la planete mars
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LA PLANETE MARS Atmosphère et Climat PERRET Emeline – VIATGE Julie – WANG Jun 21/03/2012 Table des matières Tables des illustrations ............................................................................................................................ 3 INTRODUCTION ....................................................................................................................................... 4 I. ATMOSPHERE .................................................................................................................................. 5 I.1. Composition chimique .................................................................................................................. 5 I.2. Structure ....................................................................................................................................... 6 I.3. Caractéristiques ............................................................................................................................ 7 I.3.1. Densité ................................................................................................................................... 7 I.3.2. Pression .................................................................................................................................. 7 I.3.3. Champ magnétique ................................................................................................................ 7 I.3.4. Température .......................................................................................................................... 8 I.3.5. Vapeur d’eau et hydrogène ? ............................................................................................... 10 I.4. Mesures spatiales et Modèles atmosphériques ......................................................................... 11 II. CLIMAT .......................................................................................................................................... 13 II.1. Saisons ........................................................................................................................................ 13 II.2. Tempêtes de poussières ............................................................................................................ 14 II.2.1. Les calottes polaires ............................................................................................................ 14 II.2.2. Le cycle de la poussière ....................................................................................................... 15 II.2.3. Les tempêtes de poussières ................................................................................................ 15 II.3. Les vents ..................................................................................................................................... 17 II.3.1. La création de vent .............................................................................................................. 17 II.3.2 La circulation atmosphérique ............................................................................................... 18 II.4. Nuages, brouillards et brumes ................................................................................................... 18 II.4.1. Les nuages ........................................................................................................................... 18 II.4.2. Brouillards et Brumes .......................................................................................................... 20 III. RECHAUFFEMENT CLIMATIQUE DE LA PLANETE MARS ............................................................ 21 III.1. Observations ............................................................................................................................. 21 III.2. Cause possible : la tempête de 1970 ......................................................................................... 21 III.3. Questions en suspens ................................................................................................................ 22 CONCLUSION ......................................................................................................................................... 23 BIBLIOGRAPHIE ..................................................................................................................................... 24 Livres ................................................................................................................................................. 24 Liens internet .................................................................................................................................... 