1659 - 1876 : Mars, une réplique de la Terre

C'est en 1659 que Christian Huygens obtient pour la première fois un dessin de Mars sur lequel apparaît déjà une tache bien caractéristique de sa surface (Syrtis Major). Jean-Dominique Cassini en 1666 observe Mars à son tour et met en évidence sa rotation en un peu plus de 24 heures. En 1672 Huygens note l'existence de deux taches blanches aux pôles, qui seront plus tard étudiées par William Herschel. Herschel spéculera sur leur nature : comme ces zones blanches disparaissent pratiquement en été et réapparaissent en hiver, il doit s'agir de calottes polaires composées de glace d'eau ou de neige.

Dans les années 1830, Beer et Mädler entreprennent une étude systématique de la surface de Mars et en 1840, ils dressent la première carte de Mars. D'autres astronomes obtiennent des dessins de Mars (Dawes en 1864-1865 et Proctor en 1867). Une nomenclature est dressée pour définir les formes observées. Par analogie avec la Terre, les étendues claires sont appelées "continents" et les régions sombres et bleuâtres sont dénommées "mers". Plus tard, Schiaparelli substituera à ces anciennes dénominations une nomenclature latine tirée de la géographie et mythologie antique.

L'existence d'une atmosphère est confirmée par les variations des calottes polaires, qui attestent d'une circulation saisonnière de la vapeur d'eau. A cette époque, avec ces mers, ses continents, ses calottes et son atmosphère, Mars est une véritable réplique de la Terre. Et pour faire bonne mesure, la présence d'une vie à sa surface est considérée comme très probable.

Pourtant, dès 1863, un astronome anglais, professeur à l'université d'Oxford et répondant au nom de John Philipps, remarque que les étendues sombres ne sont sans doute pas formées d'eau liquide, car sinon elles renverraient l'image du Soleil. De plus, ces taches subissent des variations séculaires et saisonnières en étendue et en intensité. Camille Flammarion confirmera ces observations en compilant un grand nombre de dessins provenant d'observateurs différents. Les régions sombres de Mars ne semblent donc pas être des océans (même si des étendues d'eau locales peuvent exister, on observe effectivement des petites taches très sombres qui pourraient être des lacs). L'idée que ces étendues sont des zones couvertes par de la végétation est émise pour la première fois en 1878 et 1848 par deux français, Liais et Trouvelot.

Les deux diamètres de Mars (polaire et équatorial) de Mars ont été mesurés avec une grande précision par Dollfus, au moyen d'un micromètre à double image. Le diamètre polaire vaut 6710 et le diamètre équatorial 6790 km. Mars est donc légèrement aplatie aux pôles.

On a également procédé à une estimation du diamètre des lunes de Mars. Au moyen d'une cellule photoélectrique, Kuiper a mesuré en 1956 l'éclat de Phobos et Deimos en lumière jaune et bleu. A partir de la connaissance de cet éclat, il est possible de calculer le diamètre de ces objets si l'on se fixe une valeur pour l'albédo. L'albédo des lunes de Mars devait être identique à celui des astéroïdes, soit proche de 0,10. Dans ce cas le diamètre était de 12 km pour Phobos et 8 km pour Deimos.

1909 - 1939 Les premières études de Mars

L'un des principaux fondateurs de l'aréographie (c'est à dire de la géographie de Mars) est l'astronome français Antoniadi. Remarquable observateur et dessinateur, il étudia Mars de 1909 à 1941 au moyen du grand réfracteur de Meudon. Il dressa un inventaire complet des phénomènes qui affectent la surface de Mars, et en proposa également une interprétation cohérente. C'est à cette période que les premières études de la planète rouge ont eu lieu, grâce à l'utilisation des techniques modernes de l'astrophysique. Les premiers renseignements concernaient la température, la composition de l'atmosphère et nature du sol.

Les voiles et les nuages de l'atmosphère

En 1909, F. Baldet obtient les premières photographies de Mars avec un filtre violet au moyen d'une petite lunette de 23 cm d'ouverture. Il met ainsi en évidence des voiles atmosphériques (nuages et brumes) qui diffusent sélectivement la lumière dans le domaine des courtes longueurs d'onde. Les voiles apparaissent sous la forme de taches pales, grisâtres et changeantes. Quand ils sont très denses, ils peuvent masquer la surface de Mars et apparaître alors sous la forme de nuées blanchâtres.  Le père Secchi, en 1858, avait commencé à suspecter leur présence. Ces mêmes nuées ont été observées par Antoniadi, qui a pu estimer leur hauteur (plusieurs kilomètres) lors de leur passage au limbe de la planète et la vitesse des vents (quelques mètres à la seconde) grâce à leur déplacement. Les voiles apparaissent surtout quand la planète est éloignée de son périhélie (elle reçoit alors moins de chaleur, ce qui favorise la condensation de la vapeur d'eau). Antoniadi note aussi qu'ils se forment de préférence au dessus des "continents", comme si ceux ci étaient des régions plus froides que d'autres.

