în emisfera nordică, lăsând un efect de dinam concentrat în emisfera sudică. Marte ar fi cunoscut astfel în mod tranzitor un magnetism nu global, ci „emisferic” și descentrat către polul sud, ceea ce ar explica intensitatea excepțională a magnetismului remanent în anumite părți ale scoarței din emisfera sudică, precum și absența de paleomagnetism notabil în emisfera nordică.
Această teorie nu este singura propusă pentru a explica suprapunerea unei „dihotomii magnetice” asupra dihotomiei crustei marțiene: diferența de grosime și structură a crustei marțiene între cele două emisfere, topirea parțială a scoarței din emisfera nordică. la originea remodelării suprafeței sale și a serpentinizării scoarței marțiene în noah , sunt explicațiile cele mai frecvent avansate.
AuroraDe Luminile pot apărea peste anomaliile magnetice ale scoarței marțiene. Cu toate probabilitățile, totuși, acestea nu pot fi văzute de ochiul uman, deoarece emit în principal în ultraviolete .
Vulcanismul marțian ar fi început cu aproape patru miliarde de ani în urmă, la sfârșitul noahului după marele bombardament târziu . Și-ar fi cunoscut intensitatea maximă la Hesperian - între 3,7 și 3,2 G a conform scalei Hartmann și Neukum - apoi s-ar fi slăbit treptat în întreaga Amazoniană . A produs vulcani scut enorme , care sunt cele mai mari edificii vulcanice cunoscute din sistemul solar : cel mai mare dintre ei, Alba Mons , are un diametru de aproximativ 1.600 km la bază, în timp ce cel mai mare este Olympus Mons , la marginea de vest a Tharsisului. Bulge , care atinge 22,5 km înălțime de la bază la vârf. De asemenea, a produs mulți stratovulcani , mult mai mici, câteva sute de vulcani mici de câteva sute de metri lățime (de exemplu pe Siria Planum ), precum și câmpii de lavă, asemănătoare cu întinderile vulcanice identificate pe Lună , pe Venus sau pe Mercur .
Câmpiile de lavăCea mai veche formă de vulcanism marțian, datând de la sfârșitul Noahului , persistând până la începutul Hesperianului , ar fi cea a întinderilor bazaltice care acoperă fundul bazinelor de impact din Argyre Planitia și Hellas Planitia și că anumite întinderi plate și netede situate între aceste două bazine și cel al lui Isidis , care amintește de terenurile vulcanice netede identificate pe Mercur (de exemplu Borealis Planitia ), pe Venus (tipic Guinevere Planitia ) și pe Lună („ mările ” lunare), de cele mai multe ori corelate cu impacturi cosmice .
Pe Marte, aceste câmpii de lavă noahiene constituie regiunile Malea Planum , Hesperia Planum și Syrtis Major Planum , care apar ca platouri bazaltice a căror suprafață, tipică Hesperianului , este geologic mai recentă. Dinamica care stă la baza acestui tip de vulcanism, între fisură și punctul fierbinte , nu este cu adevărat înțeleasă; în special, nu explicăm pe deplin faptul că vulcanii din Malea , Hesperia și Elysium sunt mai mult sau mai puțin aliniați pe mai mult de o treime din circumferința marțiană.
Tipologia și distribuția vulcanilor marțieniVulcanismul marțian este cel mai bine cunoscut pentru vulcanii cu scut , cei mai mari din sistemul solar . Acest tip de vulcan se caracterizează prin panta foarte mică a laturilor sale. Pe Pământ , un astfel de vulcan rezultă din revărsări de lavă sărace în silice , foarte fluide, care curg cu ușurință pe distanțe mari, formând structuri aplatizate care se răspândesc pe suprafețe foarte mari, spre deosebire, de exemplu, de stratovulcani , al căror con, bine format, are o bază mai restrânsă. Tipul de vulcan scut de pe Pământ este Mauna Loa din Hawaii ; Piton de la Fournaise , în Reunion , este altul, mai mic , dar foarte activ.
Cel mai iconic vulcani scut martiene, Olympus Mons , este aproximativ 22.5 kilometri De înaltă și 648 kilometri De lățime și are 85 x 60 x 3 kilometri De Summit - ul caldera rezultat din coalescența șase cratere distincte. Marte are cei mai mari cinci vulcani cunoscuți din sistemul solar (altitudini date în raport cu nivelul de referință marțian ):
Pentru comparație, cel mai înalt vulcan venusian , Maat Mons , se ridică la doar aproximativ 8.000 m peste raza medie a lui Venus , care servește drept nivel de referință pe această planetă.
Pe Marte se află și cel mai mare dintre vulcanii sistemului solar, Alba Mons , a cărui altitudine nu depășește 6.600 m, dar care se întinde pe o lățime de aproximativ 1.600 km .
Vulcanii cu scut marțian ating dimensiuni gigantice în comparație cu omologii lor terestri datorită absenței tectonicii plăcilor pe Marte: scoarța marțiană rămâne staționară în raport cu punctele fierbinți , care o pot străpunge în același loc pentru perioade foarte lungi de timp. dau naștere la edificii vulcanice rezultate din acumularea de lava timp de câteva miliarde de ani, în timp ce, pe Pământ, deplasarea plăcilor litosferice deasupra acestor puncte fierbinți duce la formarea unui șir de uneori câteva zeci de vulcani, fiecare rămânând activ doar pentru câteva milioane de ani, ceea ce este mult prea scurt pentru a permite formarea unor structuri la fel de impunătoare ca pe Marte. Arhipelagul Hawaiian este cel mai bun exemplu terestru ilustrând deplasarea unei plăci tectonice deasupra unui hotspot, în acest caz, placa de Pacific deasupra hotspot Hawaii ; în același mod, arhipelagul Mascarene rezultă din deplasarea plăcii somaleze deasupra punctului fierbinte al Reuniunii .
Cei șase vulcani cu scut marțian sunt împărțiți geografic în două regiuni vulcanice vecine de o importanță inegală:
Acești vulcani mai mici sunt adesea vulcani anonimi cu scut, precum cei din Siria Planum , dar unii cu dimensiuni intermediare amintesc mai mult de stratovulcani , care rezultă din acumularea de depozite de lavă amestecate cu cenușă vulcanică . Acestea sunt tholi (pluralul latin al tholus ), clădiri de dimensiuni mai modeste decât vulcanii scut, cu pante mai abrupte, în special în apropierea craterului, precum și paterae , care sunt uneori reduse la caldeira lor . Toate aceste tipuri de vulcani sunt prezenți în regiunile umflate ale Tharsis și Elysium Planitia , tendința generală fiind totuși de a observa vulcanii scut mai degrabă în regiunea Tharsis, în timp ce vulcanii din Elysium seamănă mai mult cu stratovulcani.
Originea și cronologia vulcanismului marțianDiscontinuitatea dintre Phyllosian și Theiikian , care ar coincide mai mult sau mai puțin cu începuturile ipoteticului „ mare bombardament târziu ” ( LHB în engleză), s-ar materializa epoca activității maxime vulcanice, care s-ar extinde la Theiikien și Siderikian - și, prin urmare, la hesperiană și amazonian - dispar treptat pe măsură ce planeta a pierdut cea mai mare parte activității sale interne. O corelație între vulcanismul Hesperianului și impacturile cosmice ale lui Noachian nu poate fi exclusă. Acest vulcanismul se spune că a atins punctul culminant , ca urmare a impactului cosmice masive la sfârșitul precedente eon , și fiecare dintre cele cinci regiuni vulcanice ale planetei se învecinează direct un bazin de impact :
Aria suprafeței și masa lui Marte fiind , respectiv , de 3,5 și de 10 ori mai mici decât cele ale Pământului , aceasta planeta sa răcit mai repede decât a noastră , iar activitatea sa internă a fost , prin urmare , de asemenea , redus mai rapid: în timp ce vulcanism și, mai general, tectonica ( orogenezei , cutremure , tectonica plăcilor etc.) sunt încă foarte active pe Pământ, nu mai par să fie notabile pe Marte, unde nici o tectonică a plăcilor , chiar și trecută, nu ar putea fi vreodată evidențiată.