24 2 Tables des illustrations Figure 1 : Topographie de Mars .............................................................................................................. 4 Figure 2 : Vitesse de libération des particules sur les différentes planètes du système solaire ............. 5 Figure 3 : Couches de l’atmosphère martienne en fonction de l’altitude .............................................. 6 Figure 4 : Champs magnétiques martiens ............................................................................................... 7 Figure 5 : Température moyenne sur Mars et sur Terre ......................................................................... 8 Figure 6 : Site du Viking 1 ........................................................................................................................ 8 Figure 7 : Températures de la zone zoomée de Mars prises le 30 octobre 2001, à environ 22km du sol. ........................................................................................................................................................... 9 Figure 8 : Profil vertical de température par atterrisseurs Viking ........................................................... 9 Figure 9 : Profil vertical de température par sonde Mariner 9 et atterrisseurs Viking ......................... 10 Figure 10 : Atmosphère terrestre (gauche) et martienne (droite) ........................................................ 10 Figure 11 : Modèle terrestre de l’atmosphère ...................................................................................... 12 Figure 12 : Modèle martien de l’atmosphère ....................................................................................... 12 Figure 13 : L’inclinaison d’une planète à l’origine des saisons .............................................................. 13 Figure 14 : Les saisons sur Mars ............................................................................................................ 13 Figure 15 : Tableau regroupant les saisons et nombres de jours sur Mars et Terre ............................. 14 Figure 16 : Calotte polaire résiduelle .................................................................................................... 15 Figure 17 : Une tempête de poussières ................................................................................................ 16 Figure 18 : Température sur le globe martien pour les mois Juin et Juillet 2001 ................................. 16 Figure 19 : Les circulations atmosphériques principales sur Terre (gauche) et sur Mars (droite) ........ 17 Figure 20 : Inertie thermique de la surface martienne mesurée grâce à un TES (Thermal Emission Spectrometer) ....................................................................................................................................... 17 Figure 21 : La brise marine terrestre ..................................................................................................... 18 Figure 22 : La couche nuageuse martienne .......................................................................................... 19 Figure 23 : Des nuages orographiques .................................................................................................. 19 Figure 24 : Des nuages d’ondes ............................................................................................................ 19 Figure 25 : Valeur de l’albédo sur la planète Mars ............................................................................... 21 Figure 26 : Avant et Après une tempête de poussières ........................................................................ 22 Figure 27 : Variations de la radiation solaire ........................................................................................ 22 3 INTRODUCTION A l’heure actuelle, Mars est la 2ème planète la plus connue par les chercheurs après la planète Terre. Située en 4ème position en termes de distance au Soleil, elle est la 2ème plus petite planète du système solaire. Concrètement, elle a un volume 10 fois inférieur à celui de la Terre. Une de ses caractéristiques principales et qui n’en est pas des moindres est son absence d’océans : il n’y a tout simplement pas une goutte d’eau sur Mars. Cette particularité entraine de très forts écarts de température, mais aussi de régulières et violentes tempêtes de poussières que nous aurons soin d’expliquer dans les paragraphes suivants. Plus intéressante encore est l’étude de l’atmosphère de Mars. En effet, cette atmosphère est très peu abondante et ce phénomène de perdition atmosphérique s’explique notamment