Marte (planeta)



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marzo Marte: símbolo astronómico
Imagen ilustrativa del artículo Marte (planeta)
Mosaico ensamblado a partir de imágenes tomadas por el orbitador Viking 1 el 22 de febrero de 1980.
Características orbitales
Semieje mayor 227,944,000 km
(1,523 71  en )
Aphelia 249,230,000  km
(1,666 02  au )
Perihelio 206,655,000  km
(1,381 4  au )
Circunferencia orbital 1429083000  km
(9,552 83  en )
Excentricidad 0.09339
Período de revolución 686,885  d
(≈ 1,88 a )
Período sinódico 779.804  d
Velocidad orbital media 24.080 2  km / s
Velocidad orbital máxima 26,503  km / s
Velocidad orbital mínima 21.975  km / s
Inclinación sobre la eclíptica 1,85 °
Nodo ascendente 49,6 °
Argumento del perihelio 286,5 °
Satélites conocidos 2 ( Fobos , Deimos )
Características físicas
Radio ecuatorial 3.396,2 ± 0,1  km
(0,533 Tierra)
Radio polar 3.376,2 ± 0,1  km
(0,531 Tierra)
Radio medio
volumétrico
3.389,5  km
(0,532 Tierra)
Aplastamiento 0,00589 ± 0,00015
Perímetro ecuatorial 21,344 km
(0.5326 Tierra)
Área 144,798,500  km 2
(0.284 Tierra)
Volumen 1.631 8 × 10 11  km 3
(0.151 Tierra)
Masa 6.418 5 × 10 23  kg
(0.107 Tierra)
Densidad general 3933,5 ± 0,4  kg / m 3
Gravedad superficial 3,711  m / s 2
(0,379 g)
Velocidad de liberación 5.027  km / s
Período de rotación
( día sidéreo )
1.025 957  d
(24.622962 h )
Velocidad de rotación
(en el ecuador )
868,220  kilómetros por hora
Inclinación del eje 25,19 °
Ascensión recta del polo norte 317,68 °
Declinación del Polo Norte 52,89 °
Albedo geométrico visual 0,15
Bond Albedo 0,25
Irradiancia solar 589,2  W / m 2
(0,431 Tierra)
Temperatura de equilibrio del
cuerpo negro
210,1  K ( -62,9  ° C )
Temperatura de la superficie
• Máximo 293  K ( 20  ° C )
• Promedio 210  K ( -63  ° C )
• Mínimo 130  K ( -143  ° C )
Características de la atmósfera
Presión atmosférica 610 (30 a 1155)  Pa
Suelo de densidad 0,020  kg / m 3
Masa total 2,5 × 10 16  kg
Altura de escala 11,1  kilometros
Masa molar media 43.34. g / mol
Dióxido de carbono CO 2 96,0%
Argón Ar 1,93%
Nitrógeno N 2 1,89%
Oxígeno O 2 0,145%
Monóxido de carbono CO 0,07%
Vapor de agua H 2 O 0,03%
Óxido nítrico NO 130 ppm
Molecular hidrógeno H 2 15 ppm
Neón Ne 2,5 ppm
Agua pesada HDO 850 ppb
Kriptón Kr 300 ppb
Metanal HCHO 130 ppb
Xenon Xe 80 ppb
Ozono O 3 30 ppb
Peróxido de hidrógeno H 2 O 2 18 ppb
Metano CH 4 10,5 ppb
Historia
Deidad babilónica Nergal
Deidad griega Ἄρης
Nombre chino
(artículo relacionado)
Huǒxīng 火星(fuego)

Marte ( pronunciado en francés  :  / maʁs / ) es el cuarto planeta en orden creciente de distancia del Sol y el segundo en orden creciente de tamaño y masa. Su distancia al Sol está entre 1.381 y 1.666  AU (206.6 a 249.2 millones de kilómetros), con un período orbital de 669.58 días marcianos ( 686.71 días o 1.88 años terrestres).

Es un planeta terrestre , como Mercurio , Venus y la Tierra , unas diez veces menos masivo que la Tierra pero diez veces más masivo que la Luna . Su topografía presenta analogías también con la Luna, a través de sus cráteres y sus cuencas de impacto , al igual que con la Tierra, con formaciones de origen tectónico y climático como volcanes , grietas , valles , mesetas , campos de dunas y casquetes polares . El volcán más alto del Sistema Solar , Olympus Mons (que es un volcán en escudo ), y el cañón más grande , Valles Marineris , se encuentran en Marte.

Marte ahora ha perdido casi todo su negocio geológico interno, y solo eventos menores todavía ocurren esporádicamente en su superficie, como deslizamientos de tierra , probablemente géiseres de CO 2en las regiones polares, tal vez terremotos , incluso raras erupciones volcánicas en forma de pequeños flujos de lava .

El período de rotación de Marte es del mismo orden que el de la Tierra y su oblicuidad le confiere un ciclo de estaciones similar al que conocemos; Sin embargo, estas estaciones están marcadas por una excentricidad orbital cinco veces y media mayor que la de la Tierra, de ahí una asimetría estacional notablemente más pronunciada entre los dos hemisferios.

Marte se puede observar a simple vista, con un brillo mucho menor que el de Venus pero que puede, en estrechas oposiciones , superar el brillo máximo de Júpiter , alcanzando una magnitud aparente de -2,91, mientras que su diámetro aparente varía de 25,1 a 3,5  segundos de arco dependiendo de si su distancia a la Tierra varía de 55,7 a 401,3 millones de kilómetros. Marte siempre se ha caracterizado visualmente por su color rojo, debido a la abundancia de hematita amorfa  (óxido de hierro (III))  en su superficie. Esto es lo que lo asocia con la guerra desde la Antigüedad , de ahí su nombre en Occidente en honor al dios Marte de la guerra en la mitología romana , asimilado al dios Ares en la mitología griega . En francés, Marte es a menudo apodado "el planeta rojo" debido a este color en particular.

Antes del sobrevuelo de Marte por Mariner 4 en, se creía que había agua líquida en la superficie y que allí podrían haberse desarrollado formas de vida similares a las que existen en la Tierra, un tema muy fértil en la ciencia ficción . Las variaciones estacionales en el albedo en la superficie del planeta se atribuyeron a la vegetación, mientras que las formaciones rectilíneas vistas en anteojos astronómicos y telescopios de la época fueron interpretadas, en particular por el astrónomo aficionado estadounidense Percival Lowell , como el canal de riego que atraviesa extensiones desérticas con agua de los casquetes polares. Todas estas especulaciones han sido barridas por las sondas espaciales que han estudiado Marte: desde, Mariner 4 descubrió un planeta desprovisto de un campo magnético global, con una superficie llena de cráteres que recuerda a la Luna y una atmósfera delgada.

Desde entonces, Marte ha sido objeto de programas de exploración más ambiciosos que para cualquier otro objeto del Sistema Solar: de todas las estrellas que conocemos, de hecho es la que presenta el entorno con más similitudes con el de nuestro planeta. . Esta exploración intensiva nos ha proporcionado una comprensión mucho mejor de la historia geológica de Marte, revelando en particular la existencia de una época remota, la de Noé  , donde las condiciones de la superficie deben haber sido bastante similares a las de la Tierra al mismo tiempo, con la presencia de grandes cantidades de agua líquida; la sonda Phoenix así descubierta en el veranoagua helada poco profunda en el suelo de Vastitas Borealis .

Marte tiene dos pequeños satélites naturales , Fobos y Deimos .

Características físicas y orbitales

El cuarto planeta en el sistema solar con el fin de aumentar la distancia desde el Sol , Marte es un planeta terrestre mitad del tamaño de la Tierra y los tiempos de casi diez menos masiva, cuya área es un poco menor que la de la superficie terrestre de nuestro planeta ( 144,8 frente a 148,9 millones de kilómetros cuadrados). La gravedad allí es un tercio de la de la Tierra, o el doble de la de la Luna, mientras que la duración del día solar marciano, llamado suelo , excede la del día terrestre en poco menos de 40 minutos. Marte está una vez y media más lejos del Sol que la Tierra en una órbita sustancialmente elíptica , y recibe, según su posición en esta órbita, entre dos y tres veces menos energía solar que nuestro planeta. La atmósfera de Marte ser más de 150 veces menos denso que el nuestro, y producir en consecuencia, sólo un muy limitado efecto invernadero , esta débil radiación solar explica por qué la temperatura media en Marte es de aproximadamente -65  ° C .

La Tierra y Marte en la misma escala.

La siguiente tabla compara los valores de algunos parámetros físicos entre Marte y la Tierra:


Propiedad Valor marciano Valor terrestre % Marte / Tierra
 Radio ecuatorial 3.396,2 ± 0,1  kilometros  6.378,1  kilometros   53,3%
 Radio polar 3.376,2 ± 0,1  kilometros  6.356,8  kilometros   53,1%
 Radio medio volumétrico 3.389,5  kilometros  6.371,0  kilometros   53,2%
 Área 144,798,500  km 2  510.072.000  km 2   28,4%
 Volumen 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%
 Densidad media 3933,5 ± 0,4  kg / m 3  5 515  kg / m 3   71,3%
 Gravedad superficial en el ecuador  3.711  m / s 2  9.780 327  m / s 2   37,9%
 Velocidad de liberación 5.027  m / s  11 186  m / s   44,9%
 Período de rotación sidérea 1.025 956 75  d ≈ 88 642.663  s  86 164.098 903691  s   102,9%
 Duración del día solar sol ≈ 1.027 491 25  d ≈ 88775.244  s  día = 86,400  s   102,75%
 Inclinación del eje 25,19 °  23.439 281 °  -
 Bond Albedo 0,25  0,29  -
 Albedo geométrico visual 0,15  0.367  -
 Semieje mayor de la órbita 227,939,100  kilometros  149.597.887,5  kilometros   152,4%
 Excentricidad orbital 0,093 315 0,016 710 219   558,4%
 Periodo orbital 668.599 1  soles ≈ 686.971  d  365,256 366  d   188,1%
 Aphelia 249,209,300  kilometros  152.097.701  kilometros   163,8%
 Perihelio 206,669,000  kilometros  147,098,074  kilometros   140,5%
 Radiación solar 492 hasta 715  W / m 2  1321 hasta 1413  W / m 2  -
 Medio del terreno de temperatura −63  ° C210  K  14  ° C287  K  -
 Temperatura más alta 20  ° C293  K  58  ° C331  K  -
 Temperatura más baja −133  ° C140  K  −89  ° C184  K  -

La delgada atmósfera marciana, donde aparecen nubes abundantes localmente, es el asiento de una meteorología particular, dominada por tormentas de polvo que a veces oscurecen todo el planeta. Su excentricidad orbital , cinco veces mayor que la de la Tierra, está en el origen de una asimetría estacional muy sensible en Marte: en el hemisferio norte, la estación más larga es la primavera (198,6 días), que supera a la más corta (otoño, 146,6 días). ) en un 35,5%; en la Tierra, el verano en el hemisferio norte, la temporada más larga, excede la duración del invierno en solo un 5%. Esta peculiaridad también explica por qué el área del casquete polar sur se reduce significativamente más en verano que la del casquete polar boreal.

La distancia promedio de Marte al Sol es de aproximadamente 227,937 millones de kilómetros, o 1,523 7  AU . Esta distancia varía entre un perihelio de 1.381 AU y un afelio de 1.666 AU, correspondiente a una excentricidad orbital de 0.093315 . El período orbital de Marte es de 686,96 días terrestres, o 1,880 8 años terrestres, y el día solar dura 24 h 39 min 35,244 s .

Variaciones de excentricidad

De los otros siete planetas del Sistema Solar, solo Mercurio tiene una excentricidad mayor que la de Marte. Sin embargo, en el pasado, la órbita de Marte habría sido más circular de lo que es hoy, con una excentricidad de aproximadamente 0,002 a 1,35 millones de años. La excentricidad de Marte evolucionaría en dos ciclos superpuestos, el primero de un período de 96.000 años y el segundo de un período de 2.200.000 años, por lo que se espera que aumente aún más durante los próximos 25.000 años.

Variaciones en la oblicuidad

El sesgo se refiere a la inclinación del eje de rotación de un planeta en su órbita plana alrededor del sol . La oblicuidad de Marte es actualmente 25.19 °, cercana a la de la Tierra, pero las experiencias variaciones periódicas debido a las interacciones gravitacionales con otros planetas en el Sistema Solar . Estas variaciones cíclicas se han evaluado mediante simulaciones informáticas de los añosteniendo una periodicidad de 120.000 años, inscribiéndose a sí mismo en un superciclo de 1,2 millones de años con valores extremos de 14,9 ° y 35,5 °. Un ciclo aún más largo se superpondría a este conjunto, del orden de 10 millones de años, debido a una resonancia orbital entre la rotación del planeta y su órbita alrededor del Sol, que probablemente habría llevado a 40 ° la oblicuidad de Marte, solo Hace 5 millones de años. Simulaciones más recientes, realizadas a principios de años, además reveló variaciones caóticas de la oblicuidad marciana, cuyos posibles valores estarían entre 11 ° y 49 ° .

Refinadas aún más con datos recopilados por sondas marcianas de las décadas de 1990 y 2000, estas simulaciones numéricas han resaltado la preponderancia de variaciones caóticas en la oblicuidad marciana tan pronto como retrocedemos más allá de unos pocos millones de años, lo que hace aleatoria cualquier evaluación del valor de el sesgo más allá de unas pocas decenas de millones de años en el pasado o en el futuro. Así, un equipo europeo ha estimado en un 63% la probabilidad de que la oblicuidad de Marte haya alcanzado al menos 60 ° durante los últimos mil millones de años, y más del 89% durante los últimos tres mil millones de años.

Estas variaciones de oblicuidad inducen variaciones climáticas muy importantes en la superficie del planeta, afectando notablemente la distribución del hielo de agua según latitudes. Así, el hielo tiende a acumularse en los polos en un período de baja oblicuidad como en la actualidad, mientras que tiende a migrar en latitudes bajas en períodos de fuerte oblicuidad. Los datos recopilados desde principios de siglo tienden a mostrar que Marte emergería en este mismo momento de una "edad de hielo", en particular debido a la observación de estructuras glaciares (glaciares, fragmentos de témpanos de hielo y permafrost en particular) hasta latitudes tan bajas como 30 °, y que parecen estar experimentando una erosión activa.

Dado que la presión atmosférica promedio en el suelo depende de la cantidad de dióxido de carbono congelado en los polos, las variaciones de sesgo también tienen un impacto en la masa total de la atmósfera de Marte , la presión atmosférica promedio puede incluso caer, en un período de baja oblicuidad. , a solo 30  Pa (apenas el 5% de la presión atmosférica estándar actual) e inducen un calentamiento de 20 a 30  K del subsuelo marciano al reducir la conductividad térmica del regolito cuyo tamaño de poro promedio sería comparable al camino libre promedio de moléculas de gas en una atmósfera tan enrarecida, que bloquearían la disipación del “flujo aréotérmico”, es decir, del flujo geotérmico marciano. Tal calentamiento podría explicar muchas formaciones geológicas que involucran un subsuelo cargado de agua líquida, sin que sea necesario invocar un aumento pasado de la presión atmosférica o el flujo térmico del planeta.

La Tierra y Marte en oposición .

Oposiciones Tierra-Marte

Marte es el planeta exterior más cercano a la Tierra. La distancia entre los dos planetas es la más pequeña cuando Marte está en oposición , es decir, cuando la Tierra se inserta entre Marte y el Sol. Sin embargo, dada la inclinación y excentricidad orbital , el momento exacto en que Marte está más cerca de la Tierra puede diferir en unos pocos días del momento de la oposición astronómica. Así, la oposición de tuvo lugar precisamente a las 17:58:49 UTC . mientras que la proximidad más cercana entre los dos planetas había tenido lugar el día anterior, laa las 9:51:14 a.m. UTC (datos IMCCE ).

Estas oposiciones ocurren aproximadamente cada 780 días, habiendo ocurrido las dos últimas el y el .

Dada la excentricidad respectiva de las órbitas de Marte y la Tierra, la distancia Tierra-Marte no es constante en cada oposición. Siendo la excentricidad de Marte mayor que la de la Tierra, es cuando Marte está en el perihelio cuando la aproximación es más favorable. Esta situación se da aproximadamente cada quince años, luego de siete oposiciones. Así, el 27 de agosto de 2003 a las 9 h 51 min 14 s UTC , Marte se encontraba a una distancia de la Tierra de 55,758 millones de kilómetros, o 0,372 7  AU  ; es la proximidad más cercana entre Marte y la Tierra durante 59.618 años. Se planea una aproximación aún más cercana para el 28 de agosto de 2287 , con una distancia de 55,688 millones de kilómetros.

Distancias mínimas Tierra-Marte
Con fecha de Distancia ( a ) Distancia (10 9  m ) Diámetro aparente
27 de agosto de 2003 0.372719 55.758 25,13 "
15 de agosto de 2050 0.374041 55.957 25.04 "
30 de agosto de 2082 0.373564 55.884 25,08 "
19 de agosto de 2129 0.373276 55.841 25,10 "
24 de agosto de 2208 0.372794 55,769 25,13 "
28 de agosto de 2287 0.372254 55,688 25,16 "

Teniendo en cuenta las influencias gravitacionales de los otros planetas sobre la excentricidad orbital de Marte, que seguirá aumentando ligeramente durante los próximos 25.000 años, es posible predecir aproximaciones aún más cercanas: 55.652 millones de kilómetros el 3 de septiembre de 2650 y 55.651 millones de kilómetros. el 8 de septiembre de 2729 .

Geografía de Marte

Mapa anotado de los principales accidentes geográficos marcianos

El estudio de la geografía marciana se remonta a principios de la década de 1970 con la sonda Mariner 9 , que permitió cartografiar casi toda la superficie marciana con una excelente resolución para la época. Son los datos recogidos en esta ocasión en los que se basó notablemente el programa Viking para el desarrollo de sus misiones Viking 1 y Viking 2 . El conocimiento de la topografía marciana dio un salto espectacular a finales de la década de 1990 gracias al instrumento MOLA ( Mars Orbiter Laser Altimeter ) del Mars Global Surveyor , que proporcionaba acceso a lecturas altimétricas de altísima precisión en toda la superficie marciana.

Repositorios

En Marte, el meridiano 0 es el que pasa por el centro del cráter Airy-0 .

En el sistema planetocéntrico, desarrollado a partir de datos adquiridos por MOLA de MGS y el más utilizado en la actualidad, las coordenadas geográficas se expresan en Marte en el sistema decimal - y no en el sistema sexagesimal utilizado en la Tierra - con longitudes crecientes hacia el este de 0 a 360 ° E , los ángulos se calculan desde el plano ecuatorial para las latitudes y desde el meridiano 0 para las longitudes.

En el sistema planetográfico, desarrollado a partir de datos recopilados por Mariner 9 y cada vez menos utilizados en la actualidad, las coordenadas se expresan en forma decimal con las longitudes aumentando hacia el oeste de 0 a 360 ° W según una malla proyectada sobre la superficie del planeta. En la práctica, las longitudes planetográficas y planetocéntricas se deducen fácilmente entre sí, por otro lado, las latitudes planetográficas pueden ser más altas que las latitudes planetocéntricas en más de un tercio de grado en valor absoluto .

El nivel de referencia de las altitudes marcianas, por su parte, se ha definido arbitrariamente como la altitud a la que la presión atmosférica media es de 610  Pa . Esto permite definir formalmente una superficie equipotencial global a partir de la cual es posible calcular las altitudes en cada punto del planeta, aunque en la práctica la determinación de esta superficie es bastante imprecisa debido a las grandes fluctuaciones estacionales de la presión atmosférica. el hecho de que el dióxido de carbono , el componente principal de la atmósfera de Marte , está en equilibrio con el dióxido de carbono congelado en los polos, un estado de equilibrio que varía a lo largo del año con las estaciones.

Cuadriláteros

Para estructurar el estudio, la superficie de Marte fue dividida por el USGS en 30 regiones de tamaño similar, 15 por hemisferio, cuya topografía establecida por el MOLA of Mars Global Surveyor luego THEMIS of Mars Odyssey está disponible en Internet en forma de tarjeta. a 15,000,000 . Cada uno de estos cuadrángulos recibió el nombre de uno de sus relieves característicos, pero, en la literatura, a menudo se hace referencia a ellos por su número, precedido del código "MC", que significa Carta de Marte .

Esta división en cuadrángulos es un método general de mapeo, primero desarrollado en la Tierra a diferentes escalas, luego se extendió gradualmente a los planetas del Sistema Solar para los cuales hay suficientes datos geográficos que necesitan ser estructurados. Venus se ha dividido en ocho cuadriláteros a 1 / 10000000 y cuadriláteros 62 a 1 / 5000000 .

Rasgos notables

El mapa de al lado le permite ubicar las principales regiones marcianas, en particular:

La característica más llamativa de la geografía marciana es su "dicotomía cortical", es decir, la oposición muy clara entre, por un lado, un hemisferio norte que consiste en una vasta llanura lisa a una altitud de media milla, aproximadamente una docena de kilómetros más abajo. el nivel de referencia y, por otro lado, un hemisferio sur formado por mesetas a menudo altas y con muchos cráteres en el relieve que pueden ser localmente bastante accidentados. Estas dos áreas geográficas están separadas por un límite muy claro, ligeramente oblicuo sobre el ecuador. Dos regiones volcánicas cerca unos de otros se encuentran precisamente en esta frontera geológica, una de las cuales es una elevación inmensa 5.500  km de diámetro, la protuberancia de Tharsis , el noroeste de la mitad de los cuales incluye una docena de volcanes. Principales entre los que Olympus Mons , mientras que el sur La región está formada por un vasto conjunto de altas mesetas volcánicas como Syria Planum y Solis Planum , y la parte oriental está marcada por el sistema de cañones de Valles Marineris extendiendo hacia el este la red de Noctis Labyrinthus . Deux grands bassins d'impact sont nettement visibles dans l'hémisphère sud, Argyre Planitia et surtout Hellas Planitia , au fond duquel a été relevée la plus grande profondeur à la surface de Mars, avec une altitude de −8 200  m par rapport au niveau de referencia. El punto más alto se encuentra en la cima del Olympus Mons , 21.229  m por encima del nivel de referencia; cinco de las seis montañas más altas del Sistema Solar son de hecho volcanes marcianos, cuatro de los cuales se encuentran en el abultamiento de Tharsis y el quinto en la segunda región volcánica de Marte, Elysium Planitia .

Origen de la dicotomía marciana

Se han propuesto dos tipos de escenarios para dar cuenta de esta situación. La primera se basa en la dinámica interna del planeta, las convectivas movimientos de la capa y un esbozo de la tectónica de placas , como la formación de terrestres supercontinentes en los albores de la historia de nuestro planeta. Estos últimos se basan en uno o más impactos importantes que hacen que la corteza se derrita en el hemisferio norte. El estudio de las cuencas de impacto enterradas bajo la superficie también ha permitido establecer que la dicotomía de la corteza marciana se remonta a más de cuatro mil millones de años antes del presente y, por tanto, es una estructura heredada de las primeras edades del planeta. Ciertas formaciones más recientes en la frontera entre los dos dominios también sugieren una relajación isostática de las tierras altas del sur después del relleno volcánico de la depresión del hemisferio norte, lo que también aboga por la gran edad de esta dicotomía.

Puesta de sol vista desde el cráter Gusev por el rover Spirit enen colores verdaderos restaurados a través de filtros a 750, 530 y 430  nm . El diámetro aparente del Sol visto desde Marte es solo dos tercios del visto desde la Tierra. El resplandor del crepúsculo continúa durante unas buenas dos horas después de que el sol ha pasado por debajo del horizonte debido a la gran cantidad de polvo presente hasta una gran altura en la atmósfera de Marte.

Atmósfera, climas y radiación

Atmósfera

Atmósfera de Marte sobre Noachis Terra en el horizonte, como se ve desde una sonda Viking que volaba sobre Argyre Planitia en 1976. Los colores se han mejorado para enfatizar la atmósfera.