De asemenea, vulcanismul marțian pare să fi încetat să mai fie activ, deși vârsta, pare foarte recentă, a anumitor fluxuri de lavă sugerează, pentru anumiți vulcani, o activitate în prezent cu siguranță foarte redusă, dar poate nu rigurosă. Zero, mai ales de pe Marte, spre deosebire de Luna nu a terminat de răcit, iar interiorul său, departe de a fi în întregime înghețat, conține în realitate un nucleu care poate fi în întregime lichid. În general, analiza datelor colectate de Mars Express a condus o echipă de oameni de știință planetare de la ESA -LED german Gerhard Neukum să propună o secvență de cinci episoade vulcanice:
Aceste date se bazează pe evaluarea ratei de craterizare a fluxurilor de lavă corespunzătoare, care pare a fi contracontrolată prin observații indirecte pe termen mediu, dar contrazisă de observații directe pe termen scurt deduse din frecvența impacturilor recente observate pe mai mult de zece ani. prin sondele prin satelit din jurul lui Marte, principala dificultate a acestui tip de datare constă în evaluarea prejudecăților statistice introduse de diferența notabilă în ordinele de mărime dintre suprafețele antice (vechi de peste 2 miliarde de ani), care reprezintă o fracțiune semnificativă suprafața lui Marte și suprafețele mai recente (mai puțin de 200 de milioane de ani), care sunt comparativ extrem de mici.
Mai mult, dacă frecvența impacturilor recente înregistrate de sondele care orbitează în jurul planetei Marte pare să sugereze o rată a craterelor mai mare decât cea utilizată de obicei până în prezent formațiunilor marțiene (ceea ce ar duce la „întinerirea” tuturor acestor date), ar părea mai degrabă decât, pe termen lung, această rată de craterizare a fost, dimpotrivă, împărțită la trei în ultimii 3 miliarde de ani, ceea ce ar tinde să „îmbătrânească” datarea marțiană, cu atât mai mult cu cât se referă la fenomenele recente.
Pentru o lungă perioadă de timp, mineralogia suprafeței marțiene a putut fi abordată doar prin studiul a câteva zeci de meteoriți de pe Marte . Deși puțini la număr și limitați la perioade geologice limitate, acești meteoriți fac posibilă evaluarea importanței rocilor bazaltice pe Marte. Acestea evidențiază diferențele în compoziția chimică dintre Marte și Pământ și mărturisesc prezența apei lichide pe suprafața planetei în urmă cu mai bine de 4 miliarde de ani. „Orbitele”, ale căror spectrometre ne permit să determinăm natura fazelor solide prezente la suprafață, și landerele, care pot analiza chimic compoziția probelor prelevate din roci sau în sol, ne-au permis de atunci să ne perfecționăm cunoștințele despre marțian minerale.
Analize in situ de către landeriDin anii 1970, sondele Viking 1 și Viking 2 au analizat solul marțian, dezvăluind o natură care ar putea corespunde eroziunii bazaltului . Aceste analize au arătat o abundență ridicată de siliciu Si și fier Fe, precum și magneziu Mg, aluminiu Al, sulf S, calciu Ca și titan Ti, cu urme de stronțiu Sr, itriu Y și posibil zirconiu Zr. Nivelul de sulf a fost aproape de două ori mai mare decât nivelul de potasiu de cinci ori mai mic decât media scoarței terestre . Solul conținea, de asemenea, compuși de sulf și clor asemănători depozitelor de evaporită , rezultate pe Pământ din evaporarea apei de mare . Concentrația de sulf a fost mai mare la suprafață decât la adâncime. Experimentele menite să determine prezența posibilelor microorganisme în solul marțian prin măsurarea eliberării de oxigen după adăugarea „nutrienților” au măsurat eliberarea moleculelor de O 2 .semnificativ, care, în absența altor urme biologice menționate altfel, a fost atribuit prezenței ionilor de superoxid O 2 - .. De spectrometrului apxs de Mars Pathfinder realizat în toamna1997 un set de măsurători exprimate ca procentaj în greutate de oxizi care a completat aceste rezultate cu cele dintr-o regiune diferită a suprafeței lui Marte.
Nuanța roșiatică a planetei provine în principal din oxidul de fier (III) Fe 2 O 3, omniprezent la suprafața sa. Acest hematit amorf ( hematitul cristalizat, la rândul său, este de culoare cenușie) este foarte prezent la suprafața rocilor, precum și a boabelor de praf transportate de vânturi care mătură continuu suprafața planetei, dar nu pare să pătrundă foarte mult adânc în pământ, judecând după urmele lăsate încă din iarnă2004de roțile rădăcinilor Mars Exploration Rover , care arată culoarea ruginii ca fiind straturile de praf, mai groase și acoperite cu praf întunecat pentru Oportunitate , în timp ce rocile în sine sunt vizibil mai întunecate.
În plus, solul lui Marte a fost analizat in situ de sonda Phoenix în toamnă2008s-a dovedit a fi alcalin ( pH ± 7,7 ± 0,5) și conține multe săruri , cu o abundență ridicată de potasiu K + , cloruri Cl - , perclorați ClO 4 -și magneziu Mg 2+ . Prezența percloraților, în special, a fost comentată pe larg, deoarece a priori nu este foarte compatibilă cu posibilitatea unei vieți marțiene. Aceste săruri au particularitatea de a reduce semnificativ temperatura de topire a gheții de apă și ar putea explica „gulii” - gullia în limba engleză - observate în mod regulat de sondele aflate pe orbita din jurul planetei, care ar fi astfel urme ale fluxurilor de saramură pe terenul înclinat.
În general, rocile marțiene s-au dovedit a fi predominant de natură bazaltică toleitică .
În 2018, mini-laboratorul SAM de la bordul roverului Curiosity detectează compuși organici ( tiofenici , aromatici și alifatici ) în solurile craterului Mojave și Confidence Hills.
Sondele americane (în special 2001 Mars Odyssey și Mars Reconnaissance Orbiter ) și europene ( Mars Express ) studiază planeta la nivel global de câțiva ani (respectiv2002, 2006 și 2003), permițându-ne să ne lărgim și să ne rafinăm înțelegerea asupra naturii și istoriei sale. Dacă au confirmat predominanța bazalturilor pe suprafața planetei, aceste sonde au colectat și unele rezultate neașteptate.
Olivine și piroxeniAstfel, sonda Mars Express , de la ESA , are un instrument numit OMEGA - „ Observator pentru mineralogie, apă, gheață și activitate ” - în principal producție franceză, sub responsabilitatea lui Jean-Pierre Bibring , a IAS din Orsay , care măsoară spectru infraroșu (în lungimi de undă cuprinse între 0,35 și 5,2 µm ) a razelor solare reflectate de suprafața marțiană pentru a detecta spectrul de absorbție al diferitelor minerale care îl compun. Acest experiment a reușit să confirme abundența rocilor magmatice de pe suprafața lui Marte, inclusiv olivinele și piroxenii , aceștia din urmă având niveluri mai scăzute de calciu în zonele muntoase craterate din emisfera sudică decât în restul planetei., Unde se găsește cu olivină ; astfel, cele mai vechi materiale ale scoarței marțiene s-ar fi format dintr-o manta epuizată în aluminiu și calciu.
Olivinele și piroxenii sunt principalii constituenți ai peridotitelor , roci plutonice bine cunoscute pe Pământ ca fiind principalul constituent al mantalei.
Filosilicatele, intemperii apoase ale rocilor magmaticeO descoperire definitorie în înțelegerea istoriei lui Marte a fost identificarea de către OMEGA a filosilicaților larg răspândiți în cele mai vechi regiuni ale planetei, dezvăluind interacțiunea prelungită a rocilor magmatice cu apa lichidă. CRISM - Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars - instrumentul sondei Mars Reconnaissance Orbiter a făcut posibilă specificarea naturii acestor minerale.