par l’impactisme. En heurtant Mars, les astéroïdes et comètes de taille importante auraient « soufflé » l’atmosphère préexistante entrainant sa composition. Il est important de soulever ce point, l’atmosphère ayant un rôle non-­‐négligeable sur l’évolution du climat au sein de planète Mars. Nous reviendrons donc, dans une première partie sur les divers points caractéristiques notables de l’atmosphère martienne, puis nous tenterons d’expliquer alors le climat qui y règne. Enfin nous nous attarderons sur un nouveau phénomène qui fait polémique tant sur Terre que sur Mars : le réchauffement climatique. Figure 1 : Topographie de Mars 4 I. ATMOSPHERE I.1. Composition chimique L’atmosphère de la planète Mars est une fine couche de gaz constituée en majeure partie de dioxyde de carbone (95 %), d’Azote (3%) et d’Argon (1,6%) avec des petites traces d’eau, d’oxygène et de méthane comme nous l’indique le graphe ci-­‐dessous. Figure 2 : Vitesse de libération des particules sur les différentes planètes du système solaire Sa composition n’est pas uniforme c’est-­‐à-­‐dire que ses propriétés changent constamment en fonction du temps et de l’espace. Ceci permet de produire des changements de climat, comme pour la Terre. Comme pour la terre c’est la gravité de la planète Mars et sa température qui assurent sa composition chimique. En effet, la vitesse de libération de l’eau, l’hélium, et l’hydrogène est plus rapide que celle de Mars. Son atmosphère ne peut donc pas retenir ces éléments. En revanche on constate que la vitesse de libération du dioxyde de carbone est beaucoup plus faible que celle de Mars ce qui confirme sa forte présence. 5 I.2. Structure L’atmosphère de la planète Mars est divisée en plusieurs couches : Figure 3 : Couches de l’atmosphère martienne en fonction de l’altitude La basse atmosphère appelée : TROPOSPHERE Elle s’étend jusqu’à une altitude de 45-­‐50 km. Cette couche se caractérise par une baisse de température avec l’altitude, tempérée par le rayonnement infrarouge émis par la surface martienne et affectée par la chaleur de la poussière flottant dans l’air et sur le sol. Le soleil réchauffe la surface de la planète Mars, une partie de cette chaleur va réchauffer le gaz près de la surface. Ce dernier va, par diffusion et convection, réchauffer l’intérieur de l’atmosphère. La température du gaz est donc plus élevée à la surface et diminue au fur et à mesure que l’altitude augmente. La diminution de température se caractérise par le phénomène de détente adiabatique c’est-­‐à-­‐dire que lorsqu’une masse d’air monte, elle se détend et sa température diminue. La couche atmosphérique intermédiaire appelée : MESOSPHERE Elle s’étend de 45-­‐50km à 110 km. Cette couche se caractérise par une température relativement constante : Il n’y a pas de couche d’ozone sur Mars, ce qui implique que le rayonnement ultraviolet ne peut pas être absorbé, donc que la masse d’air ne peut pas être réchauffée. Dans cette région se trouve un courant JET. 6 La haute atmosphère appelée : THERMOSPHERE (au delà de la mésopause) Elle s’étend de 110km à 200km. Dans cette couche la température augmente à nouveau, on se rapproche du soleil donc la chaleur solaire augmente (forte absorption ultraviolets). Le rayonnement solaire produit dans cette zone une ionisation des composants atmosphériques qui forment alors un plasma. Cette couche ionisée s’étend de 100km à 800km. Dans la haute atmosphère les gaz atmosphériques commencent à se séparer les uns des autres plutôt que de former le mélange que l’on trouve dans les couches inférieures. L’atmosphère martienne ne peut donc plus être considérée comme homogène. Au delà de 125 km : les molécules peuvent s’échapper dans l’espace et la pression est très faible que l’atmosphère peut se confondre avec le vide spatial. Certains composants comme l’oxygène deviennent alors majoritaires dans cette couche alors qu’ils étaient minoritaires auparavant. L’exosphère : Elle débute à 200km d’altitude et s’estompe peu à peu dans l’espace. Il n’y a pas de frontière nette entre l’atmosphère et l’espace. I.3. Caractéristiques I.3.1. Densité Elle est moins importante que celle de la Terre mais comporte de nombreuses similarités. La densité de l’atmosphère dépend de la Température mais aussi de la pression (équation d’état) et diminue lorsque l’altitude augmente. I.3.2. Pression La pression, comme pour la Terre diminue avec l’altitude : -­‐ Au sol, la pression varie autour de 30 Pa, -­‐ Au sommet d’Olympus Mons, autour de 1 155 Pa. La pression moyenne est d’environ 600Pa : plus faible que celle de la Terre : 101 325 Pa. I.3.3. Champ magnétique Cette image souligne les forts champs magnétiques martiens dans les régions du sud