Météorologie martienne

Le cycle du CO2

La météorologie martienne se décline en trois cycles principaux. On trouve d'abord le cycle du CO2 qui peut faire varier considérablement la pression atmosphérique (+/- 2 millibars), lors de sa condensation ou de sa sublimation sur les calottes polaires. Ainsi, les deux sondes Viking ont observé une différence de 30 % de la pression atmosphérique entre l'été et l'hiver dans l'hémisphère nord. La pression atmosphérique était plus faible dans l'hémisphère nord pendant la période estivale qu'en hiver, car au même moment le CO2 atmosphérique se condensait sur la calotte polaire australe (lorsque c'est l'été dans l'hémisphère nord, c'est l'hiver dans l'hémisphère sud !). Comme l'hiver dans l'hémisphère sud est plus long et rigoureux que l'hiver boréal, une plus grande quantité de CO2 se dépose sur la calotte saisonnière (la calotte saisonnière sud s'étend jusqu'à 50 ° de latitude, contre 65 ° de latitude environ pour la calotte saisonnière nord). La pression atmosphérique connaît alors sa plus forte chute de l'année (25 % contre 10 à 15 % pendant l'hiver boréal).

Le cycle de la poussière

Le cycle de la poussière constitue le deuxième cycle martien. Ce cycle est couplé à celui du CO2, car celui-ci, en se condensant sur les calottes, incorpore des poussières à la glace des pôles. La réflectivité des calottes est ainsi modifiée, ce qui influe sur la capacité de la glace à se sublimer sous l'effet des rayons du soleil. L'opacité de l'atmosphère martienne est due à la présence de particules de poussière en suspension dans l'air (aérosols). Les particules de poussière 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.

Tempêtes de poussière

Nous ne pouvons bien sûr pas parler du rôle de la poussière sans évoquer les formidables tempêtes de poussières qui balayent périodiquement la surface de Mars. Les tempêtes apparaissent principalement lors de l'été austral, lorsque la planète est proche de son périhélie, le point de l'orbite ou la distance avec le soleil est minimale. Le pôle sud est alors orienté vers notre étoile, et celui-ci reçoit environ 40 % d'énergie solaire de plus que le pôle nord au moment de l'aphélie (point de l'orbite ou la planète est la plus éloignée du soleil), ceci à cause de la forte excentricité de l'orbite martienne. En règle générale, les tempêtes de poussière ne débutent qu'un à deux mois après le passage au périhélie. Elles peuvent cependant se lever une saison plus tôt, au moment de l'équinoxe, comme l'a prouvé la grande tempête de 2001. Géographiquement parlant, elles naissent au nord-est du bassin d'Hellas, au-dessus de Claritas Fossae et dans les régions basses de la plaine d'Isidis.

Les tempêtes de poussière tirent leur énergie du soleil, et c'est pour cela qu'elles se développent principalement lorsque Mars est au plus près de ce dernier. A cette époque de l'année, le CO2 de la calotte polaire s'évapore par sublimation. Il existe alors un fort contraste entre la température de la calotte (-123 °C) et les zones environnantes réchauffées par le soleil printanier, où la glace s'est sublimée. Ce phénomène va donner naissance à des vents violents qui injectent dans l'atmosphère de grandes quantités de poussières, aussi fines que la fumée d'une cigarette. Les particules trop grosses pour être emportées dans l'atmosphère contribuent elles aussi à la naissance du nuage de poussière grâce au phénomène de saltation. Poussées par les vents, ces particules se déplacent effectivement par bonds au niveau de la surface : à chaque impact, elles soulèvent des particules plus fines qui vont rejoindre celles déjà en suspension dans l'air. Une petite tempête locale est née ...

Selon les conditions, cette dernière pourra mourir rapidement, ou au contraire donnera naissance à un monstre qui s'étendra rapidement à toute la surface de la planète. On ne connaît pas encore le mécanisme à l'origine d'une tempête planétaire. Les particules de poussière dans l'atmosphère absorberaient la lumière du soleil et provoqueraient un réchauffement local de la poche d'air poussiéreuse. Le contraste de température avec l'air froid environnant donnerait naissance à des vents violents, qui soulèveraient encore plus de poussière, ce qui, en retour, réchaufferait un peu plus l'atmosphère. L'augmentation de la pression atmosphérique contribuerait également à une amplification du phénomène, car l'air pourrait alors supporter plus de particules. Grâce à ces mécanismes de rétroaction positive, la petite tempête locale prendrait de plus en plus d'ampleur, et finirait par recouvrir la planète toute entière de sa chape de plomb.