Cloruri și sulfați hidratați, markeri ai unui trecut umedOMEGA a făcut, de asemenea, posibilă detectarea sulfatului hidratat în multe părți ale lumii , cum ar fi, de exemplu, kieserita MgSO 4 • H 2 Oîn regiunea Meridiani Planum , sau chiar, în regiunea Valles Marineris , sulfați și mai hidrați a căror natură mineralogică nu a putut fi identificată, precum și depozite de gips CaSO 4 • 2H 2 Ope kieserita fundul unui lac uscat, indicând o schimbare a naturii saline a acestui corp de apă în timpul uscării sale, de la sulfatul de magneziu la sulfatul de calciu .
Suprafețe mari de sulfat de calciu hidratat, probabil gips, au fost de asemenea detectate de-a lungul marginii capacului polar boreal. Prezența mineralelor hidratate este un indiciu puternic al prezenței crescute a corpurilor de apă lichidă pe suprafața marțiană, inclusiv apa conținând sulfați de magneziu și calciu dizolvați.
Sonda Mars Odyssey din 2001 a detectat, de asemenea, prezența clorurilor în zonele înalte ale emisferei sudice, rezultată din evaporarea corpurilor de apă sărată care nu depășesc 25 km 2 în diferite locuri ale acestor meleaguri străvechi datând de la Noachian sau chiar, pentru unii , la începutul Hesperianului .
Metan și energie hidrotermală în regiunea Nili FossaeUnul dintre cele mai uimitoare rezultate ale Mars Reconnaissance Orbiter provine din studiul detaliat din 2008 al regiunii Nili Fossae , identificat la începutul anului 2009 ca o sursă de degajări semnificative de metan . Metanul a fost detectat încă din2003în atmosfera lui Marte , atât prin sonde precum Mars Express, cât și de pe Pământ; aceste emisii de CH 4ar fi concentrat în special în trei zone specifice din regiunea Syrtis Major Planum . Cu toate acestea, metanul este instabil în atmosfera marțiană, studii recente sugerând chiar că este de șase sute de ori mai puțin stabil decât s-a estimat inițial (durata sa de viață medie a fost estimată la 300 de ani) deoarece rata metanului nu are timpul să devină uniformă în atmosferă și rămâne concentrat în jurul zonelor sale de emisie, ceea ce ar corespunde unei vieți de câteva sute de zile; sursa corespunzătoare de metan ar fi, de asemenea, de 600 de ori mai puternică decât se estimase inițial, emițând acest gaz aproximativ șaizeci de zile pe an marțian, la sfârșitul verii în emisfera nordică.
Analizele geologice efectuate în 2008de către sonda Mars Reconnaissance Orbiter din regiunea Nili Fossae a dezvăluit prezența argilelor feromagnesiene (smectite), olivinei (silicat feromagnesian (Mg, Fe) 2 SiO 4, Detectate încă din 2003) și magnezită (carbonat de magneziu MgCO 3), dezvăluind prezența argilelor bogate în fier , magneziu , olivină și carbonat de magneziu, precum și serpentină . Prezența simultană a acestor minerale face posibilă explicarea destul de simplă a formării metanului, deoarece, pe Pământ, metanul CH 4forme în prezența unor carbonați - cum ar fi MgCO 3 detectat în 2008- și apă lichidă în timpul metamorfismului hidrotermal al oxidului de fier (III) Fe 2 O 3sau olivină (Mg, Fe) 2 SiO 4în serpentină (Mg, Fe) 3 Dacă 2 O 5 (OH) 4, mai ales atunci când nivelul de magneziu din olivină nu este prea mare și când presiunea parțială a dioxidului de carbon CO 2este insuficient pentru a duce la formarea talcului Mg 3 Si 4 O 10 (OH) 2ci dimpotrivă duce la formarea de serpentină și magnetit Fe 3 O 4, ca în reacție:
24 Mg 1,5 Fe 0,5 SiO 4+ 26 H 2 O+ CO 2→ 12 Mg 3 Si 2 O 5 (OH) 4+ 4 Fe 3 O 4+ CH 4.Probabilitatea acestui tip de reacție în regiunea Nili Fossae este întărită de natura vulcanică a Syrtis Major Planum și de strânsa corelație, observată din2004, între umiditatea unei regiuni și concentrația de metan din atmosferă.
Olivină și jarozit, care supraviețuiesc doar în climă aridăOlivina , descoperită în regiunea Nili fosele și în alte regiuni ale Mars de către spectrometrul de emisie termică (TES) pe Mars Global Surveyor , este un mineral mijloc instabil apos , dând cu ușurință alte minerale , cum ar fi iddingsite de goethitului , ale serpentina , a cloritele , a smectitele , The maghemite și hematit ; prezența olivinei pe Marte indică, prin urmare, suprafețe care nu au fost expuse la apă lichidă de la formarea acestor minerale, care datează de câteva miliarde de ani, la Noachian pentru cele mai vechi soluri. Acesta este, prin urmare, un indiciu puternic al aridității extreme a climatului marțian în timpul amazonianului , ariditate care aparent începuse deja, cel puțin local, la sfârșitul Hesperianului .
Mai mult, descoperirea de către roverul Mars Opportunity pe Meridiani Planum în 2004 a jarozitului , sulfatului feric de sodiu (pe Pământ, sodiul este înlocuit cu potasiu ) cu formula NaFe (III) 3 (OH) 6 (SO 4 ) 2, a făcut posibilă specificarea în continuare a secvenței episoadelor climatice de pe Marte. Acest mineral este într-adevăr format, pe Pământ, prin alterarea rocilor vulcanice într-un mediu apos oxidant acid, astfel încât detectarea acestuia pe Marte implică existența unei perioade de climat umed care să permită existența apei lichide acide. Dar acest mineral este de asemenea degradat destul de repede de umiditate, pentru a forma oxihidroxizii feric , cum ar fi α-FeO (OH) goethitului , care a fost , de asemenea , găsite în alte locuri de pe planetă ( în special prin roverului Spirit în craterul Gusev ). Prin urmare, formarea jarozitei într-un climat umed a trebuit să fie urmată rapid până în prezent de un climat arid pentru a păstra acest mineral, nou indiciu că apa lichidă a încetat să mai existe în amazoniană, dar a fost prezentă în epocile anterioare. în istoria lui Marte.
Evoluțiile recente28 septembrie 2015, NASA anunță că a detectat acolo fluxuri de „saramuri de diferite compoziții, realizate din clorat și perclorat de magneziu și de perclorat de sodiu, amestecate cu puțină apă. ". Conform analizelor, ar exista apă lichidă sau gheață în subsolul marțian.
Următorul scenariu se dorește a fi o sinteză plauzibilă dedusă din cunoștințele actuale rezultate din diferitele campanii de explorare de pe Marte din ultimii patruzeci de ani și ale căror rezultate sunt rezumate în articolul Geologia lui Marte .
La fel ca celelalte planete din sistemul solar , Marte s-ar fi format acum aproximativ 4,6 miliarde de ani prin acreția gravitațională a planetesimalelor rezultată din condensarea nebuloasei solare . Fiind situat sub limita de 4 AU a Soarelui , dincolo de care se pot condensa volatili compuși , cum ar fi apa H 2 O, Metan CH 4sau amoniac NH 3, Marte a fost format din planetesimale de natură esențial siderofilă (bogată în fier ) și litofilă (alcătuită din silicați ), dar cu un conținut crescut de elemente calcofile , începând cu sulf care pare mult mai abundent pe Marte decât pe Pământ , așa cum a fost dezvăluit prin măsurători efectuate de Mars Global Surveyor .