centrées autour de 180 degrés de longitude de l'équateur vers le pôle. C'est ici que le champ magnétique est le plus important. Cette différence de magnétisme sur Mars assez prononcée peut provenir des mouvements de la croûte terrestre très importants. Figure 4 : Champs magnétiques martiens 7 I.3.4. Température La température moyenne sur Mars est de -­‐50°C (15 °C sur Terre). Figure 5 : Température moyenne sur Mars et sur Terre Comparaison Terre-­‐Mars : atmosphère et température moyenne Cette faible température de la planète Mars est causée par la faible densité de l'atmosphère qui fait que l’effet de serre induit n'est que de 3 K (contre 33 K pour la Terre). De plus, la distance de Mars avec le Soleil est en moyenne 1,5 fois plus importante que la Terre avec le Soleil, Mars reçoit donc 57 % d'énergie solaire par unité d'aire en moins que la Terre, soit seulement 5 % de l'énergie solaire totale arrivant sur Terre (leurs diamètres respectifs pris en considération). Quelques ordres de grandeurs : La distance Terre-­‐Soleil : 149 600 000 km La distance Mars-­‐Soleil : 228 000 000 km L’absence d’océans et une atmosphère ténue entraînent une faible possibilité de stockage de chaleur ce qui induit de fortes variations thermiques entre le jour et la nuit : de -­‐89°C à -­‐24°C par exemple sur le site de Virking 1 (Chryse Planitia). Figure 6 : Site du Viking 1 8 Les observations et les mesures montrent que parfois, en hiver et aux pôles, la température au sol peut descendre à -­‐143 °C, et qu’elle peut atteindre 27 °C en plein été aux basses latitudes. Figure 7 : Températures de la zone zoomée de Mars prises le 30 octobre 2001, à environ 22km du sol. Ces mesures ont été effectuées à la fin du printemps dans l'hémisphère sud martien. On remarque une zone bleue circulaire caractéristique correspondant à un froid extrême. Il correspond à la calotte glacière polaire (température environ -­‐120°C). A l’heure actuelle cette zone fait environ 900 kilomètres de diamètre, elle va peu à peu se rétrécir, nous verrons pourquoi plus loin dans ce rapport. Ce profil vertical de la température atmosphérique a été dressé par les atterrisseurs Viking sur la surface martienne en 1976. L'axe des abscisses représente les températures en Kelvin, l'axe des ordonnées, lui, représente l'altitude en kilomètres. Ce profil de température nous permet de visualiser et de confirmer que la température varie avec l'altitude dans différentes couches, comme nous l’avons énoncé précédemment. Figure 8 : Profil vertical de température par atterrisseurs Viking 9 Même diagramme que précédemment, mais avec les mesures obtenues par la sonde Mariner 9 (spectromètre UV et occultation radio) et les atterrisseurs Viking. Le profil est plus précis sur la basse atmosphère avec une quantité relativement importante de poussière. On a également amélioré les mesures du profil de température pour la troposphère. Figure 9 : Profil vertical de température par sonde Mariner 9 et atterrisseurs Viking I.3.5. Vapeur d’eau et hydrogène ? Les astronomes ont conclu récemment que l'atmosphère martienne devrait contenir de petites quantités de vapeur d'eau et de l'hydrogène. En effet, leurs hypothèses sont tout à fait valables. Pour eux, le dioxyde de carbone très présent sur Mars, serait divisé en monoxyde de carbone et en oxygène par le rayonnement solaire; la vapeur d'eau peut donc être présente elle aussi. La réaction inverse serait aussi possible : recombiner le monoxyde de carbone et l'oxygène pour faire le dioxyde de carbone et ainsi compléter le cycle. Dans le cadre de ce processus, des molécules d'hydrogène seraient créées. La vapeur d'eau a été détectée sur Mars par Viking dans les années 1970, mais l'hydrogène moléculaire a été repéré seulement en 2001 à l'aide de « NASA's Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) spacecraft ». Figure 10 : Atmosphère terrestre (gauche) et martienne (droite) 10 I.4. Mesures spatiales et Modèles atmosphériques Dans cette sous-­‐partie nous allons nous intéresser à un appareil de mesures et son modèle mathématique. En effet, afin de faciliter la conception d’engins spatiaux et de pouvoir effectuer des mesures plus précises sur ces effets d’altitude, un modèle mathématique simplifié de l’atmosphère a été mis au point. Le modèle retenu ici est celui élaboré à partir de la sonde Mars Global Surveyor en avril 1996. Cette sonde a permis de recueillir des données sur l’atmosphère martienne (recueillies par Jonathon Donadee en 1999). Les données ont été ajustées pour enfin obtenir les équations de Dave Hiltner . Le modèle obtenu sépare deux différentes zones dans l’atmosphère : la basse (inférieure à 22960 pieds environ 7km) et la haute (supérieure à 