Mars, à une distance moyenne de 1,50 unités astronomiques du Soleil. Contrairement aux autres planètes, Mars a une période de rotation très proche de celle de la Terre, l'alternance entre le jour et la nuit se fait donc au même rythme que sur notre planète. L'inclinaison de l'axe de rotation par rapport au plan de l'orbite a également une valeur similaire, ce qui conduit la planète à être soumise à un cycle de saisons semblable à celui de la Terre, légèrement plus lent car l'année martienne est plus longue que la nôtre.

Vue de la Terre, la planète apparaît généralement rougeâtre, avec quelques zones foncées et des régions polaires blanchâtres. Avec l'alternance des saisons, son aspect change beaucoup. En été, les zones polaires rapetissent et les zones foncées s'étendent. En hiver, la couverture blanche sur les pôles est très marquée et les zones foncées se font plus discrètes. Ces zones foncées sont des régions de roches plus sombres et leur changement d'aspect est probablement dû à une couche de poussière d'épaisseur variable avec les saisons. L'aspect rouge de la planète est quant à lui dû à la présence d'oxyde de fer.

L'exploration de Mars par des sondes spatiales commença en 1965 avec un survol par Mariner 4. Deux autres sondes Mariner firent de même, puis ce fut Mariner 9 qui se mit en orbite autour la planète et prit des images pendant presque un an. En 1976, ce furent les deux sondes Viking qui étudièrent Mars pendant plusieurs années. Chacune était composée d'une sonde en orbite qui prenait des images de la surface et étudiait l'atmosphère, et d'une sonde qui se posait sur la surface, effectuait des mesures météorologiques et sismologiques et analysait quelques échantillons du sol, en particulier pour détecter de possibles traces de vie. A côté de ces immenses succès, Mars donna également lieu à de grandes déceptions, en particulier avec l'échec de la sonde Mars Observer en 1993 et de l'atterrisseur Beagle 2 en 2003.

L'atmosphère

La planète Mars a un diamètre de 6800 kilomètres. Elle possède une atmosphère très ténue avec une pression inférieure à 1 pour cent de la valeur terrestre. L'atmosphère est constituée de gaz carbonique à plus de 95 pour cent, d'un peu d'azote, d'argon et d'oxygène, et de traces d'autres gaz. Il y a également un peu de vapeur d'eau, en quantité suffisante pour donner naissance à des nuages de glace ou à du brouillard. Les images prises depuis la surface montrent que le ciel apparaît orange, ce qui est vraisemblablement dû à de fines particules de poussière présentes dans l'atmosphère.

La température à la surface de Mars est très variable, entre un minimum d'environ -140 degrés Celsius la nuit et un maximum diurne de 0 degré l'hiver et de 20 degrés l'été. L'atmosphère de Mars est parfois animée de formidables tempêtes qui englobent toute la planète et peuvent durer plusieurs mois. La surface est alors entièrement cachée par les poussières soulevées par le vent. Cela s'est par exemple produit au début de la mission Mariner 9, la sonde ayant alors été dans l'impossibilité d'observer la surface pendant plusieurs semaines.

La surface

Les différentes sondes ont révélé une surface fascinante et riche en formations de types différents : volcans éteints, cratères, canyons et lits de rivières asséchés. Ces diverses formations ne sont pas réparties uniformément sur la planète, mais plutôt regroupés dans un hémisphère donné.

L'hémisphère nord de Mars est dominé par des formations d'origine volcanique. On y trouve en particulier deux régions où se concentrent de nombreux volcans : le dôme du Tharsis, avec 3 volcans dont la hauteur dépasse 20 kilomètres, et, de l'autre coté de la planète, Elysium Planitia. Près du dôme du Tharsis se trouve Olympus Mons, le plus grand volcan du système solaire qui culmine à 26 kilomètres d'altitude avec une base de 600 kilomètres de diamètre.

