L'observation de Mars

Ayant le privilège d'être la première planète extérieure, Mars possède une orbite plus grande que celle de la Terre. En temps normal, à l'oeil nu, la planète apparaît sur la voûte céleste comme une étoile tirant vers le rouge, et sa luminosité est légèrement supérieure à celle de l'étoile polaire. Tous les deux ans cependant, Mars devient très brillante et il devient alors très facile de la repérer dans les immensités noires du ciel. Au cours de ces périodes bien particulières, son diamètre apparent est largement supérieur à 10 secondes d'arc, et peut même atteindre la valeur exceptionnelle de 25''. La planète rouge rivalise alors d'intensité avec les astres les plus brillants du ciel (comme Jupiter), et elle n'est dépassée que par le Soleil, la Lune et la planète Vénus.

Cette flambée de luminosité se produit lorsque Mars est en opposition (comprendre en opposition par rapport au Soleil), c'est à dire lorsque la Terre se trouve entre le Soleil et Mars (il faut noter que les planètes intérieures ne peuvent pas se trouver en opposition, car elles sont toujours situées par définition entre le Soleil et la Terre). L'opposition est la période pendant laquelle Mars est la plus proche de la Terre, ce qui explique la forte luminosité de la planète et son diamètre apparent élevé. La distance minimale entre la Terre et Mars ne correspond cependant pas toujours à l'opposition proprement dite. A cause de l'excentricité de l'orbite de Mars et, dans une moindre mesure, de celle de la Terre, le passage à la distance la plus faible peut effectivement avoir lieu jusqu'à 8 jours et demi avant ou après l'opposition. Ainsi, pour l'année 2001, l'opposition a eu lieu le 13 juin, mais c'est seulement le 21 juin que la planète rouge a atteint sa plus grande proximité avec la Terre.

La période d'opposition est très propice à l'observation astronomique, puisque le soleil étant situé à l'opposé de Mars, la planète rouge se lève quand il se couche, et se couche quand il se lève. Mars se promène donc sur la voûte céleste pendant de nombreuses heures, pour le plus grand bonheur des astronomes amateurs. Les oppositions se reproduisent en moyenneListe des oppositions périhéliques tous les 780 jours (soit tous les 26 mois). L'orbite de Mars étant très excentrique, les oppositions n'ont cependant pas toujours lieu à la même distance du Soleil. A l'aphélie (quand la planète est la plus éloignée du Soleil), la distance de Mars au Soleil est de 249 millions de kilomètres, alors qu'elle n'est que de 207 millions de kilomètres au périhélie (quand la planète est la plus proche du Soleil). En conséquence, l'intervalle entre deux oppositions n'est pas exactement de 780 jours, il est de 810 jours entre deux oppositions voisines du périhélie et de 764 jours pour deux oppositions voisines de l'aphélie. Au voisinage d'une opposition, Mars entame son fameux mouvement de rétrogradation, qui a valu bien des soucis aux premiers observateurs.

Au périhélie, l'opposition se produit à une distance de 56 millions de km de la Terre, contre 102 millions de km à l'aphélie. Entre une opposition aphélique et périhélique, le diamètre apparent de Mars est divisé par deux, et on comprend alors l'immense intérêt que portent les observateurs aux oppositions périhéliques. Pour les oppositions intermédiaires, la distance Terre - Mars varie entre 60 et 90 millions de kilomètres environ.

Les oppositions périhéliques, qui sont donc les plus favorables à l'observation, sont rares et ne se reproduisent que tous les 15 à 17 ans en moyenne. La prochaine aura lieu cette année, et la suivante seulement en 2018. La situation est cependant plus compliquée, car toutes les oppositions périhéliques ne se valent pas. Entre deux oppositions périhéliques, la distance entre Mars et la Terre n'est effectivement pas la même. L'écart est certes minime, mais il ne peut être ignoré. Pour prédire le retour d'une opposition périhélique particulière, on pourra utiliser d'autres périodicités plus précises comme 32 ans, 47 ans ou 79 ans. Cette dernière permet déjà de réaliser de bonnes prédictions et de calculer, à partir de la date d'une opposition, l'année à laquelle celle-ci se reproduira dans des conditions pratiquement identiques. Ainsi, la fameuse opposition de 2003 est une répétition de celle de 1924.

Votre réaction sera sans doute de rétorquer que de nombreux médias ont clamé avec un bel aplomb que l'opposition de 2003 était unique en son genre, et que pour retrouver son équivalent, il fallait remonter d'au moins 60 000 ans dans le temps ! Alors info ou intox ?