22960 pieds). Suite aux observations on arrive aux conclusions suivantes : Dans la zone basse, la température décroit linéairement en fonction de l’altitude (le taux de diminution de la température est appelée « lapse rate ») et la pression, elle, décroît exponentiellement : T = -­‐25.68 -­‐ .000548 * h p = 14.62 * exp(-­‐00003 * h) Avec p en pied carrés, h en pied (feet), et T en Fahrenheit . Dans la zone haute, la température décroit linéairement en fonction de l’altitude et la pression, elle, décroît exponentiellement : T = -­‐10.34 -­‐ .001217 * h p = 14.62 * exp(-­‐00003 * h) La densité r pour chacune des deux zones est obtenue par : r = p / [1149 * (T + 459.7)] (dérivée de l’équation d’état) En comparant cette équation avec l’équation d’état pour l’atmosphère de la Terre (r = p / [1718 * (T + 459.7)] , on remarque que les constantes sont différentes : 1149 pour Mars et 1718 pour la Terre. Ces nombres sont différents car l’atmosphère martienne est presque entièrement composée de dioxyde de carbone alors que la Terre, elle, est majoritairement composée d’azote (78%) et d’oxygène (21%). On remarque maintenant que ce modèle est cohérent avec les résultats exposés dans la partie précédente pour la basse couche en revanche ce modèle ne permet pas de nous informer sur les hautes couches (il est fiable pour des altitudes faible, de l’ordre de la dizaine de km). 11 Figure 11 : Modèle terrestre de l’atmosphère Figure 12 : Modèle martien de l’atmosphère 12 II. CLIMAT II.1. Saisons De même que la planète Terre, Mars est inclinée et connait alors 4 saisons : Printemps, Eté, Automne et Hiver. En effet, si une planète est inclinée cela signifie que chacune de ses latitudes ne reçoit pas le même ensoleillement et cela entraine ainsi l’apparition de périodes marquées par un climat particulier que l’on appelle saisons. Figure 13 : L’inclinaison d’une planète à l’origine des saisons Comme nous l’indique le schéma ci-­‐dessus, les surfaces éclairées ne sont pas les mêmes, la plus lointaine étant la plus importante. D’autre part, on voit clairement que plus l’incidence des rayons solaires est grande, moins la quantité d’énergie reçue par la surface concernée est importante. L’inclinaison de la planète Mars est de 25,19°, ce qui est assez proche de l’inclinaison de la Terre qui est, elle, de 23,45°. Elle connait donc à peu près les mêmes saisons que la planète Terre à la différence près que l’énergie solaire reçue n’est pas la même car Mars est plus distante du Soleil. Il est aussi notable qui l’hémisphère Sud et l’hémisphère Nord de la planète Mars connaissent des saisons opposées pour une même période de l’année. Le schéma ci-­‐dessous résume assez bien la situation : Figure 14 : Les saisons sur Mars 13 Excentricité orbitale : On appelle excentricité orbitale la valeur qui donne la forme des ellipses d’un objet céleste. La formule générale de l’équation d’une ellipse est la suivante : ! ! = 1 + ! cos ! Où e représente l’excentricité orbitale. Lorsque 0 < e < 1, la trajectoire décrite par l’objet céleste est une ellipse. Dans le cas de planète Mars, on a e = 0,0934. La planète Mars a donc une trajectoire elliptique. Cette trajectoire n’est pas centrée par rapport au Soleil, ainsi la distance de Mars au Soleil varie entre un minimum, le périhélie, à 206 644 millions de km et un maximum, l’aphélie, à 249 228 millions de km. Ceci implique que les hivers et les étés dans les hémisphères Nord et Sud n’ont pas la même intensité. En effet, comme on peut le voir sur le schéma précédent, l’hémisphère Sud reçoit beaucoup plus d’intensité lumineuse pendant l’été austral, que n’en reçoit l’hémisphère Nord durant l’été boréal. Cette différence se chiffre à 40% d’énergie reçue. D’autre part, du fait de cette trajectoire orbitale non-­‐centrée par rapport au Soleil la distance que Mars parcourt pendant l’été austral ou hiver boréal est plus faible que celle parcourue pendant l’été boréal ou hiver austral. Ainsi l’été austral est plus court en temps que l’été boréal, ou encore, l’hiver austral est plus long en temps que l’hiver boréal. Finalement, les hivers sont bien plus longs et froids dans l’hémisphère Sud que dans l’hémisphère Nord, les étés étant plus courts et moins chauds dans l’hémisphère Sud que dans l’hémisphère Nord. Le tableau suivant résume les informations données ci-­‐dessus : Figure 15 : Tableau regroupant les saisons et nombres de jours sur Mars et Terre II.2. Tempêtes de poussières II.2.1. Les calottes polaires Les calottes polaires ou autrement appelées Inlandsis sont des glaciers de très grande étendue se présentant sous la forme d’une nappe pouvant atteindre plusieurs milliers de mètres d’épaisseur. On retrouve 2 calottes polaires sur