On observe aussi sur Mars des voiles jaunes qui peuvent diminuer fortement l'intensité des régions sombres et bleuâtres. Ils semblent se développer vers le périhélie, lorsque la planète reçoit plus de chaleur en provenance du Soleil. Antoniadi en déduit que les régions ocrées de Mars sont des déserts et que la poussière jaune de ceux ci est emportée par le vent pour donner naissance à ces voiles jaunes. Les premières mesures polarimétriques de Lyot confirmeront cette hypothèse. Les continents sont apparemment recouverts d'une fine couche de poussière, comme celle qui revêt le sol lunaire.

Les calottes polaires

Les observateurs note les variations et l'étendue des calottes polaires nord et sud. Antoniadi note l'apparition d'une bordure sombre lorsque la calotte diminue, mais attribue ce phénomène à un contraste subjectif, alors qu'il est bien réel (c'est une frange de dunes de sable, bien visible lors du retrait de la calotte polaire nord. Pour plus de détails sur les calottes polaires, cliquez ici). Il note aussi, comme beaucoup d'autres, que les zones blanches résiduelles qui subsistent un certain temps lors du retrait de la calotte polaire occupent toujours la même position, comme les fissures sombres qui délimitent ces régions.  Ces inégalités sont dues à des variations locales de la température, liées à des différences de niveau de la surface de Mars. La planète rouge possède donc un relief. L'estimation de la chaleur reçue par Mars permet de déduire la nature du dépôt blanc des calottes polaires. C'est sans doute de la neige, et non de la glace (car celle ci ne pourrait pas fondre aussi rapidement). Des mesures de la température au sol alors que la calotte est réduite à son minimum indiquent approximativement 0° C. Pour les observateurs, il ne fait aucun doute que la calotte est constituée d'eau et non pas de neige carbonique, qui fondrait à des températures beaucoup plus basses.

Les taches sombres de Mars et leurs variations

Les variations qui affectent les taches sombres de Mars sont de deux types : saisonnières et séculaires. Les variations séculaires persistent pendant des mois ou des années et elles sont rapides et imprévisibles, alors que les saisonnières se reproduisent chaque année avec une certaine régularité. Dans le cas des variations saisonnières, les observateurs notent des variations de contours, mais aussi de coloration (Lowell et Douglas en 1896, Baldet et Antoniadi en 1924) et d'assombrissement (Lowell, puis G. Fourier et G. de Vaucouleurs en 1939 et J.H. Focas en 1961). La coloration des taches sombres sera mise en doute après la seconde guerre mondiale par Kuiper. Il est certain que ces colorations ne sont pas vives (contrairement à ce que l'on pourrait penser en lisant certains comptes rendus d'observations, mais elles ne sont pas complètement illusoires). Les vagues d'assombrissement sont encore plus intéressantes. Elles commencent au début du printemps et se propagent du pôle vers l'équateur (en dépassant celui ci de 22° vers la fin du printemps). Elles sont sans doute produites par l'augmentation de l'humidité atmosphérique provenant de la fonte des calottes polaires. L'agent responsable de l'assombrissement se propage donc par voie atmosphérique et non pas terrestre, ce qui explique que le relief ne freine pas sa propagation. Pour de nombreux observateurs, c'est le développement d'une végétation martienne (suite à l'augmentation de la teneur en eau de l'atmosphère) qui permet d'expliquer les vagues d'assombrissements. Mais sur des clichés en proche infrarouge, les régions foncées de Mars apparaissent très sombres, alors que les feuilles, à cause de leur structure, sont très lumineuses dans ce domaine spectral (la verdure terrestre brille dans l'infrarouge).