Tout dépend en fait du niveau de précision que l'on veut atteindre. En 1924, l'opposition ressemblait effectivement comme deux gouttes d'eau à celle de 2003. Le diamètre apparent de Mars était par exemple de 25,10" (contre 25,11" pour 2003), l'écart de 0,01" n'ayant aucune incidence sur les conditions d'observation pour les astronomes amateurs. Aussi infimes soient-elles, les différences existaient pourtant. A ce niveau, elles sont principalement dues à la lente dérive de certains paramètres astronomiques, comme par exemple la rotation du grand axe de l'orbite de Mars par rapport à la sphère céleste. L'attraction gravitationnelle exercée par les autres planètes du système solaire, en particulier Jupiter, modifie également imperceptiblement la forme de l'orbite martienne (l'orbite terrestre est également soumise à ce phénomène). Sous l'effet de ses tiraillements incessants, l'orbite de Mars a d'ailleurs tendance à devenir de plus en plus allongée. Dans les siècles à venir, Mars passera de plus en plus près du soleil au périhélie, et de plus en plus loin à l'aphélie. En conséquence, dans les prochains siècles, Mars ne cessera d'engranger des records de proximité avec la Terre. L'opposition de 2003 sera dépassée par celle de 2287, qui elle-même sera enterrée par celle de 2650, puis de 2729 ! Comme si cela ne suffisait pas, il faut aussi tenir compte du fait que l'orbite martienne et l'orbite terrestre ne sont pas situées dans le même plan, mais sont au contraire légèrement inclinées l'une par rapport à l'autre. Cette inclinaison ajoute encore à la complexité du système.

Comme périodicités encore plus précises, on pourra retenir les valeurs de 284 ans et de 363 ans. Celle de 284 ans explique pourquoi la prochaine opposition capable de rivaliser avec celle de 2003 n'aura lieu qu'en 2287 (2003 + 284). Vous l'aurez compris, des experts en mécanique céleste pourront encore pinailler et proposer des périodes encore plus rigoureuses. En pratique, on retiendra les valeurs de 15 à 17 ans, et éventuellement de 79 ans.

Malgré le fait qu'elles soient attendues avec une impatience non dissimulée par tous les observateurs, les oppositions périhéliques n'offrent cependant pas que des avantages, surtout pour nous européens. Pendant ces oppositions, c'est effectivement l'hémisphère sud de la Terre qui est tourné vers Mars. Vu de l'hémisphère Nord, la planète est basse sur l'horizon et les turbulences peuvent alors gêner considérablement l'observation.

Le second inconvénient des oppositions périhéliques est lié aux tempêtes de poussière, qui tendent à se développer précisément à cette période de l'année (fin du printemps ou début de l'été austral sur Mars, le pôle sud étant pointé vers le Soleil). Comme Schiaparelli l'avait remarqué, l'état de transparence de l'atmosphère martienne joue un rôle au moins aussi important dans l'observation que la taille du disque martien, la poussière en suspension pouvant occulter de nombreux détails de la surface. Bien que la taille du disque martien atteigne des sommets au moment des oppositions périhéliques, les tempêtes de poussière peuvent considérablement dégrader les conditions d'observation, la surface de Mars apparaissant alors délavée et floue.

Les oppositions périhéliques se produisent sur Terre à la fin de l'été ou au début de l'automne (mois d'août et de septembre), et la planète Mars nous dévoile alors son hémisphère sud. Sur la voûte céleste, il faut la rechercher dans les constellations du Verseau ou du Capricorne.

Pour les européens, les conditions les plus favorables pour l'observation sont en fait les oppositions qui ont lieu juste avant ou après les oppositions périhéliques. La planète est un peu plus haute sur l'horizon et son diamètre est encore de 20''. Ainsi, l'opposition de 2005 ne devra pas être négligée : par rapport à 2003, le diamètre de Mars sera effectivement plus réduit (20,2" contre 25,11"), mais la hauteur de Mars sur l'horizon sera de 60° (contre 30° en moyenne pour 2003).

Les oppositions aphéliques, qui ont lieu préférentiellement au mois de février ou de mars, ne doivent pas non plus être considérées avec dédain. Certes, le diamètre de la planète rouge ne dépasse alors pas 14", mais Mars est située très haut dans le ciel, la faible tranche d'air traversée par les rayons lumineux donnant des images limpides. De plus, l'atmosphère martienne est relativement propre durant cette période (les tempêtes de poussière étant peu fréquentes). La surface est alors relativement bien contrastée, et des nuances subtiles de couleurs pourront être observées. Au cours des oppositions aphéliques, Mars nous montre son hémisphère nord.