Cependant, d'après les nombreuses données acquises par la sonde Mars Global Surveyor lors de la grande tempête de juin 2001, il semblerait qu'une tempête planétaire n'est en fait jamais constituée d'un seul et unique nuage de poussière qui a grossi démesurément, mais de plusieurs tempêtes régionales nées simultanément, et qui ont fini par se fondre les unes dans les autres. Les tempêtes de poussière globales sont des événements relativement rares. La première tempête planétaire a été observée en 1956 : un nuage brillant était apparu le 20 août au-dessus du bassin d'Hellas et de la région de Noachis Terra, et à la mi-septembre, il s'était étendu à la totalité de la planète. Depuis 1877, seules 10 ont été reportées, les plus importantes ayant eu lieu en 1956, 1971, 1973, 1977, 1982 et 2001.

Au cours d'une tempête, les particules de poussière peuvent monter jusqu'à 50 km d'altitude (contre 20 km en temps normal) et modifier profondément le climat (augmentation importante de la température atmosphérique, diminution de l'écart entre les minima et les maxima, baisse de la température au sol). Ainsi, au cours de la tempête globale de juillet 2001 (la plus importante depuis celle observée par Mariner 9 en 1971), la température moyenne de l'atmosphère a fait un bond de 30°C. Simultanément, la température au sol baissait de -10°C. A cause de la forte opacité du ciel, les rayons du soleil ne parvenaient effectivement plus à atteindre la surface martienne. C'est la baisse significative de la température au niveau du sol enregistrée lors de la tempête de 1971 qui a conduit le célèbre astronome américain Carl Sagan à proposer son fameux scénario de l'hiver nucléaire, scénario dans lequel il expose les changements climatiques catastrophiques qu'entraînerait l'injection massive de poussières dans l'atmosphère en cas de guerre nucléaire totale sur Terre. L'étude de Mars peut donc améliorer la compréhension que nous avons de notre propre planète et de nos actes, comme le prouve cet exemple.

Au cœur d'une tempête, les vents soufflent en moyenne à 60 km/h, avec des pointes pouvant dépasser les 100 km/h. La profondeur optique (qui mesure la quantité de lumière absorbée par l'atmosphère) varie normalement de 0,3 à 0,6, mais elle peut atteindre 5 pendant les tempêtes de poussière. La planète est alors plongée dans une relative obscurité. Les rayons du soleil ne parviennent plus percer le voile opaque qui enveloppe la planète, et seule une lumière blafarde et inquiétante éclaire encore la surface.

Mars n'a pas l'exclusivité des tempêtes de poussière, et ces dernières sont également assez courantes sur Terre. Cependant, les tempêtes terriennes sont moins impressionnantes que leurs homologues martiens, et ce pour trois raisons. Premièrement, contrairement à Mars, la Terre n'est pas un vaste désert aux dimensions planétaires, et sa surface n'offre pas en permanence le matériau qui permet à une tempête de s'autoalimenter. Lorsqu'une tempête de sable, née dans un désert terrestre, a la malchance de migrer au-dessus d'un océan, elle est condamnée à une mort rapide. Possédant océans et forêts, la planète Terre dispose également d'éléments thermorégulateurs capables d'empêcher les brusques variations de température, terreau fertile pour la naissance des tempêtes. Enfin, sur Terre, les nuages de poussière ne peuvent élever la température de l'atmosphère comme ils le font sur Mars. La température de l'atmosphère terrestre est effectivement principalement contrôlée par la chaleur latente de la vapeur d'eau. Ce mécanisme est négligeable au niveau de l'atmosphère martienne, desséchée et très fine. C'est pourquoi les particules de poussière, en absorbant la lumière du soleil, peuvent facilement élever la température moyenne de l'air martien.