La presión y composición exactas de la atmósfera de Marte se conocen a partir de los primeros análisis in situ llevados a cabo en 1976 por módulos de aterrizaje de las sondas Viking 1 y Viking 2 . El primer observador que asumió la existencia de una atmósfera alrededor de Marte fue el astrónomo (y compositor) germano-británico William Herschel quien, en 1783, atribuyó a la meteorología marciana ciertos cambios observados en la superficie del planeta, en particular puntos blancos interpretados como nubes. Esta hipótesis fue cuestionada temprano en el siguiente siglo con el avance del telescopio de espejo, que proporciona imágenes de mejor calidad que aparecen para mostrar superficie bastante más estática hasta que surge a finales del XIX °  siglo, el debate sobre la realidad de los canales de Marte observadas en Italia y popularizado por el astrónomo aficionado estadounidense Percival Lowell . Otro estadounidense, William Wallace Campbell , astrónomo de profesión y pionero de la espectroscopia , se mantuvo escéptico sobre la existencia de una atmósfera significativa alrededor de Marte, y anunció durante la oposición de 1909 que no había podido detectar ningún rastro de vapor de agua en esta posible atmósfera. ; su compatriota Vesto Slipher , que apoyaba la teoría de los canales (ver canales marcianos ), anunció lo contrario. Con base en los albedo variaciones del disco de Marte, Percival Lowell estima en 1908 la presión atmosférica en el suelo a 87  m bar ( 8700  Pa ), un valor que se mantendrá más o menos la referencia hasta que las mediciones realizadas por el Mariner sonda. 4 en 1965. La dificultad para analizar la composición de la atmósfera marciana por espectroscopia se atribuía entonces generalmente a la presencia de dinitrógeno , difícil de caracterizar por esta técnica, y así es como el astrónomo francés Gérard de Vaucouleurs , que entonces trabajaba en Inglaterra , en 1950 , se propuso la idea de que la atmósfera marciana estaba compuesta por un 98,5% de nitrógeno , un 1,2% de argón y un 0,25% de dióxido de carbono . En el Observatorio McDonald en Texas , el astrónomo estadounidense nacido en Holanda Gerard Kuiper estableció en 1952 a partir del espectro infrarrojo de Marte que el dióxido de carbono era al menos dos veces más abundante en la atmósfera marciana que en la atmósfera. Terrestre, la esencia de esta atmósfera para estar, como el nuestro, constituido según él de nitrógeno .

Propiedades físicas y químicas

Ahora sabemos que Marte tiene una atmósfera delgada cuya presión promedio en el nivel de referencia marciano es por definición 610  Pa , con una temperatura promedio de 210  K ( -63  ° C ). Está compuesto principalmente por dióxido de carbono CO 2(96,0 ± 0,7%), argón Ar (1,93 ± 0,01%) y nitrógeno N 2(1,89 ± 0,03%). Luego viene el oxígeno O 2(0,145 ± 0,009%), monóxido de carbono CO (<0,1%), vapor de agua H 2 O(0,03%) y monóxido de nitrógeno NO (0,013%). Varios otros gases están presentes en trazas, en concentraciones que nunca exceden algunas partes por millón , incluidos neón Ne, kriptón Kr, metanal (formaldehído) HCHO, xenón Xe, ozono O 3y metano CH 4, siendo la concentración atmosférica media de este último del orden de 10,5  ppb . Se dice que la masa molar media de los componentes gaseosos de la atmósfera de Marte es 43,34  g / mol .

Dada la baja gravedad en la superficie de Marte, la altura de escala de esta atmósfera es de 11  km , más de una vez y media la de la atmósfera de la Tierra, que es de solo 7  km . La presión detectada en la superficie varía desde solo 30  Pa en la parte superior de Olympus Mons y hasta 1155  Pa en el punto más bajo de la cuenca de impacto de Hellas Planitia .

Inicio , el espectrómetro infrarrojo PFS de la sonda europea Mars Express detectó bajas concentraciones de metano (10  ppb ) y formaldehído (130  ppb ) en la atmósfera marciana. Dado que el metano es destruido por la radiación ultravioleta después de solo 340 años, su presencia implica la existencia de una fuente interna. La actividad geotérmica profunda, el permafrost bombardeado por partículas de radiación cósmica de alta energía y una forma de vida microbiana metanogénica son todas fuentes plausibles. Además, considerando que el formaldehído, que tiene una vida útil de solo 7 horas, se produce por oxidación del metano, estas fuentes deben ser aún más abundantes. Así, según esta hipótesis, la producción anual de metano se estima en 2,5 millones de toneladas.

Nubes

Nubes de hielo de agua en el cielo sobre Vastitas Borealis visto por la nave espacial Phoenix el 29 de agosto de 2008.
Nubes vistas el mismo año en el cielo sobre Meridiani Planum por el rover Opportunity .

El agua muy pura solo puede existir en estado líquido por debajo del nivel de referencia marciano , que corresponde aproximadamente a la presión del punto triple del agua, es decir  , 611,73 Pa  : en este nivel, porque si la temperatura es suficiente ( 0  ° C para agua pura , pero solo 250  K ( −23  ° C ) para muchas soluciones salinas, o incluso 210  K ( −63  ° C ) para algunas mezclas de soluciones ácidas H 2 SO 4 sulfúrico), el agua se puede encontrar en sus tres estados físicos (gas, líquido y sólido). Por encima de este nivel, por otra parte, y especialmente en la atmósfera, sólo puede existir en el estado de vapor de agua , que a veces se condensa en hielo para formar nubes de H 2 O cristales.muy similar en apariencia a nuestras nubes cirros , típicamente a una altitud de 10 a 20  km  ; por ejemplo, observa este tipo de nubes en los flancos de los grandes volcanes de la protuberancia de Tharsis o Elysium Planitia  : visible por el telescopio desde la Tierra en el XIX °  siglo, las nubes se aferran a la cima del Monte Olimpo habían tomado medidas para la nieve, de ahí el nombre de Nix Olympica que había sido regalada a esta región por Giovanni Schiaparelli .

Pero el dióxido de carbono también forma nubes, compuestas por cristales de CO 2 .con un diámetro superior a 1  µm , en altitudes superiores a las de agua helada; el instrumento OMEGA de la sonda Mars Express determinado porque estas nubes son capaces de absorber hasta un 40% de la radiación solar, provocando una caída de 10  K en la temperatura bajo estas nubes, lo que no deja de tener consecuencias sobre el clima marciano, en particular sobre su régimen de vientos.

Polvo

La característica particular de la atmósfera marciana es que está constantemente cargada de polvo, cuyos granos tienen un diámetro medio de alrededor de 1,5  µm , responsable del tinte ocre del cielo marciano. Este polvo se inyecta continuamente en la atmósfera por remolinos de polvo (comúnmente conocidos como remolinos de polvo ), como el observado a continuación por el rover Spirit en ; los disparos duran un total de 575  s (indicados por el contador en la esquina inferior izquierda), y tres vórtices más son brevemente visibles en la distancia en la mitad derecha del cuadro, al comienzo de la secuencia, luego cerca del principal vórtice, luego al final:

Película que muestra el movimiento de un vórtice de polvo
Película que muestra el movimiento de un vórtice de polvo.
Rastros dejados por los remolinos de polvo visto por el instrumento HiRISE de MRO 24 de agosto de 2009 en el norte del cráter Antoniadi por 26,7 ° N, 62.8 ° E . La franja blanquecina que atraviesa la imagen es una pendiente helada bajo un banco de niebla y atravesada por vetas negras.

Tales torbellinos están lejos de ser anecdóticos; tanto su permanencia como su acumulación conducen a desempolvar volúmenes considerables de la atmósfera, como ilustra una impactante imagen (al lado), donde vemos multitud de rastros negros dejados por vórtices que se llevaron la capa de polvo superficial, de color rojo anaranjado característica del óxido de hierro (III) Fe 2 O 3( hematita ) amorfa, revelando las capas más profundas de arena más oscura, posiblemente relacionada con la región volcánica vecina de Syrtis Major Planum . La capa de polvo así levantada nunca es muy masiva; el estudio de la gran tormenta global de, durante el cual el polvo había ganado todas las capas atmosféricas hasta 60  km de altitud, llevó a estimar que si todo el polvo entonces levantado se depositara uniformemente entre 58 ° N y 58 ° S , formaría solo una película de 3  µm de espesor. La dinámica del polvo en la atmósfera marciana está condicionada por la delgadez de esta atmósfera y por la baja gravedad en la superficie del planeta. Entonces, mientras que los granos de polvo marcianos tienen típicamente unos pocos micrómetros de diámetro, se ha calculado que los granos de 20  μm pueden ser levantados por vientos de tan solo 2  m / sy mantenerse en suspensión indefinidamente por turbulencia de solo 0,8  m / s .

Las partículas de polvo suspendidas en la atmósfera son las responsables del color óxido de esta última, que se vuelve azul alrededor del sol a medida que se pone, como han descubierto las sondas Viking 1 y Viking 2 y que las siguientes sondas han ilustrado bien a continuación:

Cielo de Marte al mediodía PIA01546.jpg
Atardecer de Marte PIA01547.jpg
Cielo marciano al mediodía y al anochecer visto por Mars Pathfinder en.

La observación de la actividad atmosférica de Marte mediante el Telescopio Espacial Hubble entre 1996 y 1997, cuando el planeta expuso su polo norte a principios de la primavera, ha permitido destacar el papel de la sublimación de los casquetes polares en la generación de masas de aire. en el origen de vientos que levantan importantes cantidades de polvo y pueden desencadenar verdaderas tormentas de polvo en la escala de todo el planeta, como la que afectó a toda la atmósfera marciana en el verano de 2001.

Dos vistas de Marte desde el telescopio espacial Hubble antes y durante la gran tormenta de polvo marciana del verano de 2001.

Tiempo

Debido a su mayor distancia del Sol que la de la Tierra , Marte recibe del Sol una energía que varía de 492 a 715  W / m 2 según su posición en su órbita, frente a los 1.321 a 1.413 W / m 2 de la Tierra. , es decir del 37,2% al 50,6% entre afelia y perihelio respectivamente. La atmósfera marciana siendo además 150 veces menos densa que la de la Tierra, produce solo un efecto invernadero insignificante, de donde una temperatura promedio de aproximadamente Modelo: Nor ( -63  ° C ) en la superficie de Marte, con variaciones diurnas significativas debido a la baja inercia térmica de esta atmósfera: Viking 1 Lander había notado variaciones diurnas que típicamente iban de 184 a 242  K , o de -89 a -31  ° C , mientras que las temperaturas extremas, bastante variables dependiendo de la fuente, serían aproximadamente 130 y 297  K , es decir del orden de -145 y 25  ° C .

Estaciones

Temporada
(hemisferio norte)
Duración en Marte Duración
 en la Tierra 
Suelos Dias
  Primavera 193.30 198.614 92.764
  Verano 178,64 183,551 93,647
  Otoño 142,70 146.623 89.836
  Invierno 153,95 158.182 88.997
Año   668.59 686,97 365,25

La oblicuidad de Marte es cercana a la de la Tierra (respectivamente 25.19 ° contra 23.44 ° ) pero la excentricidad de la órbita marciana es significativamente mayor (0.09332 contra 0.01671 para la Tierra) de modo que, si Marte tiene estaciones similares a las de la Tierra, estos son de intensidad y duración muy desiguales durante el año marciano (ver tabla al lado).

Por lo tanto, el hemisferio norte experimenta estaciones menos marcadas que el hemisferio sur, porque Marte está en su afelio a fines de la primavera y en su perihelio a fines del otoño, lo que da como resultado inviernos y veranos cortos y suaves, largos y frescos; la primavera dura 52 días más que el otoño. Por el contrario, el hemisferio sur experimenta estaciones muy marcadas, con inviernos largos y muy fríos mientras que los veranos son cortos y más calurosos que los del hemisferio norte. Por tanto, es en el hemisferio sur donde observamos las mayores diferencias de temperatura.

El simulador de reloj solar Mars24 que la NASA da al hemisferio norte, las siguientes fechas para el inicio de cada temporada:

  Primavera   21 de enero de 2006   9 de diciembre de 2007   26 de octubre de 2009   13 de septiembre de 2011   31 de julio de 2013   18 de junio de 2015 
  Verano   7 de agosto de 2006   24 de junio de 2008   12 de mayo de 2010   29 de marzo de 2012   14 de febrero de 2014   2 de enero de 2016 
  Otoño   7 de febrero de 2007   25 de diciembre de 2008   12 de noviembre de 2010   29 de septiembre de 2012   17 de agosto de 2014   4 de julio de 2016 
  Invierno   4 de julio de 2007   21 de mayo de 2009   7 de abril de 2011   22 de febrero de 2013   10 de enero de 2015   27 de noviembre de 2016 

Hacia el final de la primavera austral, cuando Marte está más cerca del Sol, aparecen tormentas locales y, a veces, regionales. Excepcionalmente, estas tormentas pueden volverse planetarias y durar varios meses como fue el caso en y, en menor medida, en . Luego se levantan pequeños granos de polvo, haciendo que la superficie de Marte sea casi invisible. Estas tormentas de polvo suelen comenzar sobre la cuenca de Hellas . Las importantes diferencias térmicas observadas entre el polo y las regiones vecinas provocan fuertes vientos que provocan el levantamiento de partículas finas en la atmósfera. Durante las tormentas globales, este fenómeno provoca importantes cambios climáticos: el polvo en el aire absorbe la radiación solar, calentando así la atmósfera y al mismo tiempo reduciendo la insolación en el suelo. Así que durante la tormenta de, La temperatura del aire se elevó a 30  K cuando la temperatura del suelo baja a 10  K .

Solo hay una célula de Hadley en Marte pero mucho más marcada en altitud y amplitud, uniendo los dos hemisferios y que se invierte dos veces al año.

Finalmente, la oblicuidad del planeta, que no se estabiliza por la presencia de un satélite masivo como es el caso de la Tierra, sigue un régimen caótico según una ciclicidad de unos 120.000 años. Oscila entre 0 ° y 60 ° y conoce fases relativamente estabilizadas intercaladas con cambios bruscos, lo que altera por completo el clima marciano.

Condensación invernal de la atmósfera en los polos.

Una de las características únicas del planeta Marte es que una fracción significativa de su atmósfera se condensa alternativamente en el polo sur y el polo norte durante el invierno austral y el invierno boreal, respectivamente. Las condiciones invernales en los polos - presión y temperatura - son de hecho favorables a la condensación de dióxido de carbono  : la presión de vapor saturado de CO 2a 150  K ( −123  ° C ) pasa a ser alrededor de 800  Pa , y cae a sólo 400  Pa a 145  K ( −128  ° C ), que son temperaturas comunes durante el invierno austral; hay condensación de CO 2tan pronto como la presión parcial de este gas supere la presión de vapor saturado correspondiente a la temperatura a la que se encuentra.

La sonda Viking 1 se midió la presión atmosférica durante un año completo en su punto de aterrizaje a 22.697 ° y 312.778 ° N E en la cuenca de Chryse Planitia a una altitud de aproximadamente 3300  m con respecto al nivel de referencia . Se ha demostrado que la presión atmosférica media evoluciona a lo largo del año según las estaciones, con valores aproximados, en cifras redondas, de 850  Pa en primavera, 680  Pa en verano, 900  Pa en otoño y 800  Pa en invierno: estas variaciones son fácilmente explicado si tenemos en cuenta que el casquete invernal del sur condensa una masa de hielo seco mayor que la del casquete de invierno del norte, mientras que en el otoño del hemisferio norte la mayor parte del casquete sur se ha sublimado ya que el casquete boreal apenas comienza a condensarse .

Gorras polares

Los casquetes polares de Marte se han observado por primera vez en el medio de la XVII ª  siglo por Jean-Dominique Cassini y Christiaan Huygens . Su tamaño varía considerablemente con las estaciones a través del intercambio de dióxido de carbono y agua con la atmósfera. Así podemos distinguir, en los dos hemisferios, un casquete polar denominado "residual" o "estival" que se mantiene durante todo el verano, y un casquete polar "estacional" o "invernal" que viene a cubrirlo a partir del otoño.

Como el invierno del sur es más largo y frío que el invierno boreal, el casquete estacional del sur es más grande que el casquete boreal estacional. Durante el invierno austral, el CO 2El contenido de la atmósfera se condensa en hielo seco por encima de los 55 ° S, mientras que está bastante por encima de los 65 ° N que se condensa durante el invierno boreal. Es un hielo de CO 2 muy puro y casi transparente, con un espesor que no excede los pocos metros, lo que permite ver el suelo directamente en las imágenes tomadas por sondas espaciales en órbita por encima de las regiones polares.

Con sus 300  km de diámetro, el casquete sur residual es, por el contrario, tres veces más pequeño que el casquete boreal residual (1000  km de diámetro). Son de naturaleza muy diferente a los casquetes estacionales, conteniendo una alta proporción de hielo de agua mezclada con tierra con una estructura estratificada revelada por el instrumento THEMIS de la sonda Mars Odyssey 2001 , con un espesor que localmente alcanza varios kilómetros. Sus superficies están marcadas por valles profundos, llamados chasmata (plural del latín chasma que designa valles en caja), que forman espirales cuya dirección de rotación está condicionada por la fuerza de Coriolis . Entonces, los valles se envuelven alrededor del Polo Sur en el sentido de las agujas del reloj mientras se envuelven alrededor del Polo Norte en sentido contrario a las agujas del reloj.

El casquete boreal residual no contiene hielo seco, pero el casquete sur residual está casi completamente cubierto por una corteza de unos diez metros de espesor, cuya superficie con hoyuelos recuerda a una rodaja de Gruyère; Las observaciones realizadas por la sonda Mars Global Surveyor mostraron que el diámetro promedio de los alvéolos aumentaba con las estaciones, lo que sugiere un calentamiento global en el hemisferio sur (ver el siguiente párrafo).

Los casquetes polares tienen un impacto significativo en la composición atmosférica global del planeta. El ciclo de condensación y sublimación del CO 2hace que la presión atmosférica varíe en casi un tercio, y durante el verano boreal, el hielo de agua que forma el casquete polar norte residual se sublima, inyectando grandes cantidades de vapor de agua a la atmósfera. Si todo el vapor de agua de la atmósfera se precipitara, formaría una capa de menos de 10  µm de espesor en invierno y de más de 40  µm en pleno verano.

Variaciones climáticas observadas en el casquete glaciar meridional residual

La comparación de las fotos de la capa de hielo residual del sur tomadas por Mars Global Surveyor en y en mostró una tendencia general de regresión de la corteza de hielo seco superficial de esta región. Esto resultaría de la sublimación progresiva del CO 2constituyendo la corteza superficial del casquete sur residual para revelar las capas más profundas, que consisten principalmente en hielo de agua mezclado con polvo. Este fenómeno parece haber sido bastante rápido, el borde de las cavidades observadas en la corteza de hielo seco progresó luego 3  m por año marciano. Observada sin ambigüedades durante tres años marcianos consecutivos, esta tendencia a sublimar el casquete sur residual se ha sumado a varias observaciones en otras partes del planeta, como la aparición de barrancos en los bordes de cráteres o depresiones, lo que indica que la superficie marciana está sujeta a más transformaciones de lo que se pensaba anteriormente.

Estos datos, interpretados por los científicos como una señal de que Marte puede experimentar actualmente una transición de una era de hielo a un período interglacial similar al experimentado por la Tierra hace casi 12.000 años, a veces han sido entendidos por el gran público como reveladores de un “planeta marciano global”. calentamiento ”, de origen necesariamente no humano, y en consecuencia contradecía las conclusiones del Cuarto informe del IPCC sobre el origen humano del calentamiento global de la Tierra. Los debates sobre el tema fueron particularmente agudos en el otoño, tras la publicación de este informe.

Sin embargo, en retrospectiva, parece que las observaciones marcianas nunca han indicado nada más que el calentamiento global ubicado en el casquete sur residual, y no el calentamiento global. Además, el clima marciano está muy condicionado por las tormentas de polvo y las variaciones de albedo que se derivan de ellas, más que por la radiación solar, a diferencia del clima terrestre, lo que limita la relevancia del razonamiento que establece paralelismos entre los dos planetas. Y, sobre todo, las observaciones más recientes, en particular las de la sonda Mars Odyssey de 2001 , que se encuentra enaún en funcionamiento, no confirman la tendencia a largo plazo a la sublimación de los casquetes polares, sino por el contrario indican variaciones anuales en torno a un valor estable.

Cancelaciones

La ausencia de una magnetosfera alrededor de Marte tiene la consecuencia de exponer directamente la superficie del planeta a los rayos cósmicos y a las explosiones de protones solares, en el origen de una radiactividad ambiental mucho mayor en Marte que la registrada en la superficie de la Tierra . El instrumento MARIE - Mars Radiation Environment - de la sonda Mars Odyssey de 2001 permitió, en los años 2002-2003, evaluar la dosis efectiva en la órbita marciana entre 400 y 500  m Sv / año , es decir, al menos cuatro veces la recibida en la estación espacial internacional (50 a 100  mSv / año , mientras que en tierra, en el nivel de referencia marciano , las dosis recibidas serían dos o tres veces más bajas - poco menos de 200  mSv / año  - debido a la absorción de parte de la energía solar y las radiaciones galácticas de la atmósfera de Marte . A modo de comparación, la radiactividad media en la Tierra asciende, en Francia, a aproximadamente 3,5  mSv / año y la dosis acumulada admitida para un astronauta a lo largo de su carrera, independientemente del sexo y la edad, no superan los 1.000  mSv para varias agencias espaciales (europeas, rusas y japonesas).

El instrumento MARIE también reveló que esta radiactividad se distribuye de manera muy desigual a lo largo del tiempo, con un ruido de fondo de alrededor de 220  μ Gy / día en el que los picos son a veces 150 veces más intensos, correspondientes a ráfagas de protones. Energías - varias decenas de megaelectrones voltios  - emitida durante una erupción solar o por la onda de choque de una eyección de masa coronal .

Además, hay radiación debido a los neutrones emitidos por la espalación de átomos en la superficie de Marte bajo el impacto de la radiación cósmica. Esta contribución se estima utilizando datos de Curiosity y 2001 Mars Odyssey de hasta 45 ± 7  µSv por día, o alrededor del 7% de la radiación total de la superficie.

Geología de Marte

Escala de tiempo geológica marciana

La geología marciana está marcada por la dicotomía de la corteza entre las tierras bajas del hemisferio norte con cráteres bajos y las tierras altas del hemisferio sur con muchos cráteres, con, entre estas dos áreas principales, dos regiones volcánicas bien diferenciadas. En virtud del principio empírico según el cual la edad de una región es una función creciente de su tasa de craterización , estos tres tipos principales de terreno marciano se asociaron muy temprano con tres épocas características en la historia geológica del planeta, llamadas según regiones típicas de estos períodos:

El Noachien

El Noachian (llamado así por Noachis Terra ) corresponde a los terrenos más antiguos, desde la formación del planeta hace 4.600 millones de años, hasta 3.700 millones de años según la escala de Hartmann y Neukum (pero 3.500 millones de años en la escala estándar de Hartmann), con muchos cráteres y se encuentra principalmente en el hemisferio sur. Sin duda, Marte tenía una atmósfera espesa en ese momento, cuya presión y el efecto invernadero ciertamente permitieron la existencia de una hidrosfera gracias a grandes cantidades de agua líquida. Al final de este periodo habría sido marcada por los asteroides impactos de la gran bombardeo tardío , con fecha de hace unos 4,1 a 3,8 mil millones de años, así como por el inicio de la actividad volcánica intensa, especialmente en la región de Tharsis .