Observer Mars en dehors des oppositions est une véritable gageure. Lorsque la Terre et Mars sont diamétralement opposées par rapport au soleil, la distance qui les sépare peut dépasser les 400 millions de kilomètres. La planète rouge apparaît alors minuscule à l'oculaire et se confond facilement avec une étoile. Son diamètre apparent peut descendre jusqu'à 3,6'', ce qui empêche de distinguer le moindre détail, à moins d'avoir accès à un instrument d'une puissance considérable. De plus, au cours des périodes de conjonction, Mars se lève avec le soleil, et elle est donc absente du ciel nocturne, tout en étant parfaitement invisible en journée (comme toutes les étoiles et planètes).

Mars dans un petit instrument

L'observation de Mars nécessite une certaine puissance optique pour fournir des images satisfaisantes. Avec ses 25", le disque martien, au cours des exceptionnelles oppositions périhéliques, reste malgré tout 70 fois plus petit que le disque lunaire ! Contrairement à ce que l'on pourrait penser, l'observation à l'oeil nu ou aux jumelles n'est cependant pas sans intérêt : elle permet d'admirer l'élégante boucle que Mars dessine dans le ciel au moment de l'opposition, et qui a tellement déconcertée les premiers observateurs !

Dans les plus petits instruments, les astronomes en herbe pourront déjà apercevoir un petit disque bariolé, éventuellement surmonté d'un point blanc brillant représentant l'une des calottes polaires de la planète. L'instrument minimal à utiliser pour se lancer dans l'observation de Mars est une lunette de 60 à 80 mm, ou un télescope de 100 à 115 mm de diamètre. Dans une lunette de 80 mm, des détails de 1,5" pourront être résolus. Ces petits instruments ne pourront cependant servir qu'au moment des oppositions (dès que le diamètre apparent dépasse 10"), et ne montreront pratiquement rien de la planète en dehors de ces périodes favorables.

Afin d'éviter toute déception amère, il ne faudra pas s'attendre, avec ces instruments modestes, à observer la planète comme on peut l'admirer sur les somptueuses images ramenées par le télescope spatial Hubble (pour ne rien dire des clichés des sondes spatiales !). Les détails qui peuvent être distingués sur le disque martien dépendent de nombreux facteurs, comme la turbulence de l'atmosphère terrestre, la puissance de l'instrument, la taille du disque martien et la région qui défile sur ce disque au moment de l'observation (la région de Syrtis Major est par exemple plus riche que celle, désolante de monotonie, du dôme de Tharsis), la période de l'année martienne (qui conditionne entre autre la présence ou l'absence des tempêtes de poussière), et enfin la compétence de l'observateur. Pour un débutant, la première vision de Mars dans l'oculaire d'une lunette ou d'un télescope sera accueillie par du désappointement, voire un désenchantement. Cependant, l'habitude et l'entraînement aidant, la surface martienne se livrera de plus en plus au fil des nuits. Les efforts à consentir au début finiront par offrir de nombreuses satisfactions aux observateurs qui auront su se montrer patients et attentifs.

Même si, en raisons de conditions défavorables, le disque martien apparaît d'une homogénéité arrogante, l'astronome pourra au moins noter la phase présentée par la planète rouge. Tout comme la Lune, la planète rouge présente effectivement des phases, ces dernières étant cependant beaucoup moins marquées, ce qui explique que Mars n'apparaîtra jamais comme un croissant. Tout au plus pourra-t-on observer une phase gibbeuse, la planète rouge apparaissant alors comme notre satellite trois ou quatre jours avant la pleine Lune. Dans ces conditions, seul 89 % de la surface de la planète est illuminée.

D'une manière générale, la première chose qui frappera l'observateur sera la calotte polaire. A condition que l'un des pôles de la planète soit orienté vers la Terre et que l'étendue de la calotte polaire soit suffisante, celle-ci apparaîtra comme un petit point blanc brillant coiffant ou supportant le disque martien. Au moment des oppositions périhéliques, Mars dévoile sa calotte polaire australe (qui est souvent située au sommet du disque, étant donné que la plupart des instruments fournissent une image inversée de la planète). Lorsque les beaux jours du printemps martiens arrivent, il devient possible de suivre son lent retrait, certaines zones, comme la fameuse montagne de Mitchel, restant englacées plus longtemps que d'autres. Les observateurs désireux d'admirer l'éclat de la calotte polaire nord devront quant à eux patienter jusqu'aux oppositions aphéliques.