Acest conținut ridicat de sulf ar fi avut ca efect promovarea diferențierii globului marțian, pe de o parte prin scăderea temperaturii de topire a materialelor care îl constituie și, pe de altă parte, prin formarea de sulfuri de fier care separă chimic fierul. silicați și accelerat concentrația acestuia în centrul planetei pentru a forma un nucleu element de siderophilic elemente mai bogate calcofilă miezul pământului ; studiul radiogenice izotopi ai meteoriti de pe Marte , în special a 182 HF / 182 Sistemul W , a dezvăluit , astfel că nucleul Marte ar fi format în doar de 30 dintre milioane de ani, fata de mai mult de 50 de milioane de ani pentru Pământ . Această rată de elemente luminoase ar explica atât de ce nucleul lui Marte este încă lichid, cât și de ce cele mai vechi efuziuni de lavă identificate pe suprafața planetei par să fi fost deosebit de fluide, până la punctul de a curge pe aproape o mie de kilometri în jurul Alba Patera de exemplu.
Natura planetesimalelor care au dus la formarea planetei a determinat natura atmosferei primordiale a lui Marte, prin degazarea treptată a materialelor topite în masa planetei diferențiate. În stadiul actual al cunoașterii, această atmosferă trebuie să fi fost mult mai densă decât astăzi, formată în esență din vapori de apă H 2 Oprecum și dioxid de carbon CO 2, Azot N 2, dioxid de sulf SO 2, Și cantități , eventual , destul de mari de CH 4 metan.
La începutul existenței sale, Marte trebuie să fi pierdut, mai repede decât Pământul, o fracțiune semnificativă din căldura rezultată din energia cinetică a planetesimalelor care s-au prăbușit unul în celălalt pentru a duce la formarea sa: masa sa este într-adevăr de 10 ori mai mică decât cea a Pământului, în timp ce suprafața sa este doar de 3,5 ori mai mică, ceea ce înseamnă că raportul suprafață / masă al planetei roșii este de aproape trei ori mai mare decât cel al planetei noastre. Prin urmare, o crustă trebuie să se fi solidificat la suprafața sa peste o sută de milioane de ani și este posibil ca dihotomia crustală observată astăzi între emisferele nordice și sudice să se fi dat din următoarele câteva sute de milioane de ani.formarea planetei.
Odată răcit suficient, în urmă cu aproximativ 4,5-4,4 miliarde de ani, suprafața solidă a planetei trebuie să fi primit ca ploaie vapori de apă atmosferică condensată , care reacționează cu fierul conținut în mineralele încălzite la oxidarea eliberând hidrogenul H 2, care, prea lumină pentru a se acumula în atmosferă, a scăpat în spațiu. Acest lucru ar fi condus la o atmosferă primitivă în care a rămas doar CO 2 ., N 2și SO 2ca constituenți majoritari ai atmosferei timpurii marțiene, cu o presiune atmosferică totală de câteva sute de ori mai mare decât este astăzi; presiunea standard actuală la nivelul de referință marțian este, prin definiție, 610 Pa .
În timpul geologic epoca cunoscută sub numele lui Noe , care sa încheiat în jurul valorii de 3,7 până la urmă cu 3,5 miliarde de ani, Marte pare să aibă condiții oferite foarte diferite de cele de astăzi și destul de asemănătoare cu cele ale Pământului , în acest moment, cu un câmp magnetic global care protejează un gros și poate atmosfera temperată care permite existența unei hidrosfere centrate în jurul unui ocean boreal care ocupă întinderea actuală a Vastitas Borealis .
Existența trecută a unui câmp magnetic global în jurul planetei Marte a fost descoperită prin observarea, efectuată în 1998 de Mars Global Surveyor , a unui paleomagnetism asupra celui mai vechi pământ din emisfera sudică, în special în regiunea Terra Cimmeria și Terra Sirenum . Magnetosfera produs de acest câmp magnetic global trebuia să acționeze, la fel ca magnetosfera astăzi Pământului, în protejarea atmosferei planetei Marte de eroziune de vântul solar , care tinde să atomi scoate din atmosfera superioară în spațiu. Transferarea acestora energia necesară pentru a atinge viteza de eliberare .
Un efect de seră ar fi funcționat pentru temperarea atmosferei marțiene, care altfel ar fi fost mai rece decât astăzi datorită radiației mai reduse emise de Soare , atunci încă tânără și în proces de stabilizare. Simulările arată că o presiune parțială de 150 kPa de CO 2ar fi permis să aibă o temperatură medie la sol egală cu cea de astăzi sau 210 K (puțin mai puțin de -60 ° C ). O întărire a acestui efect de seră peste această temperatură ar fi putut proveni din mai mulți factori suplimentari:
Știm că apa lichidă era atunci abundentă pe Marte, deoarece studiul mineralogic al suprafeței planetei a relevat prezența semnificativă a filosilicaților în terenuri care datează din acest timp. Cu toate acestea, filosilicații sunt indicatori buni ai alterării rocilor magmatice într-un mediu umed. Abundența acestor minerale în sol înainte de acum aproximativ 4200000000 ani a condus ESA echipa planetologists responsabile pentru OMEGA instrumentului și condus de Jean-Pierre Bibring să propună numele Phyllosien pentru corespunzătoare stratigrafic eon : este aparent cel mai umed perioada pe care planeta Marte a cunoscut-o.
Studii mai detaliate efectuate in situ de către cei doi exploratori de pe Marte , Spirit și Opportunity , respectiv în craterul Gusev , la sud de Apollinaris Patera și pe Meridiani Planum , chiar sugerează existența trecută a unei hidrosfere suficient de mare încât să aibă posibilitatea să se omogenizeze. conținutul de fosfor al mineralelor analizate la aceste două locuri situate pe fiecare parte a planetei. O abordare diferită, bazată pe cartarea abundenței de toriu , potasiu și clor pe suprafața lui Marte prin spectrometrul gamma (GRS) al sondei Mars Odyssey , conduce la același rezultat.
Mai mult, studiul detaliat al urmelor lăsate în peisajul marțian de presupusele cursuri de apă și întinderi lichide a condus la propunerea existenței unui ocean real care acoperă aproape o treime din suprafața planetei la nivelul actualului Vastitas Borealis . Într-un articol din 1991 care a devenit clasic, Baker și colab. a mers atât de departe încât a identificat anumite structuri cu urmele unui țărm antic. Liniile de coastă astfel identificate s-au dovedit, de asemenea, să corespundă curbelor de altitudine constantă corectate pentru deformările ulterioare deduse din vulcanism și estimările cu privire la schimbarea axei de rotație a planetei. Aceste proiecții, uneori destul de îndrăznețe, nu au convins însă pe toată lumea și au fost propuse și alte teorii pentru a explica aceste observații, în special pe baza originii vulcanice posibile a structurilor astfel interpretate.
Ideea unui ocean boreal în centrul unei hidrosfere extinse rămâne totuși la fel de atractivă ca oricând și multe echipe lucrează pentru a analiza, cu instrumente din ce în ce mai eficiente, datele topografice îmbogățite continuu cu informații colectate de sondele aflate în funcțiune în prezent în jurul lui Marte, în speranța de a stabili distribuția geografică a hidrosferei marțiene la Noachian.
În același sens, a fost sugerată existența lacului Eridania în inima muntilor Terra Cimmeria pentru a explica în special geneza lui Ma'adim Vallis din observarea anumitor formațiuni topografice interpretate ca maluri fosilizate antice.