El Hespérico

El Hesperiano (llamado Hesperia Planum ) corresponde a tierras de 3.7 a 3.2 mil millones de años según la escala de Hartmann & Neukum (pero de 3.5 a 1.8 mil millones de años según la escala estándar de 'Hartmann), marcadas por un episodio importante de actividad volcánica resultando en flujos de lava y depósitos de azufre. El campo magnético global habría desaparecido al final del Noé , permitiendo que el viento solar erosionara la atmósfera de Marte , cuya temperatura y presión sobre el suelo habría comenzado a descender significativamente, por lo que el agua líquida habría dejado de existir de forma permanente. en la superficie del planeta.

amazónico

El Amazonas (llamado Amazonis Planitia ) corresponde a una tierra de menos de 3.200 millones de años en la escala Hartmann & Neukum (pero solo 1.800 millones de años en la escala estándar de Hartmann), con muy pocos cráteres y ubicada abrumadoramente en el hemisferio norte, a una altitud por debajo del nivel de referencia del planeta. La actividad volcánica se habría prolongado, perdiendo su intensidad a lo largo de este período, en cuatro episodios importantes, el último de los cuales ocurrió hace unos cien millones de años, y algún terreno volcánico incluso parecería datar hace unos pocos millones de años. La erosión de la atmósfera por el viento solar habría continuado durante miles de millones de años hasta que la presión se estabilizó cerca del punto triple del agua pura, cuya presión es de 611,73  Pa . Las estructuras geológicas amazónicas están marcadas por la extrema aridez del ambiente marciano, entonces completamente desprovisto de hidrosfera , lo que no impide la existencia discontinua y episódica de agua líquida en ciertos puntos de la superficie.

Esta cronología en tres eras está ahora bien aceptada - la datación de cada una de estas eras sigue siendo, sin embargo, muy incierta - y permite dar cuenta de los fenómenos observados en la superficie de Marte por las diversas sondas activas alrededor de este planeta., En Particularmente la presencia simultánea de minerales, formados en diferentes momentos, suponiendo para unos un ambiente muy húmedo y para otros por el contrario la ausencia total de agua líquida. Las fechas propuestas para estas tres épocas  geológicas - o eones -, según la escala estándar de Hartmann y la escala de Hartmann & Neukum, son las siguientes (edades en millones de años):

Composición química

Entre los años y Los modelos de la composición de Marte se basaron en el de condritas carbonáceas de tipo CI , consideradas como representativas de la parte condensable de la nebulosa protosolar , y en modelos de condensación de la nebulosa, teniendo en cuenta la distancia de Marte al Sol. Básicamente admitieron que las proporciones relativas de elementos como o más refractarios que el manganeso eran las de los CI, y que las de los elementos menos refractarios estaban dadas por sus correlaciones con elementos refractarios, observadas o deducidas de modelos de condensación.

Al principio del XXI °  siglo apareció discrepancias entre los datos espectroscópicos de la composición de los fotosfera enfoques solar y otras a la composición del Sol ( heliosismology , el flujo de neutrinos solares , la composición del viento solar y los datos experimentales sobre los metales de opacidad en alto plasmas de temperatura), lo que puso en duda la representatividad de los CI. Las composiciones isotópicas (en particular de los elementos O , Ni , Cr , Ti , Mo y W ) y el contenido de oligoelementos también han llevado a considerar las condritas carbonáceas por separado de otras condritas (principalmente condritas ordinarias y condritas enstatita ), siendo la primera representativa. de los cuerpos se acumularon lejos del Sol, pero este último ahora se considera mejor representativo de la materia condensada en las zonas internas del Sistema Solar (incluida la Tierra y Marte). Un nuevo modelo de composición, basado en el análisis de meteoritos marcianos , en las medidas de sondas marcianas y en las correlaciones observadas en condritas no carbonáceas, implica contenidos de elementos refractarios 2,26 veces superiores a los de los CI, y de contenidos sistemáticamente inferiores de moderadamente Elementos litofílicos volátiles (la relación depende de la temperatura de condensación de cada elemento). Una de las consecuencias de este modelo es que el núcleo marciano contendría menos del 7 % en peso de azufre (frente a más del 10% según los modelos anteriores) pero por otro lado un poco de oxígeno e hidrógeno .

Estructura interna

Estructura interna "estándar" de Marte:
  -
corteza de unos 50  km de espesor,
  - manto de unos 1.860  km de espesor,
  - núcleo de unos 1.480  km de radio, esencialmente, si no totalmente, líquido.

Estimaciones antes de la misión Insight

En ausencia de datos sísmicos utilizables (los sismómetros de las sondas Viking eran demasiado sensibles al viento para realizar mediciones fiables), durante mucho tiempo no fue posible determinar directamente la estructura interna del planeta. Por lo tanto, se desarrolló un modelo estándar a partir de datos indirectos recopilados por las distintas sondas que exploraron el planeta, lo que permitió especificar en particular la estructura de su campo gravitacional , su momento de inercia y la densidad de sus diferentes capas de materiales.

El resultado más sorprendente es que el núcleo de Marte, que se dice que tiene una temperatura de alrededor de 2000  K , es ciertamente líquido, al menos en su mayor parte, debido a una alta carga, precisamente una fracción de peso de al menos 14,2%. en elementos ligeros, en particular azufre , que bajan el punto de fusión de la mezcla de hierro y níquel que se supone constituye la parte principal del núcleo. Este núcleo tendría un radio de entre 1.300 y 2.000  km (es decir, entre el 38% y el 59% del radio del planeta), quizás más precisamente entre 1.520 y 1.840 km (es decir, entre el 45% y el 54% del radio del planeta). ).  de Marte), incertidumbre debida en parte a la incógnita sobre la fracción del manto que podría ser líquido y, en consecuencia, reduciría el tamaño del núcleo; a menudo se cita el valor 1480  km como radio del núcleo de Marte, es decir, el 43,7% del radio medio del planeta mismo (3389,5  km ). Las características físicas (tamaño, densidad) del núcleo se pueden aproximar cualitativamente por el momento de inercia del planeta, el cual se puede evaluar analizando la precesión de su eje de rotación así como las variaciones de su velocidad de rotación a través de las modulaciones. por efecto Doppler de las señales de radio emitidas por las sondas colocadas en su superficie; Los datos de Mars Pathfinder han permitido así refinar los recopilados previamente con sondas Viking y establecer que la masa de Marte está bastante concentrada en su centro, lo que aboga por un núcleo denso y no demasiado grande.

El manto de Marte sería muy similar al de la Tierra , formado por fases sólidas dominadas por silicatos ricos en hierro , representando estos últimos una fracción en peso del 11 al 15,5% del manto.

La corteza marciana parece, de acuerdo con la topografía, mucho más gruesa en el hemisferio sur que en el hemisferio norte: un modelo simple con una densidad uniforme de 2.900  kg / m 3 conduce a un espesor medio de unos 50  km , o 4,4% del volumen del planeta, con valores extremos de 92  km en la región de Siria Planum y a apenas 3  km por debajo del cuenca de impacto a Isidis Planitia , mientras que la corteza sería de menos de 10  km en cualquier región de Utopia Planitia .

Resultados de la misión Insight

El módulo de aterrizaje InSight fue construido para estudiar la estructura interna de Marte utilizando el sismómetro SEIS . Proporciona el 6 de abril de 2019 la primera grabación de un terremoto marciano .

En 2021, los datos sísmicos recopilados permiten por primera vez determinar con certeza el radio del núcleo marciano: entre 1.810 y 1.860  km , o aproximadamente la mitad del núcleo de la Tierra. Este resultado, significativamente más alto que las estimaciones basadas en la masa y el momento de inercia , implica que el núcleo marciano contiene elementos ligeros, posiblemente oxígeno , además de hierro , níquel y azufre .

Campo magnético

Marte no tiene magnetosfera . Sin embargo, el magnetómetro MAG / ER y el reflectómetro de electrones de la sonda Mars Global Surveyor mostraronun magnetismo remanente , hasta 30 veces mayor que el de la corteza terrestre , sobre ciertas regiones geológicamente antiguas del hemisferio sur, y en particular en la región de Terra Cimmeria y Terra Sirenum . Las mediciones muestran un campo magnético que alcanza 1,5  µ T a una altitud de 100  km , lo que requiere la magnetización de un volumen significativo de corteza marciana, al menos 10 6  km 3 . Durante nueve años, el Mars Global Surveyor ha medido parámetros magnéticos sobre la superficie marciana, con el instrumento MGS MAG ( Magnetómetro MGS ) recolectando datos vectoriales desde una altitud de típicamente 400  km , a veces acercándose a 90  km desde la superficie del mar y MGS ER ( Reflectómetro de electrones MGS ) que mide el magnetismo total desde una altitud de 185  km en promedio. Por lo tanto, actualmente no existe un mapa magnético de la superficie marciana en sí, al igual que la naturaleza exacta de los minerales magnetizados solo puede asumirse en el estado actual de nuestro conocimiento.

Geografía del paleomagnetismo marciano y minerales involucrados

El estudio de los meteoritos de Marte sugiere que este paleomagnetismo resulta, como en la Tierra, de la magnetización de minerales ferromagnéticos como la magnetita Fe 3 O 4y pirrotita Fe 1-δ Scuyos átomos alinear su momento magnético con el campo magnético global y congelar esta configuración mediante el paso por debajo de la temperatura de Curie de la mineral , por ejemplo 858  K ( 585  ° C ) para la magnetita, pero sólo 593  K ( 320  ° C) ) para pirrotita. Otros minerales candidatos como vectores del paleomagnetismo de la corteza marciana son la ilmenita FeTiO 3en solución sólida con hematites Fe 2 O 3, de la misma estructura, para formar titanohematitas, y en menor medida titanomagnetita Fe 2 TiO 4, cuya magnetización y temperatura de Curie son, sin embargo, más bajas.

La ausencia de tal paleomagnetismo en cuencas de impacto del hemisferio sur como Hellas y Argyre se interpreta generalmente como una indicación de que Marte ya no poseía un campo magnético global durante estos impactos, aunque también es posible que el enfriamiento de los materiales en el sitio del El impacto fue demasiado rápido para permitir la alineación de su eventual magnetización con el campo magnético global. Por el contrario , se observó un paleomagnetismo significativo, y en ocasiones incluso bastante elevado, por encima de las 14 cuencas más antiguas identificadas en el planeta. Asimismo, no se detectó ningún campo magnético notable sobre las principales regiones volcánicas de Elysium Planitia y el abultamiento de Tharsis , sin embargo, se observó un magnetismo débil pero más fuerte sobre las provincias volcánicas.

El análisis de los componentes tridimensionales del campo magnético registrados en unas pocas docenas de puntos significativos de la superficie marciana ha permitido a varios equipos extrapolar la posición del polo paleomagnético de Marte. Estas simulaciones, que sin embargo deben tomarse con una cierta distancia, son bastante consistentes entre sí y llevan a ubicar uno de los polos paleomagnéticos marcianos entre 150 ° E y 330 ° E por un lado y 30 ° S y 90 ° N d por otro lado, es decir aproximadamente en un radio de 3.600  km alrededor de un punto situado a medio camino entre Alba Mons y Olympus Mons .

Inversiones de polaridad y desaparición del magnetismo global

Paleomagnetismo marciano medido por Mars Global Surveyor sobre la región de Terra Cimmeria y Terra Sirenum . Las bandas de polaridad opuesta son claramente visibles, pero hasta ahora no se ha demostrado ningún eje de simetría.
En la Tierra, la expansión del fondo oceánico se refleja, a ambos lados de las dorsales , por la magnetización remanente del fondo oceánico en bandas simétricas de polarización opuesta siguiendo las inversiones del campo magnético global de nuestro planeta.

Sorprendentemente, la magnetización se mide por Mars Global Surveyor se estructura en bandas paralelas de polaridad opuesta, que recuerda a los del fondo del océano en la Tierra (ver diagrama opuesto): Esta cristaliza a cada lado de los rebordes a medida que avanzan como los. Placas se mueven además de "memorizar" la orientación del campo magnético terrestre en el momento de la solidificación; Por tanto, cada inversión del campo magnético de la Tierra se "registra" en las rocas así formadas, cuya magnetización es, en consecuencia, simétrica en cada lado de cada cresta. Tal simetría, por otro lado, nunca se ha observado en Marte, por lo que ningún elemento nos permite suponer actualmente la existencia pasada de alguna placa tectónica en el planeta rojo. Solo la observación en resoluciones superiores permitiría cerrar el debate.

Cuando es global, el campo magnético de un planeta es principalmente de origen interno. Se cree que es causado por la convección de fluidos conductores (es decir, metales líquidos) que forman la parte exterior del núcleo. Este proceso se conoce como efecto dínamo . Estos movimientos de convección implican la existencia de un gradiente térmico suficiente desde el núcleo hasta el manto  ; en ausencia de tal gradiente, el efecto dínamo no podría mantenerse.

Este hecho podría ser la causa de la desaparición del campo magnético global de Marte, probablemente por lo menos hace cuatro mil millones de años: los asteroides impactos de la gran bombardeo tardío habrían inyectado suficiente energía térmica en el manto de Marte mediante la conversión de la energía cinética de los impactadores en calor , lo que habría detenido el efecto dínamo cancelando el gradiente térmico necesario para mantenerlo.

Origen de la dicotomía magnética entre hemisferios norte y sur

La atribución de la desaparición del campo magnético global marciano a un impacto cósmico se retomó en una teoría alternativa que implica esta vez un protoplaneta residual del tamaño de la Luna que golpeó Marte mucho antes del gran bombardeo tardío, es decir, solo unas pocas decenas. de millones de años después de la formación del planeta (de forma similar al hipotético impacto de Théia con la proto-Tierra), en las proximidades del actual polo norte y con un ángulo de incidencia bastante bajo: este impacto estaría en el origen de por un lado de la dicotomía cortical (la idea no es nueva, solapando la teoría, más bien discutida, de la cuenca boreal ) y por otro lado de la ausencia de paleomagnetismo en la corteza del hemisferio norte, debido a la desaparición del gradiente térmico entre el núcleo y el manto sólo en el hemisferio norte, dejando un efecto dínamo concentrado en el hemisferio sur. Marte habría conocido así transitoriamente un magnetismo no global, sino "hemisférico" y descentrado hacia el polo sur, lo que explicaría la intensidad excepcional del magnetismo remanente en determinadas partes de la corteza del hemisferio sur, así como la ausencia de notable paleomagnetismo en el hemisferio norte.

Esta teoría no es la única propuesta para dar cuenta de la superposición de una "dicotomía magnética" en la dicotomía de la corteza marciana: la diferencia de espesor y estructura de la corteza marciana entre los dos hemisferios, el derretimiento parcial de la corteza del hemisferio norte en el origen de la remodelación de su superficie, y la serpentinización de la corteza marciana en el Noé , son las explicaciones más comúnmente avanzadas.

Aurora

Las luces pueden ocurrir sobre las anomalías magnéticas de la corteza marciana. Sin embargo, con toda probabilidad, el ojo humano no los puede ver, ya que emiten principalmente en el ultravioleta .

Vulcanismo

El vulcanismo marciano habría comenzado hace casi cuatro mil millones de años, al final del Noé, después del gran bombardeo tardío . Habría conocido su intensidad máxima en el Hesperiano , entre 3,7 y 3,2  G a según la escala de Hartmann & Neukum, y luego se habría debilitado gradualmente en todo el Amazonas . Produjo enormes volcanes en escudo que son los edificios volcánicos más grandes conocidos en el Sistema Solar  : el más grande de ellos, Alba Mons , tiene un diámetro de aproximadamente 1.600  km en la base, mientras que el más grande es Olympus Mons , en el margen occidental del Tharsis. Abultamiento , que alcanza los 22,5  km de altura desde la base hasta la cima. También produjo muchos estratovolcanes , mucho más pequeños, varios cientos de pequeños volcanes de unos pocos cientos de metros de ancho (por ejemplo en Siria Planum ), así como llanuras de lava, similares a las extensiones volcánicas identificadas en la Luna , Venus o Mercurio .

Llanuras de lava

La forma más antigua de vulcanismo marciano, que se remonta al final del Noé , persistiendo hasta el Hesperiano temprano , sería la de las extensiones basálticas que cubren el fondo de las cuencas de impacto de Argyre Planitia y Hellas Planitia y que ciertas extensiones planas y suaves ubicaron entre estas dos cuencas y la de Isidis , que recuerda a los suaves terrenos volcánicos identificados en Mercurio (por ejemplo, Borealis Planitia ), en Venus (típicamente Guinevere Planitia ) y en la Luna (los "  mares  " lunares), la mayor parte del tiempo correlacionada con impactos cósmicos .

En Marte, estas llanuras de lava de Noé constituyen las regiones de Malea Planum , Hesperia Planum y Syrtis Major Planum , que aparecen como mesetas basálticas cuya superficie, típica del Hespérico , es geológicamente más reciente. La dinámica subyacente a este tipo de vulcanismo, entre la fisura y el punto caliente , no se comprende realmente; en particular, no explicamos completamente el hecho de que los volcanes de Malea , Hesperia y Elysium están más o menos alineados en más de un tercio de la circunferencia marciana.

Tipología y distribución de los volcanes marcianos

Foto de Olympus Mons obtenida por Mars Global Surveyor . Su cumbre se eleva a 21,2  km por encima del nivel de referencia marciano ( 22,5  km por encima de las llanuras circundantes), y su base tiene 624  km de ancho. Es el volcán más alto conocido del Sistema Solar .

El vulcanismo marciano es mejor conocido por sus volcanes en escudo , los más grandes del Sistema Solar . Este tipo de volcán se caracteriza por la muy baja pendiente de sus lados. En la Tierra , tal volcán es el resultado de efusiones de lava pobre en sílice , muy fluida, que fluye fácilmente a grandes distancias, formando estructuras aplanadas que se extienden sobre superficies muy grandes, a diferencia, por ejemplo, de los estratovolcanes , cuyo cono, bien formado, tiene una gran extensión. base más restringida. El mismo tipo de volcán en escudo en la Tierra es Mauna Loa en Hawai  ; el Piton de la Fournaise , en Reunión , es otro, más pequeño pero muy activo.

El más emblemático de los volcanes en escudo marciano, Olympus Mons , tiene unos 22,5  km de altura y 648  km de ancho y tiene una caldera de cumbre de 85 × 60 × 3  km resultante de la coalescencia de seis cráteres distintos. Marte tiene los cinco volcanes más altos conocidos del Sistema Solar (altitudes dadas en relación con el nivel de referencia marciano ):

  1. Olympus Mons (21.229  m ), en el margen occidental del abultamiento de Tharsis  ;
  2. Ascraeus Mons (18.225  m ), volcán norte de Tharsis Montes  ;
  3. Arsia Mons (17.761  m ), volcán sur de Tharsis Montes  ;
  4. Pavonis Mons (14.058  m ), volcán central de Tharsis Montes  ;
  5. Elysium Mons (14.028  m ), volcán principal de Elysium Planitia .

A modo de comparación, el volcán de Venus más alto , Maat Mons , se eleva solo unos 8.000  m por encima del radio medio de Venus , que sirve como nivel de referencia en este planeta.

En Marte también se encuentra el mayor de los volcanes del Sistema Solar, Alba Mons , cuya altitud no supera los 6.600  m pero que se extiende sobre aproximadamente 1.600  km de ancho.

Los volcanes en escudo marciano alcanzan tamaños gigantes en comparación con sus homólogos terrestres debido a la ausencia de placas tectónicas en Marte: la corteza marciana permanece estacionaria en relación con los puntos calientes , que pueden perforarla en el mismo lugar durante períodos muy largos. dan lugar a edificios volcánicos resultantes de la acumulación de lava durante a veces varios miles de millones de años, mientras que, en la Tierra, el desplazamiento de las placas litosféricas por encima de estos puntos calientes conduce a la formación de una cadena de, a veces, varias docenas de volcanes, cada uno de los cuales permanece activo solo durante unos pocos millones de años, lo que es demasiado corto para permitir la formación de estructuras tan imponentes como en Marte. El archipiélago hawaiano es el mejor ejemplo terrestre del desplazamiento de una placa tectónica sobre un punto de acceso, en este caso la placa del Pacífico sobre el punto de acceso de Hawai  ; de la misma manera, el archipiélago de Mascarene resulta del desplazamiento de la placa somalí sobre el punto caliente de Reunión .

Los seis volcanes en escudo marciano están geográficamente divididos en dos regiones volcánicas vecinas de desigual importancia:

  • la región de Elysium Planitia , al oeste de Amazonis Planitia , donde se encuentra Elysium Mons , que parece ser de naturaleza diferente (menos "  roja  " y más "  gris  ") de otros volcanes, y otros tres volcanes más pequeños;
  • la Tharsis , una enorme elevación de la corteza 5.500  km en el sudeste de diámetro de Amazonis, donde se encuentran los otros cinco grandes volcanes de Marte, así como un sinnúmero de volcanes más pequeños, sólo cinco de los cuales han sido nombrados.

Estos volcanes más pequeños son a menudo volcanes de escudo anónimos, como los de Syria Planum , pero algunos de tamaño intermedio recuerdan más a los estratovolcanes , que resultan de la acumulación de depósitos de lava mezclados con ceniza volcánica . Estos son los tholi (plural latino de tholus ), edificios de tamaño más modesto que los volcanes escudo, con pendientes más pronunciadas, especialmente cerca del cráter, así como las paterae , que a veces se reducen a su caldera . Todos estos tipos de volcanes están presentes en las regiones de la protuberancia de Tharsis y Elysium Planitia , sin embargo, la tendencia general es observar los volcanes en escudo más bien en la región de Tharsis mientras que los volcanes de Elysium son más como estratovolcanes.

Origen y cronología del vulcanismo marciano

La discontinuidad entre Filósico y Theiikian , que coincidiría más o menos con los inicios de la hipotética "  gran bombardeo tardío  " ( LHB en Inglés), sería materializar la época de actividad volcánica máxima, que se extendería a Theiikien y Siderikian - y por lo tanto a el Hespérico y el Amazónico , desapareciendo gradualmente a medida que el planeta ha perdido la mayor parte de su actividad interna. No se puede descartar una correlación entre el vulcanismo del Hesperiano y los impactos cósmicos del Noé . Este vulcanismo habría alcanzado su máximo como resultado de los impactos cósmicos masivos al final del eón anterior, y cada una de las cinco regiones volcánicas del planeta colinda directamente con una cuenca de impacto  :

La superficie et la masse de Mars étant respectivement 3,5 et 10 fois moindres que celles de la Terre , cette planète s'est refroidie plus rapidement que la nôtre et son activité interne s'est donc réduite également plus vite : alors que le volcanisme et, plus généralement, la tectonique ( orogenèse , séismes , tectonique des plaques , etc.) sont encore très actifs sur Terre, ils ne semblent plus être notables sur Mars, où aucune tectonique des plaques , même passée, n'a jamais pu être puesto en evidencia.

El vulcanismo marciano también parece haber dejado de estar activo, aunque la edad, parece muy reciente, de ciertos flujos de lava sugiere, para ciertos volcanes, una actividad actualmente ciertamente muy reducida, pero quizás no rigurosamente cero, especialmente desde Marte, a diferencia del Luna , no ha terminado de enfriarse, y su interior, lejos de estar completamente congelado, en realidad contiene un núcleo que puede ser completamente líquido. En general, el análisis de los datos recopilados por Mars Express ha llevado a un equipo de científicos planetarios del alemán Gerhard Neukum liderado por la ESA a proponer una secuencia de cinco episodios volcánicos:

  • 1: episodio volcánico importante del Hesperiano hace unos 3.500 millones de años,
  • 2 y 3: resurgimiento del vulcanismo hace alrededor de 1.500 millones de años, luego entre 800 y 400 millones de años antes del presente,
  • 4 y 5: episodios volcánicos recientes de intensidad rápidamente decreciente hace unos 200 y 100 millones de años.

Estas fechas se basan en la evaluación de la tasa de craterización de los correspondientes flujos de lava, que parece estar contrastada por observaciones indirectas a medio plazo, pero contradice las observaciones directas a corto plazo deducidas de la frecuencia de los impactos recientes observados durante más tiempo. de diez años. por sondas satelitales alrededor de Marte, la principal dificultad de este tipo de datación es evaluar los sesgos estadísticos introducidos por la notable diferencia en órdenes de magnitud entre superficies antiguas (más de 2 mil millones de años), que representan una fracción significativa la superficie de Marte y las superficies más recientes (menos de 200 millones de años), que son comparativamente extremadamente pequeñas.