la planète Mars : une au Nord, l’autre au Sud. Ces 2 calottes présentent 2 aspects géomorphologiques principaux : une phase permanente, autrement appelée résiduelle en été constituée essentiellement de glace d’eau et recouvrant une surface d’environ 1 000 km², la seconde dite phase saisonnière ou phase pleine composée en majorité de 14 glace carbonique. En effet, durant l’été, la glace d’eau qui constitue la calotte polaire se sublime, alors qu’en hiver c’est la vapeur d’eau présent dans l’atmosphère qui se condense avec le gaz carbonique. Ci-­‐dessous une photo prise de la calotte polaire Sud résiduelle existant sur Mars : Figure 16 : Calotte polaire résiduelle Sud II.2.2. Le cycle de la poussière Les poussières sont présentes en permanence sur la planète Mars et surtout en quantité non-­‐négligeable. Elles sont en suspension dans l’air s’étalant de la surface jusqu’à 40 km voire 70 km d’altitude. Le cycle de la poussière est couplé à celui du CO2, car celui-­‐ci, en se condensant sur les calottes, incorpore des poussières à la glace des pôles. La calotte alors plus sombre voit sa réflectivité être modifiée et cela influe sur la capacité de la glace à se sublimer sous l'effet des rayons du soleil. D’autre part, l'opacité de l'atmosphère martienne est due à la présence de particules de poussière en suspension dans l'air, qui ont un diamètre compris entre 1 et 10 microns. L'atmosphère chargée en poussière diffuse la lumière solaire dans des longueurs d'ondes tirants vers le rouge et donne ainsi au ciel martien sa couleur caractéristique. Ces poussières peuvent être soulevées par 2 phénomènes importants : les tourbillons de poussières autrement appelés « dust devils » ou les tempêtes de poussières, phénomène plus important. II.2.3. Les tempêtes de poussières Les tempêtes de poussières sur Mars sont un phénomène extrêmement courant. En effet, il en arrive tous les jours mais les plus majoritaires qui peuvent se développer à l’échelle d’une région sont recensées à peu près 10 fois par an. Quelques fois, ce phénomène peut prendre une ampleur folle et recouvrir entièrement la planète pendant plusieurs jours. Comme vu précédemment, lors du solstice d’hiver, de part la forme elliptique de sa trajectoire par rapport au Soleil, la planète Mars reçoit 40% d’énergie en plus que pendant tout le reste de l’année. La planète avance également assez vite dans cette partie de l’orbite ce qui a pour effet de créer, dans l’hémisphère Sud, des étés courts et chauds. La température augmente donc en été. Mais la poussière joue aussi un rôle. Présentes en grande quantité dans l’atmosphère, les poussières absorbent le rayonnement solaire, réchauffent l’atmosphère et refroidissent la surface durant la journée. A l’inverse durant la nuit, elles ont tendance à réchauffer la surface. Ainsi ces 15 poussières permettent de réduire le contraste de température entre le jour et la nuit à la surface de la planète. Cependant elles sont une des origines du réchauffement de l’atmosphère et créent ou intensifient les différences de températures, moteur de la circulation atmosphérique. De part l’augmentation des températures on assiste à un phénomène de sublimation où le CO2 s’évapore de la calotte polaire. Cette différence de température entre la calotte polaire résiduelle et les terrains en réchauffement va donner naissance à des vents violents qui injectent dans l'atmosphère de grandes quantités de poussières. Poussées par les vents, les particules trop grosses pour être soulevées se déplacent par bonds au niveau de la surface : à chaque impact, elles soulèvent alors des particules plus fines qui vont rejoindre celles déjà en suspension dans l'air. Finalement, les poussières créent des vents qui créent des poussières et la machine s’emballent : une tempête de poussière est créée. Figure 17 : Une tempête de poussières Au cours d’un tempête, les particules peuvent monter jusqu’à 50 km d’altitude et les augmentations de température engendrées sont assez spectaculaires. En effet, comme on peut le voir sur les images suivantes, lors de la tempête de Juillet 2011, il y a eu la température a augmenté de 30°C en l’espace d’un mois. Figure 18 : Température sur le globe martien pour les mois Juin et Juillet 2001 16 Finalement, les tempêtes de poussière martiennes disparaissent aussi soudainement qu'elles sont apparues. Il est possible qu'une fois la planète totalement englobée dans cette tempête, les gradients thermiques se mettent à diminuer. L'intensité des vents serait alors amenée à baisser, et la poussière commencerait à sédimenter. Tandis que les particules retombent en pluie fine, l'atmosphère s'éclaircit progressivement et les premiers rayons du soleil frappent à