Sans que personne ne sache vraiment pourquoi, les tempêtes de poussière martiennes disparaissent aussi soudainement qu'elles sont apparues. Il est possible qu'une fois la planète totalement englobée dans son linceul brunâtre, les gradients thermiques se mettent à diminuer. L'intensité des vents baisse alors, et la poussière commence à sédimenter. La tempête est à l'agonie. Tandis que les particules micrométriques retombent en pluie fine, l'atmosphère s'éclaircit progressivement et les premiers rayons du soleil frappent à nouveau un sol recouvert d'une mince pellicule jaune claire de poussière ...

Les tempêtes représentent un moyen de transport très efficace de la poussière entre les hémisphères. Elles sont peut-être également responsables de l'homogénéisation du sol à l'échelle planétaire. Effectivement, quelle que soit la région concernée, il semble que le sol martien présente partout la même composition (c'est en tout cas ce qu'ont révélé les analyses chimiques effectuées par les atterrisseurs Viking et la sonde Pathfinder).

Nous avons mentionné plus haut que les tempêtes de poussière apparaissent surtout au voisinage du périhélie, mais cette règle est loin d'être absolue. Si la planète était effectivement proche du périhélie pendant la grande tempête de poussière de 1971 (observée par Mariner 9) et, dans une moindre mesure, pendant celle de 2001 (étudiée par Mars Global Surveyor), ce n'était pas le cas pour la tempête de février 1977 enregistrée par Viking 2. Les marées atmosphériques (des ondes atmosphériques au niveau planétaire dont l'influence est grande, en particulier pour le transport de la chaleur) pourraient jouer un rôle important dans l'apparition de tempêtes de poussières à l'échelle planétaire bien en dehors de la période du périhélie.

Tourbillons de poussière (dust devils)

La surface martienne est également le siége d'un phénomène certes moins spectaculaire que les tempêtes de poussière, mais qui pourrait jouer un rôle majeur dans la météorologie de la planète rouge. Il s'agit des tourbillons de poussière, que l'on désigne en anglais sous le terme de dust devils.

Les tourbillons de poussière apparaissent généralement pendant les heures les plus chaudes de la journée, en milieu et en fin d'après midi. Le sol est chauffé par les rayons du soleil et cette chaleur se transmet à la couche d'air située juste au-dessus de lui. Une colonne d'air chaud instable se forme et s'élève au-dessus du sol pour être aussitôt remplacée par un air plus froid. En montant, l'air se met à tourbillonner, ce qui va amplifier le processus. Le tourbillon aspire plus d'air, celui-ci s'élève encore plus haut tandis qu'une zone de basse pression apparaît au cœur du vortex. Celui-ci a bientôt assez de puissance pour soulever la fine poussière qui recouvre le sol martien. Les grains de poussière sont emportés par l'air tourbillonnant et le tourbillon devient progressivement visible. Il n'est pas exclu qu'un phénomène électrique participe à la formation d'un dust devil.

Sur Terre, les tourbillons de poussière se rencontrent couramment dans des climats chauds et secs comme les déserts. Mais les tourbillons martiens taillent plusieurs pointures au-dessus de leurs homologues terrestres. En général, un tourbillon martien mesure 2 kilomètres de haut, mais on a observé des spécimens qui montaient jusqu'à 8 kilomètres (c'est à dire aussi haut que l'Everest !).

La vie d'un tourbillon de poussière est généralement courte et la plupart ne vivent que quelques heures (contre quelques minutes pour les tourbillons terrestres). Mais ils sont nombreux à sillonner les plaines et les déserts poussiéreux de la planète Mars. Ils représentent donc un mécanisme efficace de brassage de la poussière, à tel point que les scientifiques pensent que ces petits tourbillons anodins pourraient être les véritables instigateurs des tempêtes de poussière. En injectant des tonnes de poussière dans l'atmosphère martienne, ils sont peut être aussi responsables de la couleur brun-jaune caractéristique du ciel martien. Pour l'instant, la présence d'une aussi grande quantité de poussière dans l'atmosphère de la planète Mars n'est pas bien comprise. L'atmosphère martienne est très ténue et la pression atmosphérique représente moins de 1 % de la pression atmosphérique terrestre au niveau de la mer (6 millibars pour Mars contre 1013 millibars pour la Terre). Les vents n'ont en général pas suffisamment de force pour soulever et entraîner des grains de sable ou des particules de poussière. On estime que des vents soufflant à plus de 90 km/h sont nécessaires pour emporter la poussière. En comparaison, la sonde Pathfinder n'a observé que des rafales cinq fois plus faibles (18km/h en moyenne). De plus l'attraction électrostatique provoque l'adhésion des particules de poussière sur n'importe quelle surface. Reste que l'atmosphère martienne est incroyablement sale et qu'il faut bien trouver un coupable. Avec les dust devils, on tient le suspect idéal.