Les volcans martiens sont du même type que les volcans de Hawaii, avec des flancs en pente très douce. Ils sont dus à la présence d'un point chaud dans le manteau, qui éjecte de la lave vers l'extérieur à travers la croûte. Leur taille démesurée est probablement liée à l'absence de tectonique des plaques. Sur Terre, du fait de la tectonique, la croûte se déplace par rapport au point chaud, produisant une succession de petits volcans. Sur Mars, la croûte est fixée et l'accumulation de lave en un même point forme petit à petit des volcans énormes. A partir d'une étude du nombre de cratères dans ces régions volcaniques, il a été possible de les dater de façon approximative : le dôme du Tharsis par exemple est relativement jeune, avec seulement quelques centaines de millions d'années.

L'hémisphère sud est très différent, dominé par des cratères d'impact vieux de plusieurs milliards d'années. Contrairement aux cratères lunaires dont l'aspect ne change pas avec le temps, les cratères martiens sont soumis à une érosion d'origine atmosphérique qui altère leur forme, arrondit leurs bords et recouvre leur intérieur d'une épaisse couche de poussières.

L'une des formations les plus remarquables de la surface martienne se trouve près de l'équateur : il s'agit d'un gigantesque canyon, baptisé Valles Marineris en l'honneur de la sonde Mariner, qui s'étend sur plus de 3000 kilomètres avec une profondeur qui peut atteindre 8 kilomètres. Il est lui-même entouré de tout un système de canyons de taille plus modeste. Les planétologues pensent que ces formations sont le résultat de l'effondrement d'énormes plateaux.

Le dernier type de structure mis en évidence sur Mars, en particulier dans le voisinage du Valles Marineris, est constitué de petites vallées qui présentent de nombreux méandres et ressemblent à des lits de rivière asséchés, ce qui laisse penser que de l'eau liquide a dû couler sur la surface de Mars par le passé.

Finissons ce rapide survol de la planète Mars, en remarquant que la planète possède deux petits satellites, Phobos et Deimos, avec une dimension de l'ordre de 10 kilomètres. Ces satellites apparaissent très irréguliers et sont recouverts de cratères. Du fait de la proximité de la ceinture d'astéroïdes et de leur aspect irrégulier, les astronomes les soupçonnent fortement d'être des astéroïdes capturés par Mars.

Pluton, considérée longtemps comme la dernière planète du système solaire, mais rétrogradée au rang de planète naine en 2006, fut découverte par Clyde Tombaugh en 1930. Son orbite est très excentrique et sa distance au Soleil varie donc beaucoup, entre 30 et 49 unités astronomiques. Ainsi, pendant certaines périodes, Pluton est plus proche du Soleil que Neptune, ce qui fut par exemple le cas entre 1979 et 1999. L'orbite est également très inclinée, de 17 degrés par rapport au plan de l'écliptique.

 
Du fait de son éloignement, Pluton est très difficile à étudier. Elle n'a en particulier jamais été survolée par une sonde. Il fallut ainsi attendre 1978 pour que l'on découvre que la planète possède un énorme satellite, Charon, à une distance de 19 600 kilomètres. Une propriété remarquable du couple réside dans le fait que les périodes de rotation des deux corps sont identiques et de plus égales à la période d'orbite mutuelle (un peu plus de 6 jours terrestres). Il s'agit là d'un phénomène tout à fait exceptionnel, les deux corps se présentent toujours la même face et apparaissent réciproquement fixes dans le ciel de l'autre. Ce ne fut ensuite qu'en 2005 que deux satellites plus petits, Nix et Hydra, furent découverts par le télescope spatial.

Satellites de Pluton

Grâce à un phénomène très rare, le passage de la Terre dans le plan de l'orbite du système entre 1985 et 1990, les astronomes ont pu observer toute une série d'éclipses mutuelles des deux corps principaux. Ils ont pu en déduire les dimensions de ces derniers : 2300 kilomètres de diamètre pour Pluton et 1200 pour Charon. Notons que la séparation entre les deux corps ne représente ainsi qu'à peu près 8 fois le diamètre de Pluton.