nouveau le sol. Ces fameuses tempêtes peuvent également être à l’origine de l’homogénéisation du sol à l’échelle planétaire. II.3. Les vents II.3.1. La création de vent Le vent est particulièrement important sur Mars. C'est le seul facteur d'érosion encore actif à la surface de la planète. On pourra l’expliquer avec l'équilibre radiatif-­‐convectif. Figure 19 : Les circulations atmosphériques principales sur Terre (gauche) et sur Mars (droite) Inertie thermique : La surface martienne a une inertie thermique plus faible que celle de la terre. L’inertie thermique est la capacité physique d’un matériau à conserver sa température. Ainsi lorsque le Soleil l'éclaire, Mars se réchauffe plus rapidement que la terre. Figure 20 : Inertie thermique de la surface martienne mesurée grâce à un TES (Thermal Emission Spectrometer) 17 Sur Terre, il y a de grosses différences d’inertie thermique du fait de la présence des océans. L’inertie thermique des eaux est bien plus importante que celle de la Terre. Ainsi, pendant la journée la Terre absorbe la chaleur émise par le Soleil plus rapidement, l’air y est donc plus chaud qu’au dessus des océans. L’air chaud monte se refroidit au niveau des océans et redescend ce qui créé une recirculation (voir figure ci-­‐dessous). A l’inverse, pendant la nuit la Terre se refroidit plus rapidement est la recirculation est inversée. Figure 21 : La brise marine terrestre Il n'y a pas d’océans sur Mars, ce qui implique une faible recirculation de l’air comme sur Terre. Cependant, il existe des régions où l'inertie thermique du sol change, ce qui crée des vents dont la formation est similaire à celle de la brise marine terrestre. II.3.2 La circulation atmosphérique La circulation atmosphérique de Mars est assez similaire à celle de la planète Terre. Cependant l’absence d’océan et la quantité non négligeable de poussières atmosphériques apportent quelques différences. Comme vu précédemment sur Terre et donc sur Mars lorsque l’air est réchauffé, il a tendance à monter et vice versa lorsqu’il est refroidi. L’équateur étant une zone chaude de la planète, l’air circule de cette zone jusqu’aux pôles plus frais. Il existe aussi sur Mars une force de Coriolis due à sa rotation qui dévie les masses d'air vers la droite dans l'hémisphère nord, et vers la gauche dans l'hémisphère sud. Ces différents mouvements sont la base de la circulation atmosphérique sur Mars. Cependant, à l’inverse de la planète Terre où il existe deux cellules de Hadley, Mars n’en possède qu’une seule. Dans l'hémisphère d'été, les masses d'air chaudes montent en altitude, puis se dirigent vers l'hémisphère d'hiver où elles redescendent au niveau des latitudes moyennes (40° de latitude environ). Cette cellule de Hadley peut se déplacer en latitude suivant la saison. II.4. Nuages, brouillards et brumes II.4.1. Les nuages Il existe des nuages sur Mars. En effet, comme l’atmosphère contient des traces de vapeur d’eau et que sa température et sa pression maintiennent celle-­‐ci près de son point de saturation, des nuages peuvent apparaître par condensation. La plupart des nuages sont composés de cristaux de glace, voyageant entre 20 et 40 km d'altitude. Même s’ils ne sont pas aussi courants que sur Terre, on peut observer de belles couches nuageuses sur cette planète (voir figure ci-­‐dessous). 18 Figure 22 : La couche nuageuse martienne A haute altitude (>35 km), la température baisse entrainant une augmentation en masse de la quantité de dioxyde de carbone. On peut alors voir apparaitre des nuages constitués de CO2 glacés ressemblant à nos cirrus terriens. On distingue plusieurs types de nuages sur Mars: • Les nuages orographiques rencontrés souvent sur les sommets martiens. En effet, lorsque l’air rencontre un obstacle naturel, il s'élève et se refroidit, permettant ainsi la formation de ces nuages. Figure 23 : Des nuages orographiques • Les nuages de convection : ces nuages se forment à partir de cellules de convection. L'air, chauffé au contact du sol, s'élève et se refroidit. On peut les rencontrer à des altitudes variant de 4 à 6 km. • Les nuages noctulescents : ces nuages sont si fins qu'ils ne peuvent être aperçus que lorsqu'ils reflètent la lumière du Soleil dans l'obscurité. • Les nuages d'ondes : ils se forment lorsqu'une masse d'air en mouvement rapide butte soudain contre un relief. L'eau se condense en donnant une structure nuageuse caractéristique, constituée de vagues de nuages espacées régulièrement. Figure 24 : Des nuages d’ondes 19 II.4.2. Brouillards et Brumes On qualifie de brouillard et brumes les nuages de faibles durées. Ceux-­‐ci se forment à partir de la vapeur d'eau dégagée par la fine couche de givre accumulée pendant la nuit, lorsque celle ci est réchauffée par les premiers rayons du soleil. 