Les premiers dust devils ont été observés par les sondes Mariner 9 et Viking. Pour la première fois dans l'histoire de l'exploration de la planète Mars, l'atterrisseur Pathfinder a eu l'occasion d'en observer quelques-uns depuis la surface. L'un d'eux a même eu le culot de passer sur la petite sonde, ce qui a eu pour effet d'affoler les capteurs de la station météorologique. Lorsque le tourbillon s'est approché de Pathfinder, les vents ont redoublé d'intensité alors que la pression atmosphérique s'est mise à baisser. Une fois au-dessus de l'atterrisseur, la station météorologique a noté une remontée de la pression atmosphérique et une légère stabilisation de la vitesse des vents. Finalement, lorsque le tourbillon a quitté le voisinage immédiat de l'atterrisseur, la pression s'est remise à chuter alors que les vents soufflaient à nouveau plus fort.

Mais c'est surtout grâce à la sonde Mars Global Surveyor que nous avons pris conscience de leur omniprésence à la surface de Mars. Une bonne partie de clichés de Mars Global Surveyor montre effectivement des tourbillons de poussière en train de flotter négligemment au ras du sol (pour voir une sélection d'images, cliquez ici).

Les tourbillons deviennent visibles lorsque la quantité de poussière qu'ils transportent est suffisamment importante pour que l'air devienne opaque. Mais il existe deux moyens encore plus efficaces pour repérer un tourbillon de poussière. L'ombre du tourbillon peut déjà se projeter sur la surface martienne, ce qui le rend particulièrement visible et offre de surcroît un moyen d'estimer sa hauteur.

Bien souvent, le tourbillon laisse aussi derrière lui une trace de son passage. En ôtant la fine couche de poussière claire qui recouvre la surface martienne, le tourbillon expose à l'air libre la surface plus sombre située en dessous. On peut alors observer un ensemble de lignes sombres assez étroites, qui sont autant de preuves du parcours erratique des dust devils. Certains tronçons sont linéaires, mais si le tourbillon à l'humeur hésitante, le tracé peut devenir sinueux et exhiber des boucles, des spirales, des demi-tours. Le tourbillon dessine des arabesques sans se soucier le moins du monde du relief. La ligne sombre qu'il laisse derrière lui peut passer au-dessus d'un rocher, sillonner une dune, descendre le flanc d'une colline avant de reprendre une route normale sur un terrain plat.

Pour étudier et comprendre les tourbillons de poussière, la NASA a prévu d'équiper l'un de ses prochains atterrisseurs avec un instrument original (qui fera partie du package MITCH) : une caméra couplée à un faisceau laser. L'instrument balayera en permanence le site d'atterrissage. Dés que le faisceau laser détectera une augmentation de la concentration des particules de poussière en suspension dans l'air, la caméra sera braquée vers le tourbillon de poussière présumée. Le laser permettra à la caméra de rester verrouillée sur le tourbillon et de suivre ainsi ses déplacements. L'étude des tourbillons permettra de répondre à de nombreuses questions : comment l'air devient poussiéreux ? Quelles sont les saisons qui sont les plus propices à l'injection de poussière dans l'atmosphère ? Quels sont les terrains qui peuvent encourager ou au contraire prévenir la formation des tourbillons ? Les dust devils pourraient aussi interférer avec les robots et le matériel que l'homme débarquera sur Mars au cours des missions habitées. La force des vents à l'intérieur d'un tourbillon particulièrement violent, les retombées de poussière après son passage ou la naissance d'une tempête de poussière pourraient présenter des dangers pour les astronautes qui fouleront un jour la surface de Mars.

Le cycle de l'eau

Le troisième cycle de Mars est le cycle de l'eau. On pense qu'une grande quantité d'eau est piégée dans les calottes polaires, mélangée à de la glace sèche (CO2). Lorsque les calottes polaires fondent, l'eau passe à l'état gazeux et la concentration en vapeur d'eau augmente dans l'atmosphère. Mais au début du printemps, et avant le début de l'évaporation intense de la calotte nord qui a lieu à la fin du printemps, on observe déjà un accroissement significatif de l'humidité atmosphérique dans l'hémisphère boréal. Il y aurait donc de l'eau gelée dans les profondeurs du sous-sol (pergélisol ou permafrost).