Les observations spectroscopiques ont révélé que la surface de Pluton est recouverte de glace et composée principalement d'azote avec un peu de méthane. Une atmosphère très ténue est présente avec une pression 100 000 fois plus faible que la pression terrestre. La température moyenne est quant à elle de -220 degrés Celsius.

Eris

La deuxième planète naine au-delà de Neptune est Eris, un corps découvert en 2005 à partir d’images prises en 2003 à l’observatoire du Mont Palomar. On estime d’après des mesures du télescope spatial que le diamètre d’Eris est d’environ 2400 kilomètres, donc légèrement supérieur à celui de Pluton. La planète mineure circule sur une orbite très elliptique et sa distance au Soleil varie entre 5,6 et 14,6 milliards de kilomètres (soit 37,7 et 97,6 unités astronomiques).

La planète naine Eris et son satellite Dysnomia, photographiés en 2005 à l’observatoire Keck à l’aide d’un système d’optique adaptative. Crédit : W. M. Keck Observatory
D’autres observations à partir du télescope Keck ont également révélé la présence d’un satellite, Dysnomia, qui tourne autour d’Eris à une distance d’environ 36 000 kilomètres.

De nos jours, l'eau sous forme liquide ne peut plus exister sur Mars car la pression atmosphérique est trop faible et tout liquide s'évaporerait instantanément. A une époque reculée, que l'étude des cratères d'impact place il y a environ 4 milliards d'années, l'atmosphère de Mars était probablement similaire à celle de la Terre et permettait l'existence d'eau liquide.

En 1999 (à gauche un cliché à été pris),6ans plus tard au même endroit (à droite une micro coulure de liquide est visible qui s'échappe de l'intérieur de la structure. *image Nasa

Le même endroit pris sous des angles différent pour une meilleur visualisation *image Nasa

L'absence de tectonique des plaques

Les planétologues pensent que la divergence entre les deux planètes est liée à la tectonique des plaques. Pour toutes les planètes telluriques, l'origine de l'atmosphère est la libération, par l'intermédiaire des éruptions volcaniques, des gaz contenus dans les roches après la phase de formation. Il s'agit principalement du gaz carbonique (CO2), de l'azote (N2) et de la vapeur d'eau (H2O). Le gaz carbonique va par l'intermédiaire de l'effet de serre réchauffer la planète et permettre à l'eau liquide d'exister.

Reull Vallis

Mais un autre phénomène se produit qui peut tout remettre en cause : les chutes de pluie. Comme l'eau de pluie dissout facilement le gaz carbonique présent dans l'atmosphère, elle peut l'entraîner avec elle et rapidement le réinjecter dans le sol. L'eau peut ainsi être à l'origine de sa propre perte. En effet, le niveau de gaz carbonique atmosphérique va alors baisser, ce qui entraîne une chute de la température car l'effet de serre perd en intensité, et l'atmosphère devient finalement trop froide pour permettre l'existence d'eau sous forme liquide.

Dans le cas de la Terre, la tectonique des plaques et le volcanisme actif réintroduisent en permanence le gaz carbonique dans l'atmosphère, assurant ainsi l'équilibre et la stabilité que nous connaissons. Pour Mars par contre, l'absence de tectonique des plaques empêche le recyclage du gaz carbonique. L'activité volcanique originelle a probablement produit une atmosphère qui subsista pendant quelques dizaines de millions d'année et permit à l'eau liquide de former rivières et vallées, mais l'absence de tectonique des plaques a limité la durée de cette période.

L'état actuel de l'eau sur Mars

De nos jours, l'eau existe encore sur Mars, mais pas sous forme liquide. Il existe d'abord dans le sous-sol martien une couche de glace d'eau solide appelée le permafrost. Les sondes nous ont par exemple envoyé des images de la surface montrant des résidus de glissements de terrain et les signes d'anciens flots liquides assez importants. Ces formations ont dû apparaître lorsque cette glace a été réchauffée localement, soit par des volcans, soit par des impacts de météorites, puis a fondu et s'est précipité vers la surface en entraînant l'effondrement des couches supérieures. 