20 III. RECHAUFFEMENT CLIMATIQUE DE LA PLANETE MARS De même que la planète Terre, Mars connait aussi le phénomène de réchauffement climatique. Une problématique encore actuelle et non élucidée qui fait polémique. L’homme ne serait donc plus le seul acteur de ces changements climatiques inquiétants. III.1. Observations L’albédo est un bon indicateur de la température de la surface des planètes. En effet, il représente le rapport de l’énergie solaire réfléchie par une surface sur l’énergie incidente. C’est pourquoi on s’intéresse à son évolution pour caractériser le changement climatique. Figure 25 : Valeur de l’albédo sur la planète Mars Des missions de recherche entreprises par la NASA ont permis de détecter ces dernières années des anomalies notables : une diminution de l’albédo depuis les années 1970. En effet, la température de surface martienne aurait augmenté de 0,65°C entre 1970 et 1990. Une des premières conséquences de ce réchauffement a été la diminution de la calotte polaire martienne. Si une zone couverte de neige fond, sa réflectivité diminue engendrant à nouveau une diminution de l’albédo. Ce phénomène est un cercle vicieux qui peut se répéter à l’infini et avoir des conséquences dramatiques. III.2. Cause possible : la tempête de 1970 L’origine de cette diminution de l’albédo date de 1970 où une forte tempête de poussières s’est déclenchée sur Mars. Peu à peu la poussière orange-­‐ocre a recouvert l’ensemble de la planète, notamment la calotte polaire, engendrant une impossibilité pour la surface de réfléchir le rayonnement solaire. Ce phénomène serait donc à l’origine de la diminution de l’albédo et donc d’une augmentation de la température. 21 Figure 26 : Avant et Après une tempête de poussières Cette tempête de poussière a duré un certain temps donnant le temps à la calotte polaire de commencer à fondre. Cependant les données concernant cette tempête restent un peu floues car les circonstances et causes n’ont pas été encore déterminées. Finalement, l’albédo ayant diminué cela a entrainé une absorption plus importante du rayonnement solaire et donc une augmentation de la température au sol à l’origine de la fonte des glaces et ainsi de suite. Nous sommes alors dans un cercle vicieux qui devient vite incontrôlable. III.3. Questions en suspens La question encore irrésolue est celle de l’origine de la tempête de poussière. Comme expliqué dans les paragraphes précédents, les tempêtes de poussières sont globalement dues à la sublimation du CO2. Cependant rien n’explique aujourd’hui cette augmentation soudaine de la sublimation dans les années 1970. Certains scientifiques émettent l’hypothèse que cela puisse provenir de variations magnétiques de l’astre. D’autres estiment que l’intensification des vents solaires ces dernières années en est la cause. Enfin, certains mettent ce phénomène sur le compte de la variation de la radiation solaire plus importante dans les années 1970. Le graphique ci-­‐dessous nous montre qu’au-­‐ delà de ces années la variation est tout de même déjà très importante. Figure 27 : Variations de la radiation solaire 22 CONCLUSION Malgré la distance qui nous sépare de la planète Mars, il est intéressant de constater que nous sommes en mesure de déterminer et comprendre en partie les différents phénomènes météorologiques de cette planète. On retrouve des similarités de fonctionnement avec notre planète malgré cette absence notable d’océans. Or les océans sur Terre sont l’un des éléments déterminants dans l’explication climatique. Néanmoins de nombreux mystères restent encore non-­‐résolus mais l’amélioration des appareils et différentes sondes de mesures semble prometteuse pour élucider ces problèmes. Ce sujet assez complet nous a permis de passer en revue les différents points vus en cours et de les appliquer à un exemple concret : la planète Mars et d’effectuer une permanente comparaison avec la planète Terre. 23 BIBLIOGRAPHIE Livres Fondamentaux de météorologie -­‐ Sylvie Malardel -­‐ 2eme édition Liens internet http://www.nirgal.net/main.html http://fr.wikipedia.org/wiki/Mars_%28plan%C3%A8te%29 http://www.asc-­‐csa.gc.ca/fra/educateurs/ressources/mars/info_climat.asp http://planetologia.elte.hu/mcdd/index.phtml?cim=combined.html http://mars.jpl.nasa.gov/ http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Mars http://www.generation-­‐nt.com/rechauffement-­‐climatique-­‐planete-­‐mars-­‐global-­‐surveyor-­‐nasa-­‐ recherches-­‐scientifiques-­‐actualite-­‐22676.html http://www.solarviews.com/french/mars.htm http://fr.wikipedia.org/wiki/Atmosph%C3%A8re_terrestre http://www.astrofiles.net/astronomie-­‐mars-­‐7.html?page=7 24