Posibilitatea abiogenezei noahieneCondițiile marțiene ale lui Noachian ar fi putut să permită apariția formelor de viață pe Marte așa cum sa întâmplat pe Pământ: pe lângă prezența apei lichide și efectul de seră care ar fi putut menține o temperatură suficient de ridicată, abundența argilelor face posibilă să ia în considerare scenarii de apariție a vieții dezvoltate în cadrul unora dintre (multe) teorii ale abiogenezei , în timp ce alte teorii (de exemplu cea concepută la sfârșitul secolului al XX- lea). sec . de Günter Wächtershäuser) consideră abiogeneza terestră în guri de aerisire hidrotermale bogate în sulfuri de fier (II) FeS, un mediu probabil, de asemenea, care a existat pe Marte în era Noahian. Cu toate acestea, aceste condiții ar fi rapid devenit mult mai puțin favorabile în următorul eon, The hesperiană , care ar fi început la cele mai recente 3,5 miliarde de ani în urmă: dominată de chimia de sulf , cu siguranță a dus la o scădere semnificativă a pH - ului DIRECTIVEI apă Marte sub efectul ploii de acid sulfuric H 2 SO 4Aceasta ar avea accidental consecință să permită existența apei în stare lichidă la temperaturi semnificativ mai mici la 0 ° C .
Cu toate acestea, cele mai vechi urme de „viață” detectate pe planeta noastră nu depășesc 3,85 miliarde de ani pentru cea mai îndepărtată dintre toate datele publicate (în jurul limitei convenționale dintre Hadean și Arhean ), sau 700 de milioane de ani după formare a Pământului, adică aproape la fel de mult ca durata totală a primului eon marțian în cea mai favorabilă ipoteză, după cum amintește cronologia eonilor sub terestru comparativ cu scara Hartmann standard și scara Hartmann și Neukum :
În aceste condiții, dacă un proces de abiogeneză ar fi putut rezulta pe Marte în Noachian , ar fi dus la forme de viață care ar fi avut foarte puțin timp să evolueze înainte de răsturnările din Hesperian , la un moment dat - în jur de 4 3,8 miliarde de ani înainte de prezent - marcat de asteroid impact din mare bombardament târziu .
Pentru comparație, fotosinteza nu ar fi apărut pe Pământ timp de 3 miliarde de ani, sau chiar doar 2,8 miliarde de ani, în timp ce cele mai vechi celule eucariote nu s-ar fi întors dincolo de 2,1 miliarde de ani. Ani, iar reproducerea sexuală nu are mai mult de 1,2 miliarde de ani .
În timp ce filosianul pare să fi fost destul de lipsit de activitate vulcanică , analiza detaliată a datelor colectate de instrumentul OMEGA al Mars Express , concepută pentru analiza mineralogică a suprafeței marțiene, a condus la identificarea, la sfârșitul acestui eon , a unei perioade de tranziție, care se extinde de la aproximativ 4,2 la 4,0 miliarde de ani înainte de prezent, marcat de apariția unei activități vulcanice semnificative în timp ce planeta se presupune că încă se confruntă cu condiții temperate și umedă într-o atmosferă destul de groasă.
În plus, explorarea prin sondă a suprafeței planetelor terestre - începând cu Luna - la sfârșitul secolului XX a condus la postularea unui episod numit „ Bombardament greu tardiv ” (numit Bombardament greu tardiv de către anglo-saxoni) care acoperă o perioadă datată cu aproximativ 4,0 până la 3,8 miliarde de ani înainte de prezent, până la mai mult sau minus 50 de milioane de ani. În acest episod s-au format bazinele mari de impact vizibile astăzi pe Marte, precum Hellas , Argyre sau Utopia .
Aparute atât pe Pământ și pe Marte, acest cataclism ar fi , probabil , de asemenea , la originea diferenței de oxid de fier de concentrație (mai mult decât simplu la dublu) observată între manta a Pământului și cea a lui Marte. Impacturile cosmice ar fi lichefiat într-adevăr mantia Pământului cu o grosime de peste 1.200-2.000 km , aducând temperatura acestui material până la 3.200 ° C , o temperatură suficientă pentru a reduce FeO la fier și oxigen . Pământului de bază ar fi , astfel , cunoscut o cantitate suplimentară de fier care rezultă din reducerea mantalei de la sfârșitul acestui bombardament meteorit, care ar explica conținutul în greutate rezidual de aproximativ 8% din FeO în mantaua Pământului. Pe Marte, dimpotrivă, temperatura mantalei topite nu ar fi depășit niciodată 2.200 ° C , o temperatură insuficientă pentru a reduce oxidul de fier (II) și, prin urmare, lăsând neschimbat conținutul de FeO al mantiei marțiene la aproximativ 18%. Acest lucru ar explica de ce Marte astăzi este în exterior mai mult decât de două ori mai bogat în oxizi de fier decât Pământul atunci când se presupune că aceste două planete au fost inițial similare.
Ca urmare a acestor impacturi uriașe, condițiile de pe suprafața planetei au fost probabil modificate semnificativ. În primul rând, Marte și-ar fi pierdut o fracțiune semnificativă din atmosferă, dispersată în spațiu sub efectul acestor coliziuni. Clima generală a planetei ar fi fost supărată de praful și gazele injectate în atmosferă în timpul acestor coliziuni, precum și de o posibilă schimbare de oblicitate în timpul acestor impacturi. Dar este de asemenea posibil ca energia cinetică a impactoare , prin injectarea de energie termică în marțian manta , modificat termic gradientul care ar trebui să se mențină, în miezul planetar , a convective mișcării în Pământ . Origine a efectului dinam generarea câmpul magnetic global, care ar fi făcut ca magnetosfera marțiană să dispară la sfârșitul Noahului .
De impactul la originea marilor martiene bazinele poate fi inițiat cel mai mare episod vulcanic din istoria planetei, definind era cunoscut sub numele de hesperiană . Aceasta se caracterizează, din punct de vedere petrologic , prin abundența mineralelor care conțin sulf și, în special, a sulfaților hidrați precum kieserita MgSO 4 • H 2 Oși gips CaSO 4 • 2H 2 O.
Principalele formațiuni vulcanice marțiene i-ar fi apărut lui Hesperian , poate chiar, pentru unii, de la sfârșitul Noahului ; acesta este în special cazul câmpiilor de lavă precum Malea Planum , Hesperia Planum și Syrtis Major Planum . Alba Mons ar fi putut, de asemenea, să-și fi început activitatea în acest moment, în urma impactului la originea bazinului Hellas Planitia situat la antipode . Curburii Tharsis și vulcani din Elysium Planitia , pe de altă parte, s - ar reveni la mijlocul hesperiană , în jurul valorii de 3500000000 ani înainte de prezent, o dată ce ar corespunde cu perioada de activitate maximă vulcanică pe planeta roșie ; Alba Mons și- ar fi cunoscut astfel cea mai mare activitate în a doua jumătate a Hesperianului până la începutul amazonianului .
Acest vulcanism ar fi eliberat în atmosfera Marte cantități mari de dioxid de sulf SO 2care, reacționând cu apa din nori, ar fi format trioxid de sulf SO 3obținându -se , în soluție în apă, acid sulfuric H 2 SO 4. Această reacție ar fi fost, fără îndoială, favorizată pe Marte de fotoliza la altitudine a moleculelor de apă , sub acțiunea radiației ultraviolete de la Soare , care eliberează în special radicali hidroxil HO • și produce peroxid de hidrogen H 2 O 2, un oxidant . Comparația cu atmosfera lui Venus , care are nori de acid sulfuric într - o atmosferă de dioxid de carbon , subliniază , de asemenea , rolul fotochimic disociere de dioxid de carbon cu ultraviolete mai mică de 169 nm pentru a iniția oxidarea. A dioxidului de sulf :
CO 2+ h ν → CO + O SO 2+ O → SO 3 SO 3+ H 2 O→ H 2 SO 4Prin urmare, apa marțiană ar fi fost încărcată cu acid sulfuric hesperian , care ar avea amândouă consecința scăderii semnificative a punctului său de îngheț - eutectica amestecului H 2 SO 4 • 2H 2 O - H 2 SO 4 • 3H 2 Oastfel îngheață puțin sub −20 ° C , iar cel al amestecului H 2 SO 4 • 6,5H 2 O - H 2 Oîngheață în jur de 210 K , temperatura ușor sub -60 ° C , care este temperatura medie actuală pe Marte - și duce la formarea de sulfați, mai degrabă decât de carbonați . Acest lucru ar explica de ce, atunci când Marte avea a priori o atmosferă de CO 2și întinderi mari de apă lichidă, nu mai sunt multe carbonați, sulfați în timp ce par, dimpotrivă, mai ales abundent: formarea de carbonați este inhibată de aciditate - care prezența sulfaților sugerează (The siderit Feco 3, a priori cel mai puțin solubil carbonat, precipită doar la pH > 5) - și eliberarea continuă de SO 2prin activitate vulcanică la Hesperian ar fi deplasat CO 2de carbonați care s-ar fi putut forma în Noachian pentru a le înlocui cu sulfați , așa cum se întâmplă de exemplu cu un pH mai mic cu magneziu :
MgCO 3+ H 2 SO 4→ MgSO 4+ H 2 O+ CO 2Mineralogica chronostratigraphy propus de echipa planetologists responsabile pentru OMEGA instrumentul de Mars Express sonda meciuri, la hesperiană , The stratigrafic eon numit „ Theiikian “, un termen inventat prin limba engleză din greaca veche τὸ θεΐον însemnând „sulf“ - pentru rădăcina exactă ar fi mai degrabă adjectivul * θειικον în sensul „sulfuric”. Totuși, acest eon ar fi datat de la 4,0 la 3,6 miliarde de ani înainte de prezent, adică cu un decalaj de 300 până la 400 de milioane de ani față de trecut comparativ cu scara Hartmann. & Neukum .