La température au sol

Les premières mesures de la température au sol vont révéler l'extrême rigueur du climat martien. En 1922, William Coblentz (1873 - 1962), Carl Lampland (1873 - 1951) et Menzel à l'observatoire Lowell et Pettit (1890 - 1962) et Nicholson (1891 - 1963) à l'observatoire du Mont Wilson mesurent la température au sol à l'aide de minuscules thermocouples électriques. Ces mesures seront poursuivies en 1924, 1926 et 1932. Au lever du Soleil, la température varie de -50 ° C à -80° C, pour atteindre de 0°C à 25°C à midi, et retomber finalement en dessous de zéro au soleil couchant. Lorsque les voiles atmosphériques s'interposent entre le sol et l'observateur, les températures s'abaissent. Les nuages pourraient donc être formés d'eau, car celle ci arrête une bonne partie du rayonnement infrarouge (ce qui implique que les nuages peuvent fausser les mesures de la température au sol). L'atmosphère de Mars doit être très fine, car elle ne constitue pas un volant thermique efficace, les variations entre le jour et la nuit étant très importantes. La température des taches claires (les continents) est plus faible que celles des taches sombres. Les taches claires pourraient donc être des hauts plateaux, et les taches sombres des dépressions. Cependant, l'aspect plus sombre des "mers" suffit à expliquer ce résultat, car elles absorbent plus de lumière solaire et sont donc plus chaudes.

Oxygène et vapeur d'eau

C'est l'analyse spectrométrique qui va permettre d'établir l'absence d'oxygène et la grande rareté de la vapeur d'eau dans l'atmosphère de Mars. Les astrophysiciens Walter Adams (1876 - 1956) et Dunham tentent pour la première fois de déterminer de manière fiable la composition de l'atmosphère martienne par voie spectrographique en 1933 en utilisant le télescope de 2,54 mètres du Mont Wilson. L'effet Doppler sert à séparer les raies de l'oxygène atmosphérique terrestre et martien (la Terre restant fixe pendant la mesure, ce qui n'est pas le cas de Mars). Le résultat sera négatif, et l'atmosphère de Mars n'a pas l'air de contenir des l'oxygène. D'après cette expérience, la teneur en oxygène est inférieure à un millième de celle contenue dans l'atmosphère terrestre (à surface égale). Entre 1937 et 1939, les deux astrophysiciens s'attaquent à la vapeur d'eau, avec la même méthode (spectrographie dans le proche infrarouge). La encore, le résultat est négatif. Les contraintes inhérentes à l'expérience permettent de fixer le seuil supérieur de la teneur en vapeur d'eau dans l'atmosphère martienne, soit 5% de celle de l'atmosphère terrestre.

Quels sont donc les gaz qui entrent dans la composition de l'atmosphère martienne ? Elle ne semble pas contenir de gaz détectables avec un spectromètre. Les gaz doivent être suffisamment lourds pour être retenu par la gravité martienne et ne pas être trop actif (sinon ils ne subsisteraient pas longtemps). Pour beaucoup, l'atmosphère de Mars est donc principalement formée d'azote, avec quelques gaz rares en faibles quantités comme l'argon. L'hypothèse végétale qui sert à expliquer les vagues d'assombrissement que l'on observe sur Mars est mise en doute. Certains astrophysiciens évoquent des processus physico chimiques, auquel les observateurs refusent de croire, car ils ne correspondent pas aux observations !

1941 - 1970 : la période moderne

Lyot, Camichel et Gentili obtiennent des dessins et des clichés très détaillés de Mars grâce à une lunette de 38 cm installée au Pic du Midi. Une autre lunette, cette fois ci de 60 cm sera installée au même endroit deux ans plus tard, car le Pic du Midi permet d'obtenir des images exceptionnelles de la planète rouge.

Lyot, puis son élève Dollfus vont accumuler les observations photographiques et polarimétriques du sol et de l'atmosphère. Camichel prendra quant à lui des photographies splendides qui permettront de déterminer la position exacte de l'axe de rotation et d'étudier les variations des taches sombres. La véritable nature des calottes polaires sera découverte, ainsi que la structure microscopique du sol. On découvre de la vapeur d'eau dans l'atmosphère martienne et la pression atmosphérique est déterminée. Les américains s'orientent vers la spectrographie et la spectrométrie infrarouge en vue de déterminer la composition de l'atmosphère et d'étudier la minéralogie de la surface de Mars.

Le CO2 atmosphérique

Kuiper, en utilisant un spectromètre infrarouge au foyer du grand télescope de 2 mètres de l'observatoire Mc Donald, met en évidence le CO₂ de l'atmosphère martienne. Les spectrogrammes de la Lune (celle ci n'a pas d'atmosphère) montrent deux dépressions vers 1,57 et 1,60 micron qui sont caractéristiques du CO₂ terrestre. Or ces dépressions deviennent beaucoup plus grandes sur les spectres martiens. L'atmosphère de Mars contient donc une quantité non négligeable de CO₂. Kuiper estime que la quantité de CO₂ martien est égale à deux fois celle de notre propre atmosphère (à surface égale).