L'alternance des plages sombres et claires qui ponctuent la surface de la planète rouge constitue, après les calottes polaires, la deuxième caractéristique majeure du disque martien. Avec un peu d'habitude, le disque d'abord uniforme commencera à montrer des nuances subtiles d'albédo, certaines plages de la surface apparaissant plus sombre que d'autres. Dans ce domaine, la région la plus célèbre est bien sûr Syrtis Major. En observant pour la première fois ce large triangle sombre qui marque de son empreinte indélébile la surface martienne, les débutants pourront rééditer l'exploit de Christian Huygens, qui, le 28 novembre 1659, dessina pour la première fois cette célèbre tache d'encre. Grâce à ce repère, l'astronome amateur pourra également suivre la rotation de la planète (chaque heure, la longitude du méridien central se décale de 14,6°), et, comme Cassini en 1666, en déduire la période de rotation de la planète, qui est de 24 h et 37 minutes. A cause de cette différence de 37 minutes avec la durée du jour terrestre, la surface de Mars rétrograde de 9° chaque nuit. Un astronome désireux d'étudier la totalité de la surface martienne devra donc observer la planète tous les soirs à la même heure pendant 40 jours. Les plus impatients pourront cependant arriver au même résultat en étudiant Mars pendant deux nuits entières à deux semaines d'intervalle.

D'autres taches d'albédo, comme les étendues ombrées de Mare Acidalium, de Sinus Meridiani et de Sinus Sabaeus, ainsi que les plages très claires d'Arabia Terra ou d'Hellas pourront également être aperçues dans de petits instruments. Le tissu de taches plus subtiles et discrètes qui bariolent la surface martienne en lui donnant par endroits un aspect de peau de léopard restera cependant invisible, à moins d'investir dans un instrument plus puissant.

Pour se repérer à la surface de Mars et éviter de se perdre dans les déserts martiens, les observateurs auront tout intérêt à utiliser des éphémérides donnant, jour par jour et heure par heure, la longitude du méridien central. Ce dernier n'est autre que la ligne imaginaire qui unit le pôle nord au pôle sud, et qui coupe verticalement la planète en deux, comme un couteau le ferait d'une orange. En connaissant la longitude qui passe actuellement au méridien central, l'observateur peut aisément en déduire la région en train de défiler à la surface du disque martien. Une carte de Mars lui indiquera alors quels détails de Mars il est en droit de voir. L'opération inverse, plus difficile mais particulièrement gratifiante, permet de tester ses connaissances en géographique martienne : en observant attentivement le disque martien, l'observateur tentera d'identifier la région qui défile actuellement devant ses yeux écarquillés, avant de vérifier sa prédiction sur les éphémérides.

Cerise sur le gâteau, quelques phénomènes atmosphériques majeurs pourront également être discernés avec un instrument modeste. Outre les fameuses tempêtes de poussière, certes spectaculaires mais qui peuvent facilement ruiner une saison d'observation, il est également possible d'admirer des nuages. Etant donné que l'atmosphère martienne est généralement claire, ceux-ci ressortent effectivement parfois de façon contrastée sur le disque martien, et ce malgré leur finesse et leur nature vaporeuse.

Plusieurs types de nuages pourront être étudiés. Les nuages matinaux, qui se forment pendant la nuit, sont difficilement observables, étant donné qu'ils ont tendance à se dissiper rapidement dès les premiers rayons du Soleil. En comparaison, les nuages de fin de journée sont des cibles plus faciles. S'ils sont suffisamment brillants, ils peuvent rivaliser avec la calotte polaire, devenant ainsi une source de confusion pour l'astronome débutant, qui se retrouve ainsi avec deux calottes polaires potentielles situées à angle droit l'une de l'autre !