Il y a également de l'eau sous forme de glace dans les régions polaires. Nous avons vu que ces dernières sont recouvertes par des calottes blanches dont la taille varie avec les saisons. En fait, ces calottes d'une épaisseur de l'ordre du mètre sont constituées de deux couches différentes : une calotte de glace d'eau et une calotte de glace de gaz carbonique (ou neige carbonique). Même en été, la température de Mars est trop basse pour que l'eau fonde et il y a donc une première calotte permanente constituée de glace d'eau. A cela s'ajoute la deuxième calotte constituée de neige carbonique dont l'épaisseur varie avec les saisons. En été, le gaz carbonique est sous forme gazeuse et ne participe pas à la couverture des pôles. En hiver, le gaz se solidifie et recouvre la première calotte. C'est là l'origine des variations que les astronomes observent depuis longtemps.

L'étude de l'eau sur Mars a connu une accélération foudroyante récemment grâce à la sonde européenne Mars Express, mise en orbite le 25 décembre 2003, et aux deux rovers américains Spirit et Opportunity, arrivés respectivement le 3 et le 25 janvier 2004. Un mois après sa mise en orbite, Mars Express, grâce à son détecteur infrarouge OMEGA, fut en mesure de confirmer directement la présence de glace d'eau dans la calotte polaire sud et de mesurer précisément sa concentration, 15 pour cent de la glace totale. Un peu plus tard, elle découvrit également l'existence d'une zone de permafrost autour de la calotte polaire, pouvant s'étendre sur des centaines de kilomètres carrés.

Les deux rovers américains ont pu entreprendre la recherche de traces d'eau sur la surface elle-même. Le succès le plus spectaculaire fut celui d'Opportunity, qui arriva par une chance extraordinaire dans un petit cratère qui présentait des affleurements rocheux et fournissait donc un accès direct au sous-sol martien. Opportunity fut rapidement en mesure de trouver des indices très concluants sur la présence passée d'eau par des indices chimiques et physiques. Grâce à son spectromètre, le rover réussit d'abord à détecter la présence de sulfates, éléments qui indiquent généralement qu'une roche s'est formée dans de l'eau ou du moins a été altérée par une longue exposition à l'eau. Le rover détecta également des traces de brome et de chlore, des éléments qui apparaissent quand des sédiments s'accumulent lors de l'évaporation d'une eau stagnante.

La deuxième ligne d'indices s'appuie sur trois aspects physiques des roches de l'affleurement : l'existence de nombreuses microcavités, la présence de sphérules et la direction particulière de certaines rides à la surface des roches. Les microcavités observées sont d'habitude la conséquence de cristaux qui se développent sur des roches en présence d'eau salée, et qui disparaissent ensuite par érosion ou dissolution, pour ne finalement laisser que des microcavités. Les sphérules martiennes, des petites particules en forme de sphère, pourraient résulter de différents processus, mais c'est leur répartition dans les couches de l'affleurement qui semble indiquer une origine liquide. Enfin, le dernier indice physique est la présence de rides dans la roche qui forment un angle avec la direction des couches principales. Plusieurs origines sont également possibles, mais la forme des rides suggère que les roches se sont formées en présence d'eau, par exemple au bord d'une ancienne mer.

Le rover Spirit s'est quant à lui posé de l'autre côté de la planète, près du cratère Gusev. Son succès dans la recherche d'anciennes traces d'eau a été plus limité, mais il a quand même réussi à détecter des fractures dans une roche volcanique et des dépôts probablement laissés là par le passage d'une quantité limitée d'eau.

En quittant la photosphère, nous pénétrons dans une couche très ténue appelée la chromosphère. Cette couche a une épaisseur de quelques milliers de kilomètres et la température y remonte de 4000 à 10 000 kelvins. Du fait de sa très faible densité, un millionième de celle de la photosphère, cette couche est quasiment transparente et donc invisible en plein jour. Elle est néanmoins observable lors des éclipses de Soleil et apparaît alors comme un anneau rougeâtre très mince qui entoure le disque lunaire. 