Además, si la frecuencia de impactos recientes registrados por sondas satelitales alrededor de Marte parece sugerir una tasa de cráteres más alta que la que se usa habitualmente para fechar las formaciones marcianas (lo que llevaría a tener que "rejuvenecer" todas estas fechas), parecería más que , a largo plazo, esta tasa de craterización se ha dividido por el contrario por tres durante los últimos 3 mil millones de años, lo que tendería a "envejecer" la datación marciana, tanto más cuanto que se relacionan con fenómenos recientes.

Química y mineralogía

Durante mucho tiempo, la mineralogía de la superficie marciana solo pudo abordarse mediante el estudio de unas pocas docenas de meteoritos de Marte . Aunque pocos en número y restringidos a períodos geológicos limitados, estos meteoritos permiten evaluar la importancia de las rocas basálticas en Marte. Destacan las diferencias en la composición química entre Marte y la Tierra y dan testimonio de la presencia de agua líquida en la superficie del planeta hace más de 4 mil millones de años. Los “orbiters”, cuyos espectrómetros nos permiten determinar la naturaleza de las fases sólidas presentes en la superficie, y los módulos de aterrizaje, que pueden analizar químicamente la composición de muestras tomadas de rocas o en el suelo, nos han permitido desde entonces perfeccionar nuestro conocimiento de Marte. minerales.

Imagen compuesta de la roca "El Capitán" vista por la cámara panorámica (PanCam) del rover Opportunity en el borde del cráter Eagle , en la región de Meridiani Planum , en . Sobre esta roca se han caracterizado las esférulas de hematites , a priori formadas en medio acuoso .
Vista de la roca "El Capitán" con las esférulas, o "arándanos", ricas en hematites , en la superficie y en la roca.
Esfera de hematita en "El Capitán" vista por el rover Opportunity en febrero de 2004 en Meridiani Planum .

Análisis in situ por módulos de aterrizaje

De los años , las sondas Viking 1 y Viking 2 analizaron el suelo marciano, revelando una naturaleza que podría corresponder a la erosión del basalto . Estos análisis mostraron una alta abundancia de silicio Si y hierro Fe, así como magnesio Mg, aluminio Al, azufre S, calcio Ca y titanio Ti, con trazas de estroncio Sr, itrio Y y posiblemente circonio Zr. El contenido de azufre era casi el doble y el contenido de potasio cinco veces más bajo que el promedio de la corteza terrestre . El suelo también contenía compuestos de azufre y cloro que se asemejaban a los depósitos de evaporita , que resultan en la Tierra de la evaporación del agua de mar . La concentración de azufre fue mayor en la superficie que en la profundidad. Los experimentos destinados a determinar la presencia de posibles microorganismos en el suelo marciano midiendo la liberación de oxígeno después de la adición de "nutrientes" han medido una liberación de moléculas de O 2 .significativo, que, en ausencia de otros rastros biológicos señalados de otra manera, se ha atribuido a la presencia de iones superóxido O 2 - .. El espectrómetro APXS de Mars Pathfinder realizado en otoño un conjunto de medidas expresadas como porcentaje en peso de óxidos que complementaron estos resultados con los de una región diferente de la superficie de Marte.

El tono rojizo del planeta proviene principalmente del óxido de hierro (III) Fe 2 O 3, omnipresente en su superficie. Esta hematita amorfa ( hematita cristalizada, por otro lado, es de color gris) está muy presente en la superficie de las rocas así como en los granos de polvo transportados por los vientos que continuamente barren la superficie del planeta, pero no parece penetrar. muy profundo en el suelo, a juzgar por las huellas dejadas desde el inviernopor las ruedas de las raíces del Mars Exploration Rover , que muestran que el color del óxido son las capas de polvo, más gruesas y cubiertas de polvo oscuro para Opportunity , mientras que las rocas mismas son notablemente más oscuras.

Además, el suelo de Marte analizado in situ por la sonda Phoenix en otoñose encontró que era alcalino ( pH  ≈ 7,7 ± 0,5) y que contenía muchas sales , con una alta abundancia de potasio K + , cloruros Cl - , percloratos ClO 4 -y magnesio Mg 2+ . La presencia de percloratos, en particular, ha sido ampliamente comentada, porque a priori no es muy compatible con la posibilidad de una vida marciana. Estas sales tienen la particularidad de reducir significativamente la temperatura de fusión del hielo de agua y podrían explicar los "barrancos" - gullia en inglés - observados regularmente por sondas que orbitan el planeta, que serían, por tanto, rastros de flujos de salmuera en terrenos inclinados.

En términos generales, se encontró que las rocas marcianas eran predominantemente de naturaleza basáltica toleítica .

Suelo sembrado de rocas volcánicas visto por Mars Pathfinder el 8 de septiembre de 1999 [121]. Otra vista del suelo marciano, realizada por el robot Spirit el 13 de abril de 2006 [122]. Primer plano del suelo del cráter Eagle que muestra esférulas más o menos regulares sobre un fondo de polvo fino [123].  El grano más grande tiene un diámetro de 3 mm, mientras que la imagen en sí cubre un área de 3 cm en el lateral.
Suelo sembrado de rocas volcánicas visto por Mars Pathfinder en.
Otra vista del suelo marciano, por el robot Spirit el.
Primer plano del suelo del cráter Eagle que muestra esférulas más o menos regulares sobre un fondo de polvo fino. El grano más grande tiene un diámetro de  3 mm , mientras que la imagen en sí cubre un área de  3 cm en el lateral.


En , el mini laboratorio SAM a bordo del rover Curiosity detecta compuestos orgánicos ( tiofénicos , aromáticos y alifáticos ) en los suelos del cráter Mojave y Confidence Hills.

Resultados recopilados por orbitadores

Naturaleza del terreno marciano según el espectroscopio TES de Mars Global Surveyor . La hematita gris (cristalizada) aparece roja; esto hizo posible seleccionar el lugar de aterrizaje del rover Opportunity en Meridiani Planum .
Tasa de gris hematita en el cráter Eagle visto por el rover Opportunity del módulo de aterrizaje del instrumento Mini-TES superpuesto a una vista panorámica del cráter. Las manchas azules en primer plano indican que los rebotes de los airbags protectores en el suelo han eliminado el polvo rico en hematites.

Las sondas estadounidenses (en particular, Mars Odyssey y Mars Reconnaissance Orbiter 2001 ) y europeas ( Mars Express ) han estado estudiando el planeta a nivel mundial durante varios años (respectivamente, y ), lo que nos permite ampliar y perfeccionar nuestra comprensión de su naturaleza e historia. Si confirmaron el predominio de basaltos en la superficie del planeta, estas sondas también recogieron algunos resultados inesperados.

Olivinos y piroxenos

Así, la sonda Mars Express , de la ESA , cuenta con un instrumento denominado OMEGA - “  Observatorio de Mineralogía, Agua, Hielo y Actividad  ” - producción esencialmente francesa, a cargo de Jean-Pierre Bibring , de la IAS en Orsay , que mide la Espectro infrarrojo (en longitudes de onda entre 0,35 y 5,2  µm ) de la luz solar reflejada desde la superficie marciana con el fin de detectar el espectro de absorción de los distintos minerales que la componen. Este experimento pudo confirmar la abundancia de rocas ígneas en la superficie de Marte, entre ellas olivinos y piroxenos , estos últimos con niveles de calcio más bajos en las tierras altas del hemisferio sur cráteres que en el resto del planeta, donde se encuentra con olivino  ; así, los materiales más antiguos de la corteza marciana se habrían formado a partir de un manto empobrecido en aluminio y calcio.

Los olivinos y los piroxenos son los componentes principales de las peridotitas , rocas plutónicas bien conocidas en la Tierra por ser el componente principal del manto.

Filosilicatos, meteorización acuosa de rocas ígneas

Un descubrimiento decisivo para comprender la historia de Marte fue la identificación de OMEGA de filosilicatos ampliamente distribuidos en las regiones más antiguas del planeta, revelando la interacción prolongada de rocas ígneas con agua líquida. El CRISM - Espectrómetro de imágenes de reconocimiento compacto para Marte - instrumento de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter ha hecho posible especificar la naturaleza de estos minerales.

Cloruros y sulfatos hidratados, marcadores de un pasado húmedo

OMEGA también ha permitido detectar sulfatos hidratados en muchas partes del mundo , como, por ejemplo, kieserita MgSO 4 • H 2 Oen la región de Meridiani Planum , o incluso, en la región de Valles Marineris , aún más sulfatos hidratados cuya naturaleza mineralógica no se pudo identificar, así como depósitos de yeso CaSO 4 • 2H 2 Oen la kieserita del fondo de un lago seco, lo que indica un cambio de naturaleza salina de este cuerpo de agua durante su secado, del sulfato de magnesio al sulfato de calcio .

También se han detectado grandes áreas de sulfato de calcio hidratado, presumiblemente yeso, a lo largo del borde del casquete polar boreal. La presencia de minerales hidratados es una fuerte indicación de la mayor presencia de cuerpos de agua líquida en la superficie marciana, incluida el agua que contiene sulfatos de magnesio y calcio disueltos.

La sonda Mars Odyssey de 2001 también detectó la presencia de cloruros en las tierras altas del hemisferio sur, resultado de la evaporación de cuerpos de agua salada que no superan los 25  km 2 en varios lugares de estas antiguas tierras que se remontan al Noé o incluso, para algunos. , al comienzo del Hespérico .

Metano y energía hidrotermal en la región de Nili Fossae

Uno de los resultados más asombrosos de Mars Reconnaissance Orbiter proviene del estudio detallado en 2008 de la región de Nili Fossae , identificada a principios de 2009 como una fuente de importantes emisiones de metano . El metano se detectó yaen la atmósfera de Marte , tanto por sondas como Mars Express como desde la Tierra; estas emisiones de CH 4se concentraría en particular en tres áreas específicas de la región de Syrtis Major Planum . Sin embargo, el metano es inestable en la atmósfera marciana, estudios recientes incluso sugieren que es seiscientas veces menos estable de lo estimado inicialmente (su vida útil promedio se estimó en 300 años) porque la tasa de metano no tiene tiempo para volverse uniforme en la atmósfera y permanece concentrado alrededor de sus zonas de emisión, lo que correspondería a una vida útil de unos cientos de días; la fuente correspondiente de metano también sería 600 veces más poderosa de lo estimado inicialmente, emitiendo este gas unos sesenta días por año marciano, al final del verano en el hemisferio norte.

Los análisis geológicos llevados a cabo en por la sonda Mars Reconnaissance Orbiter en la región de Nili Fossae reveló la presencia de arcillas ferromagnesianas (esmectitas), olivino (silicato ferromagnesiano (Mg, Fe) 2 SiO 4, detectado ya en 2003) y magnesita (carbonato de magnesio MgCO 3), revelando la presencia de arcillas ricas en hierro , magnesio , olivina y carbonato de magnesio, así como serpentina . La presencia simultánea de estos minerales permite explicar de manera bastante simple la formación de metano, porque, en la Tierra, el metano CH 4se forma en presencia de carbonatos , como MgCO 3 detectado en - y agua líquida durante el metamorfismo hidrotermal del óxido de hierro (III) Fe 2 O 3u olivino (Mg, Fe) 2 SiO 4en serpentina (Mg, Fe) 3 Si 2 O 5 (OH) 4, especialmente cuando el nivel de magnesio en el olivino no es demasiado alto y cuando la presión parcial de dióxido de carbono CO 2es insuficiente para conducir a la formación de talco Mg 3 Si 4 O 10 (OH) 2pero por el contrario conduce a la formación de serpentina y magnetita Fe 3 O 4, como en la reacción:

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.

La probabilidad de este tipo de reacción en la región de Nili Fossae se ve reforzada por la naturaleza volcánica de Syrtis Major Planum y por la estrecha correlación, observada desde, entre la humedad de una región y la concentración de metano en la atmósfera.

Olivino y jarosita, que solo sobreviven en climas áridos

El olivino , descubierto en la región de Nili Fossae y en otras regiones de Marte por el Espectrómetro de Emisión Térmica (TES) en Mars Global Surveyor , es un mineral medio acuoso inestable , que da fácilmente otros minerales como el iddingsita de la goethita , de la la serpentina , las cloritas , las esmectitas , la maghemita y la hematita  ; la presencia de olivino en Marte, por lo tanto, indica superficies que no han estado expuestas al agua líquida desde la formación de estos minerales, que se remonta a varios miles de millones de años, hasta el Noé para los suelos más antiguos. Esto es, por tanto, un fuerte indicio de la extrema aridez del clima marciano durante el Amazonas , aridez que aparentemente ya había comenzado, al menos localmente, al final del Hespérico .

Además, el descubrimiento por el rover Mars Opportunity en Meridiani Planum en 2004 de jarosita , sulfato férrico de sodio (en la Tierra, el sodio se reemplaza por potasio ) de fórmula NaFe (III) 3 (OH) 6 (SO 4 ) 2, permitió especificar aún más la secuencia de episodios climáticos en Marte. De hecho, este mineral se forma en la Tierra por la alteración de rocas volcánicas en un medio acuoso oxidante ácido, por lo que su detección en Marte implica la existencia de un período de clima húmedo que permite la existencia de agua líquida ácida. Pero este mineral también se degrada con bastante rapidez por la humedad, para formar oxihidróxidos férricos como la α-FeO ​​(OH) goethita , que también se ha encontrado en otros lugares del planeta (especialmente por el rover Spirit en el cráter Gusev ). Por lo tanto, la formación de jarosita en un clima húmedo tuvo que ser seguida rápidamente hasta el día de hoy por un clima árido para preservar este mineral, nuevo indicio de que el agua líquida había dejado de existir en la Amazonía pero había estado presente en épocas anteriores. en la historia de Marte.

Desarrollos recientes

La , La NASA anuncia haber detectado allí flujos de “salmueras de diferentes composiciones, hechas de clorato y perclorato de magnesio y de perclorato de sodio, mezcladas con un poco de agua. ". Según los análisis, habría agua líquida o helada en el subsuelo marciano.

Historia geológica de Marte

El siguiente escenario pretende ser una síntesis plausible deducida del conocimiento actual resultante de las diversas campañas de exploración de Marte durante los últimos cuarenta años y cuyos resultados se resumen en el artículo Geología de Marte .

Formación y diferenciación

Al igual que los otros planetas en el sistema solar , Marte habría formado hace alrededor de 4,6 billón años gravitatoria de acreción de planetesimales que resultan de la condensación de la nebulosa solar . Estar ubicado por debajo del límite de 4  UA del Sol , más allá del cual se pueden condensar compuestos volátiles como el agua H 2 O, metano CH 4o amoniaco NH 3, Marte se formó a partir de planetesimales que son esencialmente siderófilos (ricos en hierro ) y litofílicos (compuestos de silicatos ), pero con un mayor contenido de elementos calcófilos , comenzando por el azufre que parece mucho más abundante en Marte que en la Tierra , según revela mediciones realizadas por Mars Global Surveyor .

Este alto contenido en azufre habría tenido el efecto de favorecer la diferenciación del globo marciano, por un lado bajando la temperatura de fusión de los materiales que lo constituyen, y por otro lado formando sulfuros de hierro que separaron químicamente el hierro. silicatos y aceleró su concentración en el centro del planeta para formar un elemento central siderófilo elementos más ricos calcófilos del núcleo de la tierra  ; El estudio de los isótopos radiogénicos de los meteoritos de Marte , y en particular del sistema 182 Hf / 182 W , ha revelado así que el núcleo de Marte se habría formado en apenas 30 millones de años, frente a más de 50 millones de años para la Tierra . Esta tasa de elementos ligeros explicaría tanto por qué el núcleo de Marte sigue siendo líquido, como por qué los derrames de lava más antiguos identificados en la superficie del planeta parecen haber sido particularmente fluidos, hasta el punto de fluir a lo largo de casi mil kilómetros alrededor de Alba Patera. por ejemplo.

La naturaleza de los planetesimales que llevaron a la formación del planeta determinó la naturaleza de la atmósfera primordial de Marte, mediante la desgasificación gradual de materiales fundidos en la masa del planeta en diferenciación. En el estado actual del conocimiento, esta atmósfera debe haber sido mucho más densa que la actual, y consistir esencialmente en vapor de agua H 2 Oasí como dióxido de carbono CO 2, nitrógeno N 2, dióxido de azufre SO 2, y posiblemente cantidades bastante grandes de metano CH 4.

Al comienzo de su existencia, Marte ciertamente debe haber perdido, más rápidamente que la Tierra, una fracción significativa del calor resultante de la energía cinética de los planetesimales que chocaron entre sí para conducir a su formación: su masa es de hecho 10 veces mayor. menos que la de la Tierra, mientras que su superficie es solo 3,5 veces más pequeña, lo que significa que la relación superficie / masa del planeta rojo es casi tres veces mayor que la de nuestro planeta. Por lo tanto, una corteza ciertamente debe haberse solidificado en su superficie en cien millones de años, y es posible que la dicotomía cortical observada hoy entre los hemisferios norte y sur se remonta a los próximos cientos de millones de años, la formación del planeta.

Una vez enfriada lo suficiente, hace aproximadamente 4.5 a 4.4 mil millones de años, la superficie sólida del planeta debe haber recibido como lluvia el vapor de agua atmosférico condensado , que reacciona con el hierro en los minerales calentados para oxidar liberando el hidrógeno H 2., que, demasiado ligero para acumularse en la atmósfera, se escapó al espacio. Esto habría llevado a una atmósfera primitiva en la que solo quedaba CO 2 ., el N 2y SO 2como constituyentes mayoritarios de la atmósfera marciana primitiva, con una presión atmosférica total entonces varios cientos de veces mayor que la actual; la presión estándar actual en el nivel de referencia marciano es, por definición, 610  Pa .

Campo magnético global y clima templado húmedo

Entorno marciano en Noachien

Durante la llamada época geológica de Noé , que terminó hace unos 3.700 a 3.500 millones de años, Marte parece haber ofrecido condiciones muy diferentes a las de hoy y bastante similares a las de la Tierra en este momento, con un campo magnético global que protege un espeso y quizás templado atmósfera que permite la existencia de una hidrosfera centrada alrededor de un océano boreal que ocupa la extensión actual de Vastitas Borealis .

La existencia pasada de un campo magnético global alrededor de Marte fue descubierta a través de la observación, realizada en 1998 por Mars Global Surveyor , de un paleomagnetismo sobre la tierra más antigua del hemisferio sur, en particular en la región de Terra Cimmeria y Terra Sirenum . Se suponía que la magnetosfera producida por este campo magnético global actuaría, como la magnetosfera de la Tierra hoy, protegiendo la atmósfera de Marte de la erosión causada por el viento solar , que tiende a expulsar átomos de la atmósfera superior al espacio, transfiriéndoles la energía necesaria. para lograr la velocidad de liberación .

Se habría producido un efecto invernadero para templar la atmósfera marciana, que de otro modo habría sido más fría que la actual debido a la radiación más débil emitida por el Sol , entonces todavía joven y en proceso de estabilización. Las simulaciones muestran que una presión parcial de 150  kPa de CO 2hubiera permitido tener una temperatura media en el suelo igual a la actual, es decir 210  K (un poco menos de -60  ° C ). Un fortalecimiento de este efecto invernadero por encima de esta temperatura podría provenir de varios factores adicionales:

  • la condensación de CO 2en nubes reflectantes en el rango infrarrojo habría contribuido a devolver al suelo la radiación térmica que emite, incluso de manera más eficiente que las nubes terrestres, compuestas por agua,
  • la presencia a gran altura de SO 2muy absorbente en el campo ultravioleta habría ayudado a calentar la atmósfera superior, al igual que la capa de ozono en la Tierra por un mecanismo similar,
  • el papel del agua y el metano (CH 4genera un efecto invernadero veinte veces más potente que el del CO 2) tampoco debe pasarse por alto.

Índices de una hidrosfera marciana en Noé

Sabemos que el agua líquida era abundante en Marte porque el estudio mineralógico de la superficie del planeta reveló la presencia significativa de filosilicatos en los suelos que se remontan a esta época. Sin embargo, los filosilicatos son buenos indicadores de la alteración de rocas ígneas en un ambiente húmedo. La abundancia de estos minerales en suelos antes de hace unos 4.200 millones de años llevó al equipo de planetólogos de la ESA responsables del instrumento OMEGA y dirigido por Jean-Pierre Bibring a proponer el nombre de Phyllosien para el eón estratigráfico correspondiente: aparentemente es el período más húmedo. que ha conocido el planeta Marte.

Estudios más detallados llevados a cabo in situ por los dos Mars Exploration Rovers , Spirit y Opportunity , respectivamente en el cráter Gusev , al sur de Apollinaris Patera , y en Meridiani Planum , incluso sugieren la existencia pasada de una hidrosfera lo suficientemente grande como para poder homogeneizarse. el contenido de fósforo de los minerales analizados en estos dos sitios ubicados a ambos lados del planeta. Un enfoque diferente, basado en el mapeo de la abundancia de torio , potasio y cloro en la superficie de Marte por el espectrómetro gamma (GRS) de la sonda Mars Odyssey , conduce al mismo resultado.

Además, el estudio detallado de las huellas dejadas en el paisaje marciano por supuestos cursos de agua y extensiones líquidas ha llevado a proponer la existencia de un océano real que cubre casi un tercio de la superficie del planeta al nivel de las 'actuales Vastitas Borealis' . En un artículo de 1991 que se ha vuelto clásico, Baker et al. llegó a identificar ciertas estructuras con vestigios de una costa antigua. También se encontró que las líneas costeras así identificadas corresponden a las curvas de altitud constante corregidas por deformaciones posteriores deducidas del vulcanismo y estimaciones en cuanto al cambio en el eje de rotación del planeta. Estas proyecciones, a veces bastante atrevidas, sin embargo, no convencieron a todos, y también se han propuesto otras teorías para dar cuenta de estas observaciones, en particular basadas en el posible origen volcánico de las estructuras así interpretadas.

La idea de un océano boreal en el corazón de una hidrosfera extendida sigue siendo tan atractiva como siempre, y muchos equipos están trabajando para analizar, con herramientas cada vez más eficientes, los datos topográficos enriquecidos continuamente con la información recopilada por las sondas actualmente en funcionamiento. . alrededor de Marte, con la esperanza de establecer la distribución geográfica de la hidrosfera marciana en el Noé.

En la misma línea, se ha sugerido la existencia del lago Eridania en el corazón de las tierras altas de Terra Cimmeria para explicar en particular la génesis de Ma'adim Vallis a partir de la observación de determinadas formaciones topográficas interpretadas como antiguas costas fosilizadas.

Posibilidad de abiogénesis de Noé

Las condiciones marcianas del Noé podrían haber permitido quizás el surgimiento de formas de vida en Marte como sucedió en la Tierra: además de la presencia de agua líquida y el efecto invernadero que pudo haber mantenido una temperatura suficientemente alta, la abundancia de arcillas lo hace posible. considerar escenarios de la aparición de la vida desarrollados en el marco de algunas de las (muchas) teorías de la abiogénesis , mientras que otras teorías (por ejemplo, la concebida a finales del siglo XX).  siglo por Günter Wächtershäuser) consideran la abiogénesis terrestre en respiraderos hidrotermales ricos en sulfuro de hierro (II) FeS, un entorno que probablemente también existió en Marte en la era de Noé. Sin embargo, estas condiciones rápidamente se habrían vuelto mucho menos favorables en el próximo eón, el Hesperiano , que habría comenzado a más tardar hace 3.500 millones de años: dominado por la química del azufre , ciertamente resultó en una reducción significativa del pH del azufre . agua Marte bajo el efecto de la lluvia de ácido sulfúrico H 2 SO 4Esto tendría por cierto la consecuencia de permitir la existencia de agua líquida a temperaturas sustancialmente inferiores a 0  ° C .

Sin embargo, los rastros más antiguos de "vida" detectados en nuestro planeta no se remontan más allá de los 3.850 millones de años para la más remota de todas las fechas publicadas (alrededor del límite convencional entre el Hadeano y el Arcaico ), es decir, 700 millones de años. después de la formación de la Tierra, es decir casi tanto como la duración total del primer eón marciano en la hipótesis más favorable, como lo recuerda la cronología siguiente de los eones terrestres en comparación con la escala estándar de Hartmann y la escala Hartmann & Neukum escala  :

En estas condiciones, si un proceso de abiogénesis pudiera haber resultado en Marte en el Noé , habría dado lugar a formas de vida que habrían tenido muy poco tiempo para evolucionar antes de los trastornos del Hespérico , en un momento, alrededor de 4 3.8 mil millones de años. antes del presente - marcada por asteroides impactos de la gran bombardeo tardío .