Lorsque la région du dôme de Tharsis défilera à la surface du disque martien, il sera également possible d'admirer le célèbre nuage correspondant aux nuages orographiques qui coiffent habituellement les immenses édifices volcaniques de Tharsis au moment du printemps et de l'été martien. Cette formation nuageuse, constituée d'une série de points dessinant la lettre W, s'observe particulièrement bien à la fin de l'après midi martien, environ deux heures avant qu'elle ne disparaisse au limbe. Enfin, des cirrus d'altitude, composés de dioxyde de carbone solide, pourront aussi être observés au niveau de la bande équatoriale. Les filtres (dont nous allons reparler plus bas) se révéleront souvent indispensables pour différencier les phénomènes atmosphériques. Un nuage d'altitude connaîtra son maximum de brillance avec un filtre bleu, et apparaîtra plus effacé avec un filtre vert ou orange. Au contraire, une formation renforcée avec un filtre vert, mais qui deviendra difficilement visible avec un filtre bleu ou bleu-violet sera vraisemblablement un brouillard de surface. Enfin, les terrains englacés ressortiront bien avec un filtre vert ou jaune, tout en palissant dramatiquement au travers d'un filtre bleu.

Mars dans un grand instrument

Avec des instruments plus puissants comme un télescope de 200 à 600 mm, la planète livrera de nombreux détails qu'il faudra savoir découvrir. Les observateurs pourront alors parfaitement distinguer les soubresauts des calottes polaires, étudier l'évolution des tempêtes de poussière, suivre dans le temps des phénomènes qui ont donné lieu à de nombreuses controverses au siècle dernier (comme le retrait ou l'avancée de taches sombres qui faisaient penser à des étendues de végétation) et pourquoi pas, apercevoir l'espace d'un instant les fameux canaux martiens.

Les plus audacieux pourront également se lancer dans la traque des deux lunes de Mars. L'exercice est délicat, non seulement parce que Phobos et Deimos sont de petites tailles, mais aussi et surtout parce qu'elles sont littéralement noyées dans la clarté martienne. En 2003, Phobos et Deimos atteindront la magnitude respective de 10,5 et de 11,6, à comparer à la magnitude exceptionnelle (-2,7) de la planète elle-même ! Pour pouvoir distinguer les deux satellites, il faut donc impérativement "éteindre" la planète rouge. Les astronomes amateurs pourront utiliser deux astuces pour parvenir à ce résultat. La première consiste à fixer sur l'oculaire une fine bande métallique qui servira à masquer la planète Mars, à la manière d'un coronographe. Sa variante fait appel à un filtre bleu-violet (dans ce domaine spectral, la brillance de la surface est fortement diminuée, comme nous allons le voir plus loin), que l'on aura coupé en deux. On placera Mars dans le demi-cercle du filtre, et l'on recherchera les lunes dans la région non filtrée. La période d'observation est également importante, car Phobos et Deimos ne sont pas toujours correctement positionnées dans le ciel. L'idéal est d'attendre que les deux lunes soient situées le plus à gauche ou le plus à droite du disque martien. Lors de ces périodes d'élongation maximale (que l'on trouvera dans les éphémérides), Phobos se ballade à un diamètre martien du limbe de la planète, tandis que Deimos orbite plus loin, à environ 3 diamètres du limbe de la planète.

Quelle que soit le sujet d'étude choisi, les meilleurs résultats s'obtiennent lorsque l'air est calme et que la planète est haute dans le ciel. Comme Mars est très lumineuse, elle supporte facilement les forts grossissements quand la turbulence est faible. Il devient alors possible d'utiliser le grossissement théorique optimal de l'instrument, que l'on peut facilement calculer en multipliant le diamètre de la lunette ou du télescope par 2 ou 2,5. En règle général, le grossissement optimal tourne autour de 250x à 300x. Si l'atmosphère est turbulente, il ne servira à rien de grossir exagérément. Le disque martien se mettra à trembloter, et sa surface deviendra indistincte. Il est très important d'avoir en tête que les effets de la turbulence atmosphérique sont de l'ordre de 1" à 2", et que cette dernière estompe donc tous les détails de dimensions inférieures. Ainsi, l'utilisation d'un instrument de 400 mm de diamètre (capable de résoudre des détails de 0,4") sous un ciel turbulent est une aberration, l'image observable étant alors entièrement sous le contrôle de la turbulence (qui empêche de distinguer des détails plus fins que 1"). Dans des conditions exécrables, même un instrument de 150 mm (dont le pouvoir de résolution est de 0,8") ne donnera pas toute sa puissance.