 Un moyen relativement simple d'étudier la chromosphère sans attendre une éclipse est d'observer le Soleil dans une longueur d'onde particulière correspondant à une raie de l'hydrogène appelée H alpha. Dans cette longueur d'onde, les atomes d'hydrogène de la chromosphère absorbent la lumière de la photosphère et la réémettent vers l'extérieur. En observant ainsi le Soleil, la photosphère est donc invisible et seule la chromosphère apparaît.

Ce type d'observation a en particulier montré que la chromosphère est loin d'être uniforme. Sa frontière extérieure est surmontée d'une multitude de pics verticaux, appelés spicules, qui vivent en moyenne pendant une dizaine de minutes. Il s'agit de jets de gaz éjectés de la chromosphère à une vingtaine de kilomètres par seconde et qui pénètrent la région extérieure sur plusieurs milliers de kilomètres.

Le vent solaire

 Comme la température est extrêmement élevée dans la couronne, la vitesse d'agitation des particules est si grande que celles-ci peuvent échapper à l'attraction du Soleil. Même en période de calme relatif, une grande quantité d'électrons, de protons et autres particules énergétiques - environ deux millions de tonnes de matière par seconde - s'échappe du Soleil et se perd dans le milieu interplanétaire. Au fur et à mesure que l'on s'éloigne de notre étoile, la couronne ressemble ainsi de moins en moins à une atmosphère et se métamorphose en un flux continu de particules appelé le vent solaire. Comme la densité et la pression du gaz décroissent avec la distance au Soleil, les particules gagnent petit à petit en vitesse, jusqu'à largement dépasser celle du son. Au niveau de la Terre, leur vitesse est de l'ordre de 500 kilomètres par seconde, avec une densité d'une dizaine de particules par centimètre cube.

Tout modèle de la formation du système solaire doit être en mesure d'expliquer l'état actuel de celui-ci. Avant de voir comment notre système s'est formé, rappelons donc quelques-unes de ses caractéristiques.

 Le système solaire contient huit planètes. Celles-ci peuvent être classées en deux groupes : les planètes telluriques, de dimension et de masse réduites mais de forte densité (Mercure, Vénus, la Terre et Mars), et les géantes gazeuses, de grandes dimension et masse mais de faible densité (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). Les orbites des planètes autour du Soleil sont à peu près toutes contenues dans un même plan, appelé le plan de l'écliptique, et le système solaire apparaît donc très aplati de l'extérieur. C'est d'ailleurs pour cette raison que pour un observateur terrestre les planètes semblent toujours se déplacer dans une bande très étroite du ciel appelée le Zodiaque.

Une caractéristique importante car contraignante pour les modèles de formation est la répartition du moment angulaire. Cette grandeur caractérise la rotation ou la révolution d'un corps et s'obtient en combinant la masse, la vitesse de déplacement angulaire et la distance à l'axe de rotation ou de révolution. La théorie montre que le moment angulaire d'un système isolé doit être invariable dans le temps. Le système solaire lors de sa formation avait donc un moment angulaire identique à celui que nous pouvons encore mesurer à l'heure actuelle. Par contre, la répartition du moment entre le Soleil et les planètes peut très bien avoir varié. De nos jours, alors que notre étoile contient à elle seule 99 pour cent de la masse totale du système solaire, elle ne contient que 3 pour cent de son moment angulaire total. Ceci est un point très important qui permet d'éliminer les théories trop simplistes incapables d'expliquer la distribution actuelle.

La formation du système solaire.

Passons donc à l'histoire de la formation de notre système. La description qui suit est un modèle globalement admis, même si ses détails font encore l'objet de maintes discussions. Au départ, il y a environ 10 milliards d'années, ce qui deviendra un jour le système solaire n'est qu'une fraction minuscule d'un gigantesque nuage d'hydrogène et d'hélium qui poursuit son ballet autour du centre galactique. Au fur et à mesure que le temps passe, ce nuage se contracte doucement et s'enrichit en éléments plus lourds lors de l'explosion d'étoiles massives proches, ce qui explique que l'abondance actuelle d'éléments lourds est de l'ordre de 2 pour cent. Finalement, il y a 4,6 milliards d'années, sous l'effet de sa propre gravité, ce nuage s'effondre sur lui-même et se fragmente en une série de nuages de dimension plus réduite dont l'un deviendra le système solaire.