Nuages, brouillards et brumes ...

Même s'ils ne sont pas aussi courants que sur Terre, on peut observer des nuages sur Mars. L'atmosphère ne contient que des traces de vapeur d'eau, mais sa pression et sa température explique qu'elle soit presque toujours très proche du point de saturation. C'est pourquoi les nuages peuvent apparaître, comme sur Terre, par condensation de la vapeur d'eau. A des altitudes très élevées, là où la température est suffisamment basse, le dioxyde de carbone (qui constitue la majorité de l'atmosphère) peut lui aussi prendre en masse. On voit alors apparaître des nuages constitués de CO2 glacé. Ainsi, on a par exemple observé des cirrus formés de particules de glace sèche circulant à 35 km d'altitude (ainsi que des cirro-cumulus).

En hiver, des voiles de brumes recouvrent les calottes polaires (en particulier la calotte polaire boréale) en formant une sorte de coiffe. La coiffe de la calotte polaire nord peut descendre jusqu'aux latitudes moyennes (40° de latitude). Pendant l'été ce sont essentiellement les reliefs (sommets volcaniques) qui sont le siège de formations nuageuses. Les nuages martiens sont cependant moins importants que les nuages terrestres. Mars est par exemple une planète dépourvue de cumulus blancs !

On distingue plusieurs types de nuages sur Mars:

  • Les nuages orographiques : ils coiffent souvent les grands volcans de Mars et qui peuvent être observés avec les télescopes terrestres. Le volcan Olympus Mons doit son ancien nom (Nix Olympica) aux nuages blancs qui recouvraient son sommet et qui lui donnait alors un air de cime enneigée. Lorsque l'air rencontre un obstacle naturel, il s'élève et se refroidit, permettant ainsi la formation de nuages. Les nuages orographiques se forment surtout en été.

  • 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 d'ondes (lee waves) : 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. Ils ont été particulièrement bien observés par la sonde Mariner 9.

  • Les nuages de faibles durées (brouillards et brumes) : dans les dépressions, on note souvent des brouillards et des brumes matinales qui apparaissent après minuit et se dispersent trois quarts d'heure après le lever du soleil. Ils 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. La vapeur d'eau libérée se condense de nouveau rapidement lorsqu'elle rencontre des couches froides de l'atmosphère. Les brumes et brouillards sont courants au petit matin dans les fonds de vallées, les canyons et les chenaux. Par endroit, la température peut atteindre -120°C quelques heures avant le lever du soleil. Le CO2 peut alors lui aussi se condenser pour former des brouillards et des nuages dont la durée de vie est cependant assez courte.

Mars connaît enfin d'autres phénomènes météorologiques comme les gelées blanches. Ce phénomène est maintenant bien connu, surtout grâce aux observations de l'atterrisseur Viking 2. Tout commence lorsque de la vapeur d'eau se condense autour de particules de poussière au niveau des régions équatoriales pour former des grains de 2 microns de diamètre. Ces grains sont ensuite transportés au niveau des régions boréales ou ils se couvrent d'une fine couche de neige carbonique. Leur poids est alors suffisant pour qu'ils tombent à la surface. Sous l'effet de rayons du soleil, la gangue de neige carbonique se sublime alors, laissant un sol recouvert de particules de poussières et de gelée blanche.

Les vents

Le vent est particulièrement important sur Mars. C'est le seul facteur d'érosion encore actif à la surface de la planète. Le régime des vents est journalier, lié à la topographie de la zone observée mais il est aussi saisonnier. Aux latitudes moyennes, on observe des courants du type jet-stream (400 km/h). Le vent forme de nombreuses stries claires et sombres, résultat du dépôt ou du retrait du sable ou de la poussière. Il est également à l'origine de la ceinture de dunes (700 000 km2) qui entoure le pôle nord ou encore des dépôts stratifiés des calottes polaires (à voir aussi, les dunes barkhanes du bassin d'impact Herschel observées par la sonde Mars Global Surveyor). Sur les sites d'atterrissage des sondes Viking, en dehors des périodes de tempêtes de poussières, les vents atteignaient 30 à 40 km/h. Pendant les tempêtes de poussières ou lors des tempêtes hivernales, certaines rafales atteignent la vitesse de 150 km/h.