A modo de comparación, la fotosíntesis no habría aparecido en la Tierra durante 3.000 millones de años, o incluso solo 2.800 millones de años, mientras que las células eucariotas más antiguas no habrían retrocedido más de 2.100 millones de años, y la reproducción sexual no tiene más de 1.200 millones de años. .

Primeras efusiones volcánicas y gran bombardeo tardío

Si bien el Phyllosian parece haber estado bastante desprovisto de actividad volcánica , el análisis detallado de los datos recopilados por el instrumento OMEGA de Mars Express , diseñado para el análisis mineralógico de la superficie marciana, llevó a identificar, al final de este eón , un período de transición, que se extiende desde aproximadamente 4.2 a 4.0 mil millones de años antes del presente, marcada por la aparición de una actividad volcánica significativa mientras el planeta presumiblemente todavía experimentaba condiciones templadas y húmedas bajo una atmósfera bastante espesa.

Además, la exploración por las sondas de la superficie de los planetas terrestres - comenzando con la Luna - al final de la XX XX  siglo llevó a postular un episodio llamado "  Bombardeo Pesado Tardío  " (llamado Bombardeo Pesado Tardío por -saxons anglosajones) que abarca un período de fecha aproximadamente 4.0 a 3.8 mil millones de años antes del presente, dentro de más o menos 50 millones de años. Fue durante este episodio que se formaron las grandes cuencas de impacto visibles hoy en Marte, como Hellas , Argyre o Utopia .

Ocurriendo tanto en la Tierra como en Marte, este cataclismo quizás también estaría en el origen de la diferencia en la concentración de óxido de hierro (más del simple al doble) observada entre el manto de la Tierra y el de Marte. De hecho, los impactos cósmicos habrían licuado el manto de la Tierra en un espesor de quizás 1200 a 2000  km , elevando la temperatura de este material a 3200  ° C , una temperatura suficiente para reducir el FeO a hierro y oxígeno . El núcleo de la Tierra habría conocido así un suministro de hierro adicional resultante de la reducción del manto al final de este bombardeo de meteoritos, lo que explicaría el contenido de peso residual de aproximadamente el 8% de FeO en el manto de la Tierra. En Marte, por el contrario, la temperatura del manto fundido nunca habría superado los 2.200  ° C , una temperatura insuficiente para reducir el óxido de hierro (II) y, por tanto, dejar el contenido de FeO del manto marciano sin cambios en torno al 18%. Esto explicaría por qué hoy Marte es aparentemente más del doble de rico en óxidos de hierro que la Tierra cuando se supone que estos dos planetas fueron originalmente similares.

Como resultado de estos impactos gigantes, es probable que las condiciones en la superficie del planeta se hayan alterado significativamente. Primero, Marte habría perdido una fracción significativa de su atmósfera, dispersa en el espacio bajo el efecto de estas colisiones. El clima general del planeta se habría visto alterado por el polvo y los gases inyectados a la atmósfera durante estas colisiones, así como por un posible cambio de oblicuidad durante dichos impactos. Pero también es posible que la energía cinética de los impactadores , al inyectar energía térmica en el manto marciano, modifique el gradiente térmico que se supone mantiene, en el núcleo planetario , los movimientos convectivos en la Tierra . Origen del efecto dínamo generando el campo magnético global, que habría provocado la desaparición de la magnetosfera marciana al final del Noé .

Formación de grandes estructuras volcánicas marcianas.

Los impactos en el origen de las grandes cuencas marcianas pueden haber iniciado el episodio volcánico más grande en la historia del planeta, definiendo la era conocida como la Hespérica . Este se caracteriza, desde el punto de vista petrológico , por la abundancia de minerales que contienen azufre , y en particular sulfatos hidratados como la kieserita MgSO 4 • H 2 Oy yeso CaSO 4 • 2H 2 O.

Las principales formaciones volcánicas marcianas habrían aparecido al Hesperiano , quizás incluso, para algunos, desde el final del Noé  ; este es particularmente el caso de llanuras de lava como Malea Planum , Hesperia Planum y Syrtis Major Planum . Alba Mons también podría haber iniciado su actividad en este momento, a raíz del impacto en el origen de la cuenca de Hellas Planitia ubicada en las antípodas . El abultamiento de Tharsis y los volcanes de Elysium Planitia , en cambio, se remontarían a la mitad del Hespérico , alrededor de 3.500 millones de años antes del presente, fecha que correspondería al período de máxima actividad volcánica en el planeta rojo. ; Alba Mons habría conocido así su mayor actividad en la segunda mitad del Hespérico hasta el comienzo del Amazonas .

Este vulcanismo habría liberado a la atmósfera de Marte grandes cantidades de dióxido de azufre SO 2que, al reaccionar con el agua de las nubes, habría formado trióxido de azufre SO 3produciendo, en solución en agua, ácido sulfúrico H 2 SO 4. Esta reacción, sin duda, han sido favorecido en Marte por la alta altitud de fotólisis de agua moléculas , bajo la acción de radiación ultravioleta radiación de la Sun , que notablemente libera hidroxilo radicales HO y produce peróxido de hidrógeno H 2 O 2, un oxidante . La comparación con la atmósfera de Venus , que tiene nubes de ácido sulfúrico en una atmósfera de dióxido de carbono , también destaca el papel de la disociación fotoquímica del dióxido de carbono por ultravioleta menor de 169  nm para iniciar la oxidación. De dióxido de azufre  :

CO 2+ h νCO + O
SO 2+ OSO 3
SO 3+ H 2 OH 2 SO 4

Por lo tanto, el agua marciana se habría cargado con ácido sulfúrico Hesperiano , lo que tendría la consecuencia de reducir significativamente su punto de congelación : el eutéctico de la mezcla H 2 SO 4 • 2H 2 O - H 2 SO 4 • 3H 2 Oasí se congela un poco por debajo de −20  ° C , y el de la mezcla H 2 SO 4 • 6.5H 2 O - H 2 Ose congela alrededor de 210  K , temperatura ligeramente por debajo de -60  ° C , que es la temperatura promedio actual en Marte, y conduce a la formación de sulfatos en lugar de carbonatos . Esto explicaría por qué, cuando Marte tenía a priori una atmósfera de CO 2y grandes extensiones de agua líquida, apenas hay carbonatos, mientras que los sulfatos parecen, por el contrario, particularmente abundantes: la formación de carbonatos es inhibida por la acidez - lo que sugiere la presencia de sulfatos (la siderita FeCO 3, a priori el carbonato menos soluble, solo precipita a pH  > 5) - y la liberación continua de SO 2por la actividad volcánica en el Hesperiano habría desplazado el CO 2de carbonatos que podrían haberse formado en el Noé para reemplazarlos con sulfatos , como ocurre por ejemplo pH más bajo con magnesio  :

MgCO 3+ H 2 SO 4MgSO 4+ H 2 O+ CO 2

La cronoestratigrafía mineralógica propuesta por el equipo de planetólogos responsables del instrumento OMEGA de la sonda Mars Express coincide, con el Hesperiano , el eón estratigráfico llamado "  Theiikian  ", un término acuñado a través del inglés del griego antiguo τὸ θε meaningον que significa "azufre" - el la raíz exacta sería más bien el adjetivo * θειικον en el sentido de "sulfúrico". Sin embargo, este eón estaría fechado entre 4.0 y 3.6 mil millones de años antes del presente, es decir, con un desfase de 300 a 400 millones de años hacia el pasado en comparación con la escala de Hartmann. & Neukum .

Disminución del vulcanismo y desecación de la atmósfera.

Una vez pasado el gran episodio volcánico del Hesperiano , Marte habría visto reducir gradualmente su actividad interna hasta nuestros días, cuando parece haberse vuelto imperceptible, incluso quizás cero. De hecho, varios episodios volcánicos, de intensidad decreciente, habrían tenido lugar durante el Amazonas , en particular a nivel de Olympus Mons , y algunas erupciones incluso habrían ocurrido hace solo 2 millones de años, pero esta actividad sigue siendo episódica y, en cualquier caso , insignificante en comparación, por ejemplo, con el vulcanismo que existe actualmente en la Tierra.

Al mismo tiempo, la atmósfera de Marte habría sufrido una erosión continua desde el inicio del Hespérico bajo el efecto del viento solar tras la desaparición de la magnetosfera , sin duda al final del Noé . Tal erosión, incluso moderada, pero continua durante varios miles de millones de años, habría dispersado fácilmente en el espacio la mayor parte de lo que quedaba de la envoltura gaseosa en la superficie de Marte después del gran bombardeo tardío . Esto resultó en la desaparición gradual del efecto invernadero debido al CO 2.Marciano, de ahí la continua disminución de la temperatura y la presión atmosférica del planeta desde el Hespérico y en todo el Amazonas .

Por lo tanto, la presencia de agua líquida en Marte ha dejado de ser continua y se ha vuelto escasa y episódica. Las actuales condiciones marcianas permiten efectivamente la existencia de agua líquida en las regiones más bajas del planeta en la medida en que esta agua está cargada de cloruros y / o ácido sulfúrico , lo que parece ser precisamente el caso de Marte. Teniendo en cuenta los resultados de los análisis. llevado a cabo in situ por las sondas que estudiaron químicamente el suelo del planeta rojo. También parece que se han producido precipitaciones significativas hasta la mitad del Amazonas , a juzgar por las serpenteantes cordilleras identificadas, por ejemplo, al este de Aeolis Mensae . Pero, durante el Hespérico y el Amazonas , las condiciones generales de Marte cambiaron de una atmósfera espesa, húmeda y templada a una atmósfera delgada, árida y fría.

Estas condiciones particulares, exponiendo, durante miles de millones de años, los minerales de la superficie marciana a una atmósfera seca cargada de iones oxidantes , favorecieron la oxidación anhidra del hierro en forma de óxido de hierro (III) Fe 2 O 3.(hematita) amorfa, en el origen del color oxidado característico del planeta. Sin embargo, esta oxidación permanece limitada a la superficie, los materiales inmediatamente debajo permanecen en su mayoría en su estado anterior, con un color más oscuro. Este predominio de óxidos férricos está en el origen del término Sidérikien que designa el eón estratigráfico correspondiente, forjado por los planetólogos responsables del instrumento OMEGA de la sonda Mars Express en la ESA , del griego antiguo ὁ σίδηρος que significa "  hierro  " - la raíz exacta sería más bien el adjetivo * σιδηρικος en el sentido de "férrico" - y que comenzaría tan pronto como 3.600 millones de años antes del presente.

La transición entre Hesperiano y Amazónico habría sido bastante gradual, lo que explica la extrema variabilidad de las fechas que definen el límite entre estas dos épocas  : 3.200 millones de años antes del presente según la escala de Hartmann & Neukum , pero solo 1.800 millones de años después. la escala estándar de Hartmann.

Agua en Marte

De la abundancia de agua líquida del Noé , hoy solo quedan rastros en la atmósfera de Marte y, sin duda, grandes cantidades de agua congelada en el suelo y los casquetes polares de Marte, en forma de permafrost , o incluso mollisol . En, la sonda Mars Express detectó, cerca del Polo Norte, un lago de agua helada en un cráter. EnEl radar MARSIS de Mars Express ha revelado grandes cantidades de hielo de agua enterradas en la tierra que bordea la capa de hielo del sur residual. Por lo tanto, el volumen de agua helada contenida en el Polo Sur se estima en 1,6 millones de kilómetros cúbicos, o aproximadamente el volumen de agua helada en el casquete boreal residual.

También se detectó la presencia de agua en el subsuelo a medio camino entre el ecuador y el polo norte. Por ejemplo, en 2009, el Mars Reconnaissance Orbiter descubrió que los cráteres de impacto formados recientemente contenían un 99% de hielo puro.

Foto de una formación similar a un lago tomada por el instrumento THEMIS de la sonda Mars Odyssey en.
La foto de la derecha tomada por la sonda Mars Global Surveyor revela la presencia de un depósito blanquecino parecido al hielo de agua y que no estaba presente en (imagen de la izquierda).

La presencia duradera de agua líquida en la superficie de Marte se considera poco probable. De hecho, teniendo en cuenta la presión y la temperatura en la superficie de Marte, el agua no puede existir en estado líquido y pasa directamente del estado sólido al gaseoso por sublimación . Sin embargo, la evidencia reciente sugiere la presencia temporal de agua líquida en condiciones específicas. Experimentalmente se realizaron caudales de agua y salmuera a baja presión para estudiar su repercusión en superficie.

  • En , el equipo científico de THEMIS, el instrumento de Mars Odyssey destinado a detectar la presencia de agua pasada en Marte, descubrió en una de las imágenes de la sonda una estructura que se asemeja a un lago ubicado en el centro del cráter  " .
  • Todavía podrían producirse flujos muy breves. Así, Michael Malin y Kenneth Edgett (y coautores), investigadores de la NASA , anunciaron enahora tienen evidencia de flujo granular episódico activo. El análisis de imágenes de alta resolución de la OMC tomadas por la sonda Mars Global Surveyor reveló la presencia de nuevos barrancos ( barrancos ) cuya implementación podría estar ligada a deslizamientos de tierra o escombros. Pero análisis posteriores mostraron que estas observaciones también podrían explicarse por los flujos secos. El análisis de estos caudales con datos de HiRISE muestra que son estacionales y que ocurren tanto al final del invierno como al comienzo de la primavera.
  • En la cuenca de impacto de Hellas Planitia , la diferencia de altitud entre el borde y el fondo es de unos 9  km . La profundidad del cráter (7.152 metros por debajo del nivel topográfico de referencia) explica la presión atmosférica por debajo de: 1.155  Pa (es decir, 11,55  mbar o incluso 0,01  atm ). Esto es un 89% más alto que la presión a nivel cero ( 610  Pa , o 6,1  mbar ) y por encima del punto triple del agua , lo que sugiere que la fase líquida sería efímera (evaporación como el derretimiento del hielo) si la temperatura supera los 273,16  K ( 0,01  ° C ) en el caso de agua pura. No obstante, una temperatura más baja sería suficiente para el agua salada, que sería el caso del agua marciana: el agua líquida existe en la Tierra hasta temperaturas muy bajas, por ejemplo, en el muy salado lago Don Juan en la Antártida y algunas salmueras permanecen líquidas a temperaturas aún más bajas. temperaturas, así como algunas soluciones de ácido sulfúrico .

También se identificaron trazas estacionales de flujo en la primavera. por el instrumento HiRISE de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter en varios puntos de la superficie marciana en forma de trazos oscuros que se alargan y ensanchan en las pendientes expuestas al sol, en particular en los bordes del cráter de Newton . Estas formaciones bastante oscuras, de 0,5 a 5 metros de ancho, se forman preferentemente frente al ecuador en pendientes inclinadas de 25 ° a 40 ° entre 48 ° S y 32 ° S , con una longitud máxima al final del verano y principios de otoño en el local, mientras que la temperatura de la superficie es de entre 250 y 300  K .

Las variaciones de brillo, la distribución en latitud y la estacionalidad de estas manifestaciones sugieren que son causadas por una sustancia volátil, pero esta no fue detectada directamente. Se encuentran en lugares que son demasiado calientes en la superficie marciana para que sea dióxido de carbono congelado y, en general, demasiado fríos para que también sea agua pura congelada. Por lo tanto, estas observaciones también abogan a favor de las salmueras , que parecen formarse ocasionalmente de vez en cuando en la superficie del planeta. La La NASA anuncia que los análisis de imágenes de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter confirmarían la presencia de líquido en Marte en forma de sales hidratadas.

En marzo de 2014, tras la exploración realizada por el robot Curiosity, la NASA anunció que un gran lago habría llenado el cráter Gale, que había sido alimentado por ríos durante millones de años.

Un estudio publicado en mostró que los flujos eventualmente se secarían. De hecho, las cantidades de agua necesarias para explicar estas fuentes de agua cada año no son suficientes en la atmósfera. La fuente subterránea también es muy poco probable porque a veces se forman flujos oscuros ( Recurring Slope Lineae , RSL ) en las cumbres. La nueva teoría tiene el efecto de bomba Knudsen  (en) como un disparador de flujos que, por tanto, quedan completamente secos.

La , la sonda espacial Mars Express liderada por la Agencia Espacial Europea detecta a nivel del casquete polar sur la presencia de un lago subterráneo de agua líquida de 20  km de ancho, 1,5  km por debajo de la superficie de Marte. Aunque a una temperatura por debajo del punto de congelación del agua pura, este lago sería líquido debido a su alta concentración de sales y minerales marcianos.

Satélites naturales

Cráter Stickney , de 9  km de diámetro, visto por el instrumento HiRISE de MRO a 6000  km de Fobos el 23 de marzo de 2008, con el cráter Limtoc visto en el interior y surcos paralelos en primer plano; Ampliación de la imagen de abajo.

Marte tiene dos lunas diminutas, Fobos y Deimos , parecidas a asteroides tipo condrita carbonácea o tipo D , cuyo origen permanece incierto con varias hipótesis planteadas:

  • Podrían ser asteroides incidentes capturados por Marte, pero la dificultad de este escenario es explicar cómo, en este caso, estos dos satélites fueron capaces de adquirir sus órbitas actuales, circulares y poco inclinadas - apenas 1 ° - en relación con la marciana. ecuador: esto implicaría mecanismos de frenado atmosférico y regularización por efectos de marea, escenarios que presentan dificultades frente a la insuficiencia de la atmósfera de Marte para lograr tal frenado en el caso de Fobos , y el tiempo insuficiente para circularizar la órbita de Deimos . Sin embargo, este mecanismo de captura podría haberse facilitado enormemente en el caso de asteroides dobles, uno de cuyos componentes habría sido expulsado mientras el otro orbitaba alrededor del planeta rojo.
  • Los dos satélites de Marte también podrían haberse formado al mismo tiempo que su planeta madre, siendo la dificultad en este caso explicar la diferencia de composición entre Marte por un lado y sus dos satélites por el otro.
  • Finalmente, una tercera hipótesis propone que Fobos y Deimos son dos cuerpos aglomerados a partir de los residuos orbitados tras uno o más impactos importantes de planetesimales poco después de la formación de Marte, un escenario que se suma a la hipótesis de "  Théia  " que explica la formación de la Luna por mecanismo intervenido en la proto-Tierra.

Fobos

El satélite Mars Phobos visto el 23 de marzo de 2008 a una distancia de 6.800  km por el instrumento HiRISE de la sonda MRO . Los surcos son claramente visibles. La resolución de esta imagen permite percibir detalles de 20  m .

Fobos , el satélite natural de Marte más cercano a su planeta, es una masa irregular de 27 × 22 × 18  km que orbita a menos de 6.000  km sobre el nivel del mar, por lo que no se puede ver desde las regiones polares de la superficie marciana, más allá de los 70,4 ° latitud norte o sur, donde está enmascarado por la curvatura del planeta. La sonda Mars Global Surveyor reveló que su superficie, muy llena de cráteres, está cubierta por un grueso regolito de cien metros probablemente proveniente de la miríada de impactos que se produjeron en la superficie de este objeto. Su densidad promedio es la mitad de la de Marte, algo menos de 1.890  kg / m 3 , lo que sugiere una naturaleza porosa resultante de una estructura de bloques aglomerados cuya cohesión general sería bastante débil. Sería un asteroide de tipo D , es decir, formado por materiales dominados por silicatos anhidros con una proporción significativa de carbono , compuestos orgánicos y, quizás, hielo de agua. Tendría una composición cercana a una condrita carbonosa , lo que explica su albedo de apenas 0,071. La naturaleza mineralógica de la superficie examinada por el espectrómetro infrarrojo ISM de la sonda Phobos 2 parece corresponder a olivino con concentraciones locales de ortopiroxeno . La presencia de agua en la superficie del satélite ha sido claramente descartada por varios estudios pero no queda descartada en profundidad.

Uno de los rasgos característicos de Fobos es la presencia de surcos paralelos como máximo de 30  m de profundidad, 200  m de ancho y 20  km de largo, que parecen envolver el satélite radialmente alrededor del cráter Stickney , y que podrían ser los rastros de escombros arrojados al espacio durante impactos en Marte que habrían sido colocados en órbita por Fobos  : las ranuras en realidad parecen "fluir" en la superficie del satélite desde su punto "delantero", en la dirección de su revolución sincrónica alrededor de Marte, más que desde el cráter Stickney. , ubicado cerca del punto frontal. Estos surcos son más precisamente catenas , que resultan de cadenas de cráteres alineados.

Fobos , que orbita dentro de la órbita síncrona de Marte, ubicada a una altitud de 17.000  km , se ralentiza por las fuerzas de marea ejercidas por el globo marciano, lo que hace que pierda altitud a una velocidad de aproximadamente 18 cm por año: a esta velocidad, alcanzará su límite de Roche en unos 11 millones de años y se desintegrará a unos 4.000 km de altitud sobre la superficie marciana, donde debería formar gradualmente un anillo .   

Deimos

Vista de Deimos por el instrumento HiRISE de la sonda MRO el 21 de febrero de 2009 mostrando detalles de 60  m .

El segundo satélite de Marte, Deimos , es incluso más pequeño que el primero, con unas dimensiones de 15 × 12,2 × 10,4  km . Orbita a una altitud de poco más de 23.000  km , en una órbita casi circular inclinada a menos de un grado del ecuador marciano. Parece ser de la misma naturaleza que Fobos , un asteroide de tipo D de composición cercana a una condrita carbonosa , pero su superficie, a priori tan llena de cráteres como la de Fobos, estaría mucho más ablandada por una capa de regolito lo suficientemente gruesa. para llenar la superficie, la mayoría de los cráteres. La densidad de este regolito se estimó por radar en aproximadamente 1.100  kg / m 3 , siendo la del satélite en su conjunto del orden de 1.470 kg / m 3 .

Las vistas tomadas por Mars Reconnaissance Orbiter mostraron una superficie de color variable según las regiones, teniendo el regolito un tinte rojo más oscuro más pronunciado que las superficies aparentemente más recientes, ubicadas alrededor de ciertos cráteres y en los bordes de las crestas. Las catenas que forman los surcos característicos de la superficie de Fobos no se han observado en Deimos.


Propiedades de los satélites naturales de Marte
Propiedad Fobos Deimos
 Dimensiones 26,8 × 22,4 × 18,4  kilometros  15,0 × 12,2 × 10,4  kilometros 
 Masa 1.072 × 10 16  kg  1,48 × 10 15  kg 
 Densidad media  1,887  kg / m 3  1.471  kg / m 3 
 Gravedad superficial  1,9 hasta 8,4  mm / s 2  aproximadamente 3,9  mm / s 2 
 Velocidad de liberación 11,3  m / s  5,6  m / s 
 Albedo 0.071  0,068 
 Semieje mayor de la órbita 9.377,2  kilometros  23.460  kilometros 
 Excentricidad orbital 0,015 1 0,000 2
 Inclinación del eje 1.075  °  0,93  ° 
 Periodo orbital 0.310 841 8  sol ≈ 0.318 910 23  d  1.230 5  soles ≈ 1.262 44  d 

Descubrimiento y denominación

Ambos satélites fueron descubiertos durante la oposición de agosto de 1877 por Asaph Hall utilizando un telescopio de 26 pulgadas del Observatorio Naval de los Estados Unidos en Washington .

Originalmente fueron nombrados Phobus y Deimus después de una sugerencia del profesor Henry Madan en la universidad de Eton de la línea 119 de la canción XV de la Ilíada  :

Ὣς φάτο, καί ῥ 'ἵππους κέλετο Δεῖμόν τε Φόβον τε ζευγνύμεν, αὐτὸς δ' ἔντε 'ἐδύσετο παμφανόωντα.

