MARS, planète

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L'atmosphère

L'atmosphère de Mars diffère de l'atmosphère terrestre tout d'abord par sa composition chimique : le dioxyde de carbone CO2 en est le constituant majeur (95,32 p. 100). La découverte de ce dioxyde de carbone par spectroscopie infrarouge, depuis la Terre, de la lumière solaire réfléchie par le sol martien remonte à 1947, mais c'est en 1964 que fut réalisée par cette méthode la première estimation quantitative, révélant une pression atmosphérique faible (moins de 15 hPa à la surface). La mesure du déphasage du signal radio émis par les sondes américaines Mariner lors de leurs passages derrière le disque martien (technique d'occultation radio utilisée à partir de 1965 sur Mariner-4) confirma, en la précisant, la faible valeur de la pression (6 hPa) et montra, par comparaison avec les mesures spectroscopiques sur le dioxyde de carbone, que ce dernier était le constituant essentiel de l'atmosphère de Mars. On connaît maintenant les abondances relatives des autres constituants : 2,7 p. 100 d'azote N2, 1,6 p. 100 d'argon Ar, 0,13 p. 100 d'oxygène O2 et 0,07 p. 100 de monoxyde de carbone CO.

La vapeur d'eau a été mesurée et cartographiée par spectrométrie infrarouge par les sondes orbitales. La quantité précipitable est extrêmement variable, atteignant une centaine de micromètres (soit un rapport de mélange de 0,2 p. 100) au-dessus du pôle Nord en été, et inférieure à 10 micromètres aux latitudes moyennes. La très faible concentration de la vapeur d'eau est liée à la ténuité de l'atmosphère martienne. Le point triple de l'eau a en effet pour coordonnées la température 0 0C et la pression 6,1 hPa, soit à peu près la pression atmosphérique à la surface. La pression partielle de l'eau étant inférieure à 1 hectopascal, l'eau ne peut exister sur Mars que sous forme de vapeur ou de glace. Entre — 100 0C et — 50 0C, dans une gamme de température tout à fait représentative des conditions moyennes régnant dans l'atmosphère de Mars, la pression de vapeur saturante varie de plusieurs ordres de grandeur (de 10—3 à 102 micromètres précipitables). Le degré d'humidité dépend donc fortement de la température. À — 70 0C, température moyenne à la surface durant l'automne, la plus grande partie de la vapeur d'eau est sous forme condensée (givre).

Jusqu'à la mise en évidence, au milieu des années 1960, de l'atmosphère ténue de CO2, on pensait, sur la base d'analyses spectroscopiques et d'études de la polarisation de la lumière solaire réfléchie par Mars, que la pression était plus élevée (de 100 à 250 hPa, soit le quart de la pression terrestre, qui est de 1 013 hPa) et que l'azote N2 était l'élément prépondérant. Les mesures atmosphériques des sondes Mariner à partir de 1965, ainsi que l'obtention de nombreuses photographies du sol, mirent brutalement fin aux spéculations sur la possibilité d'une forme de vie évoluée sur Mars.

Contrairement au cas de la Terre, il existe peu d'ozone O3 dans l'atmosphère de Mars (moins d'une molécule par million), à cause de la faible abondance de l'oxygène O2 ; l'ozone ne joue donc pas un rôle prépondérant dans le bilan thermique de l'atmosphère martienne. En revanche, étant aisément détectable, même en quantité infime, grâce à son continuum d'absorption par photodissociation dans l'ultraviolet, il présente un grand intérêt pour la compréhension des processus photochimiques, dont l'influence sur la composition chimique de l'atmosphère est déterminante. La présence d'eau, donc d'atomes d'hydrogène en nombres impairs (OH, HO2), inhibe en effet la formation de O3 en détruisant l'oxygène atomique O, source de O3. H2O et O3 s'excluent donc mutuellement, l'ozone étant détruit au-dessous de 20 kilomètres d'altitude en atmosphère humide, avec formation d'une couche d'ozone vers 25 ou 30 kilomètres d'altitude.

On trouve également de l'hydrogène atomique, provenant de la photodissociation de H2O par le rayonnement ultraviolet solaire ; cet hydrogène atomique s'échappe facilement de l'atmosphère, du simple fait de sa vitesse thermique et du faible champ gravitationnel martien. La comparaison des abondances relatives de l'hydrogène et du deutérium est d'un grand intérêt. L'atome de deutérium D est plus lourd et s'échappe moins facilement que l'atome H, et la mesure du rapp [...]

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L'homme sur Mars, Francis Rocard

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Terre et Mars : caractéristiques physiques et orbitales

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Écrit par :

  • : docteur en physique, directeur adjoint du service d'aéronomie du C.N.R.S., Verrières-le-Buisson, directeur de recherche au C.N.R.S.
  • : secrétaire de la Commission de l'exploration spatiale, Société astronomique de France
  • : doyen de l'U.F.R. sciences, université de Paris-XI-Sud
  • : docteur ès sciences, responsable des programmes d'exploration du système solaire au Centre national d'études spatiales

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Pour citer l’article

Éric CHASSEFIÈRE, Olivier de GOURSAC, Philippe MASSON, Francis ROCARD, « MARS, planète », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 13 janvier 2022. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/mars-planete/