Les températures

La température moyenne sur Mars est de -53 °C. Les températures varient entre -128° C (la nuit aux pôles en hiver) et +27 °C (en été à l'équateur). On peut observer des variations de plus de 50°C entre le jour et la nuit. Les températures superficielles varient suivant l'heure, le lieu, la saison et la nature des roches. Les températures minimales sont enregistrées immédiatement avant l'aube. Puis la température monte rapidement pour atteindre une valeur maximale juste après-midi, et redescend très vite dans l'après midi puis plus lentement au crépuscule. Du fait de l'excentricité orbitale prononcée de la planète, les températures de l'été méridional (hémisphère sud) sont plus élevées d'une trentaine de degrés que celles enregistrées dans l'hémisphère septentrional (hémisphère nord). L'inertie thermique dépend de la nature des terrains (s'ils sont recouverts par des grains fins ou par des grains plus gros). Il y a de plus corrélation entre l'inertie thermique et l'albédo, ce que confirme la présence d'abondants dépôts de sable fin sur les régions les plus claires à basse inertie thermique. L'albédo n'est pas uniforme. Il varie de 0,09 pour Syrtis Major à 0,43 au Nord d'Ascraeus Mons. Ces différences pourraient être liées à l'épaisseur de la couche de sable et de débris rocheux qui couvrent la surface. Effectivement, les zones sombres disparaissent et réapparaissent respectivement pendant et après les tempêtes de sable qui balayent la planète.

Pour en savoir plus :

Go ! Viking : données météorologiques.
Go ! Tourbillons de poussière (dust devils) : l'instrument MITCH.
Go ! Tourbillons de poussière (dust devils) : les images de Mars Global Surveyor et les observations de Pathfinder.

Chute de neige sur les pôles

Au cours de l'hiver, le dioxyde de carbone (le principal constituant de l'atmosphère martienne) se condense massivement sur les calottes polaires, le phénomène étant plus accentué dans l'hémisphère sud que dans l'hémisphère nord. Pendant l'hiver austral, c'est carrément un quart de l'atmosphère qui se retrouve piégé au sol sous la forme de glace sèche ! Seul Triton, l'un des satellites de la planète Neptune, connaît un mécanisme similaire. Nous ne savons toujours pas si le CO2 se solidifie directement au contact du sol froid ou s'il tombe en fine neige sur les pôles. Cette dernière hypothèse pourrait être la bonne, car la sonde Mars Global Surveyor aurait détecté des réflexions du faisceau laser de son altimètre sur des cristaux de neige (Crédit photo : Marilynn Flynn).

Calotte polaire Sud

La calotte polaire résiduelle sud à la fin de l'été. La majeure partie de la calotte s'est sublimée pour libérer du CO2 atmosphérique. Simultanément, on observe le phénomène inverse au pôle nord, ou le CO2 atmosphérique se condense pour former de la glace sèche (Crédit photo : NASA/JPL).

Tempete de poussieres

Une tempête de poussière se lève à la surface de Mars. En injectant de grande quantité d'aérosols dans l'atmosphère martienne à des altitudes importantes, une tempête de ce type peut modifier profondément le climat martien (Crédit photo : NASA/JPL).

La tempête de poussière de juillet 2001

En juillet 2001, la sonde Mars Global Surveyor est aux premières loges pour observer le déchaînement d'une tempête de poussière planétaire. Pendant cette tempête, qui a pris naissance au niveau du bassin d'impact d'Hellas, la température moyenne atmosphérique a augmenté de 30°C. L'image ci-dessus, obtenue par le spectromètre d'émission thermique (TES) entre le 18 juin et le 28 juillet, montre l'impressionnante progression du nuage poussiéreux (Crédit photo : NASA/JPL).