- traducción del griego antiguo por Leconte de Lisle , La Ilíada - Canción XV

“Así que habló, y ordenó al Terror y al Miedo que engancharan sus caballos, y se cubrió con su espléndida armadura. "

La Ilíada - Canción XV

En la mitología griega , Phobos y Deimos son los hijos del dios Ares , en griego antiguo Φόϐος / Phóbos significa "miedo" y Δεῖμος / Deĩmos "terror". Este nombre es un juego de palabras sobre la polisemia de la palabra satélite que puede designar al mismo tiempo una estrella (los satélites del planeta) o una persona, un guardaespaldas (los satélites del dios).

Asteroides troyanos y cruceros de Marte

Actualmente se conocen cuatro troyanos a raíz de Marte. El primero, descubierto en, y el más conocido de ellos, es (5261) Eurêka , ubicado en el punto de Lagrange  L 5 . Los otros tres son 1998 VF31 (en el punto L 4 ), 1999 UJ7 (en el punto L 5 ) y 2007 NS2 (en el punto L 5 ).

Marte también tiene un asteroide coorbital: (26677) 2001 EJ18.

Otros seis asteroides también están estrechamente relacionados con Marte, pero no parecen ser troyanos: 2001 FR127, 2001 FG24, 2001 DH47, 1999 ND43, 1998 QH56 y 1998 SD4.

2007 WD 5 es un asteroide cercano a la Tierra y un aréocroiseur de 50  m de largo descubiertopor Andrea Boattini de Catalina Sky Survey . De acuerdo a la NASA Programa de Objetos cercanos a la Tierra , que tenía un uno de cada 10.000 (o 0,01%) de probabilidades de impactar en Marte, un impacto que finalmente no sucedió.

Historia de las observaciones del planeta.

Observaciones antiguas

G5 D46
N37
O1
D21
N14
"Hor-Desher"
S29 P11 D46
D46
P3 G17 M3
X1
M3
X1
D54
"Quién se mueve hacia atrás"

Siendo Marte uno de los cinco planetas visibles a simple vista (junto con Mercurio, Venus, Júpiter y Saturno), se ha observado desde que los humanos miran el cielo nocturno. Durante sus oposiciones, es el planeta más brillante después de Venus (su magnitud aparente puede alcanzar -2,9, el resto del tiempo, el segundo planeta más brillante es Júpiter).

El característico color rojo de Marte le valió en la antigüedad la conexión con el dios griego de la guerra Ares y luego con su equivalente romano Marte , el rojo evoca la sangre de los campos de batalla.

Los babilonios la llamaban Nirgal o Nergal , el dios de la muerte, la destrucción y el fuego.

Los egipcios lo llamaron "  Red Horus " ( ḥr Dšr, Hor-desher ) y conocían su "movimiento hacia atrás" (actualmente conocido como movimiento retrógrado ).

En la mitología hindú , Marte se llama Mangala ( मंगल ) por el nombre del dios de la guerra. En el cuadrilátero de Memnonia , Mangala Valles lleva su nombre en su honor.

En hebreo , se llama Ma'adim ( מאדים ): el que se sonroja . Ma'adim Vallis usa este término.

En el este de Asia ( China , Japón , Corea y Vietnam ) Marte es火星, literalmente la estrella () fuego (). En mandarín y cantonés , se le conoce comúnmente como huoxing (火星, huǒxīng en Pinyin ) y tradicionalmente Yinghuo (荧惑, yínghuò en Pinyin, litt. "Extravagante confundido"). En japonés ,火星en kanji ,か せ いen hiragana o kasei en rōmaji (que dio su nombre a Kasei Vallis ). En coreano ,火星en hanja y 화성 en hangeul , transcrito en hwaseong .

Marte todavía se conoce hoy como el "planeta rojo".

Queda poca documentación de observaciones astronómicas pre-telescópicas , y estas están teñidas de religión o astrología (como el Zodíaco de Dendera en el Alto Egipto ). Además, las observaciones a simple vista no nos permiten observar el planeta en sí, sino su trayectoria en el cielo.

Observaciones telescópicas

Descripción de Johannes Kepler de los movimientos geocéntricos de Marte, Astronomia nova (1609).

En en Praga, Johannes Kepler se convierte en asistente de Tycho Brahe (fallecido en) para lo cual debe calcular la órbita precisa de Marte. Se necesitan seis años para hacer los cálculos y descubre que las órbitas de los planetas son elipses y no círculos. Esta es la primera ley de Kepler que publicó enen su obra Astronomia nova .

La creencia en la existencia de canales marcianos se prolongó desde finales del XIX °  siglo hasta el comienzo del XX °  siglo y disparó la imaginación popular, lo que contribuye al mito de la existencia de vida inteligente en el cuarto planeta del Sistema Solar. Su observación, que nunca fue unánime, provino de una ilusión óptica, fenómeno frecuente en las condiciones de observación de la época ( pareidolia ).

En el XX °  siglo, el uso de grandes telescopios permitió obtener los mapas más precisos antes de enviar sondas. En el observatorio Meudon , las observaciones de Eugène Antoniadi enresultó en la publicación del Planeta Marte en. En el Observatorio Pic du Midi , las observaciones fueron realizadas por Bernard Lyot , Henri Camichel, Audouin Dollfus y Jean-Henri Focas .

Exploración

La exploración de Marte se lleva a cabo utilizando sondas espaciales  : en particular satélites artificiales y "  astromóviles  ", también llamados "  rovers  ".

Ocupa un lugar importante en los programas de exploración espacial de Rusia (y antes de la URSS ), Estados Unidos , la Unión Europea y Japón , y comienza a materializarse en el programa espacial de la República Popular China . Aproximadamente 40 sondas orbitales y módulos de aterrizaje se han lanzado a Marte a lo largo de los años..

NB: las fechas siguientes son las del lanzamiento y finalización de las misiones; la fecha intermedia es la de la inserción de un satélite en la órbita marciana ( órbita ) o el aterrizaje de un módulo de aterrizaje ( módulo de aterrizaje ).

Misiones fallidas


  • Bandera de rusia Sondas rusas:
    • Marzo 96
    • Phobos-Grunt fue una misión liderada por Rusia lanzada el pero sin poder colocar la sonda en su órbita de tránsito a Marte, por lo que la nave espacial se estrelló en la Tierra en en el Pacífico Sur . El objetivo era recuperar muestras de suelo de Fobos .
  • Bandera de la República Popular China Yinghuo 1 era una misión china que consistía en un pequeño módulo para ser colocado en órbita marciana por la nave espacial rusa Phobos-Grunt para estudiar el entorno inmediato del planeta rojo; el fracaso de la misión Phobos-Grunt llevó a la de Yinghuo 1.
  • Bandera de la unión europeaLa sonda europea Beagle 2 ( - ). El aterrizaje parece haber ido bien, pero se ha perdido el contacto con la sonda. En enero de 2015, fue encontrada en fotografías de la superficie marciana tomadas por el orbitador Mars Reconnaissance Orbiter .
  • Bandera de japónLa sonda japonesa Nozomi (の ぞ み) ( - ) desde entonces ha permanecido en órbita heliocéntrica .
  • Bandera de la unión europeaLa sonda europea Schiaparelli (14 de marzo de 2016 - 19 de octubre de 2016) perdió debido a la expulsión prematura del paracaídas durante el descenso atmosférico, lo que provocó un accidente.

Misiones cumplidas

  • Bandera de los estados unidos Sondas americanas (sobrevuelos simples):
    • Marinar 4 ( - trasvolar - misión completada el )
    • Marinar 6 ( - trasvolar )
    • Marinar 7 ( - trasvolar )
  • Bandera de los estados unidos Satélites americanos:
    • Marinar 9 ( - - )
    • Mars Global Surveyor ( - - )
  • Bandera de la URSS Orbitadores soviéticos:
    • 5 de marzo ( - - )
  • Bandera de la URSS Aterrizadores soviéticos:
    • 2 de marzo ( - - )
    • 3 de marzo ( - - ).
    • 6 de marzo ( - - ) datos transmitidos solo durante el descenso.

  • Bandera de los estados unidos Programa Viking , con módulo de aterrizaje y orbitador:
    • Vikingo 1 ( - )
    • Viking 2 ( - )
  • Bandera de los estados unidosMódulo de aterrizaje y explorador Mars Pathfinder ( - - )
  • Bandera de los estados unidosPhoenix Lander ( - - )
  • Bandera de los estados unidos Vehículo de exploración de Marte  :
    • Espíritu ( - - , fecha del último contacto con este rover ahora atascado.)
    • Oportunidad ( - - 13 de febrero de 2019, fecha del último contacto)

Misiones orbitales en curso

Oportunidad en el cráter de resistencia (vista simulada).
  • Bandera de los estados unidos 2001 Mars Odyssey ( - -)
  • Bandera: Europa March Express ( - extendido muchas veces, apagado programado para el final de )
  • Bandera de los estados unidos Orbitador de reconocimiento de Marte ( - -)
  • Bandera de la india Misión Mars Orbiter ( - - es el final previsto de la misión, pero el satélite todavía está activo en .)
  • Bandera de los estados unidos MAVEN ( -)
  • Bandera: Europa Orbitador de gases traza ( - - final previsto en )
  • Bandera, de, emiratos árabes unidosLa misión marciana de los Emiratos es una sonda de la agencia espacial emiratí que despega en. Consiste en un orbitador equipado con tres instrumentos científicos dedicados al estudio de la atmósfera de Marte. Es la primera sonda espacial de los EAU y la primera sonda espacial del mundo árabe . Se colocó en órbita alrededor de Marte en.

Misiones terrestres en curso

  • Bandera de los estados unidos Mars Science Laboratory es una misión desarrollada por la NASA y lanzada el. Está equipado con un rover llamado Curiosity que es significativamente más eficiente que Spirit y Opportunity para buscar rastros de vidas pasadas a través de varios análisis geológicos. Curiosity aterrizó en Bradbury Landing Zone en Gale Crater , el.
  • Bandera de los estados unidos InSight , incorpora instrumentos científicos europeos (sismómetro, sensor de flujo de calor y estación meteorológica). aterrizaje exitoso ena una latitud de 4.5 ° N y una longitud de 135.9 ° E. El final de la misión está previsto para.
  • Bandera de los estados unidos Marzo de 2020 es una misión de la NASA que despegó enA bordo del rover (rover) Perseverance (su construcción se basa en gran medida en Curiosity, mientras que cuenta con los instrumentos más avanzados) y un mini helicóptero (tipo UAV ), el March Helicopter Scout Ingenuity . El rover aterrizó enen el cráter Jezero .

Misión en órbita esperando aterrizar

  • Bandera de la República Popular China Tianwen-1 es una sonda de la Agencia Espacial China ( CNSA ) que despega en. Incluye un orbitador y un módulo de aterrizaje que deben depositar un rover en la superficie del planeta. Esta es la primera misión marciana independiente dirigida por China. Se colocó en órbita alrededor de Marte en, mientras que el módulo de aterrizaje y el rover deben aterrizar en su superficie en mayo o .

Programa en proyecto

Programa cancelado

  • Bandera de los estados unidosEl Programa Constelación 's de la NASA propuso enviar hombres a la luna depara prepararse para futuras misiones tripuladas a Marte. Considerado demasiado costoso para las opciones tecnológicas obsoletas, este programa iniciado por la administración Bush , que ya estaba seriamente retrasado , fue abandonado elpor la administración Obama .

Cronología

Mars 2020 (sonde spatiale)Martian Moons ExplorationMars Science LaboratoryMars Orbiter MissionMAVEN (sonde spatiale)Tianwen-1Mars HopeExoMars Trace Gas OrbiterInSightRover ExoMarsMars Reconnaissance OrbiterMars ExpressMars Exploration Rover2001 Mars OdysseyMars Global SurveyorBeagle 2Phoenix (sonde spatiale)Phobos-GruntYinghuo 1Mars Exploration RoverSchiaparelli (engin spatial)Nozomi (sonde spatiale)Mars Climate OrbiterMars Polar LanderMars 96Nozomi (sonde spatiale)Mars 96Mars PathfinderMars ObserverPhobos 2Phobos 1Programme VikingProgramme VikingMars 7Mars 6Mars 5Mars 4Mars 3Mars 2Mariner 9Cosmos 419Mariner 8Mars 1969BMars 1969AMariner 7Mariner 6Zond 2Mariner 4Mariner 3Mars 1962BMars 1Mars 1962AMars 1960BMars 1960A

Satélites artificiales alrededor de Marte

Las diversas misiones marcianas han instalado satélites artificiales alrededor del planeta. Sirven como relés para las telecomunicaciones con los módulos colocados en el suelo, y realizan mediciones globales sobre el medio ambiente y la superficie de Marte.

Diez satélites artificiales orbitan actualmente alrededor de Marte, ocho de los cuales todavía están en funcionamiento, más máquinas que para cualquier otro objeto del Sistema Solar excepto la Tierra.

Satélites artificiales en órbita marciana en febrero de 2021
Misión Lanzamiento Orbital Estado
Bandera de los estados unidos Marinar 9 30 de mayo de 1971 14 de noviembre de 1971 Misión completada el 27 de octubre de 1972

Órbita estable estimada en 50 años, después de los cuales el satélite entrará en la atmósfera marciana.

Bandera de los estados unidos Mars Global Surveyor 7 de noviembre de 1996 11 de septiembre de 1997 Contacto perdido el 2 de noviembre de 2006
Bandera de los estados unidos Odisea de marzo de 2001 7 de abril de 2001 24 de octubre de 2001 En la operación
Bandera: Europa Marzo expreso 2 de junio de 2003 25 de diciembre de 2003 En la operación
Bandera de los estados unidos Orbitador de reconocimiento de Marte 12 de agosto de 2005 10 de marzo de 2006 En la operación
Bandera de la india Misión Mars Orbiter 5 de noviembre de 2013 24 de septiembre de 2014 En la operación
Bandera de los estados unidos MAVEN 12 de noviembre 2013 21 de septiembre de 2014 En la operación
Bandera: Europa Orbitador de gases traza 14 de marzo de 2016 19 de octubre de 2016 En la operación
Bandera, de, emiratos árabes unidos EMM (Mars Hope) 19 de julio de 2020 9 de febrero de 2021 En la operación
Bandera de la República Popular China Tianwen-1 (orbitador) En la operación

Cultura

Simbolización y simbolismo

La "  cara de Marte  " vista por Viking 1.
El rostro visto por Mars Global Surveyor .

El símbolo astronómico de Marte es un círculo con una flecha que apunta al noreste ( Unicode 0x2642 ♂). En alquimia , este símbolo está asociado con el hierro (cuyo óxido es rojo) y, a veces, indica una mina de hierro en las cartas.

Como Marte tarda un poco menos de dos años en dar la vuelta al Sol, su símbolo fue utilizado por Carl von Linné para representar plantas bienales en su libro Species plantarum .

Este símbolo es una representación estilizada del escudo y la lanza del dios Marte . En biología , el mismo símbolo se utiliza como marcador para el sexo masculino .

Volvo ha incorporado este símbolo a su logotipo debido a su asociación con el hierro, de ahí la industria del acero .

Los hombres son de Marte, las mujeres son de Venus es un bestseller de John Gray publicado en.

El color rojo está asociado con Marte. También lo asociamos con violencia, ira, guerra: todos los atributos habituales del dios Marte.

La hipotética correlación entre la posición del planeta Marte en relación con el horizonte en el momento del nacimiento y el destino de ciertos deportistas se denomina efecto Marte .

En las fotos tomadas por Viking 1 , elDurante su  órbita número 35 , hay en Cydonia de aparentes estructuras artificiales que incluyen una cara gigante y pirámides. Esta leyenda se repite en la película estadounidense de ciencia ficción Mission to Mars, realizada enpor Brian De Palma .

Música

"Marte, el que trae la guerra" es el primer movimiento de la gran obra orquestal Los planetas , compuesta y escrita por Gustav Holst entre y .

Una canción del cantautor británico David Bowie , Life on Mars , publicado en 1971, plantea a coro la pregunta: ¿Hay vida en Marte ("¿Hay vida en Marte")

Ficción

Literatura

Cómics de habla francesa

Juegos de mesa

  • Misión: Planeta Rojo de Bruno Cathala y Bruno Faidutti (Asmodée, 2005)
  • Terraformación de Marte por Jacob Fryxelius (FryxGames, 2016)
  • Primeros marcianos: aventuras en el planeta rojo de Ignacy Trzewiczek (Portal Games, 2017)
  • On Mars de Vital Lacerda (Eagle-Gryphon Games, 2019)

Notas y referencias

Notas

  1. La montaña más alta del Sistema Solar es el pico central del cráter Rheasilvia , en Vesta , con una altura de unos 22.000  m sobre el suelo del cráter. En términos de altitud (en comparación con el nivel de referencia del cuerpo celeste), es por otro lado Olympus Mons el que ocupa el primer lugar, con 21.229  m contra sólo 9.000  m (aproximadamente) de Rheasilvia.
  2. Una de estas teorías, formulada en la década de 1980, utiliza específicamente las propiedades replicativas de las arcillas para catalizar la formación de macromoléculas orgánicas .