Les différentes étapes de la formation du système solaire : contraction d'un nuage d'hydrogène et d'hélium, aplatissement du système, formation de planétésimaux, mise en route des réactions nucléaires au centre, apparition du système sous sa forme actuelle.

Le protosystème maintenant bien défini continue à se contracter de plus en plus. Mais, d'après la loi de conservation du moment angulaire, si la taille d'un corps se réduit, sa vitesse de rotation doit augmenter pour compenser. La contraction du protosystème s'accompagne donc d'une forte augmentation de la vitesse de rotation et, comme le protosystème n'est pas rigide, d'un fort aplatissement dans le plan perpendiculaire à l'axe de rotation. On se retrouve ainsi finalement avec une concentration de matière au centre, la protoétoile, entourée d'un disque de matière appelé le disque protoplanétaire.

 C'est ici qu'intervient notre connaissance de la distribution du moment angulaire. Dans les modèles de formation les plus simples, le système solaire est le résultat d'une simple contraction d'un nuage de gaz en rotation. Mais ceci devrait se traduire par une vitesse de rotation du Soleil incompatible avec le fait qu'il ne possède que 3 pour cent du moment angulaire total.

En réalité, la protoétoile va être ralentie sous l'action des forces magnétiques. Dans les conditions physiques qui règnent à l'époque, une variation du champ magnétique entraîne automatiquement une variation de la distribution de matière et réciproquement - on dit que les lignes de champ magnétique sont gelées dans la matière. Or les lignes de champ magnétique qui traversent le protosystème sont déformables mais seulement de façon limitée. Cette rigidité est transmise à la matière, ce qui crée un lien entre la protoétoile et le disque protoplanétaire. C'est grâce à ce lien que la région centrale est freinée et perd peu à peu son moment angulaire au profit du disque qui tourne de plus en plus vite.

Sous l'effet du ralentissement, la force centrifuge subie par la protoétoile baisse et finalement l'éjection de matière s'arrête. A partir de ce moment, les deux sous-systèmes précédemment liés ont une évolution indépendante. Au centre, la protoétoile continue de se contracter et sa température augmente rapidement. Finalement, les réactions nucléaires de fusion se mettent en route et l'étoile que nous connaissons apparaît.

La formation des planètes

Dans le disque protoplanétaire, les atomes s'agglomèrent au fur et à mesure de leurs rencontres pour devenir des poussières. Celles-ci se regroupent elle-mêmes pour former des petits corps appelés planétésimaux. Cette étape dure quelques millions d'années. Du fait de la turbulence dans le disque apparaissent des fluctuations de densité qui évoluent et aboutissent à des corps de grande dimension, dans un processus appelé l'accrétion. Ces corps continuent à capturer les planétésimaux qu'ils trouvent sur leur chemin et atteignent finalement le stade de planète. La principale phase d'accrétion se termine il y environ 4,4 milliards d'années, même si d'intenses bombardements se poursuivent encore pendant un milliard d'années.

L'aspect final des planètes dépend de la distance au Soleil. Près de celui-ci, les éléments légers reçoivent beaucoup d'énergie et sont trop chauds pour se condenser. Le matériau qui constitue ces planètes est donc riche en éléments lourds, tels le fer ou le silicium, ce qui explique leur forte densité. Loin du Soleil, l'accrétion de planétésimaux est à l'origine d'un noyau dense qui constitue le point de départ pour une croissance ultérieure. Autour de ce noyau s'accumule une enveloppe de gaz et l'on aboutit à une planète très volumineuse et massive, mais essentiellement constituée d'hydrogène et donc peu dense.