Tempête de sable en Libye

Le 22 août 2001, l'instrument SeaWiFS de la NASA (embarqué sur un satellite commercial OrbImage) a surpris une magnifique tempête de poussière en provenance du désert Libyen. Sur l'image, la plume poussiéreuse se déverse avec rage vers la mer méditerranée, sans savoir qu'elle court ainsi vers sa perte. Ne trouvant plus sous ses pieds le matériau nécessaire à son maintien, la tempête finira effectivement par s'évanouir dans l'atmosphère. Contrairement à la Terre, Mars n'est qu'un immense désert à l'échelle planétaire. Sur un tel terrain de jeu, les tempêtes peuvent grossir jusqu'à recouvrir la totalité du globe martien (Crédit photo : NASA/Goddard Space Flight Center).

Dust devil sur le site d'atterrissage de Pathfinder

Un tourbillon de poussière sur le flanc du pic jumeau sud (Twin Peaks), à 1 kilomètre à l'ouest de la sonde Pathfinder. La colonne de poussière apparaît parfaitement sur ce cliché en fausses couleurs. Le tourbillon mesure 15 mètres de diamètre, 245 mètres de haut et se déplace à une vitesse d'environ 0,5 mètres par seconde (Crédit photo : © Stephen Metzger).

Tourbillons dans Amazonis Planitia

Amazonis Planitia, au nord-est d'Olympus Mons, est une région recouverte d'un épais manteau de poussière (les cercles sont d'anciens cratères d'impact presque entièrement enterrés sous la poussière). C'est donc un terrain de prédilection pour les dust devils. Sur cette image de Mars Global Surveyor, on peut en compter au moins six. La flèche indique un tourbillon qui s'élève à 8 kilomètres au-dessus de la surface. Le soleil éclaire la scène depuis le coin inférieur gauche et l'ombre du tourbillon s'étend vers le coin supérieur droit (Crédit photo : Malin Space Science Systems/NASA).

Un dust devil en action

Un dust devil pris en flagrant délit de gribouillage à la surface de Mars. Cette photographie a été prise par la sonde Mars Global Surveyor au-dessus de la région de Promethei Terra. Le tourbillon se déplace de la gauche vers la droite en laissant derrière lui une trace sombre curviligne. On distingue aisément le tourbillon lui-même. Celui-ci à l'aspect d'une tache claire et diffuse, à cause des particules de poussière en suspension dans l'atmosphère. Comme la caméra a photographié cette scène à la verticale, le tourbillon ne ressemble pas à une colonne. Les rayons du soleil proviennent du coin supérieur gauche et l'ombre que le tourbillon projette sur le sol est également visible (Crédit photo : Malin Space Science Systems/NASA).

Trainées laissées par les tourbillons dans Terra Sirenum

Les tourbillons de poussière ne cessent de tagger le sol de Mars. Toutes les traces noires qui zèbrent cette région située dans Terra Sirenum sont le résultat du passage des dust devils. Lorsqu'ils se déplacent au ras du sol, les tourbillons de poussière décapent la surface en enlevant le fin manteau clair de poussière qui recouvre habituellement le sol, exposant ainsi à l'air libre le substratum plus foncé. Les traces des tourbillons se jouent de tous les obstacles et ils peuvent changer rapidement l'aspect d'une région (Crédit photo : Malin Space Science Systems/NASA).

Dunes

Des dunes sur Mars. Le vent, au cours des temps géologiques, a transformé une grande partie de la surface de Mars. Il a créé des dunes, donné naissance à des immenses étendues couvertes de yardangs, ces crêtes sculptées par le vent dans des matériaux tendres, et recouvert des cratères d'une épaisse couche de sédiments (Crédit photo : NASA/JPL).

Ciel martien

L'intensité solaire sur Mars est de 45 mW/cm2, soit environ 1/3 de l'insolation terrestre moyenne. Le spectre de la lumière est affecté par la quantité de poussière en suspension dans l'atmosphère et tend à perdre la partie bleue du spectre, ce qui explique la belle couleur du ciel martien (Crédit photo : NASA/JPL).

Noctis Layrinthus

Une nappe de brouillard matinal recouvre la région de Noctis labyrinthus, à l'ouest de Valles Marineris. Ce brouillard porte le nom de brouillard de rayonnement de terrains. La nuit, l'eau de l'atmosphère se condense en particule de glace. Sous la chaleur des premiers rayons du soleil, la glace fond et libère de la vapeur d'eau, qui se recondense presque immédiatement au contact de l'atmosphère froide. Un brouillard se forme alors. Il est constitué de particules de glace en suspension dans l'air d'un diamètre de 1 à 2 microns (Crédit photo : NASA/JPL).