Referencias

  1. (en) Alvin Seiff y Donn B. Kirk , Estructura de la atmósfera de Marte en verano en latitudes medias  " , Journal of Geophysical Research , vol.  82, , p.  4364-4378 ( leer en línea ) DOI : 10.1029 / JS082i028p04364
  2. (en) Equipo científico de MSL, Abundancia y composición isotópica de gases en la atmósfera marciana del Curiosity Rover  " DOI : 10.1126 / science.1237966
  3. (en) G. Neukum , R. Jaumann , H. Hoffmann , E. Hauber , JW Head , AT Basilevsky , BA Ivanov , SC Werner , S. van Gasselt , JB Murray , T. McCord y el equipo del instrumento de cámara estéreo de alta resolución de la misión Mars Express , “  Actividad volcánica y glacial reciente y episódica en Marte revelada por la cámara estéreo de alta resolución  ” , Nature , vol.  432,, p.  971-979 ( ISSN  0028-0836 , leer en línea ) DOI : 10.1038 / nature03231 .
  4. (en) David R. Williams, Hoja informativa de marzo  " en la NASA ,(consultado el 12 de octubre de 2007 ) .
  5. (in) NASA Spacecraft Confirms Martian Water, Mission Extended  " en la NASA ,(consultado el 12 de agosto de 2018 ) .
  6. (in) "MarsDist" (Versión del 7 de marzo de 2008 en Internet Archive ) .
  7. (en) Jean Meeus, ¿Cuándo estuvo tan cerca el pasado mes de marzo  » [PDF] , sobre International Planetarium Society  (en) ,(consultado el 12 de agosto de 2018 ) .
  8. (en) R. Baalke, “  Marte hace aproximación más cercana en casi 60.000 años  ” ,(consultado el 27 de noviembre de 2009 ) .
  9. (en) William R. Ward , Cambios a gran escala en la oblicuidad de Marte  " , Science , vol.  181, n o  4096,, p.  260-262 ( ISSN  0036-8075 , DOI  10.1126 / science.181.4096.260 , leer en línea ).
  10. (en) William R. Ward y Donald J. Rudy , "¿  Oblicuidad resonante de Marte  » , Ícaro , vol.  94, n o  1,, p.  160-164 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (91) 90146-K , leído en línea , consultado el 12 de agosto de 2018 ).
  11. (en) Jihad Touma y Jack Wisdom , La oblicuidad caótica de Marte  " , Science , vol.  259, n o  5099,, p.  1294-1297 ( ISSN  0036-8075 , DOI  10.1126 / science.259.5099.1294 , leer en línea ).
  12. (en) J. Laskar , ACM Correia , Sr. Gastineau , F. Joutel , B. Levrard y P. Robute , Evolución a largo plazo y difusión caótica de las cantidades de insolación de Marte  " , Icarus , vol.  170, n o  2, p.  343-364 ( lea en línea [ [PDF] ]) DOI : 10.1016 / j.icarus.2004.04.005 .
  13. (in) Benjamin Levrard François Forget , Franck Montmessin y Jacques Laskar , Recientes depósitos ricos en hielo FORMADOS en altas latitudes en Marte por sublimación del hielo durante una baja oblicuidad ecuatorial inestable  " , Nature , n o  431,, p.  1072-1075 ( ISSN  0028-0836 , leer en línea ) DOI : 10.1038 / nature03055 .
  14. (in) F. Forget , RM Haberle , F. Montmessin B. Levrard y JW Head , Formación de glaciares en Marte por precipitación atmosférica en alta oblicuidad  " , Science , vol.  311, n o  5759,, p.  368-371 ( leer en línea ) DOI : 10.1126 / science.1120335 .
  15. (en) Marte puede estar emergiendo de una edad de hielo  " , en el Jet Propulsion Laboratory ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  16. (En) Séptima Conferencia Internacional sobre Marte: calentamiento del subsuelo de marzo a baja oblicuidad  " .
  17. Jacques Laskar, Pequeño aviso en las oposiciones de Marte  " , en IMCCE ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  18. Jean-Luc Goudet, “  Marte en oposición, lo más cerca posible de la Tierra: ¡síguelo con nosotros!  » , Sobre Futura-Sciences ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  19. JL Dauvergne, Observe Mars lo más cerca posible de la Tierra  " , en Ciel et Espace ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  20. (en) Cabo Verde, cráter Victoria  " , MarsWatch de la Universidad de Cornell,.
  21. (en) ESA, ¿Dónde está la longitud de cero grados en Marte  " ,(consultado el 26 de junio de 2008 ) .
  22. (en) Dato de marzo  " en Instituto Lunar y Planetario .
  23. (en) "Mars 1: 5 millones de imágenes de escala-MOLA" (versión 5 de noviembre de 2010 en Internet Archive ) .
  24. (en) 1 de marzo: 5 millones de imágenes THEMIS a escala  " en USGS (consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  25. (en) PIA02031: Mapas de la topografía global de Marte  " , en el Photojournal del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA ,.
  26. (en) Thomas R. Watters , Patrick J. McGovern y Rossman P. Irwin , Hemisferios aparte: la dicotomía cortical en Marte  " , Revisión anual de ciencias terrestres y planetarias  (en) , vol.  35,, p.  621-625 ( DOI  10.1146 / annurev.earth.35.031306.140220 , leer en línea ).
  27. (en) Thomas R. Watters , Carl J. Leuschen , Jeffrey J. Plaut , Giovanni Picardi , Ali Safaeinili , Stephen M. Clifford , William M. Farrell , Anton B. Ivanov , Roger J. Phillips y Ellen R. Stofan , “  Evidencia de sonda de radar MARSIS de cuencas enterradas en las tierras bajas del norte de Marte  ” , Nature , vol.  444,, p.  905-908 ( ISSN  0028-0836 , leer en línea ).
  28. (in) Imágenes del comunicado de prensa: Spirit - Un momento congelado en el tiempo  " , en NASA ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  29. (en) David Darling, atmósfera de marzo  " , en La Enciclopedia de Internet de la Ciencia .
  30. (in) MSL Science Team, Abundancia y composición isotópica de gases en la atmósfera de la curiosidad del rover marciano  " DOI : 10.1126 / science.1237966
  31. (en) Alvin Seiff y Donn B. Kirk , Estructura de la atmósfera de Marte en verano en latitudes medias  " , Journal of Geophysical Research , vol.  82,, p.  4364-4378 ( DOI  10.1029 / JS082i028p04364 , leer en línea ).
  32. (en) Arvydas Kliore Dan L. Cain , Gerald S. Levy , R. Von Eshleman Gunnar Fjeldbo y Frank D. Drake , Experimento de ocultación: resultados de la primera medición directa de la atmósfera y la ionosfera de Marte  " , Science , vol.  149, n o  3689,, p.  1243-1248 ( ISSN  0036-8075 , leer en línea ) DOI : 10.1126 / science.149.3689.1243 .
  33. La atmósfera de Marte  " , del Instituto Belga de Aeronomía Espacial (consultado el 13 de agosto de 2013 ) .
  34. (en) Mars Express confirma metano en la atmósfera marciana  " de la ESA ,(consultado el 29 de junio de 2008 ) .
  35. S. Atreya , “  Metano, ¿un signo de vida en Marte y Titán  " Pour la Science , n o  356,.
  36. (in) ESA 1st Mars Express Science Conference  " ,(consultado el 29 de junio de 2008 ) , pág.  113
  37. (in) Viendo pasar las nubes marcianas  " , del Laboratorio de propulsión a chorro ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  38. (en) JS Kargel y Giles M. Marion, “  Marte como salada, ácida, y el mundo hidrato de gas  ” [PDF] , en Lunar and Planetary Science XXXV ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  39. (in) Nubes de hielo en el Ártico marciano (película acelerada)  " , en la Universidad de Arizona ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  40. (in) "Las  nubes de hielo ponen a marzo a la sombra  " en la Agencia Espacial Europea ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  41. Olivier de Goursac, Los colores de Marte  " , en Futura-Sciences ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) - Olivier de Goursac, Visions de Mars, Éditions de la Martinière, 14 de septiembre de 2004.
  42. (en) MT Lemmon , J. Wolff , MD Smith , RT Clancy , D. Banfield , GA Landis , A. Ghosh , PH Smith , N. Spanovich , B. Whitney , P. Whelley , R. Greeley , S. Thompson , JF Bell y SW Squyres , Resultados de imágenes atmosféricas de los vehículos exploradores de Marte: espíritu y oportunidad  " , Science , vol.  306, n o  5702,, p.  1753-1756 ( ISSN  0036-8075 , DOI  10.1126 / science.1104474 , leer en línea ).
  43. (in) Conway B. Leovy , Marte: El diablo está en el polvo  " , Nature , vol.  424,, p.  1008-1009 ( ISSN  0028-0836 , DOI  10.1038 / 4241008a , leer en línea ).
  44. (in) Viajero impulsado por el viento de Spirit en Marte (Spirit Sol 486)  " en el Laboratorio de propulsión a chorro ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  45. (en) HiRISE - Dust Devils on Mars (ESP_014426_2070)  " en la Universidad de Arizona ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  46. (en) Bruce A. Cantor , Observaciones del MOC de la tormenta de polvo que rodea el planeta en marzo de 2001  " , Icarus , vol.  186, n o  1,, p.  60-96 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2006.08.019 , leer en línea ).
  47. (in) Philippe Claudin y Bruno Andreotti , Una ley de escala para las dunas eólicas en Marte, Venus, la Tierra y para las ondas subacuáticas  " , Planeta Tierra. Sci. Letón. , vol.  242, n hueso  1-2,, p.  30-44 ( DOI  10.1016 / j.epsl.2006.09.004 , leer en línea ).
  48. (in) PIA01546: True Color of Mars - Pathfinder Sol 10 al mediodía  " en el Jet Propulsion Laboratory ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  49. (en) PIA01547: True Color of Mars - Pathfinder Sol 24 a las 4 PM  " en el Jet Propulsion Laboratory ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  50. (en) Philip B. James , Jeffery L. Hollingsworth , Michael J. Wolff y Steven W. Lee , Tormentas de polvo del Polo Norte en Marte a principios de la primavera  " , Ícaro , vol.  138, n o  1,, p.  64-73 ( DOI  10.1006 / icar.1998.6060 , leer en línea ).
  51. Olivier Lascar, "Flash Météo", Les dossiers de Science & vie Junior n o  40,, 114 p. “El sol pega fuerte, el suelo se calienta. El contraste de temperatura con las regiones invernales más al norte se vuelve enorme. Lo que, como en la Tierra, hace aparecer fuertes vientos. Esta gente furiosa no tiene dificultad para levantar polvo. » , P. 98.
  52. (in) Los científicos rastrean " Tormenta perfecta "en Marte  " en hubblesite.org ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  53. Olivier Lascar, "Flash Météo", Les dossiers de Science & vie Junior n o  40, abril de 2000, 114p "El planeta rojo está una vez y media más lejos del Sol que la Tierra. Cada metro cuadrado de su superficie recibe menos la mitad del calor que recibimos "p. 96
  54. Olivier Lascar, "Flash Météo", Les dossiers de Science & vie Junior n o  40, abril de 2000, 114p "Esta atmósfera, compuesta casi en su totalidad de dióxido de carbono, es demasiado fina para atrapar el calor del día y redistribuirlo por la noche. al suelo. "p. 97
  55. (en) Hoja informativa de marzo  " ,
  56. (in) Mars24 sunclock - Time on Mars  " en NASA (consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  57. (en) Mars Express observa cómo una tormenta de polvo azota a marzo  " en la Agencia Espacial Europea , (consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  58. (en) Planeta devorando tormentas de polvo  " en la NASA , (consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  59. (en) J. Laskar , A. Correia , Sr. Gastineau , F. Joutel , B. Levrard y P. Robutel , Evolución a largo plazo y difusión caótica de las cantidades de insolación de Marte  " , Icarus , vol.  170, n o  2, p.  343-364 ( lea en línea , consultado el 16 de agosto de 2018 ).
  60. (en) SL Hess , RM Henry , CB Leovy , JA Ryan y yo Tillman , Resultados meteorológicos de la superficie de Marte: Viking 1 y 2  " , Journal of Geophysical Research , vol.  82, n o  28,, p.  4559-4574 ( ISSN  0148-0227 , lea en línea [ [PDF] ]) DOI : 10.1029 / JS082i028p04559 .
  61. (en) Misión Vikinga a Marte  " en Facts NASA - 1988 .
  62. (in) Hielo de agua confirmado en el casquete polar sur de Marte  " en la Universidad Estatal de Arizona ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  63. (en) Mars Global Surveyor Gives New Global View of Mars  " en el Jet Propulsion Laboratory (consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  64. Pierre Thomas, Los casquetes polares de Marte: recordatorios, resultados de los últimos 10 años de observación  " , en École normale supérieure de Lyon ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  65. (in) MGS MOC Release No. MOC2-297: OMC observa cambios en el casquete polar sur: evidencia del cambio climático reciente en Marte  " en Jet Propulsion Laboratory ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  66. (es) del Orbitador de larga duración ayuda a científicos Control de cambios en Marte  " , en el Jet Propulsion Laboratory ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  67. (en) Cambio climático en Marte  " en skepticalscience.com ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  68. (en) Michael Le Page, Mitos climáticos: Marte y Plutón también se están calentando  " ,(consultado el 13 de agosto de 2018 ) .
  69. (en) C. Zeitlin , T. Cleghorn , F. Cucinotta , P. Saganti , V. Andersen , K. Lee , L. Pinsky , W. Atwell , R. Turner y G. Badhwar , Resumen de la radiación marciana experimento ambiental  ” , Advances in Space Research , vol.  33, n o  12,, p.  2204-2210 ( DOI  10.1016 / S0273-1177 (03) 00514-3 , leer en línea ).
  70. (en) Arul Suresh, ¿Debería traer al oncólogo del año a Marte  » , En la Universidad de Stanford ,(consultado el 14 de agosto de 2018 ) .
  71. (en) S. Billon , A. Morin , S. Caër H. Baysson , JP Gambard , JC Backe , A. Rannou Mr. Tirmarche y D. Laurier , Exposición de la población francesa al radón, rayos gamma terrestres y cósmicos  " , Dosimetría de protección radiológica , vol.  113, n o  3,, p.  314-320 ( DOI  10.1093 / rpd / nch463 , leer en línea ).
  72. (en) Francis A. Cucinotta, ACEPTABILIDAD Y LIMITACIONES DEL RIESGO DE RADIACIÓN  " [PDF] en la NASA ,(consultado el 14 de agosto de 2018 ) .
  73. (en) "División de Adaptación Humana y Contramedidas" (versión del 2 de octubre de 2006 en el Archivo de Internet ) - Referencias a la experiencia de MARIE, incluidos informes de mediciones (en) 'Diciembre de 2002' (versión del 2 de octubre de 2006 en el Archivo de Internet ) para (in) "Octubre de 2003" (Versión del 7 de abril de 2009 en Internet Archive ) .
  74. (en) MLLitvak, ABSanin, IGMitrofanov, B.Bakhtina et al. , “  Ambiente de radiación de neutrones de Marte a partir de observaciones HEND / Odyssey y DAN / MSL  ” , Planetary and Space Science  (en) , vol.  184,( leer en línea ).
  75. (en) Mike Caplinger, Determinar la edad de las superficies en Marte  " en Malin Space Science Systems ,(consultado el 14 de agosto de 2018 ) .
  76. (in) El registro de cráteres lunares y marcianos y líneas de tiempo  " , Ciencia planetaria y lunar , vol.  XXXIX,( lea en línea [PDF] , consultado el 14 de agosto de 2018 ).
  77. (en) Kenneth L. Tanaka , La estratigrafía de Marte  " , Revista de investigación geofísica - Tierra sólida , vol.  B13, n o  91,, E139 - E158 ( ISSN  0148-0227 , DOI  10.1029 / JB091iB13p0E139 , leer en línea ).
  78. (en) G. Jeffrey Taylor, La composición a granel de Marte  " , Geochemistry , vol.  73, n o  4,, p.  401-420 ( DOI  10.1016 / j.chemer.2013.09.006 ).
  79. (en) Takashi Yoshizaki y William F. McDonough, La composición de Marte  " , Geochimica y Cosmochimica Acta , vol.  273,, p.  137-162 ( DOI  10.1016 / j.gca.2020.01.011 ).
  80. (en) Yingwei Fei y Constance Bertka , “  El interior de Marte  ” , Ciencia , vol.  308, n o  5725, p.  1120-1121 ( ISSN  0036-8075 , leer en línea ) DOI : 10.1126 / science.1110531 .
  81. (en) Véronique Dehant , A Liquid Core para Marte  ” , Science , vol.  300, n o  5617,, p.  260-261 ( ISSN  0036-8075 , leer en línea ) DOI : 10.1126 / science.1083626 .
  82. (en) MP Golombek , RA Cook , T. Economou , WM Folkner AFC Haldemann , PH Kallemeyn , JM Knudsen , RM Manning , HJ Moore , TJ Parker , R. Rieder , JT Schofield , PH Smith y RM Vaughan , Descripción general de la misión Mars Pathfinder y la evaluación de las predicciones del lugar de aterrizaje  ” , Science , vol.  278, n o  5344,, p.  1743-1748 ( ISSN  0036-8075 , leer en línea ) DOI : 10.1126 / science.278.5344.1743 .
  83. (en) CF Yoder , AS Konopliv DN Yuan , EM Standish y WM Folkner , Tamaño del núcleo fluido de Marte a partir de la detección de la marea solar  " , Science , vol.  300, n o  5615,, p.  299-303 ( ISSN  0036-8075 , leer en línea ) DOI : 10.1126 / science.1079645 .
  84. (en) rayos X APS revelan secretos de Mars'core  " , en Argonne Laboratorio Nacional de Noticias ,(consultado el 17 de noviembre de 2017 ) .
  85. (in) WM Folkner , CF Yoder , DN Yuan , EM Standish y RA Preston , Estructura interior y redistribución masiva estacional de Marte a partir del seguimiento de radio de Mars Pathfinder  " , Science , vol.  278, n o  5344,, p.  1749-1752 ( ISSN  0036-8075 , leer en línea ) DOI : 10.1126 / science.278.5344.1749 .
  86. (en) Alexandra Witze, El núcleo medido de marzo ha sido, y es sorprendentemente amplio  " , Nature , vol.  591,, p.  514-515 ( DOI  10.1038 / d41586-021-00696-7 ).
  87. (in) El campo magnético global de Marte e implicaciones para la evolución de la corteza  " , Geophysical Research Letters , vol.  28, n o  21,, p.  4015-4018 ( ISSN  0094-8276 , DOI  10.1029 / 2001GL013619 , leer en línea ).
  88. (en) Investigación del campo magnético de Mars Global Surveyor  " en la NASA ,(consultado el 14 de agosto de 2018 ) .
  89. (en) El viento solar en Marte  ' en la NASA ,(consultado el 14 de agosto de 2018 ) .
  90. (en) Marte Crustal magnéticos Restos de campo  " , de la NASA ,(consultado el 14 de agosto de 2018 ) .
  91. (in) RJ Lillis, Arkani-Hamed, J. et al. , “  Mars 'Ancient Dynamo and Crustal Remanent Magnetism  ” [PDF] , en el Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA - 2011 Planetary Science Decadal Survey (consultado el 14 de agosto de 2018 ) .
  92. (en) Laurent Carporzen , Stuart A. Gilder y Rodger J. Hart , Paleomagnetismo del cráter del meteorito Vredefort e implicaciones para los cráteres en Marte  " , Nature , vol.  435,, p.  198-201 ( ISSN  0028-0836 , DOI  10.1038 / nature03560 , leer en línea ).
  93. (en) Jafar Arkani-Hamed y Daniel Boutin , Polar Wander of Mars: Evidence from Magnetic Anomalies ,( leer en línea [PDF] ).
  94. (in) JEP Connerney , H. Acuña , NF Ness , G. Kletetschka , DL Mitchell , RP Lin y H. Rème , Implicaciones tectónicas del magnetismo de la corteza de Marte  " , Actas de la Academia Nacional de Ciencias , vol.  102, n o  42,, p.  14970-14975 ( lea en línea [PDF] , consultado el 26 de junio de 2008 ).
  95. (en) James H. Roberts , Rob Lillis y Michael Manga , “impactos gigantes en el Marte primitivo y el cese de la dinamo de Marte” , en la 40ª Conferencia Lunar y Planetary Science (2009) ( leer en línea [PDF] ).
  96. (en) Edward Belbruno y J. Richard Gott , ¿De dónde vino la luna  ” , The Astronomical Journal , vol.  129, n o  3,, p.  1724 ( leer en línea ) DOI : 10.1086 / 427539 .
  97. (in) Margarita M. Marinova Oded Aharonson y Erik Asphaug , Entrenamiento de mega impacto en marzo de la dicotomía hemisférica  " , Nature , vol.  453,, p.  1216-1219 ( ISSN  1476-4687 , leer en línea ) DOI : 10.1038 / nature07070 .
  98. (en) F. Nimmo , SD Hart , DG Korycansky y CB Agnor , Implicaciones de un origen de impacto para la dicotomía hemisférica marciana  " , Nature , vol.  453,, p.  1220-1223 ( ISSN  1476-4687 , leer en línea ) DOI : 10.1038 / nature07025 .
  99. (en) Jeffrey C. Andrews-Hanna , Maria T. Zuber y W. Bruce Banerdt , La cuenca Borealis y el origen de la dicotomía de la corteza marciana  " , Nature , vol.  453,, p.  1212-1215 ( ISSN  1476-4687 , leer en línea ) DOI : 10.1038 / nature07011 .
  100. (en) Sabine Stanley , Linda Elkins-Tanton , Maria T. Zuber y Marc E. Parmentier , El campo paleomagnético de Marte como resultado de un dínamo de un solo hemisferio  " , Science , vol.  321, n o  5897,, p.  1822-1825 ( ISSN  0036-8075 , leer en línea ) DOI : 10.1126 / science.1161119 .
  101. (en) GA Neumann , T. Zuber , A. Wieczorek , PJ McGovern , FG Lemoine y DE Smith , Estructura de la corteza de Marte a partir de la gravedad y la topografía  " , Journal of Geophysical Research , vol.  109,, E08002 ( ISSN  0148-0227 , lea en línea [ [PDF] ]) DOI : 10.1029 / 2004JE002262 .
  102. (en) JEP Connerney , MH Acuña , NF Ness , G. Kletetschka , DL Mitchell , RP Lin et H. Rème , «  Tectonic implications of Mars crustal magnetism  » , Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America , Vuelo.  102, n o  42,, p.  14970-14975 ( leer en línea [ [PDF] ]) DOI : 10.1073 / pnas.0507469102 .
  103. (en) Yoann Quesnel , Christophe Sotin , Benoit Langlais , Simona Costin , Mioara Mandea Matthias Gottschalk y Jerome Dyment , serpentinización de la corteza marciana durante Noachian  " , Planeta Tierra. Sci. Letón. , vol.  277, n hueso  1-2,, p.  184-193 ( leer en línea [ [PDF] ]) DOI : 10.1016 / j.epsl.2008.10.012 .
  104. (en) R. Sanders, Cientos de auroras detectadas en Marte  " , Laboratorio de Ciencias Espaciales de UC Berkeley,(consultado el 26 de junio de 2008 ) .
  105. "15. Actividad volcánica en Marte" , en Principales aspectos de la cronoestratigrafía y la historia evolutiva geológica de Marte , Freie Universität Berlin ( leer en línea [ [PDF] ]).
  106. (en) Olympus Mons - la caldera en primer plano  " , ESA Mars Express News ,( leer en línea ).
  107. (en) Ana Rita Baptista , Nicolas Mangold , Veronique Ansan , David Baratoux Philippe Lognonné Eduardo I. Alves , David A. Williams , E. Jacob Bleacher , Philippe Masson y Gerhard Neukum , Un enjambre de pequeños volcanes en escudo en Siria Planum, Mars  ” , Revista de investigación geofísica , vol.  113, n o  E9, E09010.1-E09010.19 ( ISSN  0148-0227 , leer en línea ) DOI : 10.1029 / 2007JE002945 .
  108. (en) A. Baptista , N. Mangold , V. Ansan y P. Lognonné , "El único tipo de Siria Planum volcánica, análisis geofísico de Marte utilizando datos de Mars Express - HRSC" en el Congreso Europeo de Ciencias Planetarias 2006 , Berlín, Alemania, El sistema de datos astrofísicos del Smithsonian / NASA,( leer en línea ) , pág.  213
  109. (in) Actividad reciente en Marte: fuego y hielo  " , en la Universidad de Hawái ,
  110. (en) Mars Express revela el pasado volcánico del planeta rojo  " , ESA Mars Express News ,( leer en línea ).
  111. Thomas Pierre, “  Se formaron alrededor de 60 nuevos cráteres de impacto en Marte entre 1999 y 2006  ” , École Normale Supérieure de Lyon .
  112. (en) Cathy Quantin , Nicolas Mangold , William K. Hartmann y Pascal German , impacto a largo plazo Posible descenso de las tasas: 1. Datos geológicos marcianos  " , Icarus , vol.  186, n o  1,, p.  1-10 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2006.07.008 , leer en línea ).
  113. (in) Mineralogy and Geochemistry - Mars Pathfinder Science Results  " en el Programa de Marte de la NASA (consultado el 14 de agosto de 2018 ) .
  114. (en) Benton C. Clark , AK Baird , Harry J. Rose Jr. , Priestley Toulmin III , Klaus Keil , Angelo J. Castro , Warren C. Kelliher Catherine D. Rowe y Peter H. Evans , Análisis inorgánico de marciano Muestras de superficie en los sitios de aterrizaje vikingos  ” , Science , vol.  194, n o  4271,, p.  1283-1288 ( ISSN  0036-8075 , DOI  10.1126 / science.194.4271.1283 , leer en línea ).
  115. (en) AS Yen , SS Kim , MH Hecht , MS Frant y B. Murray , Evidencia de que la reactividad del suelo marciano se debe a los iones superóxido  " , Science , vol.  289, n o  5486,, p.  1909-1912 ( ISSN  0036-8075 , DOI  10.1126 / science.289.5486.1909 , leer en línea ).
  116. (en) R. Rieder , T. Economou , H. Wanke , A. Turkevich J. Crisp , J. Brückner , G. Dreibus y HY McSween Jr. , La composición química del suelo y las rocas marcianas devueltas por el alfa móvil Espectrómetro de rayos X de protones: resultados preliminares del modo de rayos X  ” , Science , vol.  278, n o  5344,, p.  1771-1774 ( ISSN  0036-8075 , DOI  10.1126 / science.278.5344.1771 , leer en línea ).
  117. (en) PE Geissler, R. Arvidson, J. Bell, N. Bridges et al. , Restricciones en las tasas de degradación eólica en Marte por el borrado de las huellas de los rovers  " [PDF] , 40ª Conferencia de ciencia lunar y planetaria (2009),(consultado el 14 de agosto de 2018 ) .
  118. (in) "El  próximo mes de marzo, la primicia del suelo está programada para la última de las células de laboratorio húmedo de Lander  " en la Universidad de Arizona ,(consultado el 14 de agosto de 2018 ) .
  119. (in) El equipo de Phoenix Mars abre una ventana sobre el proceso científico  " , en la Universidad de Arizona ,(consultado el 14 de agosto de 2018 ) .