Odată trecut trecutul episodului vulcanic major al Hesperianului , Marte și-ar fi văzut treptat activitatea internă reducându-se până în zilele noastre, când se pare că a devenit imperceptibilă, chiar poate zero. Într-adevăr, mai multe episoade vulcanice, de intensitate descrescătoare, ar fi avut loc în timpul Amazonului , în special la nivelul Olympus Mons , iar unele erupții ar fi avut loc chiar acum doar 2 milioane de ani, dar această activitate rămâne episodică și, în orice caz , nesemnificativ în comparație cu, de exemplu, vulcanismul existent în prezent pe Pământ.
În același timp, atmosfera de pe Marte ar fi suferit o eroziune continuă de la începutul Hesperianului sub efectul vântului solar după dispariția magnetosferei , fără îndoială, la sfârșitul Noachianului . O astfel de eroziune, chiar moderată, dar continuă de-a lungul a câteva miliarde de ani, ar fi dispersat cu ușurință în spațiu cea mai mare parte din ceea ce a rămas din învelișul gazos de pe suprafața lui Marte după marele bombardament târziu . Acest lucru a dus la dispariția treptată a efectului de seră din cauza CO 2.Marțian, de unde scăderea continuă a temperaturii și a presiunii atmosferice a planetei de la Hesperian și în întreaga Amazoniană .
Prin urmare, prezența apei lichide pe Marte a încetat treptat să fie continuă și a devenit doar rară și episodică. Condițiile actuale marțiene permit într-adevăr existența apei lichide în regiunile cele mai joase ale planetei, în măsura în care această apă este încărcată cu cloruri și / sau acid sulfuric , ceea ce pare exact să fie cazul de pe Marte. Ținând cont de rezultatele analizelor efectuate in situ de sondele care au studiat chimic solul planetei roșii. Se pare că au avut loc și precipitații semnificative până la mijlocul Amazonului , judecând după crestele șerpuite identificate, de exemplu, la est de Aeolis Mensae . Dar, în perioada Hesperiană și Amazoniană , condițiile generale marțiene s-au schimbat de la o atmosferă groasă, umedă și temperată la o atmosferă subțire, aridă și rece.
Aceste condiții particulare, expunând, timp de miliarde de ani, mineralele suprafeței marțiene la o atmosferă uscată încărcată cu ioni oxidanți , au favorizat oxidarea anhidră a fierului sub formă de oxid de fier (III) Fe 2 O 3(hematit) amorf, la originea culorii ruginite caracteristice planetei. Această oxidare rămâne totuși limitată la suprafață, materialele imediat de mai jos rămânând în cea mai mare parte în starea lor anterioară, cu o culoare mai închisă. Această predominanță de oxizi ferici este la originea termenului Sidérikien care desemnează corespunzătoare stratigrafic eon , forjate de planetologists responsabile pentru OMEGA instrumentul de Mars Express sonda la ESA , din greaca veche mărețe σίδηρος care înseamnă „ fier “ - radacina exacta ar fi mai degrabă adjectivul * σιδηρικος în sensul de „feric” - și care ar începe încă cu 3,6 miliarde de ani înainte de prezent.
Tranziția dintre Hesperian și Amazonian ar fi fost destul de gradată, ceea ce explică variabilitatea extremă a datelor care definesc limita dintre aceste două epoci : cu 3,2 miliarde de ani înainte de prezent, în conformitate cu scara Hartmann și Neukum , dar doar cu 1, 8 miliarde de ani pe scara Hartmann standard.
Din abundența apei lichide din Noachian , astăzi rămân doar urme în atmosfera lui Marte și, fără îndoială, cantități mari de apă înghețate în pământ și în capacele polare ale lui Marte, sub formă de permafrost sau chiar molisol . În2005, sonda Mars Express a detectat, în apropierea Polului Nord, un lac de gheață de apă într-un crater. În2007Radarul MARSIS al Mars Express a dezvăluit cantități mari de gheață de apă îngropată în terenul care se învecinează cu calota de gheață reziduală. Astfel, volumul de gheață de apă conținut în Polul Sud este estimat la 1,6 milioane de kilometri cubi, sau aproximativ volumul de gheață de apă din capacul boreal rezidual.
Prezența apei în subsol a fost, de asemenea, detectată la jumătatea distanței dintre ecuator și polul nord. De exemplu, în 2009, Mars Reconnaissance Orbiter a descoperit că craterele de impact recent formate conțin 99% gheață pură.
Prezența durabilă a apei lichide pe suprafața lui Marte este considerată puțin probabilă. Într-adevăr, ținând cont de presiunea și temperatura de pe suprafața lui Marte, apa nu poate exista în stare lichidă și trece direct din starea solidă în starea gazoasă prin sublimare . Cu toate acestea, dovezi recente sugerează prezența temporară a apei lichide în condiții specifice. Experimental, fluxurile de apă și saramură la presiune scăzută au fost efectuate pentru a studia repercusiunile lor pe suprafață.
Urmele sezoniere ale fluxului au fost identificate și în primăvară. 2011de instrumentul HiRISE al sondei Mars Reconnaissance Orbiter în mai multe puncte de pe suprafața marțiană sub formă de urme întunecate care se prelungesc și se lărgesc pe pantele expuse soarelui, în special pe marginile craterului Newton . Aceste formațiuni destul de întunecate, cu lățimea de 0,5 până la 5 metri, se formează preferențial orientate spre ecuator pe pante înclinate între 25 ° și 40 ° între 48 ° S și 32 ° S , cu o lungime maximă la sfârșitul verii și începutul toamnei local, în timp ce temperatura de suprafață este cuprinsă între 250 și 300 K .
Variațiile de luminozitate, distribuția în latitudine și sezonalitatea acestor manifestări sugerează că acestea sunt cauzate de o substanță volatilă, dar aceasta nu a fost detectată direct. Se găsesc în pete care sunt prea fierbinți pe suprafața marțiană pentru ca acesta să fie înghețat dioxid de carbon și, în general, prea rece pentru a fi și apă pură înghețată. Prin urmare, aceste observații pledează în favoarea saramurilor , care par să se formeze ocazional din când în când pe suprafața planetei. 28 septembrie 2015 NASA anunță că analizele imaginilor din sonda Mars Reconnaissance Orbiter ar confirma prezența lichidului pe Marte sub formă de săruri hidratate.
În martie 2014, în urma explorării efectuate de robotul Curiosity, NASA a anunțat că un lac mare ar fi umplut craterul Gale, care a fost alimentat de râuri de milioane de ani.