Le sol de Mars

La couleur jaune ocre des déserts martiens pouvait être due à la présence d'oxydes de fer à la surface de Mars. Dollfus va réaliser en 1948 un grand nombre d'études polarimétriques sur les étendues claires de Mars. Il constate que la polarisation dépend uniquement de l'angle de vision et que celle ci décroît légèrement du centre vers les bords. Ces observations permettent d'identifier la substance du sol martien. Elle doit être finement broyée en une poudre irrégulière et les grains doivent être opaques. La limonite (un oxyde de fer hydraté) semble parfaitement convenir. En 1965, Rea et O'Leary reprennent les observations de Dollfus en tenant compte de la polarisation produite par les nuages. La limonite n'est alors plus la seule en liste pour expliquer les résultats obtenus. En 1965, Sinton obtient des spectres infrarouges ou la bande d'absorption de la limonite à 0,87 micron est absente. Le sol de Mars n'est donc pas principalement constitué d'oxyde de fer. Mais il doit sans doute en contenir une petite quantité. De plus, les spectres de Sinton montre que le sol possède un degré d'hydratation notable (observation dans la bande d'absorption à 3,1 micron, caractéristique des minéraux hydratés).

La structure physique des régions sombres (étudiée par polarimétrie) est très semblable à celle des régions claires. Mais au passage de la vague d'assombrissement, les propriétés polarimétriques se modifient et semblent indiquer que la matière superficielle du sol change sous l'effet de l'humidification. Un développement d'algues ou de bactéries pourraient expliquer ce résultat. L'hypothèse végétale est remise au goût du jour. En 1960, Sinton note trois bandes d'absorption dans le spectre infrarouge de Syrtis Major, à 3,45 micron, 3,58 micron et 3,69 micron.  Ces bandes sont absentes dans le spectre d'Amazonis (un grand désert clair). La bande à 3,45 micron pourrait être produite par des composés organiques. Les deux autres bandes ont d'abord été associées à des hydrates de carbone et ensuite à de l'acétaldéhyde gazeux. Mais en 1963, Rea indique que la bande à 3,45 micron s'observe aussi en présence de carbonates minéraux inorganiques. Et pour arranger le tout, les deux autres bandes sont d'origine terrestre ! Elles sont dues à la présence d'oxydes de deutérium dans l'atmosphère terrestre. La quantité d'oxyde de deutérium peut varier très rapidement, et elle était très faible lors de l'obtention des spectres d'Amazonis et au contraire élevée lors de la réalisation des spectrogrammes de Syrtis Major. Les arguments en faveur de la vie martienne s'écroulent et les phénomènes observés semblent bien plus avoir une explication géophysique ou physico-chimique que biologique.

Les calottes polaires

Kuiper obtient en 1948 un spectrogramme infrarouge de la calotte polaire nord. Il est identique à celui d'une couche de givre aqueux à basse température. Les caractéristiques de la neige carbonique sont absentes. Les calottes sont donc formées d'eau. Les mesures polarimétriques effectuées par Dollfus (entre 1950 et 1958) permettront de préciser l'état physique de la calotte. Il en déduit que les calottes sont formées d'un dépôt de givre aqueux sous très faible pression atmosphérique. Le givre ne peut alors s'évaporer que par sublimation et l'eau liquide n'existe donc pas sur Mars.

Voiles blanc et jaunes

Dollfus commence à étudier par polarimétrie les nuées blanchâtres (en 1954) et les voiles jaunes (en 1956). Il constate que les nuées blanchâtres sont formées de fins cristaux de glace, alors que les voiles jaunes sont constituées de particules sombres et opaques de quelques microns de diamètre. Ces particules sont sans doute soulevées du sol par les vents. Il remarque, comme Antoniadi, que les voiles jaunes apparaissent toujours au dessus des zones claires. Ils se forment de préférence au printemps, au moment ou l'atmosphère est la plus chargé en vapeur d'eau et s'observent fréquemment avec des nuées blanchâtres.

Premières mesures de la pression atmosphérique

Entre 1950 et 1952, Dollfus effectue des mesures polarimétriques en plusieurs couleurs au niveau du désert d'Amazonis (celui ci est souvent vierge de tout voile atmosphérique qui polarise fortement la lumière), ce qui lui permet de préciser la contribution de l'atmosphère martienne à la polarisation. Il en déduit la brillance propre de l'atmosphère puis la pression atmosphérique. En 1955, il fournit une première estimation de la pression au sol, 80 mbars, soit 1/12^éme de la pression terrestre.