  120. (en) Harry Y. McSween Jr. , G. Jeffrey Taylor y Michael B. Wyatt , Composición elemental de la corteza marciana  " , Science , vol.  324, n o  5928,, p.  736-739 ( ISSN  0036-8075 , DOI  10.1126 / science.1165871 , leer en línea ).
  121. (in) PIA02406: Twin Peaks in Super Resolution - Right Eye  " en el Laboratorio de propulsión a chorro ,.
  122. (in) PIA08440: Spirit beholds Bumpy Boulder  " en el Laboratorio de propulsión a chorro ,.
  123. (en) Mars Exploration Rover Misión: Comunicado de prensa de archivo: Oportunidad  " en el Laboratorio de Propulsión de la NASA / Jet ,(consultado el 14 de agosto de 2018 ) .
  124. (en) Jennifer L. Eigenbrode, Roger E. Summons, Andrew Steele, Caroline Freissinet, Maëva Millan et al. , “  Materia orgánica preservada en lutitas de 3.000 millones de años en el cráter Gale, Marte  ” , Science , vol.  360, n o  6393,, p.  1096-1101 ( DOI  10.1126 / science.aas9185 , leído en línea , consultado el 14 de agosto de 2018 ).
  125. (En) JL Bandfield , Conjuntos de datos globales de Marte: abundancia de hematita TES  " , Revista de investigación geofísica , Universidad Estatal de Arizona , vol.  107 "Distribuciones minerales globales en Marte" ,( lea en línea , consultado el 16 de agosto de 2018 ).
  126. (en) JF mostaza , F. Poulet , A. Gendrin , J.-P. Bibring , Y. Langevin , B. Gondet , N. Mangold , G. Bellucci y F. Altieri , “  olivino y Diversidad Piroxeno en la corteza de Marte  ” , Science , vol.  307, n o  5715, p.  1594-1597 ( ISSN  0036-8075 , DOI  10.1126 / science.1109098 , leer en línea ).
  127. (en) F. Chicken , J.-P. Bibring , JF Mustard , A. Gendrin , N. Mangold , Y. Langevin , RE Arvidson , B. Gondet y C. Gomez , Filosilicatos en Marte e implicaciones para los primeros marcianos clima  " , Naturaleza , n o  438,, p.  623-627 ( ISSN  0028-0836 , leer en línea ) DOI : 10.1038 / nature04274 .
  128. (in) Collective , Minerales de silicato hidratado en Marte observados por el instrumento CRISM Mars Reconnaissance Orbiter  " , Nature , n o  454,, p.  305-309 ( ISSN  0028-0836 , leer en línea ) DOI : 10.1038 / nature07097 - NB: acceso de pago * Lista de autores: John F. Mustard, SL Murchie, SM Pelkey, BL Ehlmann, RE Milliken, JA Grant, J.-P. Bibring, F. Poulet, J. Bishop, E. Noe Dobrea, L. Roach, F. Seelos, RE Arvidson, S. Wiseman, R. Green, C. Hash, D. Humm, E. Malaret, JA McGovern, K. Seelos, T. Clancy, R. Clark , DD Marais, N. Izenberg, A. Knudson, Y. Langevin, T. Martin, P. McGuire, R. Morris, M. Robinson, T. Roush, M. Smith, G. Swayze, H. Taylor, T. Titus y M. Wolff.
  129. (in) RE 1 Arvidson F. Poulet , JP Bibring , Sr. Wolff , A. Gendrin , RV Morris , JJ Freeman , Y. Langevin , N. Mangold y G. Bellucci , Reflectancia espectral y correlaciones morfológicas en el este de Terra Meridiani, Mars  ” , Science , vol.  307, n o  5715, p.  1591-1594 ( ISSN  0036-8075 , DOI  10.1126 / science.1109509 , leer en línea ).
  130. Philippe Labrot, Mars Express descubre el océano helado de Elysium  " , en Futura Sciences ,(consultado el 15 de agosto de 2018 ) .
  131. (en) Aline Gendrin , Nicolas Mangold , Jean-Pierre Bibring , Yves Langevin , Brigitte Gondet , Francois Poulet , William Bonello , Cathy Quantin John Mustard , Ray Arvidson y Stéphane LeMouélic , Sulfatos en terrenos estratificados marcianos: el OMEGA / March Express Ver  ” , Science , vol.  307, n o  5715, p.  1587-1591 ( ISSN  0036-8075 , DOI  10.1126 / science.1109087 , leer en línea ).
  132. (en) Jean-Pierre Bibring , Yves Langevin Aline Gendrin Brigitte Gondet , Francois Poulet Michel Berthe Alain Soufflot , Ray Arvidson , Nicolas Mangol John Mustard , P. Drossart y el equipo OMEGA , March Surface Diversity según lo revelado por OMEGA / Mars Expresar observaciones  ” , Science , vol.  307, n o  5715, p.  1576-1581 ( ISSN  0036-8075 , DOI  10.1126 / science.1108806 , leer en línea ).
  133. (en) Yves Langevin , Francois Poulet , Jean-Pierre Bibring y Brigitte Gondet , Sulfatos en la región polar norte de Marte detectados por OMEGA / Mars Express  " , Science , vol.  307, n o  5715, p.  1584-1586 ( ISSN  0036-8075 , DOI  10.1126 / science.1109091 , leer en línea ).
  134. (En) MM Osterloo , VE Hamilton , JL Bandfield , TD Glotch AM Baldridge , PR Christensen , LL Tornabene y FS Anderson , Materiales portadores de cloruro en las tierras altas del sur de Marte  " , Science , vol.  319, n o  5870,, p.  1651-1654 ( ISSN  0036-8075 , DOI  10.1126 / science.1150690 , leer en línea ).
  135. (in) El metano marciano revela que el planeta rojo no es un planeta muerto  " en NASA Explores the Red Planet ,
  136. (en) Michael J. Mumma , Geronimo L. Villanueva , Robert E. Novak , Tilak Hewagama , Boncho P. Bonev , Michael A. DiSanti , Sr. Avi Mandell y Michael D. Smith , Fuerte liberación de metano en Marte en Verano del Norte de 2003  ” , Science , vol.  323, n o  5917,, p.  1041-1045 ( ISSN  0036-8075 , leer en línea ) DOI : 10.1126 / science.1165243 .
  137. (en) Franck Lefevre y Francois Forget , Variaciones observadas del metano en Marte inexplicables por la física y química atmosférica conocida  " , Nature , vol.  40,, p.  720-723 ( ISSN  0028-0836 , leer en línea ) DOI : 10.1038 / nature08228 .
  138. (in) Conferencia de prensa de marzo sobre metano - Página de medios  " en NASA Explores the Red Planet ,.
  139. (en) Todd M. Hoefen , Roger N. Clark , Joshua L. Bandfield , Michael D. Smith , John C. perla y Philip R. Christensen , Descubrimiento de olivino en las fosas Región Nili de Marte  " , Science , vol.  203, n o  5645,, p.  627-630 ( ISSN  0036-8075 , leer en línea ) DOI : 10.1126 / science.1089647 .
  140. (in) Mineral Spectra from Nili Fossae  " en el Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA ,.
  141. (in) BL Ehlmann , JF Mustard y SL Murchie , "Detección de serpentina en Marte por MRO-CRISM y relación factible con olivina y carbonato de magnesio en Nili Fossae" en 40th Lunar and Planetary Science Conference - 2009 ( leer en línea [ [PDF ] ]).
  142. (in) Los mapas de agua y metano se superponen en Marte: ¿una nueva pista  » , En Noticias de la ESA ,.
  143. (en) "El  verde indica que el planeta rojo mineral está seco  " en Goddard Space Flight Center ,.
  144. (en) C. Upadhyay , G. Klingelhöfer I. Panthöfer , C. Schroeder y D. Rodionov , Clasificación de la jarosita marciana  " , Ciencia planetaria y lunar , vol.  XXXVIII,( Leer en línea [ [PDF] ], consultado el 1 er de agosto de 2012 ).
  145. (en) ME Elwood Madden , RJ Bodnar y JD Rimstidt , "La  jarosita tiene un indicador de meteorización química limitada por agua en Marte  " , Nature , n o  431,, p.  821-823 ( ISSN  0028-0836 , leer en línea ) DOI : 10.1038 / nature02971 .
  146. Hervé Morin, "El  agua salada fluiría en el planeta Marte  " , en Le Monde ,(consultado el 12 de agosto de 2018 ) .
  147. (in) Der-Chuen Lee y Alex N. Halliday , Entrenamiento básico en Marte y asteroides diferenciados  " , Nature , vol.  388,, p.  854-857 ( ISSN  0028-0836 , leer en línea ).
  148. (en) la historia de Marte  ' , de la Universidad de California en San Diego ,(consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  149. (en) Hiroyuki Kurokawa, Kosuke Kurosawa y Tomohiro Usui, Meteorito que nos dice que Mar. Tenía una atmósfera densa hace 4 billones de años  " en el Instituto de Tecnología de Tokio ,(consultado el 17 de agosto de 2018 ) .
  150. (en) La evidencia de Mars Express para grandes acuíferos es a principios de marzo  ", ESA: Resultados de Mars Express y Huygens,.
  151. (en) Mars Express y la historia del agua en Marte  ", ESA Space Science News
  152. D. Loizeau , N. Mangold , F. Poulet , J.-P. Bibring , A. Gendrin , C. Gomez , Y. Langevin , B. Gondet , V. Ansan , P. Masson , G. Neukum y los equipos OMEGA y HRSC , los filosilicatos de la región de Mawrth Vallis, Marte, descubiertos por OMEGA / Mars Express ( leer en línea [Documento CNRS [PDF] ]).
  153. (en) James P. Greenwood y Ruth E. Blake , Evidencia de un océano ácido en Marte a partir de la geoquímica del fósforo de suelos y rocas marcianas  " , Geología , vol.  34, n o  11,, p.  953-956 ( ISSN  1943-2682 , leer en línea ) DOI : 10.1130 / G22415A.1
  154. (en) G. Jeffrey Taylor y William V. Boynton , "Concentraciones globales de torio, potasio y cloro: implicaciones para la composición a granel de Marte" en la 40ª Conferencia de ciencia lunar y planetaria (2009) ( leer en línea [ [PDF] ]).
  155. (en) VR Baker , RG Strom , VC Gulick , JS Kargel , G. Komatsu y VS Kale , Antiguos océanos, capas de hielo y el ciclo hidrológico en Marte  " , Nature , vol.  352,, p.  589-594 ( ISSN  0028-0836 , leer en línea ) DOI : 10.1038 / 352589a0 .
  156. (in) Maria T. Zuber , Ciencia planetaria: Marcha en el punto de inflexión  " , Nature , vol.  447,, p.  785-786 ( ISSN  0028-0836 , leer en línea ) DOI : 10.1038 / 447785a .
  157. (en) H. Carr y JW Head , Océanos en Marte: una evaluación de la evidencia observacional y el destino posible  " , Journal of Geophysical Research , n o  108,
  158. Exploración marciana - Sobre la existencia pasada de un océano  " , en Radio Canada Science et Santé ,.
  159. (en) Rossman P. Irwin III , Ted A. Maxwell , Alan D. Howard , Robert A. Craddock y David W. Leverington , A Large Paleolake at the Basin Head of Ma'adim Vallis, Mars  " , Science , vol. .  296, n o  5576,, p.  2209-2212 ( ISSN  0036-8075 , leer en línea ) DOI : 10.1126 / science.1071143 .
  160. (in) MA Pablo AG Fairén y A. Márquez , La geología de la Cuenca Atlántica, Marte y su interés astrobiológico  " , Ciencia Lunar y Planetaria , vol.  XXXV,( leer en línea [ [PDF] ]).
  161. (en) Graham Cairns-Smith , Siete pistas sobre el origen de la vida , Nueva York, Cambridge University Press ,( ISBN  0-521-27522-9 ).
  162. (in) Günter Wächtershäuser , Antes de las enzimas y las plantillas: teoría del metabolismo del tamaño  " , Revisiones microbiológicas , vol.  52, n o  4,, p.  452-484 ( leer en línea ) DOI : 0146-0749 / 88 / 040452-33 $ 02.00 / 0 .
  163. (en) Günter Wächtershäuser , Evolución de los primeros ciclos metabólicos  " , Actas de la Academia Nacional de Ciencias de los Estados Unidos de América , n o  87, p.  200-204 ( leer en línea ).
  164. (in) Günter Wächtershäuser , Año de base para la bioquímica evolutiva: El mundo de hierro y azufre  " , Progreso en biofísica y biología molecular , vol.  58, n o  2, p.  85-201 ( leer en línea ) DOI : 10.1016 / 0079-6107 (92) 90022-X .
  165. (in) Günter Wächtershäuser , Desde los orígenes volcánicos de la vida quimioautotrófica hasta las bacterias, arqueas y eucarias  " , Transacciones filosóficas de la Royal Society B , vol.  361, n o  1474, p.  1787-1808 ( leer en línea ) DOI : 10.1098 / rstb.2006.1904 .
  166. (in) Manfred Schidlowski , "Antigüedad y estado evolutivo de la reducción de sulfato bacteriano: evidencia de isótopos de azufre" en Origins of Life ,, p.  229-231.
  167. (en) David J. Des Marais , ¿Cuándo surgió la fotosíntesis en la Tierra  ” , Science , vol.  289, n o  5485,, p.  1703-1705 ( ISSN  1095-9203 , leer en línea ) DOI : 10.1126 / science.289.5485.1703 .
  168. (en) Jin Xiong , William M. Fischer , Kazuhito Inoue , Masaaki Nakahara y Carl E. Bauer , Evidencia molecular de la evolución temprana de la fotosíntesis  " , Science , vol.  289, n o  5485,, p.  1724-1730 ( ISSN  1095-9203 , leer en línea ) DOI : 10.1126 / science.289.5485.1724 .
  169. (en) John M. Olson , Fotosíntesis en la Era Arcaica  " , Investigación de la fotosíntesis , vol.  88 n o  2,, p.  109-117 ( ISSN  1573-5079 , leer en línea ) DOI : 10.1007 / s11120-006-9040-5 .
  170. (en) AH Knoll , EJ Javaux , D. Hewitt y P. Cohen , Organismos eucariotas en océanos Proterozoicos  " , Transacciones filosóficas de la Royal Society B , vol.  361, n o  1470, p.  1023-1038 ( ISSN  1471-2970 , leer en línea ) DOI : 10.1098 / rstb.2006.1843 .
  171. (en) Nicholas J. Butterfield , Bangiomorpha pubescens n. gen., n. sp.: implicaciones para la evolución del sexo, la multicelularidad y la radiación mesoproterozoica / neoproterozoica de eucariotas  ” , GeoScienceWorld , vol.  26, n o  3,, p.  386-404 ( ISSN  0094-8373 , leer en línea ) DOI : 10.1666 / 0094-8373 (2000) 026 <0386: BPNGNS> 2.0.CO; 2 .
  172. (in) Bosquejo de la historia de alteración de Marte, con filosilicatos FORMADOS primero, luego sulfatos luego óxidos férricos anhidros  " , Ciencia ,( DOI  10.1126 / science.1122659 , leer en línea ).
  173. (in) Cómo en marzo se oxidó la icts - El modelo explica por qué el planeta rojo es tan rojo  " , Nature News ,( leer en línea )
  174. (en) David C. Rubie , Christine K. Gessmann y Daniel J. Frost , Partición del oxígeno durante la formación del núcleo en la Tierra y Marte  " , Nature , vol.  429,, p.  58-61 ( ISSN  0028-0836 , leer en línea ) DOI : 10.1038 / nature02473 .
  175. (en) JM Karner , PV Burger , CK Shearer y A. Wang , Área de mineralogía de marzo: Kieserita MgSO4 • H2O. Caracterización de un miembro terminal terrestre  ” , Lunar and Planetary Science , vol.  XXXIX,( leer en línea [ [PDF] ]).
  176. (en) J.-P. Bibring , Y. Langevin , F. Chicken , B. Gondet , N. Mangold , J. Mustard , R. Arvidson , V. Chevrie , C. Sotin y equipo OMEGA , Cambio climático de marzo e Historia Geológica, Derivado de los Datos OMEGA / MEX  ” , Séptima Conferencia Internacional sobre Marte ,( leer en línea [ [PDF] ]).
  177. (in) Mars Express revela un vínculo entre óxidos férricos y sulfatos en las regiones ecuatoriales de Marte  ' , Ciencia y Tecnología de la ESA ,( leer en línea ).
  178. (in) Depósitos de sulfato en Juventae Chasma  ' , ESA Mars Express News ,( leer en línea )
  179. (en) David C. Catling , Un modelo químico para evaporitas es a principios de marzo: posibles trazadores sedimentarios del clima temprano e implicaciones para la exploración  " , Journal of Geophysical Research - Planetas , vol.  104, n o  E7,, p.  16453-16469 ( ISSN  0148-0227 , leer en línea ) DOI : 10.1029 / 1998JE001020 .
  180. (en) Devon M. Burr , Marie-Therese Enga , ME Rebecca Williams , James R. Zimbelman , Alan D. Howard y Tracy A. Brennan , Características de paleoflujo acuoso generalizado en el área de Aeolis / Zephyria Plana, Mars  ' , Icarus , vol.  200, n o  1,, p.  52-76 ( leer en línea ) DOI : 10.1016 / j.icarus.2008.10.014 .
  181. Nicolas Mangold, Reología del permafrost de Marte: aplicaciones geomorfológicas y estructurales; consecuencias sobre el origen de las tensiones compresivas (tesis doctoral en planetología y astrofísica de la tierra [astro-ph.EP]), Université Joseph-Fourier - Grenoble I,, 238  p. ( presentación en línea , leer en línea [PDF] ).
  182. (in) Hielo de agua en el cráter del polo norte marciano  " en la Agencia Espacial Europea , (consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  183. (in) El radar Mars Express mide la cantidad de agua alrededor del polo sur de Marte  " en la Agencia Espacial Europea , (consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  184. [ https://www.techno-science.net/ Tab = news & news = 7065 site = techno-science.net “  99% de hielo puro observado en Marte  ”],(consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  185. (en) Gwenaël Jouannic, Julien Gargani , Susan J. Conway, François Costard, Matthew R. Balme, Manish R. Patel, Marion Massé, Chiara Marmo, Vincent Jomelli y Gian G. Ori, Simulación de laboratorio de flujos de escombros sobre un dunas de arena: información sobre la formación de barrancos (Marte)  ” , en ScienceDirect ,, p.  101-115
  186. (en) Marion Masse, Susan J. Conway, Julien Gargani et al. , Procesos de transporte inducidos por agua hirviendo metaestable en las condiciones de la superficie marciana  " , en Nature Geoscience ,(consultado el 18 de agosto de 2018 ) ,pág.  425-428.
  187. (in) MSIP: Investigación multinacional en el hemisferio sur  " , en NASA / JPL , (consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  188. (en) Gwenaël Jouannic, Julien Gargani , François Costard, Gian G. Ori et al. , “  Caracterización morfológica y mecánica de cárcavas en un entorno periglacial: El caso de la duna del cráter Russell (Marte)  ” , Planetary and Space Science  (en) ,(consultado el 16 de agosto de 2018 ) ,pág.  38-54.
  189. Jean Étienne , “¡  El agua líquida habría fluido en Marte hace unos años!  » , Sobre Futura-Sciences ,(consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  190. (en) KJ Kolb AS McEwen y JD Pelletier, Depósitos de Bright Gully en el cráter Hale e implicaciones para el agua reciente  " ,(consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  191. (en) Kelly Pasquon, Julien Gargani , Marion Massé y Susan J. Conway, Entrenamiento actual y evolución estacional de barrancos de dunas lineales en Marte  " , Ícaro ,(consultado el 18 de agosto de 2018 ) ,pág.  195-210.
  192. (en) Marte El tiempo de observación  " , en la Universidad de Stanford ,(consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  193. (en) Hacer un chapoteo en Marte  " en la NASA ,(consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  194. (in) El estanque más salado de la Tierra  " , en la NASA ,(consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  195. (en) Richard A. Kerr , ¿Es marzo llorando lágrimas saladas  " , Ciencia ,(consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  196. (en) Alfred S. McEwen , Lujendra Ojha , Sr. Colin Dundas , Sarah S. Mattson , Shane Byrne , James J. Wray , C. Selby Cull , Scott L. Murchie , Nicolas Thomas y Virginia C. Gulick , Seasonal Flujos en las laderas cálidas de Marte  ” , Science , vol.  333, n o  6043,, p.  740-743 ( DOI  10.1126 / science.1204816 ).
  197. (in) Los datos de la nave espacial de la NASA sugieren que el agua fluye en Marte  " en el Laboratorio de propulsión a chorro ,(consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  198. (en) nave de la NASA datos sugieren Corriente de agua en Marte  " de la NASA ,(consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  199. (en) Lujendra Ojha, Mary Beth Wilhelm, Scott L. Murchie et al. , “  Evidencia espectral de sales hidratadas en líneas de pendientes recurrentes en Marte  ” , Nature Geoscience ,( lea en línea , consultado el 16 de agosto de 2018 ).
  200. Emilie Martin y Philippe Henarejos, “  Anuncio de la NASA: ¿Realmente fluye el agua en Marte  » , En Ciel et Espace ,(consultado el 16 de agosto de 2018 ) .
  201. "Curiosity Rover de la NASA encuentra pistas sobre cómo el agua ayudó a dar forma al paisaje marciano", NASA Mars Curiosity, 8 de diciembre de 2014 .
  202. "Curiosidad en Marte: los secretos del cráter Gale revelados", Le Point Science, 9 de diciembre de 2014.
  203. El misterio de la ecuatorial oscuro flujos de Marte está aclarado!"  » , Sobre el Centro Nacional de Investigaciones Científicas ,(consultado el 18 de agosto de 2018 ) .
  204. Xavier Demeersman, Marte: ¡un lago de agua líquida descubierto bajo su superficie!"  » , Sobre Futura-Sciences ,(consultado el 26 de julio de 2018 ) .
  205. El radar de Mars Express habría detectado un vasto lago de agua líquida bajo el suelo de Marte  " , en Sciences et Avenir ,(consultado el 25 de julio de 2018 ) .
  206. (in) "Geological History: Moons of Mars" (versión del 17 de mayo de 2007 en el Archivo de Internet ) - Página archivada en un sitio universitario de California que resume las principales teorías actuales sobre el origen de las lunas de Marte
  207. (en) A. Cazenave , A. Dobrovolskis y B. Lago , Historia orbital de los satélites marcianos con inferencias sobre su origen  " , Icarus , vol.  44, n o  3,, p.  730-744 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (80) 90140-2 , leído en línea , consultado el 3 de septiembre de 2018 ).
  208. (en) JA quemaduras , "Las pistas contradictorias en cuanto al origen del marciano Lunas" en HH Kieffer et al., En marzo , Tucson, University of Arizona Press, .
  209. (in) "La  ESA se acerca al origen de la luna más grande de Marte  " , ESA Space Science News ,( leer en línea ).
  210. (en) PIA10368: Fobos desde 6.800 kilómetros (color)  " en el Laboratorio de propulsión a chorro de la NASA ,
  211. (en) A. Gendrin y S. Erard , reinvestigación de minerqlogía fóbica. Aplicación de la transformada wavelet al análisis de espectros infrarrojos ISM / Phobos2  ” , Lunar and Planetary Science , vol.  XXXIV,( leer en línea [ [PDF] ]).
  212. (en) AS Rivkin , RH Brown , DE Trilling , JF Bell y JH Plassmanna , Espectrofotometría de infrarrojo cercano de Fobos y Deimos  " , Icarus , vol.  156, n o  1,, p.  64-75 ( DOI  10.1006 / icar.2001.6767 , leer en línea ).
  213. (en) B. Gondet , JP. Bibring , Y. Langevin , F. Poulet , S. Murchie y el equipo OMEGA , “  Observaciones de Phobos por el generador de imágenes hiperespectral OMEGA / Mars Express  ” , Lunar and Planetary Science , vol.  XXXIX,( leer en línea [ [PDF] ]).
  214. (en) John B. Murray , Jonathan C. Iliffe , AL Jan-Peter Muller , Gerhard Neukum , Stephanie Werner , Matt Balme y el equipo de HRSC , Nueva evidencia sobre el origen de los surcos paralelos de Phobos de Mars Express HRSC  " , Ciencia planetaria y lunar , vol.  XXXVII,( leer en línea [ [PDF] ]).
  215. (in) Martian Moon Deimos in High Resolution  " en el Laboratorio de propulsión a chorro ,(consultado el 18 de agosto de 2018 ) .
  216. (De) Mars und seine Monde Phobos und Deimos  " , Freie Universität Berlin - Fachrichtung Planetologie und Fernerkundung,
  217. Lunes  " , en nirgal.net - el sitio de Philipe Labrot.
  218. (en) A. Hall , Notas: Los satélites de Marte  " , El Observatorio , vol.  1, n o  6,, p.  181-185 ( leído en línea , consultado el 31 de julio de 2007 ).
  219. (in) A. Hall , Nombres de los satélites de Marte  " , Astronomische Nachrichten , vol.  92, n o  2187,, p.  11-14 ( leído en línea , consultado el 2 de julio de 2007 ).
  220. Definiciones lexicográficas y etimológicas de "satélite" de la tesorería computarizada de la lengua francesa , en el sitio web del Centro Nacional de Recursos Textuales y Léxicos .
  221. (en) Lista de troyanos marcianos  " en el Minor Planet Center ,(consultado el 17 de agosto de 2018 ) .
  222. (en) Gravity Simulator  " en orbitsimulator.com (consultado el 17 de agosto de 2018 ) .
  223. (en) La colisión de Marte WD5 se descartó efectivamente  " en Astronomía  (en) ,(consultado el 17 de agosto de 2018 ) .
  224. "Una breve historia de Marte Observación" (versión de 8 de julio de 2003 sobre el Archivo de Internet ) .
  225. Una sonda rusa se estrella en el Pacífico  " , en Le Monde ,(consultado el 17 de agosto de 2018 ) .
  226. Mars Express  " , en el Centro Nacional de Estudios Espaciales ,(consultado el 19 de febrero de 2021 ) .
  227. (en) Pallava Bagla, India tiene ojos que regresan a Marte y Venus se ejecutó por primera vez en  " en Science ,(consultado el 17 de agosto de 2018 ) .
  228. AFP, La sonda" Hope "se coloca en órbita alrededor de Marte, una primera árabe  " , en Sciences et Avenir ,(consultado el 18 de febrero de 2021 ) .
  229. Misión InSight: la sonda logró aterrizar en Marte  " , en Le Monde.fr (consultado el 27 de noviembre de 2018 ) .
  230. Gaël Lombart, Después de seis meses de viaje, la perseverancia aterrizó en Marte  " , en Le Parisien ,(consultado el 18 de febrero de 2021 ) .
  231. Steffi Paladini, Tianwen-1: Por qué China está tan interesada en ganar la nueva carrera por las estrellas  " , de contrepoint.org (consultado el 24 de febrero de 2021 )
  232. El plan estadounidense de regresar a la luna será abandonado  " ,(consultado el 17 de agosto de 2018 ) .
  233. (in) NASA - NSSDCA - Spacecraft - Details (Mariner 9)  " en NASA (consultado el 17 de agosto de 2018 ) .
  234. (en) NASA - NSSDCA - Spacecraft - Details (Mars Global Surveyor)  " en la NASA (consultado el 17 de agosto de 2018 ) .
  235. (en) Niki Simpson, Símbolos botánicos: un nuevo conjunto de símbolos para una nueva imagen  " , Botanical Journal of the Linnean Society , Oxford University Press , vol.  162, n o  2, p.  117-129 ( ISSN  0024-4074 , leído en línea , consultado el 17 de agosto de 2018 ).
  236. (in) Volvo Logo History  " (consultado el 17 de agosto de 2018 ) .

Ver también

Bibliografía

Artículos relacionados

Personajes históricos y sus descubrimientos vinculados a la observación de Marte

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