Gel à la surface de Mars

La zone d'atterrissage de l'atterrisseur Viking 2 en mai 1979. A cette période, Utopia Planitia (48°N, 226°W) était alors recouverte par une fine couche de givre de quelques millimètres d'épaisseur. Les caméras des atterrisseurs Viking ont permis la comparaison d'images prises à des périodes différentes (de la semaine à l'année), de manière à pouvoir noter les changements subtils qui affectent la surface martienne. Elles étaient également programmées pour agir comme un détecteur de mouvement, de façon à déceler les déplacements de matériaux comme la poussière (Crédit photo : NASA/JPL).

 

Nuage spirale

Ce nuage en forme de spirale a été observé pendant l'été au-dessus de la région polaire nord par l'orbiteur Viking 1. Le nuage est large de 200 km et son altitude est de 7 km. Constitué de particules de glace d'eau, il résulte de la rencontre d'une masse d'air tropicale avec une masse d'air polaire. Par ses caractéristiques, il ressemble aux cyclones extratropicaux que l'on rencontre sur Terre. Un cyclone aux dimensions impressionnante et similaire à celui visible sur cette photographie a été récemment observé par le télescope spatial Hubble - voir ci-dessous - (Crédit photo : NASA/JPL).

Nuage orographique

En août 1976, la sonde Viking 2 s'approchait de la planète Mars. Elle a profité de cette occasion pour prendre une image du globe martien. On note en particulier l'un des volcans du dôme de Tharsis. Un imposant nuage orographique en forme de V s'étend sur l'un de ses flancs (Crédit photo : NASA/JPL).

Nuage d'onde

Nuage d'onde (lee waves). Ces nuages se forment lorsque le vent butte contre un obstacle, ici un cratère d'impact de 90 km de diamètre dans Mare Acidalium. Les vents à la surface soufflent avec une vitesse de 10 à 20 km/s (Crédit photo : NASA/JPL).

Cyclone dans l'hemisphere nord

Ce cyclone gigantesque a été photographié par le télescope spatial Hubble au niveau des hautes latitudes de l'hémisphère nord, plus précisément à 65° de latitude nord et 85° de longitude ouest (la tache blanche au centre n'est autre que le pôle nord, entouré par son cordon noir de dunes de sables). Le cliché date du 27 avril 1999. C'était alors l'été dans l'hémisphère nord, une époque ou la calotte saisonnière de dioxyde de carbone qui recouvre le pôle nord pendant une bonne partie de l'hiver et du printemps a disparu. Le cyclone est trois fois plus important que le plus grand cyclone jamais observé sur Mars jusqu'à maintenant. Il mesure 1770 kilomètres dans le sens est ouest et 1450 kilomètres dans le sens nord sud. Son œil, parfaitement visible ici, mesure quand même 320 kilomètres de diamètre ! Un front instable a sans doute initié la perturbation. Puis celle ci a alors considérablement grossi sous l'effet du fort contraste de température qui existe entre les régions sombres relativement chaudes des hautes latitudes et l'air polaire beaucoup plus froid. La formation nuageuse, principalement composée de glace d'eau, est pratiquement exempte de poussières. Elle est constituée d'au moins trois bandes nuageuses qui circulent dans le sens inverse des aiguilles d'une montre. Malgré sa taille importante, ce cyclone n'a pas eu une durée de vie très importante. Il avait disparu des images prises les jours suivants. La sonde Mars Global Surveyor, qui a survolé une région voisine trois jours plus tard, n'a rien vu d'autre que des nuages éparses. Les orbiteurs Viking avaient déjà mis en évidence des phénomènes similaires à la même époque (été) et au-dessus des mêmes régions (haute latitude nordique). Des conditions bien particulières, propices à la formation de tels cyclones, doivent régner à ce moment la. Ce genre de cyclone aux proportions gigantesques n'est pas une exclusivité martienne. On a déjà observé des formations similaires sur Terre, en particulier au niveau des régions polaires. Ce sont alors des systèmes de basse pression alimentés par un contraste important entre les températures océaniques et atmosphériques (Crédit photo : Télescope Spatial Hubble, Wide Field and Planetary Camera 2).

 

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