Depuis la Terre, c'est le télescope spatial Hubble qui donne donc les meilleurs clichés, car il n'est pas handicapé par l'atmosphère terrestre. Lorsque Mars est située à sa distance minimale de la Terre - 56 millions de kilomètres -, il est théoriquement capable de résoudre des détails de 15 km (dans la pratique, la surface peu contrastée de Mars l'empêche le plus souvent de distinguer des objets d'une taille inférieure à 25 km). On comprend donc que la réussite d'une séance d'observation dépende d'abord et avant tout de l'état de stabilité du ciel. La meilleure façon de procéder est vraisemblablement de s'armer de patience et d'attendre, impassible, qu'un trou dans la turbulence atmosphérique veuille bien se produire. Dans ces moments magiques où l'Univers entier semble s'arrêter de respirer, le petit disque de Mars, qui tremblotait auparavant comme la flamme d'une bougie, se fige alors soudainement et dans un éclair, laisse apparaître des détails d'une exquise finesse. Le spectacle entrevu pendant les quelques secondes ou les couches d'air se stabilisent vaut bien souvent une longue nuit d'attente.

Les résultats pourront être considérablement améliorés par l'utilisation de filtres de type Wratten, capables de faire ressortir de façon spectaculaire tel ou tel aspect de la surface martienne. Pour augmenter le contraste de la surface martienne, l'observateur pourra employer des filtres orange (W21) ou rouge (W23A ou W25). Les déserts deviendront plus brillants, tandis que les plages sombres s'assombriront. Ces filtres se révèleront également très utiles pour distinguer et suivre les tempêtes de poussière (celles-ci apparaissent brillantes au travers d'un filtre rouge, mais sont atténuées avec un filtre bleu, ce qui permet de les identifier). L'utilisation de filtres jaunes (W12 ou W15) est préférable pour les possesseurs de petits instruments, car ils laissent passer plus de lumière que les filtres oranges et rouges, tout en jouant à peu près le même rôle (même si le jaune a tendance à rendre tout brillant).

Des filtres vert (W58) ou bleu-vert (W64) permettront de faire ressortir les brouillards, le givre de surface, et les glaces associées à la calotte polaire. Pour étudier les phénomènes atmosphériques, des filtres bleu (W38A ou W80) ou violet (W47) sont fortement recommandés. Dans cette partie du spectre, la surface de Mars a tendance à s'effacer au profit de l'atmosphère ténue, et l'observateur sera alors plus à même d'apercevoir les différents nuages et les brumes au limbe. Une exception notable a cependant lieu lors du "blue clearing", un phénomène encore mal compris au cours duquel l'atmosphère martienne devient transparente dans les longueurs d'onde bleue et violette, la surface martienne devenant alors visible. Pour étudier le blue clearing, le filtre violet W47 est indispensable. Malgré leurs avantages indéniables, il faut garder à l'esprit que l'utilisation des filtres n'est possible qu'à partir d'un certain diamètre, étant donné que certains d'entre eux, très épais, absorbent une quantité non négligeable de lumière.

Pour fixer les visions fugitives de la planète Mars, la technique la plus abordable reste le dessin. Aucun talent artistique n'est véritablement nécessaire, et avec un peu d'entraînement et de persévérance, il sera possible de produire quelques esquisses évocatrices. Si le dessin permet de garder une trace des observations, et d'effectuer des comparaisons, il renforce également les capacités d'observation, en obligeant le dessinateur à se concentrer sur son objet d'étude. Les débutants auront donc tout intérêt à se munir de papiers et de crayons. Même si les premiers croquis ne seront peut-être pas dignes d'être encadrés, le dessinateur novice verra son travail récompensé en apercevant progressivement de plus en plus de détails à la surface de Mars. Les dessins sont à réaliser rapidement (en moins d'un quart d'heure), le défilement de la surface martienne au cours du temps entraînant les objets d'étude hors du champ.

La technique la plus évidente pour conserver une image de Mars semble être la photographie. Malgré ce que l'on pourrait être tenté de croire, la photographie argentique fournit des images moins précises que celles produites par l'oeil humain. En dépit des agrandissements qu'il est possible d'effectuer, le disque martien immortalisé sur pellicule ne pourra guère rivaliser avec le souvenir laissé par la planète observée à l'oeil nul.

Depuis une dizaine d'années, les astronomes amateurs les plus fortunés peuvent cependant profiter d'une révolution initialement réservée aux seuls astronomes professionnels : les capteurs CCD. Ces dispositifs électroniques, dix fois plus sensibles qu'une pellicule photo, sont capables de produire des images d'une grande finesse, qu'il est de plus possible d'améliorer grâce à des logiciels de retouche d'images. La CCD a cependant un prix, et outre la caméra généralement onéreuse, elle nécessite l'acquisition d'un PC portable. En guise de caméra, certains bricoleurs utilisent des webcams bon marché, avec des résultats stupéfiants, qui étaient encore, il y a une dizaine d'années, l'apanage des seuls observatoires professionnels.