Un studiu publicat în martie 2017a arătat că fluxurile vor fi în cele din urmă uscate. Într-adevăr, cantitățile de apă necesare pentru a explica aceste surse de apă în fiecare an nu sunt suficiente în atmosferă. Sursa subterană este, de asemenea, foarte puțin probabilă, deoarece curgerile întunecate ( Linii de pante recurente , RSL ) se formează uneori pe vârfuri. Noua teorie are ca efect pompa Knudsen (în) ca un declanșator care curge, astfel, complet uscat.
25 iulie 2018, sonda spațială Mars Express condusă de Agenția Spațială Europeană detectează la nivelul capacului polar sudic prezența unui lac subteran de apă lichidă lată de 20 km , la 1,5 km sub suprafața lui Marte. Deși la o temperatură sub punctul de îngheț al apei pure, acest lac ar fi lichid datorită concentrației sale ridicate de săruri și minerale marțiene.
Marte are două luni mici, Phobos și Deimos , asemănătoare asteroizilor de tip condrita carbonică sau de tip D , a căror origine rămâne incertă cu mai multe ipoteze ridicate:
Phobos , satelitul natural al lui Marte cel mai apropiat de planeta sa, este o masă neregulată de 27 × 22 × 18 km care orbitează la mai puțin de 6.000 km deasupra nivelului mării, astfel încât nu poate fi văzută din regiunile polare ale suprafeței marțiene, dincolo de 70,4 ° latitudine nordică sau sudică, unde este mascată de curbura planetei. Sonda Mars Global Surveyor a dezvăluit că suprafața sa extrem de craterată este acoperită cu un regolit gros de o sută de metri, originar fără îndoială din nenumăratele impacturi care au avut loc pe suprafața acestui obiect. Densitatea sa medie este jumătate din cea a lui Marte, la puțin sub 1.890 kg / m 3 , sugerând o natură poroasă rezultată dintr-o structură bloc bloc aglomerată a cărei coeziune globală ar fi destul de slabă. Ar fi un asteroid de tip D , adică alcătuit din materiale dominate de silicați anhidri cu o proporție semnificativă de carbon , compuși organici precum și, probabil, gheață de apă. Ar avea o compoziție apropiată de o condrită carbonică , explicând albedo - ul său de abia 0,071. Natura mineralogică a suprafeței examinate de spectrometrul cu infraroșu ISM al sondei Phobos 2 pare să corespundă olivinei cu concentrații locale de ortopiroxen . Prezența apei la suprafața satelitului a fost în mod clar exclusă de mai multe studii, dar nu rămâne exclusă la adâncime.
Una dintre trăsăturile caracteristice Phobos este prezența unor caneluri paralele de cel mult 30 m adâncime, 200 m lățime și 20 km lungime, care par să înfășoare radial satelitul în jurul craterului Stickney și care ar putea fi urmele de resturi aruncate în spațiu în timpul impacturi pe Marte care ar fi fost conduse pe orbită de Phobos : canelurile par să „curgă” de fapt pe suprafața satelitului din punctul său „înainte” - în direcția revoluției sale sincrone în jurul lui Marte - mai mult decât din craterul Stickney însuși , situat în apropierea punctului frontal. Aceste caneluri sunt mai precis catene , care rezultă din lanțuri de cratere aliniate.
Orbitând în interiorul orbitei sincrone a lui Marte, situată la o altitudine de 17.000 km , Phobos este încetinit de forțele de maree exercitate de globul marțian, determinând pierderea altitudinii la o rată de aproximativ 18 cm pe an: la această viteză, va va atinge limita Roche în aproximativ 11 milioane de ani și se va dezintegra la aproximativ 4.000 km altitudine deasupra suprafeței marțiene unde ar trebui să formeze treptat un inel .
Al doilea satelit al lui Marte, Deimos , este chiar mai mic decât primul, cu dimensiuni de 15 × 12,2 × 10,4 km . Orbitează la o altitudine de puțin peste 23.000 km , pe o orbită aproape circulară înclinată la mai puțin de un grad față de ecuatorul marțian. Pare a fi de aceeași natură cu Phobos - un asteroid de tip D cu o compoziție apropiată de o condrită carbonică - dar suprafața sa, a priori la fel de craterată ca cea a Phobos, ar fi mult mai înmuiată de un strat de regolit suficient de gros pentru a umple suprafața.cele mai multe cratere. Densitatea acestei regolith a fost estimată prin radar să fie aproximativ 1100 kg / m 3 , cea a satelitului în ansamblu fiind de ordinul a 1,470 kg / m 3 .
Vizualizările făcute de Mars Reconnaissance Orbiter au arătat o suprafață de culoare variabilă în funcție de regiuni, regolitul având o nuanță roșie mai închisă mai pronunțată decât suprafețele aparent mai recente, situate în jurul anumitor cratere și pe marginile crestelor. Catenele care formează brazdele caracteristice ale suprafeței Phobos nu au fost observate pe Deimos.
Proprietățile sateliților naturali ai lui Marte | ||
Proprietate | Phobos | Deimos |
Dimensiuni | 26,8 × 22,4 × 18,4 km | 15,0 × 12,2 × 10,4 km |
Masa | 1,072 × 10 16 kg | 1,48 × 10 15 kg |
Densitatea medie | 1.887 kg / m 3 | 1.471 kg / m 3 |
Gravitația suprafeței | 1,9 până la 8,4 mm / s 2 | aproximativ 3,9 mm / s 2 |
Viteza de eliberare | 11,3 m / s | 5,6 m / s |
Albedo | 0,071 | 0,068 |
Axa semi-majoră a orbitei | 9.377,2 km | 23.460 km |
Excentricitate orbitală | 0,015 1 | 0,000 2 |
Inclinarea axei | 1,075 ° | 0,93 ° |
Perioadă orbitală | 0,310 841 8 sol ≈ 0,318 910 23 d | 1.230 5 soli ≈ 1.262 44 d |
Ambii sateliți au fost descoperiți în timpul opoziției din august 1877 de către Asaph Hall folosind un telescop de 26 inch de la Observatorul Naval al Statelor Unite din Washington .
Au fost inițial numiți Phobus și Deimus după o sugestie a profesorului Henry Madan de la colegiul Eton din rândul 119 al cântecului XV al Iliadei :
Ὣς φάτο, καί ῥ 'ἵππους κέλετο Δεῖμόν τε Φόβον τε ζευγνύμεν, αὐτὸς δ' ἔντε 'ἐδύσετο παμφανόωντα.
„Așa că a vorbit și a ordonat Terorii și fricii să-i înghesuie caii și s-a acoperit în splendida sa armură. "
În mitologia greacă , Phobos și Deimos sunt fii ai zeului Ares , în greaca veche Φόϐος / Phóbos înseamnă „frică” și Δεῖμος / Deĩmos „teroare”. Acest nume este un joc de cuvinte pe polisemia cuvântului satelit care poate desemna în același timp o stea (sateliții planetei) sau o persoană, un bodyguard (sateliții zeului).
În prezent, patru troieni sunt cunoscuți pe urma lui Marte. Primul, descoperit în1990, și cea mai cunoscută dintre ele, este (5261) Eurêka , situată în punctul Lagrange L 5 . Celelalte trei sunt 1998 VF31 (la punctul L 4 ), 1999 UJ7 (la punctul L 5 ) și 2007 NS2 (la punctul L 5 ).
Marte are și un asteroid coorbital: (26677) 2001 EJ18.
Șase alte asteroizi sunt, de asemenea, strâns legate de Marte, dar nu par a fi troieni: 2001 FR127, 2001 FG24, 2001 DH47, 1999 ND43, 1998 QH56 și 1998 SD4.