En 1963, Guérin étudie la courbe de diffusion dans le domaine spectral 0,31 - 0,61 micron d'un grand désert clair de Mars à l'observatoire de Haute Provence. Dans le domaine du visible, l'atmosphère de Mars est transparente. Par contre, dans le violet et l'ultraviolet, les voiles atmosphérique diffusent fortement la lumière. Si la pression au sol est de 80 mbars, on peut calculer le facteur de diffusion de l'atmosphère martienne vierge de toutes brumes et nuages. On obtient un facteur de diffusion égal à 0,1. Le facteur de diffusion doit être en fait encore plus élevé, si l'on tient compte des brumes atmosphériques. Mais Mars ne brille pas autant dans l'ultraviolet (facteur de diffusion 0,045). La pression atmosphérique a donc été surestimée.

En 1964, Kaplan, Münch et Spinrad comparent les intensités de la raie spectrale sensible à la pression gazeuse du gaz carbonique (1,6 micron) avec d'autres raies de gaz non sensibles à la pression atmosphérique. Ils peuvent ainsi réviser la valeur de la pression atmosphérique, qui n'est que de 25 mbars, +/- 15 mbars.

Kuiper effectue de son côté des mesures expérimentales pour déterminer la composition de l'atmosphère de la planète rouge avec un tube rempli de différents gaz. Il essaye de reproduire les intensités des bandes du gaz carbonique observées dans le spectre de l'atmosphère martienne. Il obtient de bons résultats avec un rapport CO₂/N₂ égal à 1/4 et une pression de 12 mbars.

Enfin, en 1966, Dollfus réalise de nouvelles mesures polarimétriques avec une atmosphère martienne vierge de tout voile observable au polarimètre et estime que la pression atmosphérique ne peut pas être supérieure à 30 mbars. On découvre également que la teneur en gaz carbonique de l'atmosphère martienne a été largement sous estimée. Ce n'est plus une impureté, mais un constituant principal de l'atmosphère!

Découverte de la vapeur d'eau dans l'atmosphère martienne

C'est en janvier 1963 que Dollfus réussit à mettre en évidence de la vapeur d'eau dans l'atmosphère de Mars (mesure photoélectrique de l'intensité de la bande à 1,4 micron). En effectuant ses mesures à 3600 mètres d'altitude dans le Jung-fraujoch, il bénéficie d'un air hivernal particulièrement sec. Dollfus évalue d'abord la quantité de vapeur d'eau à 0,02 g/cm2. Après avoir tenu compte de l'absorption sélective du sol martien dans la région spectrale de 1,4 micron et de la faible valeur de la pression atmosphérique, il estime finalement la quantité de vapeur d'eau à 0,0045 g/cm2. Kaplan, Münch et Spinrad obtiennent de leur côté en 1963 des spectres infrarouges dans la région de 0,83 micron (caractéristique de la vapeur d'eau, la composante martienne étant détectée par effet Doppler) à l'observatoire du Mont Wilson. Selon eux, la teneur d'eau précipitable de l'atmosphère martienne est de 14 microns, contre 45 microns pour Dollfus.

En 1965 et 1969, les sondes Mariner survolent la planète Mars et permettent de rentrer dans une nouvelle ère.  Elles effectueront en particulier des mesures de la pression atmosphérique qui sera encore plus faible que prévu (6 mbars).

Région de Solis Lacus, 1924 (Crédit photo : droits réservés).

Région de solis lacus, 1926. Ces deux dessins d'Antoniadi illustrent les changements imprévisibles survenus dans la région de Solis Lacus entre 1924 et 1926 (Crédit photo : droits réservés).

Spectre infrarouge de Mars réalisé par Kuiper montrant les deux bandes d'absorption du CO2 à 1,57 micron et 1,6 micron (Crédit photo : droits réservés).

Courbe de polarisation des déserts clairs de Mars obtenue par A. Dollfus. Les points représentent des mesures effectuées sur un dépôt irrégulier de limonite pulvérisée (Crédit photo : droits réservés).

Thermocouple. Cet instrument sert à mesurer la température des surfaces planétaires. Il est constitué de deux fils de nature différente reliés ensemble. La différence de température entre les deux extrémités donne naissance à un courant électrique (effet Seebeck) que l'on peut mesurer (Crédit photo : droits réservés).