Plus que jamais, l'étude de Mars est aujourd'hui la chasse gardée des sondes spatiales, épaulées à l'occasion par quelques-uns des plus puissants télescopes terrestres. L'observation dans de petits instruments, outre son intérêt pédagogique évident, continue cependant de présenter des intérêts scientifiques, comme l'étude à long terme des délicats changements qui affectent la surface martienne, ou le suivi de la météorologie sur des décennies. Certaines associations d'amateurs passionnés collaborent d'ailleurs avec des laboratoires professionnels ou des observatoires réputés.

Chercher à légitimer l'observation instrumentale face aux possibilités inouïes des sondes spatiales n'a cependant pas grand sens, tant est intense le plaisir que procure la vision du disque martien dans l'oculaire d'une lunette ou d'un télescope. Bien avant d'être étudiée par des engins robotiques hyper sophistiqués, Mars a d'abord et avant tout été scrutée par une foule d'astronomes, amateurs ou non. Approcher l'oeil d'un télescope, c'est reproduire un geste millénaire, sur la base duquel les Lowell, Schiaparelli, et autres Antoniadi ont écrit les pages les plus exaltantes de l'histoire de l'observation martienne. Observer Mars est un éternel recommencement, qui perpétue une longue tradition, tout en procurant l'évasion et l'émerveillement que seul le départ vers un autre monde peut offrir.

Go ! Chroniques martiennes : Face à face avec Mars.
Go ! Les oppositions du télescope spatial Hubble.
Go ! Liste de liens concernant l'observation de Mars (page de bibliographie).

L'opposition de 2003

L'opposition périhélique de 2003. C'est pendant ce type d'opposition, très recherchée par les observateurs, que Mars est au plus proche de notre planète. La distance Terre -  Mars avoisine alors les 56 millions de kilomètres (Crédit photo : © Philippe Labrot).

L'opposition de 2010

L'opposition aphélique de 2010. Bien qu'en période d'opposition, Mars est alors à 100 millions de kilomètres de la Terre et son diamètre apparent est divisé par 2 par rapport à une opposition périhélique (Crédit photo : © Philippe Labrot).

L'alignement des astres en période d'opposition

Au moment de l'opposition, Mars, la Terre et le Soleil sont parfaitement alignés (Crédit photo : NASA).

La position relative de Mars et de la Terre en période d'opposition telle qu'elle apparaît depuis le plan de l'écliptique (Crédit photo : NASA).

Mars au telescope

Des petits instruments, comme une lunette de 60 mm ou un télescope de 100 mm, permettront déjà d'observer la calotte polaire pointée vers la Terre, ainsi que les taches sombres les plus imposantes qui marbrent la surface martienne. En suivant le déplacement de ces régions sur le disque martien, l'observateur pourra déterminer la vitesse de rotation de la planète. Certains phénomènes atmosphériques pourront également être décelés. Avec un instrument plus puissant, il devient possible d'étudier la planète plusieurs mois avant et après l'opposition, ce qui permet de suivre les changements saisonniers, qui comptent parmi les phénomènes les plus intrigants que la planète rouge a à offrir. Le plus frappant d'entre eux est vraisemblablement le retrait et le développement des calottes polaires (Crédit photo : droits réservés).

Calotte polaire nord

Lorsque la calotte polaire nord commence à se former, le pôle nord est recouvert par un capuchon nuageux qui empêche toute observation. Celui-ci se dissipe seulement au printemps, la calotte restant donc masquée durant l'automne et l'hiver nordique. Lorsqu'elle se retire, la calotte polaire nord abandonne autour d'elle un fin ruban sombre, qui fut longtemps interprété comme une mer peu profonde, mais qui correspond en réalité à une immense ceinture de dunes de sable. Ces remarquables manifestations sont accessibles à des instruments de grand diamètre (Crédit photo : Kees Veenenbos).