2007 WD 5 este un asteroid din apropierea Pământului și descoperit aréocroiseur de 50 m lungime20 noiembrie 2007de Andrea Boattini de la Catalina Sky Survey . Potrivit pentru NASA Apropiate Obiectul programului , a avut una din 10000 (sau 0,01%) șanse de impact asupra planetei Marte30 ianuarie 2008, un impact care în cele din urmă nu s-a produs.
| |||||||||
„Hor-Desher” | |||||||||
| |||||||||
„Cine se mișcă înapoi” |
Marte fiind una dintre cele cinci planete vizibile cu ochiul liber (împreună cu Mercur, Venus, Jupiter și Saturn), a fost observat de când oamenii privesc cerul nopții. În timpul opozițiilor sale, este cea mai strălucitoare planetă după Venus ( magnitudinea sa aparentă poate ajunge apoi la -2,9, în restul timpului, a doua cea mai strălucitoare planetă este Jupiter).
Culoarea roșie caracteristică a lui Marte i-a adus în Antichitate apropierea cu zeul grecesc al războiului Ares apoi cu echivalentul său roman Marte , roșul evocând sângele câmpurilor de luptă.
De Babilonienii a numit - o Nirgal sau Nergal , zeul morții, distrugere și foc.
Egiptenii l-au numit „ Horus Roșu” ( ḥr Dšr, Hor-desher ) și știau despre „mișcarea înapoi” (în prezent cunoscută sub numele de mișcare retrogradă ).
În mitologia hindusă , Marte este numit Mangala ( मंगल ) după numele zeului războiului. În patrulaterul Memnonia , Mangala Valles este numită în cinstea ei.
În ebraică , se numește Ma'adim ( מאדים ): cel care roșește . Ma'adim Vallis folosește acest termen.
În Asia de Est ( China , Japonia , Coreea și Vietnam ) Marte este火星, literalmente steaua (星) foc (火). În mandarină și cantoneză , este denumit în mod obișnuit huoxing (火星, huǒxīng în pinyin ) și în mod tradițional Yinghuo (荧惑, yínghuò în pinyin, literal „confuz flamboyant”). În japoneză ,火星în kanji ,か せ いîn hiragana sau kasei în rōmaji (care și-a dat numele lui Kasei Vallis ). În coreeană ,火星în hanja și 화성 în hangeul , transcris în hwaseong .
Marte este cunoscută și astăzi drept „Planeta Roșie”.
Rămâne puțină documentație a observațiilor astronomice pre-telescopice și acestea sunt colorate cu religie sau astrologie (cum ar fi Zodiacul Denderei din Egiptul de Sus ). Mai mult, observațiile cu ochiul liber nu ne permit să observăm planeta însăși, ci mai degrabă traiectoria ei pe cer.
În 1600la Praga, Johannes Kepler devine asistentul lui Tycho Brahe (a murit în1601) pentru care trebuie să calculeze orbita precisă a lui Marte. Este nevoie de șase ani pentru a face calculele și descoperă că orbitele planetelor sunt elipse și nu cercuri. Aceasta este prima lege a lui Kepler pe care a publicat-o în1609în lucrarea sa Astronomia nova .
Credința în existența canalelor marțiene a durat de la sfârșitul XIX - lea secol la începutul XX - lea secol și a tras imaginația populară, contribuind la mitul existenței vieții inteligente pe a patra planetă a Sistemului Solar. Observația lor, care nu a fost niciodată unanimă, a venit dintr-o iluzie optică, un fenomen frecvent în condițiile de observare ale timpului ( pareidolia ).
În XX - lea secol, utilizarea unor telescoape mari a permis pentru a obține cele mai multe hărți exacte înainte de a trimite sonde. La observatorul Meudon , observațiile lui Eugène Antoniadi în1909a dus la publicarea Planetei Marte în1930. La Observatorul Pic du Midi , observațiile au fost făcute de Bernard Lyot , Henri Camichel, Audouin Dollfus și Jean-Henri Focas .
Explorarea lui Marte se efectuează folosind sonde spațiale : în special sateliți artificiali și „ astromobile ”, numite și „ rovers ”.
Deține un loc important în programele de explorare spațială ale Rusiei (și înainte de acesta de către URSS ), Statele Unite , Uniunea Europeană și Japonia și începe să se concretizeze în programul spațial al Republicii Populare Chineze . De-a lungul anilor au fost lansate pe Marte aproximativ 40 de sonde orbitale și de aterizare1960.
NB: datele de mai jos sunt cele ale lansării și sfârșitului misiunilor; data intermediară este cea a inserării unui satelit pe orbita marțiană ( orbită ) sau a aterizării unui lander ( lander ).
Misiuni nereușite
|
|
|
|
Diferitele misiuni marțiene au creat sateliți artificiali în jurul planetei. Acestea servesc ca relee pentru telecomunicații cu modulele așezate la sol și efectuează măsurători globale asupra mediului și suprafeței lui Marte.
Zece sateliți artificiali orbitează în prezent în jurul Marte, dintre care opt sunt încă în funcțiune, mai multe mașini decât pentru orice alt obiect din sistemul solar, cu excepția Pământului.
Misiune | Lansa | Orbitează | stare |
---|---|---|---|
Marinează 9 | 30 mai 1971 | 14 noiembrie 1971 | Misiune finalizată la 27 octombrie 1972 Orbită stabilă estimată la 50 de ani, după care satelitul va intra în atmosfera marțiană |
Mars Global Surveyor | 7 noiembrie 1996 | 11 septembrie 1997 | Contact pierdut la 2 noiembrie 2006 |
2001 Odiseea din martie | 7 aprilie 2001 | 24 octombrie 2001 | In operatie |
March Express | 2 iunie 2003 | 25 decembrie 2003 | In operatie |
Orbiterul de recunoaștere al Marte | 12 august 2005 | 10 martie 2006 | In operatie |
Misiune Orbiter Marte | 5 noiembrie 2013 | 24 septembrie 2014 | In operatie |
MAVEN | 12 noiembrie 2013 | 21 septembrie 2014 | In operatie |
Orbitator cu gaz de urmărire | 14 martie 2016 | 19 octombrie 2016 | In operatie |
EMM (Mars Hope) | 19 iulie 2020 | 9 februarie 2021 | In operatie |
Tianwen-1 (orbitator) | 23 iulie 2020 | 10 februarie 2021 | In operatie |
Simbolul astronomic pentru Marte este un cerc cu o săgeată îndreptată spre nord-est ( Unicode 0x2642 ♂). În alchimie , acest simbol este asociat cu fierul (al cărui oxid este roșu) și uneori indică o mină de fier pe cărți.
Deoarece Marte durează puțin mai puțin de doi ani pentru a înconjura Soarele, simbolul său a fost folosit de Carl von Linné pentru a reprezenta plantele bienale în cartea sa Species plantarum .
Acest simbol este o reprezentare stilizată a scutului și suliței zeului Marte . În biologie , același simbol este folosit ca marcaj pentru sexul masculin .
Volvo a încorporat acest simbol în sigla sa datorită asocierii sale cu fierul, de aici și industria siderurgică .
Bărbații sunt de pe Marte, Femeile sunt de pe Venus este un bestseller John Gray publicat în1992.
Culoarea roșie este asociată cu Marte. De asemenea, o asociem cu violență, furie, război: toate atributele obișnuite ale zeului Marte.
Corelația ipotetică dintre poziția planetei Marte în raport cu orizontul în momentul nașterii și destinul anumitor sportivi se numește efectul Marte .
În fotografiile făcute de Viking 1 ,25 iulie 1976Pe parcursul celei de-a 35- a orbite, există în Cydonia structuri artificiale aparente, inclusiv o față gigantică și piramide. Această legendă este repetată în filmul științifico-american american Mission to Mars, realizat în2000de Brian De Palma .
„Marte, cel care aduce războiul” este prima mișcare a marii opere orchestrale Planetele , compusă și scrisă de Gustav Holst între1914 și 1916.
O melodie a cantautorului britanic David Bowie , Life on Mars? , publicat în 1971, pune în corul său întrebarea: Există viață pe Marte? („Există viață pe Marte?”)