Fonte de la calotte polaire sud en 2003

Obtenue le 2 août 2003 par Ed Grafton (l'un des meilleurs astrophotographes amateurs au monde), cette image montre le retrait de la calotte polaire australe avec l'arrivée de l'été (l'image est inversée, ce qui explique que le pôle sud se trouve au nord). Tandis que les glaces fondent, une région englacée, connue sous le nom de montagnes de Mitchel, est en train de s'individualiser. La limite sombre qui sépare cette formation de la calotte polaire porte le nom de Rimas Australis (Crédit photo : Ed Grafton).

La tempête de poussière de 2001

Les tempêtes de poussière peuvent s'étendre en quelques semaines à la totalité de la planète et masquer entièrement sa surface. Ces deux images ont été prises par la caméra grand angle de Mars Global Surveyor le 10 juin (en haut) et le 31 juillet (en bas). Les volcans de Tharsis, bien visibles sur l'image supérieure, ne sont plus guère discernables, et Valles Marineris est totalement noyée sous la poussière (Crédit photo : Malin Space Science Systems/NASA).

Départ d'une tempête en 2003

Départ d'une tempête de poussière (nuages jaunes en bas à droite) le 30 juillet 2003. 24 heures auparavant, aucun nuage n'était visible. Réfléchissant entre 20 et 25 % de la lumière solaire, les nuages apparaissent particulièrement brillants par rapport à la surface, qui ne reflète de son côté que 10 à 15 % de lumière (Crédit photo : Ed Grafton).

Le disque martien vu par Hubble (1999)

Cette vue de Mars, capturée par le télescope spatial Hubble lors de l'opposition de 1999, montre la calotte polaire nord. Cette dernière n'est cependant pas située en haut de l'image, mais en bas, le disque martien étant inversé lorsqu'on l'admire dans une lunette ou un télescope. Les deux autres taches blanches visibles sur l'image pourraient facilement désorienter un observateur débutant. La large zone glacée qui coiffe la planète n'est pas, comme on pourrait le supposer, la calotte polaire australe (les deux calottes ne sont pratiquement jamais visibles en même temps), mais une étendue nuageuse qui recouvre le bassin d'impact d'Hellas. Quant à la tache blanche qui apparaît au niveau du limbe gauche de la planète, il s'agit là aussi de nuages accrochés aux reliefs élevés de la province volcanique d'Elysium (Crédit photo : Hubble Space Telescope).

La surface tachetée de Mars

Cette image donne une bonne idée de ce que peut montrer un instrument de taille modeste : l'une des calottes polaires (en cas de visibilité), ainsi que les taches claires et sombres qui marbrent la surface martienne. Les taches claires correspondent le plus souvent à des étendues désertiques poussiéreuses, tandis que les zones sombres représentent des affleurements de laves basaltiques. Ici, le centre du disque est occupé par la forme sombre de Syrtis Major. Cette formation est flanquée à sa gauche par les grandes étendues poussiéreuses d'Arabia Terra, et au sud par le bassin d'impact d'Hellas (Crédit photo : Johnny Horne).

Mars au travers de filtre rouge, vert et bleu

L'utilisation de filtres peut considérablement améliorer l'observation. D'une manière générale, le rouge augmente le contraste des détails de surface, le vert met en exergue les plaques de givre, tandis que le bleu renforce les phénomènes atmosphériques tels que les nuages et brouillards (Crédit photo : Donald C. Parker).

Nuages orographiques

Cette superbe vue du globe martien obtenue par la caméra grand angle de Mars Global Surveyor montre plusieurs nuages orographiques qui coiffent les volcans géants de Tharsis. Pour observer ces nuages, qui dessinent souvent un W, un filtre bleu ou violet est recommandé (Crédit photo : Malin Space Science Systems/NASA).

Prochaines oppositions martiennes

Années

1997

1999

2001

2003

2005

2007

2010

2012 2014 2016
Date de l'opposition

17.03

24.04

13.06

28.08

07.11

24.12

29.01

03.03 08.04 22.05
Diamètre apparent

14,2''

16,18''

20,8'

25,11''

20,2''

15,9''

14,1''

13.9" 15,1" 18,4"
Magnitude visuelle

-1,3

-1,7

-2,3

-2,9

-2,3

-1,6

-1,3

-1,2 -1,5 -2,0
Constellation

Lion

Vierge

Ophiuchus

Verseau

Bélier

Gémeaux

Cancer

Lion Vierge Balance
Hauteur maximale sur l'horizon de Paris

45°

30°

15°

25°

57°

68°

63°

51° 36° 19°
Distance Terre - Mars (en millions de km)

99

86

67,34

55,76

69,4

88,2

99,3

100,8 92,9 76,2

 

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